CHNOSは揮発性軽元素の炭素(C)、水素(H)、窒素(N)、酸素(O)、硫黄(S)のことを指す。重力で近づいて化学的に結合したりニカワの様なのが合成されて接着して微惑星が大きくなるのか？以下、機械翻訳。
微惑星形成物質の揮発性 CHNOS収支 に対する非ローカル ディスク プロセスの影響
要約
コンテクスト。 惑星に存在する CHNOS を含む種の大量存在は、その内部構造と進化に重大な影響を与えます。
したがって、固相におけるこれらの元素の局所存在量の挙動を初期段階で調査することが重要です。
惑星形成では、マイクロメートルサイズの塵が成長してさらに大きな集合体になります。 しかし、物理的および化学的プロセスは、
これらの存在量を形成する惑星形成円盤で発生する現象は高度に結合しており、局所的ではありません。
目的。 私たちは、動的プロセス（乱流拡散、塵の沈降、半径方向のドリフト）間の相互作用の影響を定量化することを目指しています。
衝突プロセス（凝集と断片化）、および局所的なCHNOSの豊富な氷への吸着と脱着
惑星形成領域全体の位置の関数としての円盤の固体。
方法。 私たちは、CHNOS を含む分子の氷収支を追跡する SHAMPOO (Stochastic Monomer Processor) を使用しました。
クラス I ディスクで非ローカルなディスク処理を受ける際のダスト モノマー。 進化的な個々のモノマーの大規模なセットを使用しました
軌道上での 64,000 個のモノマーの確率分析を介して、局所的な塵集団の特性について推論するための軌道
既存の空間グリッド。
結果。 空間的には、モノマーは円盤内でより遠くまで移動することができ、その結果、位置がより大きく広がることがわかりました。
たとえば、r = 2 AU と比較した r = 50 AU の塵集団の起源。 しかし、化学的には、内側の円盤 (r ≲ 10 AU) は、
この円盤領域では氷の線の間隔が狭いため、より非局所的になります。 バルク氷マントルの組成はゼロ次ですが、
完全に局所的な塵集団と比較して、氷の塵粒子は類似したままであるため、個々の化学種に関連付けられた氷塊は、
大きく変わります。 局所的な塵の集団との最大の違いは、衝突の時間スケールが以下の氷の境界付近で見つかりました。
吸着および脱着のタイムスケールに匹敵します。 ここでは、結果として骨材が氷中で著しく減少する可能性があります。
微細な衝突混合の、これまで知られていなかった効果であり、モノマーが急速に凝集体の内部に蓄えられる。
凝固と断片化のサイクル。
結論。 拡散が支配的な巨大で滑らかな円盤における非局所的な氷の処理は、内部構造に最も重大な影響を与えます。
ディスク (r ≲ 10 AU)。 さらに、微視的な衝突混合は、個々の種の氷の量に大きな影響を与える可能性があります。
それぞれの氷のラインのすぐ後ろにあります。 これは、この円盤では氷の処理が衝突処理と高度に結合していることを示唆しています。
これは、ダスト集合体の表面だけでなく内部も考慮する必要があることを意味します。
導入
化学元素は炭素 (C)、水素 (H)、窒素 (N)、酸素 (O) と硫黄 (S) は、岩石惑星の化学的居住性にとって重要な要素です (Krijt et al. 2022)。 たとえば、それらは生命そのものの基本的な構成要素であり、
多くの生物学的に関連する分子の主成分
(Baross et al. 2020; Sasselov et al. 2020)。 CHNOSベアリング
分子はまた、惑星の物理的な居住可能性に影響を与える可能性があります（例:クライトら。 2022年）。 例えばCHNOSベアリングの量
惑星内に存在する分子（CO2、H2O、N2など）
大気は、液体の水が存在できる星周囲のハビタブルゾーンの幅を決定する上で重要な役割を果たします。
惑星表面 (Kasting et al. 1993; Kasting & Catling 2003;コパラプら。 2013）。 惑星内部の構造と進化は、惑星の収支にも強く影響されます。
クロノスの。 ここで、CHNOS の豊富さが重要な影響を及ぼします
惑星の核の大きさと構造（例：トロンヌ）
他。 2019年; ヨハンセンら。 2023)、物理的構造と
マントルの鉱物学 (例: 釧路 1969; Dasgupta &
ハーシュマン 2006; ハキムら。 2019)、火山ガス放出の化学組成 (Bower et al. 2022)、
ターンは、大気組成の長期的な進化に重大な影響を及ぼします（例、Tosi et al. 2017; Oosterloo et al.
2021）。
したがって、全体として、どの程度の CHNOS が初期段階にあるのかを特定することが鍵となります。
惑星はそのホストである惑星形成円盤から情報を受け取ります。 始まりの頃
惑星形成の際、ほとんどの固体物質はミリメートルからセンチメートルサイズの塵として存在します。 これらのダスト粒子は、周囲のガスとの相互作用の結果として輸送プロセスを受けます (例: Armitage 2010)。 小さな粒子（つまり、穀物）の場合
ストークス数 St≪ 1) 輸送は主に乱流拡散、粒子の動的挙動
ストークス数が大きい場合、空気抵抗が支配的になります。
その結果、ダストの沈降と半径方向のドリフトが発生します（例：ヴァイデンシリング）
1977年; アーミテージ 2010)。 この動的トランスポートが示されています
個々の粉塵粒子が広範囲の環境にさらされるようにするため、
原始惑星系円盤の局所的な物理的状態 (Ciesla 2010,2011）。
より冷たい円盤領域では、固相のかなりの部分が
この惑星形成の最初の段階における CHNOS の質量収支は、
氷として、H2O、CO、CO2、CH4、NH3、H2S、
OCS および SO2 は主要なキャリア分子です (Boogert et al.2015年; クライトら。 2020年; オーベルグ＆ベルギン 2021）。 さらに、
炭素と酸素、総元素質量の最大 50% が、次のようなより耐火性の固体材料に閉じ込められる可能性があります。
それぞれアモルファスカーボン（グラファイト）とケイ酸塩（ミシュラ）& リー 2015; オーベルグ＆ベルギン 2021）。 大量の窒素
さらに、
炭素と酸素、総元素質量の最大 50% が、次のようなより耐火性の固体材料に閉じ込められる可能性があります。
それぞれアモルファスカーボン（グラファイト）とケイ酸塩（ミシュラ）
& リー 2015; オーベルグ＆ベルギン 2021）。 大量の窒素は、過揮発性で化学的に不活性な N2 にも貯蔵される可能性があります。
惑星形成の開始時、これが彗星の窒素欠乏の一因となっている可能性がある（例：Bergin et al. 2015、Furuya et al.
2018年; クリーブスら。 2018年; アルトウェッグら。 2020年）。 惑星形成の第一段階における硫黄の主な貯留層は減少している
十分に理解。 惑星形成には S の大部分が含まれますが、
ディスクは固相貯留層にも存在する可能性があり、正確な性質は
この貯水池の存在は不明のままで、現在氷が検出されています
最大でも総硫黄元素収支の約 5% に相当
(Boogert et al. 2015;kama et al. 2019; Le Gal et al. 2021; Keyte他。 2024年）。
固相CHNOSのかなりの部分が存在しますが、
予算は塵粒子の表面に氷として存在し、そのプロセスは
ダスト粒子上に存在する氷の量、吸着量を測定する
および脱着は、局所温度、放射線場、および気相組成の関数として大きく変化します (例: Cuppen を参照)
他。 2017 年、レビュー用）。 動的トランスポートプロセスのため、
個々の粉塵粒子が広範囲の物理的影響にさらされる可能性があります。
状況に応じて、これらの系統的な影響を評価することが重要です。
地域の不安定な CHNOS 収支に関する動的プロセス
塵の集団。 ただし、動的プロセスのもつれを解く
衝突および氷のプロセスによる影響は、これらのプロセスに関連するタイムスケールが異なるディスク領域であるため、問題が発生します。
同様に、粒子サイズと分子種に依存します (Oosterloo他。 2023年）。 通常、不安定な CHNOS 予算は決定されます。
異なる粒子サイズが結合しながら、分子のセットによって
衝突プロセスを介して。 この問題は以前から動機付けられていた
SHAMPOOii コードの開発 (確率的モノマー)
プロセッサ)、Oosterloo et al. (2023)、の影響を追跡します。
揮発性 CHNOS での動的、衝突、氷の処理
「モノマー」と呼ばれる単一のトレーサー粒子の移動量
事前に計算されたディスク環境全体で、
熱化学ディスクモデル ProDiMo (Woitke et al. 2009; Kamp
他。 2010年; ティら。 2011、2013）。
この研究では、垂直沈下、半径方向のドリフト、乱流に起因する非局所的な影響を定量的に抑制することを目的としています。
局所塵の揮発性 CHNOS 収支の拡散
微惑星形成の始まり。 64,000の軌道を使用します
SHAMPOO コードで生成されたモノマーを定量的に分析する
不安定な CHNOS 収支に対する非局所的な影響を調査する
局所的な粉塵集団。
この論文は次のように構成されています。 2 短編を紹介します
ProDiMo と SHAMPOO の概要、および大規模なモノマー シミュレーションから局所的な塵の特性を推測する当社のアプローチ。 続いて、セクション 2 で結果を紹介します。 3、注意事項
それらが惑星形成に及ぼす影響を検討し、セクション 2 の以前の研究と比較します。 4、主な結論を要約します
セクション 5.
