太陽系には存在しない地球の10倍強の質量をもった惑星。ＡＬＭＡの観測では原始惑星系円盤のリングのでき方により見つかった。理論の構築はまだですが、現に形成されてるから条件が整えば複数形成される。以下、機械翻訳。
塵が原始惑星の輪の中でミニ海王星の惑星の形成を明らかにする
（2019年2月13日投稿）
リングとラジアルギャップは原始惑星系円盤に偏在しています。惑星形成へのそれらの可能な関係は現在激しい議論を受けています。原則として、巨大な惑星の形成は外側の円盤中のガスとダストの質量の貯留層を分離する広い間隙をもたらし、一方より低い質量の惑星は主としてダスト成分に現れる浅い間隙をもたらす。私たちはAtacamaラージミリメートル/サブミリ波アレイ（ALMA）を使って星のHD 169142を観察しました。これはディスクを内側と外側の領域に分断する深いワイドギャップを持つ有名なディスクのホストです。ここでは、HD 169142ディスクの外側のリング自体が、3つの細かい偏心リングのコンパクトなシステムであることを報告します。したがって、深いギャップを超えたマスリザーバはリングシステムをホストすることができます。観察されたリングは、半径方向の広がりが狭い（幅／半径１．５ ／ ５７．３、１．８ ／ ６４．２および３．４ ／ ７６．０、最初と中央のリングは7 au離れていますが、中央と最も外側のリングは12 au離れています。流体力学的モデリングを用いて、我々は単一の移動する低質量惑星（10 M⊕）は、そのような明らかに複雑な現象を完全にます。惑星の内側への移動は自然にリングの非対称的な相互分離を説明します。HD 169142の外輪を分離することで、ミニネプチューンサイズの低質量惑星形成を持つ原始惑星系円盤の外側領域の詳細な構造を原始星雲のように解釈することができます。
図1. a HD 169142を中心としたギャップ付きディスクの外側領域にあるトリプルリングシステム。1.3ミリメートルのALMA画像は、ビームあたりのmJyの磁束密度単位でのリニアカラースケール、27×20 masの合成ビーム（下部に傾斜した楕円として表示）左の角）。
b。 方位平均表面輝度プロファイル プロファイルの周りの影付きの部分は、周囲の±3σ分散に対応します平均。 リングとギャップにラベルが付けられています。 未解決の連続体放射が星の予想される位置で検出されます（これは
合成ビームまたは解像度）。 垂直方向の破線は、細い外輪の位置を示しています。 B2、B3を中心とする網掛けの長方形 Ｂ４は各環の半値全幅を示す。
図2.左極投影は、リングB1、B2、B3を拡大しました。 B2とB3の動径重心に最もよく合う楕円は、赤。 B1の構造は、円形の関数でも楕円の関数でも説明できません。巨大な惑星。ゼロ方位角は5°に等しい位置角に対応します
図1では、北から東に向かって増加しています。カラースケールはmJyあたり線形より良い可視化のために各リングのピークに正規化されたビーム。右。リングの固有偏心量（上）と位置角（PA、下）
ディスク傾斜角の関数としてのB2とB3。斜線部分は±2σの不確かさを示しています。下のパネルで、位置角の原点ディスクPAに設定されています（5のうち）空に）。 B2とB3が同一平面上にあると仮定すると、我々の近似は円盤の傾斜角を12.5±0.5に制限します。
（1σ不確実性）。この傾斜値は、左パネルに示されている逆投影に使用されます。高い傾斜と低い傾斜では、楕円PAは次のようになります。予想通り、ディスクPA
図3.移動する10M +（ミニ海王星サイズ）の惑星を使った流体力学シミュレーションのガスとダストの空間分布。 乱れた初期プロファイルに対するガス表面密度は、ミニネプチューンの100（a）、150（b）、200（c）および300（d）軌道後に示されています。 粉塵
色付きのドットを使用してオーバーレイします（色は粒子サイズによって異なります。パネルの縦軸のカラーバーを参照）。 惑星は白い円でマークされています。その螺旋密度波を通してスポットすることができます。 100個の軌道の後に3個のダストリングが生成されます。1個は惑星の軌道半径（〜64 au）、
地球のギャップの両側に2つずつあります。 惑星の両側にある2つのダストリングは、惑星の軌道半径に対して左右対称ではありません。 の惑星が内側に移動するにつれて、非対称性は時間とともに増加します（最も外側の輪はかなり一定の位置を保ちます）。
図4. HD 169142のALMA 1.3 mm画像（左、図1と同じ）とそれに基づく予測画像との比較〜10 Mの移動するミニ海王星惑星の流体力学的シミュレーション（右）。 150回の軌道の後、三重環系が出現します。
