スーパーマーキュリーの形成：恒星存在量の役割

水星は鉄で出来たコアの割合が多いことが知られています。シミュレーションでは原始惑星系円盤の段階から鉄分が多い事はもちろんマグネシウムが少ない事、中心星に近い所で蒸発した鉄が再凝縮した場所で惑星が成長したら地球より比重の重い岩石惑星が形成可能。ただし水星そっくりの成分比率にするにはジャイアントインパクト等別のイベントが必要。以下、機械翻訳。
スーパーマーキュリーの形成：恒星存在量の役割https://arxiv.org/abs/2303.11948
概要
スーパーマーキュリー、全体の鉄の質量分率が 60% を超える岩石系太陽系外惑星は、
太陽よりも高い鉄の質量分率。 これらの鉄分に富んだ惑星が円盤で形成されるのか、巨大な衝突が起こるのかは不明です。
必要。 ここでは、ホストを考慮して、出生原始惑星系円盤での超水星の形成を調査します。
星の存在量（Fe、Mg、Si、S）。 成長、ドリフト、蒸発、再凝縮を含むディスク進化モデルを採用しています
小石の鉄の質量分率を計算するための小石の。 鉄蒸発付近の外向き漂流鉄蒸気の再凝縮
フロントは、小石鉄の質量分率の増加を促進する重要なメカニズムです。 惑星の種の成長もシミュレートします
小石の降着と惑星の移動を含む惑星形成モデルを使用して鉄蒸発前線の周りを計算し、
惑星の最終的な構成。 私たちのシミュレーションは、観測された超水星の鉄組成を再現することができます
ディスク内のすべての鉄が純粋な Fe 粒子に固定され、ディスクの粘度が低い (α ∼ 10^-4）。 組み合わせた効果
惑星の軌道移動が遅く、低粘度の円盤に鉄蒸気が滞留する時間が長いため、鉄を多く含む円盤を形成しやすくなります。
惑星。 さらに、恒星の Mg/Si 比を減少させると、惑星の鉄の質量分率が増加することがわかりました。
ディスク内の鉄と非常に似た凝縮温度を持つ Mg2SiO4 の存在量が減少します。 したがって、私たちの結果
観測データと一致して、Mg/Si が低い (. 1) 星の周りで超水星が形成される可能性が高いことを示唆しています。
キーワード。 惑星と衛星: 構成 – 惑星と衛星: 形成 – 原始惑星系円盤 – 星: 存在量
1.はじめに
惑星が形成される原始惑星系円盤の特性とともに、主星の特性は次のようになりつつあります。
プロセスの全体像を把握するために考慮すべき必要な要素
惑星形成の。 惑星の誕生環境に関するこれらの情報は、より良いものを構築するための強力な制約を提供する可能性があります
惑星形成モデル。 特に、元素の豊富さ
星の組成を（ある程度）知らせることができます
そのディスクと惑星の構成に影響を与える可能性があります
同じディスクから出現する (e.g. Bond et al. 2010; Marboeufら。 2014; ロンコ等。 2015; チアボーら。 2015; ビッチ＆
バティスティーニ 2020; ホルヘ等。 2022年）。
太陽型星を周回する岩石惑星の場合、恒星の存在量と惑星のバルク組成は、存在することが示されている：惑星の鉄の質量分率はホストと相関しています
スター鉄の質量分率 (Adibekyan et al. 2021)。 興味深いことに、
この岩石系外惑星のグループは、さらに 2 つのサブグループに分けられます。スーパーアースとスーパーマーキュリーです。
> 60 wt% の鉄。 これは、形成経路または2つのグループの誕生環境は異なる可能性があります。
私たちの太陽系には、鉄に富む惑星の例もあります。 それらに比べて水星の異常に巨大なコア
に基づいて、他の地球型惑星の数が提案されています。
惑星は衝突によって成長し、単一または複数の巨大な衝突の産物であるという惑星形成の古典的な見解
その原始ケイ酸塩マントルのほとんどを剥ぎ取った（例えばベンツ等。 2007; Asphaug & Reufer 2014; チャウ等。 2018;ジャクソン等。 2018; フランコ等。 2022年）。
別のモデルには水星原始のケイ酸塩マントルにも提唱されている
太陽に近い高温下で蒸発し、ほとんどの
蒸気はガスによって運び去られた (Cameron 1985)。 ただし、水星の揮発性元素の豊富さは、
MESSENGER (Peplowski et al. 2011) は、大規模な衝突による巨大衝突とマントル蒸発形成のシナリオに挑戦しています。
これらのシナリオに伴う加熱量。
スーパーマーキュリーが誕生した原始惑星系円盤で形成されたのか、巨大な衝突が重要な役割を果たしたのかは不明です。
結成履歴。 の揮発性存在量に関する情報として
超水星 – これは有用な制約として機能します
それらの形成経路 – 現在利用できません。
ある経路を他の経路よりも優先するのは不公平です。 確かに、質量を持つ惑星体間の巨大な衝突のSPHシミュレーション
1 − 20 M⊕ は、超水星の鉄の存在量が
再現することができます (Reinhardt et al. 2022)。 ただし、インパクター、ターゲット、およびフラグメントの衝突後の動的進化は、さらに調査されていません。 これは確かに重要な効果である可能性があります。