図 1: 2 つのモノマー例の離散化の図解
背景から通知された背景グリッド上の軌跡
ディスクモデル座標 (ri、zj)。
図 2: 半径位置 r が与えられた場合の位置 r0 に由来するモノマーの分布 P(r0|r)。 破線は、
r = 2、50 AU でのスライスの位置を図 3 に示します。
図 3: 図 2 のモノマー分布 P(r0|r) のスライス
r = 2 AU における原点 r0 のモノマー位置の関数、および
r = 50AU。
図. 4: 異なる氷線の背後の領域に由来する半径距離 r におけるモノマーの加重割合。 色付きの領域は、それぞれの氷の線の背後に由来するモノマーを示し、左下の灰色のゾーンは、
内部から NH3 アイスラインに由来するモノマー。
図 5: 式 5 で計算された期待値 1、モノマーの深さ zm (左)、ホーム集合体サイズ sa (中央)、および zm/sa (右) については、
サンプリング領域全体にわたる半径方向および垂直方向の位置の関数。 3 つのパネルすべての等高線は特定の値を強調表示します
描かれている量の。
図 6: 半径方向および垂直位置の関数として、モノマーが気相にさらされて費やす時間ステップの加重部分
ディスクの中。
図 7: 非局所集団と非局地集団との間の、さまざまな種のモノマー質量単位での予想される氷の質量の比較
局所的なモノマー集団は、それぞれの位置に固定されて評価されます。
図 8: ミッドプレーン内の予想されるモノマー氷組成
図 7 に示す氷の量の r = 3、6、30、および 60 AU
ローカルおよび非ローカルモノマー向け。
図 9: SHAMPOO によって予測された主要な氷種のミッドプレーン存在量 (実線) と地元の氷から推定されたものの比較
ProDiMo 中の氷相の分子数密度 nx,ice (破線)、H2O、CO、CO2 (左)。 CH4、CH3OH、NH3 (中央)。
H2S、SO2、OCS (右)。 縦の点線はそれぞれの種の氷のラインを示します。
図 10: 以下の領域における r = 3 AU (左) および r = 5 AU (右) におけるモノマー深さ zm の関数としてのモノマー上の氷の量
|z/r| = 0.1。
4.議論
4.1. 凝集体内の分子拡散
結果はセクションで示されています。 3.3 ～ 3.5 はすべてモノマーに関係します
臨界値付近またはそれ以下のモノマー深さにある場合にのみ吸着と光脱離を受けることが許可されます。
モノマー深さ zcrit、熱吸着は次のように仮定されます。
全体を通してモノマーから氷を効率的に除去します。
集計。 しかし実際には、分子の一部は
同じ凝集体中の他のモノマーによって再捕獲されます。
これは、現在のモデルがモノマー上の氷の量を過小評価することにつながる可能性があります (Oosterloo et al. 2023)。
このセクションでは、領域を空間的に制限することを目的としています。
再吸着の影響が考えられるバックグラウンドディスクモデル
タイムスケール分析を通じて重要であることがわかります。
この目的のために、我々は、種 x のかなりの量の氷が氷の集合体から逃れることができる時間スケールを導き出すことを目指しています。
所定の充填率 ϕ とサイズ sa が与えられます。 出発点として、
ここでは 3 次元の二乗平均平方根変位 ⟨r^2⟩ を使用します。
r = 0 で点源から拡散する粒子に関連する時間間隔 t を表現できる
として
⟨r^2⟩ = 6Dt。 (3)
ここで、拡散率 D = λv0 は分子平均自由度に依存します。
経路 λ と拡散速度 v0。 分子が衝突するだけなら
集合体内にモノマーが存在し、モノマーが分散している
集合体全体で均一に表現できるのは、
Oosterloo et al. のような集合体内の平均自由行程。 (2023年)
λ = 4sm/3φ。 (4)
ここで、sm はモノマー半径、ϕ はホーム凝集充填率です。
要素。 拡散速度 v0 は次のように表すことができます。
分子が平均自由領域を通過するのに必要な平均時間
集約内のパス λ (Oosterloo et al. 2023 を参照):
v0 = λ/τmc + S τd。 (5)
ここで、τmc は分子衝突のタイムスケール、S は付着係数、τd は分子の脱離のタイムスケールを表します。
分子が分解する前にモノマーの表面に存在する時間。 τmc と τd の式は、Ooster loo らによって導かれました。 (2023)、
τmc = λ/dsνx exp(Eads,x/2kBTd）、τd = 1/νx exp(Eads,x/kBTd）、。
ここで、νx はモノマー氷格子振動周波数 ds を示します。
内の 2 つの分子結合部位間の平均距離。
モノマー氷格子。 分子の拡散率は次のように書くことができます。
D = λ^2νx[λ/ds exp(Eads,x/2kBTd）+S exp(Eads,x/kBTd)]^−1。 (6)
再吸収の文脈では、拡散を定義できます。
式を使用したタイムスケール τdiff 3:
τdiff⟨r^2⟩ = ⟨r^2/6D
= ⟨r^2⟩/6λ^2νx[λ/ds exp(Eads,x/2kBTd)+S exp(Eads,x/kBTd)]。 （7）
拡散の重要性は拡散の仕方によって決まる
タイムスケールをシミュレーションのタイムスケールと比較します (〜 100kyr) と他のディスク プロセスのタイムスケール。 この文脈では
τdiff の上限と下限を定義できます。ここで、拡散は
関連性があります。 拡散タイムスケールの上限を定義します
典型的な分子の所要時間の閾値として
合計すると、1 つの平均自由行程は 10 倍長くなります
シミュレーションのタイムスケール (τdiff(λ^2) > 10^6 歳)。 同様に、私たちも
拡散タイムスケールの下限を条件として定義します
凝集体中の典型的な分子は、最も可能性の高いダスト凝集体サイズ ￣sa の凝集体ゲートから出ることができるということ
iv 1年以内
(τdiff(￣s^2) < 1 歳)ある
。 これは、以下のいずれかに匹敵するか、それよりも短いです。
任意の場所での動的タイムスケールと衝突タイムスケール
ここで、r > 1 AU (Oosterloo et al. 2023 を参照)。 一部の場所では
ディスク全体で、最も可能性の高いアグリゲート サイズは小さくなります。
集合体内の平均自由行程よりも大きい。 これは、塵の粒が非常に多い円盤大気の高地で特に当てはまります。
小さい。 この場合、分子とモノマー間の衝突
ほとんどの分子が逃げ出すため、集合体ではまれになります。
脱着後すぐに凝集体を除去します。
全体として、集合体内で拡散するディスク領域
役割を果たす可能性は、τdiff、λ、および ￣sa に関して定義された上記の 3 つの境界条件によって制限されます。 τdiffと
バックグラウンドディスクモデル全体を通して sâ を使用すると、さまざまな種のディスク領域をマッピングすることができます。 図 12 は、この研究で考慮された 9 つの化学種のこれらの異なる領域を強調表示しています。 これらの地域では、上記 3 つのいずれも存在しません
条件はそれぞれの種に当てはまり、したがって拡散
個々のモノマーの氷予算を設定する役割を果たすことができる
100キル以上。 これらの地域の位置も比較します
それぞれの種の氷のラインが表示されます。 それぞれの種については、図.