外部ディスク 内側の円板とリングB1は流体力学的シミュレーションには含まれていませんが、放射伝達段階で事後的に追加されています。
塵が原始惑星の輪の中でミニ海王星の惑星の形成を明らかにする
（2019年2月13日投稿）
リングとラジアルギャップは原始惑星系円盤に偏在しています。惑星形成へのそれらの可能な関係は現在激しい議論を受けています。原則として、巨大な惑星の形成は外側の円盤中のガスとダストの質量の貯留層を分離する広い間隙をもたらし、一方より低い質量の惑星は主としてダスト成分に現れる浅い間隙をもたらす。私たちはAtacamaラージミリメートル/サブミリ波アレイ（ALMA）を使って星のHD 169142を観察しました。これはディスクを内側と外側の領域に分断する深いワイドギャップを持つ有名なディスクのホストです。ここでは、HD 169142ディスクの外側のリング自体が、3つの細かい偏心リングのコンパクトなシステムであることを報告します。したがって、深いギャップを超えたマスリザーバはリングシステムをホストすることができます。観察されたリングは、半径方向の広がりが狭い（幅／半径１．５ ／ ５７．３、１．８ ／ ６４．２および３．４ ／ ７６．０、最初と中央のリングは7 au離れていますが、中央と最も外側のリングは12 au離れています。流体力学的モデリングを用いて、我々は単一の移動する低質量惑星（10 M⊕）は、そのような明らかに複雑な現象を完全にます。惑星の内側への移動は自然にリングの非対称的な相互分離を説明します。HD 169142の外輪を分離することで、ミニネプチューンサイズの低質量惑星形成を持つ原始惑星系円盤の外側領域の詳細な構造を原始星雲のように解釈することができます。
図1. a HD 169142を中心としたギャップ付きディスクの外側領域にあるトリプルリングシステム。1.3ミリメートルのALMA画像は、ビームあたりのmJyの磁束密度単位でのリニアカラースケール、27×20 masの合成ビーム（下部に傾斜した楕円として表示）左の角）。
b。 方位平均表面輝度プロファイル プロファイルの周りの影付きの部分は、周囲の±3σ分散に対応します平均。 リングとギャップにラベルが付けられています。 未解決の連続体放射が星の予想される位置で検出されます（これは
合成ビームまたは解像度）。 垂直方向の破線は、細い外輪の位置を示しています。 B2、B3を中心とする網掛けの長方形 Ｂ４は各環の半値全幅を示す。
図2.左極投影は、リングB1、B2、B3を拡大しました。 B2とB3の動径重心に最もよく合う楕円は、赤。 B1の構造は、円形の関数でも楕円の関数でも説明できません。巨大な惑星。ゼロ方位角は5°に等しい位置角に対応します
図1では、北から東に向かって増加しています。カラースケールはmJyあたり線形より良い可視化のために各リングのピークに正規化されたビーム。右。リングの固有偏心量（上）と位置角（PA、下）
ディスク傾斜角の関数としてのB2とB3。斜線部分は±2σの不確かさを示しています。下のパネルで、位置角の原点ディスクPAに設定されています（5のうち）空に）。 B2とB3が同一平面上にあると仮定すると、我々の近似は円盤の傾斜角を12.5±0.5に制限します。
（1σ不確実性）。この傾斜値は、左パネルに示されている逆投影に使用されます。高い傾斜と低い傾斜では、楕円PAは次のようになります。予想通り、ディスクPA
図3.移動する10M +（ミニ海王星サイズ）の惑星を使った流体力学シミュレーションのガスとダストの空間分布。 乱れた初期プロファイルに対するガス表面密度は、ミニネプチューンの100（a）、150（b）、200（c）および300（d）軌道後に示されています。 粉塵
色付きのドットを使用してオーバーレイします（色は粒子サイズによって異なります。パネルの縦軸のカラーバーを参照）。 惑星は白い円でマークされています。その螺旋密度波を通してスポットすることができます。 100個の軌道の後に3個のダストリングが生成されます。1個は惑星の軌道半径（〜64 au）、
地球のギャップの両側に2つずつあります。 惑星の両側にある2つのダストリングは、惑星の軌道半径に対して左右対称ではありません。 の惑星が内側に移動するにつれて、非対称性は時間とともに増加します（最も外側の輪はかなり一定の位置を保ちます）。
図4. HD 169142のALMA 1.3 mm画像（左、図1と同じ）とそれに基づく予測画像との比較〜10 Mの移動するミニ海王星惑星の流体力学的シミュレーション（右）。 150回の軌道の後、三重環系が出現します。
外部ディスク 内側の円板とリングB1は流体力学的シミュレーションには含まれていませんが、放射伝達段階で事後的に追加されています。