のフラグメントがターゲット自体に再付着する可能性があります (Esteves et al. 2022)。
一方で、その方法を調べた作品もあります。
ディスク内のダストの成長と輸送の物理的プロセス
からの距離の関数としてのダストの組成
星は鉄に富む惑星の形成に役割を果たす可能性がある
巨大な影響を引き起こすことなく。 ヨハンセン & ドーン (2022) ショー
大きな鉄の小石は、ディスクの内部領域でのガスの冷却からの核形成によって形成され、
ストリーミング不安定性を介して、鉄に富む微惑星を形成します。 鉄分豊富
惑星は、鉄を豊富に含むビルディングブロックの降着の自然な結果となるでしょう。 このシナリオは、スーパーマーキュリーが
核生成メカニズムとして一般的に発生するはずです
ホストスターまたはディスクの構成に依存しません。
スーパーマーキュリーが星の限られたサンプルの周りにしか見られないことを考えると、それらが形成されるディスクの条件が、スーパーアース（2つの中でより豊富な人口）が存在するディスクの条件と同じであるとは考えにくい. 形成された。
鉄分が豊富な固体は、位置する「ロックライン」の周りにも形成される可能性があります
アグイシンらによって示されているように、星に近い高温領域では、ダスト粒子の蒸発と再凝縮による。 （2020）。 彼らは、高温で巨大な円盤は
鉄が豊富な惑星をホストする可能性が高いのは、
ロックラインは、最初はディスクの内側の端から離れています。
ただし、モデルは太陽系に合わせて特別に調整されています。
彼らの研究で考慮される化学種は、
隕石の組成。 このモデルを拡張するには
系外惑星の研究、より一般的な化学モデル (例:Bitsch & Battistini 2020 で提案されたもの。 カブラル等。 2023年）
より適切でしょう。
の形成に寄与する要因を理解する
円盤内の鉄分が豊富な固体は、惑星系の特定に役立ちます
スーパーマーキュリーを見つける可能性が最も高い場所です。 内側には
太陽系、惑星の鉄分 (Spohn et al. 2001) および
隕石 (Trieloff & Palme 2006) は、軌道距離の増加に伴って減少傾向にあるようです。 いくつかのメカニズム
鉄を選択的に濃縮して大きな骨材にする働きをします。
考えられる説明として、内側のディスクが提案されています (例:ワーム等。 2013; ハバード 2014; クルス & ワーム 2018)。
他の星の周りの円盤も内側に鉄が豊富かどうかは不明です
地域。 したがって、超水星の形成を研究することで、さらなる手がかりが得られる可能性があります。
これまでの研究成果を踏まえて調査
小石の降着によるスーパーマーキュリーの形成
さらに考慮に入れることによる出生原始惑星系円盤
ホストスターの豊富さ。 星とその円盤は
恒星の存在量の変化は惑星に反映されるため、恒星の存在量は惑星形成の結果に影響を与える潜在的に重要な役割を果たすと予想されます。
における異なる化学種の縮合シーケンス
ディスク。 たとえば、恒星の Mg/Si 比を下げると、
Mg2SiO4 の代わりに、より多くの MgSiO3 と SiO2 が生成されます。
および SiO (Jorge et al. 2022)。 これは、この論文で示すように、小石鉄の質量分率に重要な意味を持ち、
凝縮による惑星のバルク鉄の豊富さ
Mg2SiO4 の温度 (1354 K) は鉄の温度に非常に近い(1357 K) です。
私たちの論文は次のように構成されています: 私たちの惑星形成モデルの主要な構成要素とシミュレーションの設定について説明します
セクション 2 で。セクション 3 でシミュレーションの結果を示し、その後、ディスク パラメータの選択について説明します。
小石鉄の質量分率に影響を与える可能性のあるその他の要因
(セクション 4)。 調査結果を要約し、セクション 5 で結論を出します。


5。結論
私たちは、超水星が形成される可能性を研究してきました。
結合円盤を使用した異なる存在量の星の周りの円盤
進化と惑星形成を考慮したモデル
小石の蒸発と再凝縮。 これは、ディスクの粘性 (10^-5 ≤ α ≤ 10^-3)、小石
フラグメンテーション速度（ufrag = 1、5、10 m / s）、および小石鉄の質量分率における恒星のMg / Si比。 私たちはそれを見つけました
超水銀は低粘度ディスクで形成される可能性が最も高い
Mg/Si比が低い星の周り。 長い粘性の進化
タイムスケールにより、鉄の蒸気がディスクに長時間留まることができます
長い軌道移動タイムスケールが許す十分な期間
ゆっくりと移動し、降着を最大化するための惑星の種子
鉄分の多い小石。 によって予測される小石鉄の質量分率
私たちのモデルは、観測された組成と一致しています
超水星ですが、水星の組成とはほとんど一致しておらず、衝突やその他の鉄の濃縮が起こっていることを示唆しています
ディスクのメカニズムは、後者の形成に役割を果たす可能性があります。 最後に、鉄分が豊富な
ビルディングブロックに貢献する小石とより大きな体
鉄の周りの小石の蒸発と再凝縮のプロセスを考慮することで、鉄に富む惑星を簡単に見つけることができます。
蒸発フロント。