図 12 は、異なる氷線の位置を示しています。
定義。 最初の定義では、特定の種の氷のライン
の 50 % 凝縮閾値から計算できます。
バックグラウンド モデル (すべての分子の 50 % が存在する場所)
特定の種は氷として存在します)。 2 番目のアイスラインの定義は次のとおりです。
比吸着と総脱離速度の等価性から導出されます (Rads,x = Rtds,x + Rpds,x)。 明らかになる
z/r 〜 0.2 − 0.3 までは拡散が影響を与える可能性がある領域
この作業で考慮したタイムスケールでのモノマー氷の予算
アイスラインの位置に関係します。 円盤大気のより高い位置では、バックグラウンドの紫外線束が高くなるため、光脱着が氷分子の脱着に大きな影響を及ぼし始め、氷が支配する領域の垂直高さが制限されます。 これはそうではありません
τdiff はバックグラウンド モデルの局所ダスト温度 Td にのみ依存するため、骨材内の拡散に直接影響します。
これは、より高い UV フラックスによって間接的にのみ影響を受けます (Woitke
他。 2009）。 したがって、ほとんどの種では、拡散領域は氷が支配する領域よりも垂直方向に伸びています。
CO や CH4 など、Eads,x が非常に低い種は例外です。
ただし、H2O、CH3OH などのより高い Eads,x を持つ種の場合、
NH3 と SO2 の場合、拡散領域も垂直方向に制限されますが、z/r 〜 0.4 〜 0.5 と高くなります。 これは部分的には次の影響です。
ダストの温度は上昇しますが、￣sa も低下します。
z の関数であり、これらの点で平均自由行程が â を超えます。
大きな高さ。
総合すると、惑星形成に最も関係する円盤領域では、集合体内の拡散が個々の種の氷の量に最大の影響を与える可能性があることが明らかになった
それぞれの氷のラインの周囲に存在するため、この研究で報告されているよりも多くの氷が集合体の内部に保持されることが可能になります。 放射状に、
このリージョンは、複数の AU を最大数十の AU まで拡張でき、さらに多くの AU を拡張できます。
揮発性の種。 垂直的には、拡散が結果に影響を与える可能性のある領域の広がりも、
種、その領域はミッドプレーンの近くに含まれています
揮発性種の場合は (z/r ≂ 0.2 という低い値)、比較的
揮発性の低い種は、より垂直方向に広がった領域を持ちます。
4.2. 他のダストエボリューションモデルとの比較
概念的に SHAMPOO に最も似ているモデルは次のとおりです。
Krijt et al. で提示された塵の進化モデル。 （2016年）。 の
SHAMPOO で使用される衝突モデルは衝突と同じです
Krijt & Ciesla (2016) で発表されたモデルであり、
Krijtらの氷処理の状況 (2016) を調査するために
沈降、乱流混合、衝突成長の相互作用
塵粒子上の H2O 氷の量の進化。 そうだった
Krijtらで発見されました。 (2016) H2O を効率的にロックできること
ディスクのミッドプレーン近くの氷が豊富な集合体に分散している間、私たちは
私たちのモデルではそのような効果は確認できません。 おそらくこれは、
3つの効果の結果。 まず、Krijt ら。 (2016) 仮定する
すべての H2O 氷は集合体の表面に位置しますが、
このモデルでは必ずしもそうである必要はありません。 逃げてから
私たちのモデルでは凝集体の内部からの分子の放出が効率的であると仮定されており、かなりの量の H2O が放出される可能性があります。
私たちのモデルでは気相に戻ります。 第二に、私たちのモデルは次のことを行います。
の粘着特性に対する H2O の影響は考慮されていません。
粉塵。 H2O 氷が豊富なダスト粒子は、純粋なシリカ粒子よりも最大 1 桁大きい断片化速度を持つ可能性があります (Wada et al. 2013; Gundlach & Blum 2015)。 これにより、ダスト粒子は 10 秒以内に sa ≂ 10−1 m のサイズまで成長することができます。
Krijtらのkyrタイムスケール。 （2016年）。 Krijtらのモデルでは、
(2016)、これらの集合体には重要なストークス数があり、
したがって、塵の質量の大部分が大きな空間に閉じ込められたままになります。
ディスクミッドプレーンに集約されます。 第三に、バックグラウンドディスク
Krijtらで使用されたモデル。 (2016) は最小質量に基づいています
太陽星雲 (ヴァイデンシリング 1977; 林 1981)、
バックグラウンド ディスク モデルは、より新しく、より大容量のディスクをシミュレートします。
したがって、特定のサイズのダスト粒子のストークスは低くなります。
ガス密度が高いため、モデル内の数値は大きくなり、結果として
ディスクのミッドプレーンに向かうほこりの沈降が弱くなる。
SHAMPOO と概念的に類似した別のモデルが提示されています
Bergner & Ciesla (2021) では、同一の力学モデルが使用されています。
使用されている。 Bergner & Ciesla (2021) はより複雑な氷を検討しています
氷の吸着と衝突を考慮していない構造
処理。 彼らは星間の氷の保存を研究しており、
これらの氷の破壊は、r ≂ 20 または 150 AU の小さな (10 μm 未満) 塵粒子を除いて、一般に非効率的であることがわかりました。
氷は円盤に向かって混ざる塵によって破壊される
拡散による表面領域。 小さい粒も大きい粒もあるから
衝突処理を通じてモデルに結合されており、この氷は
枯渇はより大きな集合体に向かって伝播する可能性があります。
図では系統的な氷の破壊の証拠は見つかりません。
これは、表面円盤層の氷の体系的な破壊に関連しています。 ただし、私たちのモデルには吸着が含まれています。
失われた氷が、氷から凝結した新しい氷によって補充されるようにします。
気相。 さらに、継承された氷を区別しません
そしてその場に氷が蓄積するということは、
氷の量が大きく変化しても、受け継いだ氷がシステム内で破壊される可能性は排除されません。 程度を抑えるために
原氷の損失、D/H、13C/などの同位体比
12C、15N/14N、そして18O/16O は有用なプロキシを提供する可能性があります (例: Cleeves et al.2014;Visser et al.2018;Oberg & Bergin 2021).
この研究では、異なる骨材ゲート全体でのモノマーの衝突混合が、骨材ゲートからの氷の損失の重要な原因であることが判明しました。 これは効率的な熱効率の結果です。
骨材内部からの脱離。 ただし、次のことに注意してください。
このプロセスは必ずしも影響を受ける種の正味の枯渇をもたらす必要はありません。 有限の拡散時間スケールにより、集合体の内部に大量の氷が保持される可能性がある
再吸着により (セクション 4.1 を参照)、氷の損失を制限します。
骨材の内部、特にコンパクト骨材の場合。 これ
衝突混合が生じて純利益が生じる可能性さえある
氷を多く含むモノマーが効率的に存在する集合体中の氷の量
大きな集合体の内部に保管されます。 まったくそのとおりです
ほとんどの氷の境界線の近くに、かなりの規模のディスク領域が存在することは明らかです
衝突のタイムスケールが計算される氷のラインのすぐ後ろ
は吸着および脱着のタイムスケールに匹敵します。 の
この研究の結果は、これらの地域では氷の加工が行われていることを示しています。
ダスト凝集体表面に限定されるのではなく、進行中の衝突処理により凝集体全体を構成します。
衝突混合だけが影響ではないことに注意してください。
衝突混合だけが影響するわけではないことに注意してください。
氷線付近で不安定な CHNOS 予算を設定する役割を果たします。
たとえば、(Marseille & Cazaux 2011) は、H2O 氷線の背後に、裸地で氷のない領域が存在する可能性があることを実証しました。
H2O 氷表面と比較して裸の粒子表面上の H2O に対する吸着エネルギーが低いため、氷粒子が共存します。 この研究では、H2O の吸着エネルギーを近似します。
一方、Marseille & Cazaux (2011) は、吸着エネルギーの量に応じて範囲を考慮しています。
塵粒子の表面上の H2O 分子のクラスター化。 これ
この効果は、衝突が発生した同じディスク領域で動作します。
混合は氷の進化に影響を与えます。 したがって、これらを組み合わせると、
2 つの効果により、H2O 氷中の存在量がさらに低下する可能性があります。
モノマーの継続的な衝突混合は、枯渇したモノマー、または H2O 氷さえも欠如したモノマーを優先的に曝露します。
気相の表面は、当初、H2O 氷で覆われた対応物よりも H2O に対する結合エネルギーが低くなります。
H2O 氷線の位置に対する半径方向のドリフトの影響は次のとおりです。
ピソの CO および CO2 アイスラインと一緒に調査も実施
他。 （2015年）。 しかし、放射状ドリフトがモノマーの生息地における動的進化に重要な役割を果たすためには、
骨材、骨材には有意なストークスが必要です
これは、r = 100 AU 内では当てはまらないことが判明しました。
この研究で考慮されている若い大規模な円盤 (付録を参照)
E)。 Piso et al. に記載されている半径方向ドリフトの影響をまとめると、
(2015) 小石サイズの塵の進化に役割を果たしている可能性があります (つまり、
St∼ 1) 古いディスクの塵粒。
4.3. 微惑星の CHNOS 予算への影響
この研究の意味を評価するのは簡単ではない
微惑星の CHNOS 予算について。 ここで議論されている影響は、最初の予算の変動しやすいものに関するものです。
滑らかな円盤から形成される微惑星の生成。 第一世代の微惑星に関する我々の結果の意味に関するもう一つの考慮事項は、微惑星の形成中に原始惑星系円盤からの塵上の氷のかなりの量の処理が起こるかどうかである。
微惑星自体の中で。
この作品で想定されている円盤構造は若い世代を表しています。
クラス I ディスクはクラス II に比べて比較的大容量です
ディスク (Andrews 2020)。 また、クラス I ディスクは、クラス II のディスクよりもかなり動的であることにも注意してください。
一時的な降着爆発と周囲の存在
エンベロープ (例、Fischer et al. 2023)。 これらの要因は次のような影響を与える可能性があります
衝突混合だけが影響するわけではないことに注意してください。
氷線付近で不安定な CHNOS 予算を設定する役割を果たします。
たとえば、(Marseille & Cazaux 2011) は、H2O 氷線の背後に、裸地で氷のない領域が存在する可能性があることを実証しました。
H2O 氷表面と比較して裸の粒子表面上の H2O に対する吸着エネルギーが低いため、氷粒子が共存します。 この研究では、H2O の吸着エネルギーを近似します。
一方、Marseille & Cazaux (2011) は、吸着エネルギーの量に応じて範囲を考慮しています。
塵粒子の表面上の H2O 分子のクラスター化。 これ
この効果は、衝突が発生した同じディスク領域で動作します。
混合は氷の進化に影響を与えます。 したがって、これらを組み合わせると、
2 つの効果により、H2O 氷中の存在量がさらに低下する可能性があります。
モノマーの継続的な衝突混合は、枯渇したモノマー、または H2O 氷さえも欠如したモノマーを優先的に曝露します。
気相の表面は、当初、H2O 氷で覆われた対応物よりも H2O に対する結合エネルギーが低くなります。
H2O 氷線の位置に対する半径方向のドリフトの影響は次のとおりです。
ピソの CO および CO2 アイスラインと一緒に調査も実施
他。 （2015年）。 しかし、放射状ドリフトがモノマーの生息地における動的進化に重要な役割を果たすためには、
骨材、骨材には有意なストークスが必要です
これは、r = 100 AU 内では当てはまらないことが判明しました。
この研究で考慮されている若い大規模な円盤 (付録を参照)
E)。 Piso et al. に記載されている半径方向ドリフトの影響をまとめると、
(2015) 小石サイズの塵の進化に役割を果たしている可能性があります (つまり、
St∼ 1) 古いディスクの塵粒。
4.3. 微惑星の CHNOS 予算への影響
この研究の意味を評価するのは簡単ではない
微惑星の CHNOS 予算について。 ここで議論されている影響は、最初の予算の変動しやすいものに関するものです。
滑らかな円盤から形成される微惑星の生成。 第一世代の微惑星に関する我々の結果の意味に関するもう一つの考慮事項は、微惑星の形成中に原始惑星系円盤からの塵上の氷のかなりの量の処理が起こるかどうかである。
微惑星自体の中で。
この作品で想定されている円盤構造は若い世代を表しています。
クラス I ディスクはクラス II に比べて比較的大容量です
ディスク (Andrews 2020)。 また、クラス I ディスクは、クラス II のディスクよりもかなり動的であることにも注意してください。
一時的な降着爆発と周囲の存在
エンベロープ (例、Fischer et al. 2023)。 これらの要因は大きな影響を与える可能性があります
この進化段階におけるディスクの物理構造。 具体的には、エピソード的な爆発により、次のような結果が生じる可能性があります。
露光されたモノマーの光脱着速度のピークは、特に高い z/r で顕著になります。 これにより、モノマー氷マントルの再形成がより頻繁に行われるため、全体の量が減少すると考えられます。
微惑星形成塵中の揮発性 CHNOS の検出。 全体として、
時間依存の光度と円盤進化のメリットの影響
今後の研究でさらなる探求が行われます。 ただし、次のことに注意してください。
一時的なピークの影響を制限する可能性のある要因の数
光脱離。 図 6 と図 D.1 は、露出され、より高い z/r に位置するモノマーの割合が小さいことを示しています。
総モノマー集団のサブセット。 また、複数のクラス I で
一般的に関連するディスク、ギャップが特定されています
惑星形成との関係 (例: Sheehan & Aisner 2018; Segura-Cox)
他。 2020)、これは微惑星がむしろ形成される可能性を示唆しています。
クラス I ディスクでは迅速に実行されます。
微惑星にはさまざまなメカニズムがあり、
(より詳細なレビューについては、Johansen et al. 2014 を参照)。 微惑星は、高速物質移動衝突によるペア衝突によって直接形成される可能性があります（タイザーとワーム）
2009年; ウィンドマークら。 2012年; ガローら。 2013) または多孔質
成長（奥住他、2012;片岡他、2013）。 しかし、
前者の有効性には議論があり、微惑星形成の時間スケールよりも大幅に長い時間がかかる可能性があります。
この研究では考慮されています (Windmark et al. 2012; Estrada et al.
2016年; ブースら。 2018b）。 後者は、充填率が考慮されている値よりも少なくとも 1 桁低い場合にのみ発生します。
この仕事で。 したがって、最も可能性の高い形成チャネルは、
私たちのモデリングの文脈における微惑星は、
ほこりなどによる 乱流集中または流れの不安定性
(Cuzzi et al. 2001; Hartlep & Cuzzi 2020; Youdin & Goodman
2005）。 これまでのモデリング作業では、重要な問題は何もないことが示されています。
衝突処理は、短い最終段階で発生します。
重力で束縛された塵の塊の崩壊 (Visser et al.
2021）。 微惑星に到達した氷は全体として残る可能性がある
初期の塵の集団に関しては変更されていません。
微惑星形成の最終崩壊段階。 この点から
見解によれば、非局所的な氷の処理の影響は、微惑星集団の組成勾配が次の関数であることを意味します。
r は化学薬品から期待されるものよりも滑らかです
氷の局所的な凝結によって生じる勾配。 特に、
それぞれの周囲の揮発性氷の化学勾配
氷の線は、鋭い氷の線から予想されるよりも浅い可能性があります。
したがって、これは初期の揮発性物質の存在量にも反映されている可能性があります。
微惑星の。
塵上の氷を構成する揮発性分子が
第一世代の微惑星内部で極めて重要に維持されている
は、26Al によってもたらされる放射性加熱の量に依存します。
太陽系では、揮発分除去は唯一回避されています。
太陽系の外側、微惑星形成のタイムスケール
26Al の半減期、τ1/2 ≈ 720 kyr を超えます (例、Grimm & Mc Sween 1993; Monteux et al. 2018)。 しかし、いくつかの惑星では、
太陽系よりも 26Al の存在量が少ない可能性があります。
その結果、惑星形成円盤の内側の数天文単位の初期に形成された平面微粒子中に揮発性物質が大量に保持される可能性がある(Lichtenberg et al. 2019)。
総合すると、微惑星はその状態を維持することしかできないことは明らかです。
非常に特殊な場合には元の揮発性組成物。 さらに
唯一の太陽系天体が、
揮発性の氷の収支は決定することができ、それはこの氷で見つかった揮発性の豊富さとの類似性を保持している可能性があります。
作品は彗星です。 ということを示唆する証拠がいくつかある
彗星は、重力に束縛された塵の塊の崩壊によって形成された可能性があります (Blum et al. 2017; Lorek et al. 2018;
ネスヴォルニーら。 2019)、そして氷が存在するというかなりの証拠
彗星は星間氷からいくつかの氷に受け継がれた可能性がある
学位 (Altwegg et al. 2017; Rubin et al. 2020; Bergner & Ciesla
2021）。 しかし、この研究で予測された氷の存在量と、例えば、論文で報告されている大気彗星の分子アブンダンスとを直接比較することはできません。 Bockelée-Morvan & Biver (2017) または Ru bin et al. (2020) は依然として誤解を招く可能性があります。
彗星大気中の分子の割合は必ずしも一致するとは限らない
彗星内部の氷の組成を表すもの
(Marboeuf & Schmitt 2014; Prialnik 2014; Pajola et al. 2017)。
全体的に見て、
モデルで予測された氷の組成を組成に反映
彗星の。 ただし、この論文で示された結果は次のような場合に役立つ可能性があります。
彗星で使用される原始核組成の推定
ガス放出モデル (例: Marboeuf & Schmitt 2014)。
5. 結論と展望
この作品では、モノマー「トレーサー」を大量に使用しています。
「粒子」は SHAMPOO コードで計算されます (Oosterloo et al.
2023) 地域の不安定な CHNOS 予算に対する輸送プロセスの影響を定量的に制限する。 ここでビンに入れました
個人の軌道に関連付けられた位置タイムステップ
既存の背景グリッド上のモノマー。 これにより、
プローブするモノマーの局所集団の構築
非ローカルディスクプロセスによって影響を受けるローカルダストの特性。
主な調査結果を次のように要約します。
– 塵の力学が支配する巨大な円盤内
ディスクの大部分全体に拡散することにより、個々のユニットが
粉塵の塊はかなりの距離にわたって輸送される可能性があります。 空間的には、拡散により局所的なダストがより非局所的になります。
図 2 および 3 の外側の円盤。具体的には、r = 50 AU では、個々のモノマーが、以下の範囲に由来することが判明しました。
r ≈ 35 AU、遠く離れたところでは r ≈ 70、モノマーは
r = 2 AU は r ≈ 7 ほど遠くから発生していることが判明
AU。 ただし、小さいほど氷の線の間隔が狭くなるため、
r、化学的に異なるものからの塵の混合がさらに多く見られます
外側のディスクと内側のディスクの領域を比較します (図 4)。
– 個々のモノマーの吸着と光脱離による氷の処理は、進化の歴史全体の ≲ 1 − 10 % の間にのみ発生します。つまり、ほとんどの場合、
ダスト質量の個々の単位はダスト凝集ゲートの内側に位置し、その局所的な化学組成の影響を受けません。
気相（図6）。
– 非ローカルディスク処理は、
個々の氷の絶対量、特に小さい氷の場合
半径位置 (r = 3、6 AU) および特定の種 (CO2)
および硫黄含有種）、相対的な氷マントル組成は局所的な円盤処理と同等のままである
(図7および図8)。 非局所的ディスク処理が個々の種の氷の量に与える正確な影響は、
円盤内の位置と化学種。
– 微細な衝突混合、凝集サイクルによるダスト凝集体全体の固体材料の混合
断片化は、量に大きな影響を与える可能性があります
それぞれの種の近くにある個々の種に関連する氷
アイスライン（図9および図10）。 この現象は次の場合に発生します。
衝突のタイムスケールは、吸着または脱離のタイムスケールと同等か、それよりも短いです。 この研究で私たちはそれを導き出しました
これにより、氷が 2 桁以上少なくなる可能性があります
氷の進化が限定的なままであるモデルに関して
サーフェスを集約します。 分子が外に拡散するため、
この研究では凝集は瞬間的であると仮定されており、同じ円盤領域では拡散効果が無視できない可能性が高く、これはおそらく氷の量の下限を反映していると考えられます。
この仕組みにより、粉塵を残さずに維持することができます。
全体として、この研究で提示された枠組みは、非局所的な氷処理が地球に及ぼす影響について貴重な洞察を提供します。
揮発性CHNOSの組成と塵全体の分布
骨材。 この研究で提示されたフレームワークの提案された追加のアプリケーションには、
付加爆発を伴う時間進化するクラス I 円盤など
大幅なダストの沈降とドリフトが発生する進化したクラス II ディスク
発生すると予想されます。 さらに、モデルの結果を結合すると、
微惑星形成モデルは、世界における新たな洞察を提供する可能性があります。
微植物の初期氷予算。 今後のモデリングの取り組みは、
分子が逃げ出す領域を探索することも推奨される
集計からの効率は現在考えられているよりも劣りますが、
もう 1 つの重要な調査領域は、このプロセスの動作です。
異なる充填係数と断片化閾値。
微惑星形成物質の揮発性 CHNOS収支 に対する非ローカル ディスク プロセスの影響
要約
コンテクスト。 惑星に存在する CHNOS を含む種の大量存在は、その内部構造と進化に重大な影響を与えます。
したがって、固相におけるこれらの元素の局所存在量の挙動を初期段階で調査することが重要です。
惑星形成では、マイクロメートルサイズの塵が成長してさらに大きな集合体になります。 しかし、物理的および化学的プロセスは、
これらの存在量を形成する惑星形成円盤で発生する現象は高度に結合しており、局所的ではありません。
目的。 私たちは、動的プロセス（乱流拡散、塵の沈降、半径方向のドリフト）間の相互作用の影響を定量化することを目指しています。
衝突プロセス（凝集と断片化）、および局所的なCHNOSの豊富な氷への吸着と脱着
惑星形成領域全体の位置の関数としての円盤の固体。
方法。 私たちは、CHNOS を含む分子の氷収支を追跡する SHAMPOO (Stochastic Monomer Processor) を使用しました。
クラス I ディスクで非ローカルなディスク処理を受ける際のダスト モノマー。 進化的な個々のモノマーの大規模なセットを使用しました
軌道上での 64,000 個のモノマーの確率分析を介して、局所的な塵集団の特性について推論するための軌道
既存の空間グリッド。
結果。 空間的には、モノマーは円盤内でより遠くまで移動することができ、その結果、位置がより大きく広がることがわかりました。
たとえば、r = 2 AU と比較した r = 50 AU の塵集団の起源。 しかし、化学的には、内側の円盤 (r ≲ 10 AU) は、
この円盤領域では氷の線の間隔が狭いため、より非局所的になります。 バルク氷マントルの組成はゼロ次ですが、
完全に局所的な塵集団と比較して、氷の塵粒子は類似したままであるため、個々の化学種に関連付けられた氷塊は、
大きく変わります。 局所的な塵の集団との最大の違いは、衝突の時間スケールが以下の氷の境界付近で見つかりました。
吸着および脱着のタイムスケールに匹敵します。 ここでは、結果として骨材が氷中で著しく減少する可能性があります。
微細な衝突混合の、これまで知られていなかった効果であり、モノマーが急速に凝集体の内部に蓄えられる。
凝固と断片化のサイクル。
結論。 拡散が支配的な巨大で滑らかな円盤における非局所的な氷の処理は、内部構造に最も重大な影響を与えます。
ディスク (r ≲ 10 AU)。 さらに、微視的な衝突混合は、個々の種の氷の量に大きな影響を与える可能性があります。
それぞれの氷のラインのすぐ後ろにあります。 これは、この円盤では氷の処理が衝突処理と高度に結合していることを示唆しています。
これは、ダスト集合体の表面だけでなく内部も考慮する必要があることを意味します。
導入
化学元素は炭素 (C)、水素 (H)、窒素 (N)、酸素 (O) と硫黄 (S) は、岩石惑星の化学的居住性にとって重要な要素です (Krijt et al. 2022)。 たとえば、それらは生命そのものの基本的な構成要素であり、
多くの生物学的に関連する分子の主成分
(Baross et al. 2020; Sasselov et al. 2020)。 CHNOSベアリング
分子はまた、惑星の物理的な居住可能性に影響を与える可能性があります（例:クライトら。 2022年）。 例えばCHNOSベアリングの量
惑星内に存在する分子（CO2、H2O、N2など）
大気は、液体の水が存在できる星周囲のハビタブルゾーンの幅を決定する上で重要な役割を果たします。
惑星表面 (Kasting et al. 1993; Kasting & Catling 2003;コパラプら。 2013）。 惑星内部の構造と進化は、惑星の収支にも強く影響されます。
クロノスの。 ここで、CHNOS の豊富さが重要な影響を及ぼします
惑星の核の大きさと構造（例：トロンヌ）
他。 2019年; ヨハンセンら。 2023)、物理的構造と
マントルの鉱物学 (例: 釧路 1969; Dasgupta &
ハーシュマン 2006; ハキムら。 2019)、火山ガス放出の化学組成 (Bower et al. 2022)、
ターンは、大気組成の長期的な進化に重大な影響を及ぼします（例、Tosi et al. 2017; Oosterloo et al.
2021）。
したがって、全体として、どの程度の CHNOS が初期段階にあるのかを特定することが鍵となります。
惑星はそのホストである惑星形成円盤から情報を受け取ります。 始まりの頃
惑星形成の際、ほとんどの固体物質はミリメートルからセンチメートルサイズの塵として存在します。 これらのダスト粒子は、周囲のガスとの相互作用の結果として輸送プロセスを受けます (例: Armitage 2010)。 小さな粒子（つまり、穀物）の場合
ストークス数 St≪ 1) 輸送は主に乱流拡散、粒子の動的挙動
ストークス数が大きい場合、空気抵抗が支配的になります。
その結果、ダストの沈降と半径方向のドリフトが発生します（例：ヴァイデンシリング）
1977年; アーミテージ 2010)。 この動的トランスポートが示されています
個々の粉塵粒子が広範囲の環境にさらされるようにするため、
原始惑星系円盤の局所的な物理的状態 (Ciesla 2010,2011）。
より冷たい円盤領域では、固相のかなりの部分が
この惑星形成の最初の段階における CHNOS の質量収支は、
氷として、H2O、CO、CO2、CH4、NH3、H2S、
OCS および SO2 は主要なキャリア分子です (Boogert et al.2015年; クライトら。 2020年; オーベルグ＆ベルギン 2021）。 さらに、
炭素と酸素、総元素質量の最大 50% が、次のようなより耐火性の固体材料に閉じ込められる可能性があります。
それぞれアモルファスカーボン（グラファイト）とケイ酸塩（ミシュラ）& リー 2015; オーベルグ＆ベルギン 2021）。 大量の窒素
さらに、
炭素と酸素、総元素質量の最大 50% が、次のようなより耐火性の固体材料に閉じ込められる可能性があります。
それぞれアモルファスカーボン（グラファイト）とケイ酸塩（ミシュラ）
& リー 2015; オーベルグ＆ベルギン 2021）。 大量の窒素は、過揮発性で化学的に不活性な N2 にも貯蔵される可能性があります。
惑星形成の開始時、これが彗星の窒素欠乏の一因となっている可能性がある（例：Bergin et al. 2015、Furuya et al.
2018年; クリーブスら。 2018年; アルトウェッグら。 2020年）。 惑星形成の第一段階における硫黄の主な貯留層は減少している
十分に理解。 惑星形成には S の大部分が含まれますが、
ディスクは固相貯留層にも存在する可能性があり、正確な性質は
この貯水池の存在は不明のままで、現在氷が検出されています
最大でも総硫黄元素収支の約 5% に相当
(Boogert et al. 2015;kama et al. 2019; Le Gal et al. 2021; Keyte他。 2024年）。
固相CHNOSのかなりの部分が存在しますが、
予算は塵粒子の表面に氷として存在し、そのプロセスは
ダスト粒子上に存在する氷の量、吸着量を測定する
および脱着は、局所温度、放射線場、および気相組成の関数として大きく変化します (例: Cuppen を参照)
他。 2017 年、レビュー用）。 動的トランスポートプロセスのため、
個々の粉塵粒子が広範囲の物理的影響にさらされる可能性があります。
状況に応じて、これらの系統的な影響を評価することが重要です。
地域の不安定な CHNOS 収支に関する動的プロセス
塵の集団。 ただし、動的プロセスのもつれを解く
衝突および氷のプロセスによる影響は、これらのプロセスに関連するタイムスケールが異なるディスク領域であるため、問題が発生します。
同様に、粒子サイズと分子種に依存します (Oosterloo他。 2023年）。 通常、不安定な CHNOS 予算は決定されます。
異なる粒子サイズが結合しながら、分子のセットによって
衝突プロセスを介して。 この問題は以前から動機付けられていた
SHAMPOOii コードの開発 (確率的モノマー)
プロセッサ)、Oosterloo et al. (2023)、の影響を追跡します。
揮発性 CHNOS での動的、衝突、氷の処理
「モノマー」と呼ばれる単一のトレーサー粒子の移動量
事前に計算されたディスク環境全体で、
熱化学ディスクモデル ProDiMo (Woitke et al. 2009; Kamp
他。 2010年; ティら。 2011、2013）。
この研究では、垂直沈下、半径方向のドリフト、乱流に起因する非局所的な影響を定量的に抑制することを目的としています。
局所塵の揮発性 CHNOS 収支の拡散
微惑星形成の始まり。 64,000の軌道を使用します
SHAMPOO コードで生成されたモノマーを定量的に分析する
不安定な CHNOS 収支に対する非局所的な影響を調査する
局所的な粉塵集団。
この論文は次のように構成されています。 2 短編を紹介します
ProDiMo と SHAMPOO の概要、および大規模なモノマー シミュレーションから局所的な塵の特性を推測する当社のアプローチ。 続いて、セクション 2 で結果を紹介します。 3、注意事項
それらが惑星形成に及ぼす影響を検討し、セクション 2 の以前の研究と比較します。 4、主な結論を要約します
セクション 5.
図 1: 2 つのモノマー例の離散化の図解
背景から通知された背景グリッド上の軌跡
ディスクモデル座標 (ri、zj)。
図 2: 半径位置 r が与えられた場合の位置 r0 に由来するモノマーの分布 P(r0|r)。 破線は、
r = 2、50 AU でのスライスの位置を図 3 に示します。
図 3: 図 2 のモノマー分布 P(r0|r) のスライス
r = 2 AU における原点 r0 のモノマー位置の関数、および
r = 50AU。
図. 4: 異なる氷線の背後の領域に由来する半径距離 r におけるモノマーの加重割合。 色付きの領域は、それぞれの氷の線の背後に由来するモノマーを示し、左下の灰色のゾーンは、
内部から NH3 アイスラインに由来するモノマー。
図 5: 式 5 で計算された期待値 1、モノマーの深さ zm (左)、ホーム集合体サイズ sa (中央)、および zm/sa (右) については、
サンプリング領域全体にわたる半径方向および垂直方向の位置の関数。 3 つのパネルすべての等高線は特定の値を強調表示します
描かれている量の。
図 6: 半径方向および垂直位置の関数として、モノマーが気相にさらされて費やす時間ステップの加重部分
ディスクの中。
図 7: 非局所集団と非局地集団との間の、さまざまな種のモノマー質量単位での予想される氷の質量の比較
局所的なモノマー集団は、それぞれの位置に固定されて評価されます。
図 8: ミッドプレーン内の予想されるモノマー氷組成
図 7 に示す氷の量の r = 3、6、30、および 60 AU
ローカルおよび非ローカルモノマー向け。
図 9: SHAMPOO によって予測された主要な氷種のミッドプレーン存在量 (実線) と地元の氷から推定されたものの比較
ProDiMo 中の氷相の分子数密度 nx,ice (破線)、H2O、CO、CO2 (左)。 CH4、CH3OH、NH3 (中央)。
H2S、SO2、OCS (右)。 縦の点線はそれぞれの種の氷のラインを示します。
図 10: 以下の領域における r = 3 AU (左) および r = 5 AU (右) におけるモノマー深さ zm の関数としてのモノマー上の氷の量
|z/r| = 0.1。
4.議論
4.1. 凝集体内の分子拡散
結果はセクションで示されています。 3.3 ～ 3.5 はすべてモノマーに関係します
臨界値付近またはそれ以下のモノマー深さにある場合にのみ吸着と光脱離を受けることが許可されます。
モノマー深さ zcrit、熱吸着は次のように仮定されます。
全体を通してモノマーから氷を効率的に除去します。
集計。 しかし実際には、分子の一部は
同じ凝集体中の他のモノマーによって再捕獲されます。
これは、現在のモデルがモノマー上の氷の量を過小評価することにつながる可能性があります (Oosterloo et al. 2023)。
このセクションでは、領域を空間的に制限することを目的としています。
再吸着の影響が考えられるバックグラウンドディスクモデル
タイムスケール分析を通じて重要であることがわかります。
この目的のために、我々は、種 x のかなりの量の氷が氷の集合体から逃れることができる時間スケールを導き出すことを目指しています。
所定の充填率 ϕ とサイズ sa が与えられます。 出発点として、
ここでは 3 次元の二乗平均平方根変位 ⟨r^2⟩ を使用します。
r = 0 で点源から拡散する粒子に関連する時間間隔 t を表現できる
として
⟨r^2⟩ = 6Dt。 (3)
ここで、拡散率 D = λv0 は分子平均自由度に依存します。
経路 λ と拡散速度 v0。 分子が衝突するだけなら
集合体内にモノマーが存在し、モノマーが分散している
集合体全体で均一に表現できるのは、
Oosterloo et al. のような集合体内の平均自由行程。 (2023年)
λ = 4sm/3φ。 (4)
ここで、sm はモノマー半径、ϕ はホーム凝集充填率です。
要素。 拡散速度 v0 は次のように表すことができます。
分子が平均自由領域を通過するのに必要な平均時間
集約内のパス λ (Oosterloo et al. 2023 を参照):
v0 = λ/τmc + S τd。 (5)
ここで、τmc は分子衝突のタイムスケール、S は付着係数、τd は分子の脱離のタイムスケールを表します。
分子が分解する前にモノマーの表面に存在する時間。 τmc と τd の式は、Ooster loo らによって導かれました。 (2023)、
τmc = λ/dsνx exp(Eads,x/2kBTd）、τd = 1/νx exp(Eads,x/kBTd）、。
ここで、νx はモノマー氷格子振動周波数 ds を示します。
内の 2 つの分子結合部位間の平均距離。
モノマー氷格子。 分子の拡散率は次のように書くことができます。
D = λ^2νx[λ/ds exp(Eads,x/2kBTd）+S exp(Eads,x/kBTd)]^−1。 (6)
再吸収の文脈では、拡散を定義できます。
式を使用したタイムスケール τdiff 3:
τdiff⟨r^2⟩ = ⟨r^2/6D
= ⟨r^2⟩/6λ^2νx[λ/ds exp(Eads,x/2kBTd)+S exp(Eads,x/kBTd)]。 （7）
拡散の重要性は拡散の仕方によって決まる
タイムスケールをシミュレーションのタイムスケールと比較します (〜 100kyr) と他のディスク プロセスのタイムスケール。 この文脈では
τdiff の上限と下限を定義できます。ここで、拡散は
関連性があります。 拡散タイムスケールの上限を定義します
典型的な分子の所要時間の閾値として
合計すると、1 つの平均自由行程は 10 倍長くなります
シミュレーションのタイムスケール (τdiff(λ^2) > 10^6 歳)。 同様に、私たちも
拡散タイムスケールの下限を条件として定義します
凝集体中の典型的な分子は、最も可能性の高いダスト凝集体サイズ ￣sa の凝集体ゲートから出ることができるということ
iv 1年以内
(τdiff(￣s^2) < 1 歳)ある
。 これは、以下のいずれかに匹敵するか、それよりも短いです。
任意の場所での動的タイムスケールと衝突タイムスケール
ここで、r > 1 AU (Oosterloo et al. 2023 を参照)。 一部の場所では
ディスク全体で、最も可能性の高いアグリゲート サイズは小さくなります。
集合体内の平均自由行程よりも大きい。 これは、塵の粒が非常に多い円盤大気の高地で特に当てはまります。
小さい。 この場合、分子とモノマー間の衝突
ほとんどの分子が逃げ出すため、集合体ではまれになります。
脱着後すぐに凝集体を除去します。
全体として、集合体内で拡散するディスク領域
役割を果たす可能性は、τdiff、λ、および ￣sa に関して定義された上記の 3 つの境界条件によって制限されます。 τdiffと
バックグラウンドディスクモデル全体を通して sâ を使用すると、さまざまな種のディスク領域をマッピングすることができます。 図 12 は、この研究で考慮された 9 つの化学種のこれらの異なる領域を強調表示しています。 これらの地域では、上記 3 つのいずれも存在しません
条件はそれぞれの種に当てはまり、したがって拡散
個々のモノマーの氷予算を設定する役割を果たすことができる
100キル以上。 これらの地域の位置も比較します
それぞれの種の氷のラインが表示されます。 それぞれの種については、図.
図 12 は、異なる氷線の位置を示しています。
定義。 最初の定義では、特定の種の氷のライン
の 50 % 凝縮閾値から計算できます。
バックグラウンド モデル (すべての分子の 50 % が存在する場所)
特定の種は氷として存在します)。 2 番目のアイスラインの定義は次のとおりです。
比吸着と総脱離速度の等価性から導出されます (Rads,x = Rtds,x + Rpds,x)。 明らかになる
z/r 〜 0.2 − 0.3 までは拡散が影響を与える可能性がある領域
この作業で考慮したタイムスケールでのモノマー氷の予算
アイスラインの位置に関係します。 円盤大気のより高い位置では、バックグラウンドの紫外線束が高くなるため、光脱着が氷分子の脱着に大きな影響を及ぼし始め、氷が支配する領域の垂直高さが制限されます。 これはそうではありません
τdiff はバックグラウンド モデルの局所ダスト温度 Td にのみ依存するため、骨材内の拡散に直接影響します。
これは、より高い UV フラックスによって間接的にのみ影響を受けます (Woitke
他。 2009）。 したがって、ほとんどの種では、拡散領域は氷が支配する領域よりも垂直方向に伸びています。
CO や CH4 など、Eads,x が非常に低い種は例外です。
ただし、H2O、CH3OH などのより高い Eads,x を持つ種の場合、
NH3 と SO2 の場合、拡散領域も垂直方向に制限されますが、z/r 〜 0.4 〜 0.5 と高くなります。 これは部分的には次の影響です。
ダストの温度は上昇しますが、￣sa も低下します。
z の関数であり、これらの点で平均自由行程が â を超えます。
大きな高さ。
総合すると、惑星形成に最も関係する円盤領域では、集合体内の拡散が個々の種の氷の量に最大の影響を与える可能性があることが明らかになった
それぞれの氷のラインの周囲に存在するため、この研究で報告されているよりも多くの氷が集合体の内部に保持されることが可能になります。 放射状に、
このリージョンは、複数の AU を最大数十の AU まで拡張でき、さらに多くの AU を拡張できます。
揮発性の種。 垂直的には、拡散が結果に影響を与える可能性のある領域の広がりも、
種、その領域はミッドプレーンの近くに含まれています
揮発性種の場合は (z/r ≂ 0.2 という低い値)、比較的
揮発性の低い種は、より垂直方向に広がった領域を持ちます。
4.2. 他のダストエボリューションモデルとの比較
概念的に SHAMPOO に最も似ているモデルは次のとおりです。
Krijt et al. で提示された塵の進化モデル。 （2016年）。 の
SHAMPOO で使用される衝突モデルは衝突と同じです
Krijt & Ciesla (2016) で発表されたモデルであり、
Krijtらの氷処理の状況 (2016) を調査するために
沈降、乱流混合、衝突成長の相互作用
塵粒子上の H2O 氷の量の進化。 そうだった
Krijtらで発見されました。 (2016) H2O を効率的にロックできること
ディスクのミッドプレーン近くの氷が豊富な集合体に分散している間、私たちは
私たちのモデルではそのような効果は確認できません。 おそらくこれは、
3つの効果の結果。 まず、Krijt ら。 (2016) 仮定する
すべての H2O 氷は集合体の表面に位置しますが、
このモデルでは必ずしもそうである必要はありません。 逃げてから
私たちのモデルでは凝集体の内部からの分子の放出が効率的であると仮定されており、かなりの量の H2O が放出される可能性があります。
私たちのモデルでは気相に戻ります。 第二に、私たちのモデルは次のことを行います。
の粘着特性に対する H2O の影響は考慮されていません。
粉塵。 H2O 氷が豊富なダスト粒子は、純粋なシリカ粒子よりも最大 1 桁大きい断片化速度を持つ可能性があります (Wada et al. 2013; Gundlach & Blum 2015)。 これにより、ダスト粒子は 10 秒以内に sa ≂ 10−1 m のサイズまで成長することができます。
Krijtらのkyrタイムスケール。 （2016年）。 Krijtらのモデルでは、
(2016)、これらの集合体には重要なストークス数があり、
したがって、塵の質量の大部分が大きな空間に閉じ込められたままになります。
ディスクミッドプレーンに集約されます。 第三に、バックグラウンドディスク
Krijtらで使用されたモデル。 (2016) は最小質量に基づいています
太陽星雲 (ヴァイデンシリング 1977; 林 1981)、
バックグラウンド ディスク モデルは、より新しく、より大容量のディスクをシミュレートします。
したがって、特定のサイズのダスト粒子のストークスは低くなります。
ガス密度が高いため、モデル内の数値は大きくなり、結果として
ディスクのミッドプレーンに向かうほこりの沈降が弱くなる。
SHAMPOO と概念的に類似した別のモデルが提示されています
Bergner & Ciesla (2021) では、同一の力学モデルが使用されています。
使用されている。 Bergner & Ciesla (2021) はより複雑な氷を検討しています
氷の吸着と衝突を考慮していない構造
処理。 彼らは星間の氷の保存を研究しており、
これらの氷の破壊は、r ≂ 20 または 150 AU の小さな (10 μm 未満) 塵粒子を除いて、一般に非効率的であることがわかりました。
氷は円盤に向かって混ざる塵によって破壊される
拡散による表面領域。 小さい粒も大きい粒もあるから
衝突処理を通じてモデルに結合されており、この氷は
枯渇はより大きな集合体に向かって伝播する可能性があります。
図では系統的な氷の破壊の証拠は見つかりません。
これは、表面円盤層の氷の体系的な破壊に関連しています。 ただし、私たちのモデルには吸着が含まれています。
失われた氷が、氷から凝結した新しい氷によって補充されるようにします。
気相。 さらに、継承された氷を区別しません
そしてその場に氷が蓄積するということは、
氷の量が大きく変化しても、受け継いだ氷がシステム内で破壊される可能性は排除されません。 程度を抑えるために
原氷の損失、D/H、13C/などの同位体比
12C、15N/14N、そして18O/16O は有用なプロキシを提供する可能性があります (例: Cleeves et al.2014;Visser et al.2018;Oberg & Bergin 2021).
この研究では、異なる骨材ゲート全体でのモノマーの衝突混合が、骨材ゲートからの氷の損失の重要な原因であることが判明しました。 これは効率的な熱効率の結果です。
骨材内部からの脱離。 ただし、次のことに注意してください。
このプロセスは必ずしも影響を受ける種の正味の枯渇をもたらす必要はありません。 有限の拡散時間スケールにより、集合体の内部に大量の氷が保持される可能性がある
再吸着により (セクション 4.1 を参照)、氷の損失を制限します。
骨材の内部、特にコンパクト骨材の場合。 これ
衝突混合が生じて純利益が生じる可能性さえある
氷を多く含むモノマーが効率的に存在する集合体中の氷の量
大きな集合体の内部に保管されます。 まったくそのとおりです
ほとんどの氷の境界線の近くに、かなりの規模のディスク領域が存在することは明らかです
衝突のタイムスケールが計算される氷のラインのすぐ後ろ
は吸着および脱着のタイムスケールに匹敵します。 の
この研究の結果は、これらの地域では氷の加工が行われていることを示しています。
ダスト凝集体表面に限定されるのではなく、進行中の衝突処理により凝集体全体を構成します。
衝突混合だけが影響ではないことに注意してください。
衝突混合だけが影響するわけではないことに注意してください。
氷線付近で不安定な CHNOS 予算を設定する役割を果たします。
たとえば、(Marseille & Cazaux 2011) は、H2O 氷線の背後に、裸地で氷のない領域が存在する可能性があることを実証しました。
H2O 氷表面と比較して裸の粒子表面上の H2O に対する吸着エネルギーが低いため、氷粒子が共存します。 この研究では、H2O の吸着エネルギーを近似します。
一方、Marseille & Cazaux (2011) は、吸着エネルギーの量に応じて範囲を考慮しています。
塵粒子の表面上の H2O 分子のクラスター化。 これ
この効果は、衝突が発生した同じディスク領域で動作します。
混合は氷の進化に影響を与えます。 したがって、これらを組み合わせると、
2 つの効果により、H2O 氷中の存在量がさらに低下する可能性があります。
モノマーの継続的な衝突混合は、枯渇したモノマー、または H2O 氷さえも欠如したモノマーを優先的に曝露します。
気相の表面は、当初、H2O 氷で覆われた対応物よりも H2O に対する結合エネルギーが低くなります。
H2O 氷線の位置に対する半径方向のドリフトの影響は次のとおりです。
ピソの CO および CO2 アイスラインと一緒に調査も実施
他。 （2015年）。 しかし、放射状ドリフトがモノマーの生息地における動的進化に重要な役割を果たすためには、
骨材、骨材には有意なストークスが必要です
これは、r = 100 AU 内では当てはまらないことが判明しました。
この研究で考慮されている若い大規模な円盤 (付録を参照)
E)。 Piso et al. に記載されている半径方向ドリフトの影響をまとめると、
(2015) 小石サイズの塵の進化に役割を果たしている可能性があります (つまり、
St∼ 1) 古いディスクの塵粒。
4.3. 微惑星の CHNOS 予算への影響
この研究の意味を評価するのは簡単ではない
微惑星の CHNOS 予算について。 ここで議論されている影響は、最初の予算の変動しやすいものに関するものです。
滑らかな円盤から形成される微惑星の生成。 第一世代の微惑星に関する我々の結果の意味に関するもう一つの考慮事項は、微惑星の形成中に原始惑星系円盤からの塵上の氷のかなりの量の処理が起こるかどうかである。
微惑星自体の中で。
この作品で想定されている円盤構造は若い世代を表しています。
クラス I ディスクはクラス II に比べて比較的大容量です
ディスク (Andrews 2020)。 また、クラス I ディスクは、クラス II のディスクよりもかなり動的であることにも注意してください。
一時的な降着爆発と周囲の存在
エンベロープ (例、Fischer et al. 2023)。 これらの要因は次のような影響を与える可能性があります
衝突混合だけが影響するわけではないことに注意してください。
氷線付近で不安定な CHNOS 予算を設定する役割を果たします。
たとえば、(Marseille & Cazaux 2011) は、H2O 氷線の背後に、裸地で氷のない領域が存在する可能性があることを実証しました。
H2O 氷表面と比較して裸の粒子表面上の H2O に対する吸着エネルギーが低いため、氷粒子が共存します。 この研究では、H2O の吸着エネルギーを近似します。
一方、Marseille & Cazaux (2011) は、吸着エネルギーの量に応じて範囲を考慮しています。
塵粒子の表面上の H2O 分子のクラスター化。 これ
この効果は、衝突が発生した同じディスク領域で動作します。
混合は氷の進化に影響を与えます。 したがって、これらを組み合わせると、
2 つの効果により、H2O 氷中の存在量がさらに低下する可能性があります。
モノマーの継続的な衝突混合は、枯渇したモノマー、または H2O 氷さえも欠如したモノマーを優先的に曝露します。
気相の表面は、当初、H2O 氷で覆われた対応物よりも H2O に対する結合エネルギーが低くなります。
H2O 氷線の位置に対する半径方向のドリフトの影響は次のとおりです。
ピソの CO および CO2 アイスラインと一緒に調査も実施
他。 （2015年）。 しかし、放射状ドリフトがモノマーの生息地における動的進化に重要な役割を果たすためには、
骨材、骨材には有意なストークスが必要です
これは、r = 100 AU 内では当てはまらないことが判明しました。
この研究で考慮されている若い大規模な円盤 (付録を参照)
E)。 Piso et al. に記載されている半径方向ドリフトの影響をまとめると、
(2015) 小石サイズの塵の進化に役割を果たしている可能性があります (つまり、
St∼ 1) 古いディスクの塵粒。
4.3. 微惑星の CHNOS 予算への影響
この研究の意味を評価するのは簡単ではない
微惑星の CHNOS 予算について。 ここで議論されている影響は、最初の予算の変動しやすいものに関するものです。
滑らかな円盤から形成される微惑星の生成。 第一世代の微惑星に関する我々の結果の意味に関するもう一つの考慮事項は、微惑星の形成中に原始惑星系円盤からの塵上の氷のかなりの量の処理が起こるかどうかである。
微惑星自体の中で。
この作品で想定されている円盤構造は若い世代を表しています。
クラス I ディスクはクラス II に比べて比較的大容量です
ディスク (Andrews 2020)。 また、クラス I ディスクは、クラス II のディスクよりもかなり動的であることにも注意してください。
一時的な降着爆発と周囲の存在
エンベロープ (例、Fischer et al. 2023)。 これらの要因は大きな影響を与える可能性があります
この進化段階におけるディスクの物理構造。 具体的には、エピソード的な爆発により、次のような結果が生じる可能性があります。
露光されたモノマーの光脱着速度のピークは、特に高い z/r で顕著になります。 これにより、モノマー氷マントルの再形成がより頻繁に行われるため、全体の量が減少すると考えられます。
微惑星形成塵中の揮発性 CHNOS の検出。 全体として、
時間依存の光度と円盤進化のメリットの影響
今後の研究でさらなる探求が行われます。 ただし、次のことに注意してください。
一時的なピークの影響を制限する可能性のある要因の数
光脱離。 図 6 と図 D.1 は、露出され、より高い z/r に位置するモノマーの割合が小さいことを示しています。
総モノマー集団のサブセット。 また、複数のクラス I で
一般的に関連するディスク、ギャップが特定されています
惑星形成との関係 (例: Sheehan & Aisner 2018; Segura-Cox)
他。 2020)、これは微惑星がむしろ形成される可能性を示唆しています。
クラス I ディスクでは迅速に実行されます。
微惑星にはさまざまなメカニズムがあり、
(より詳細なレビューについては、Johansen et al. 2014 を参照)。 微惑星は、高速物質移動衝突によるペア衝突によって直接形成される可能性があります（タイザーとワーム）
2009年; ウィンドマークら。 2012年; ガローら。 2013) または多孔質
成長（奥住他、2012;片岡他、2013）。 しかし、
前者の有効性には議論があり、微惑星形成の時間スケールよりも大幅に長い時間がかかる可能性があります。
この研究では考慮されています (Windmark et al. 2012; Estrada et al.
2016年; ブースら。 2018b）。 後者は、充填率が考慮されている値よりも少なくとも 1 桁低い場合にのみ発生します。
この仕事で。 したがって、最も可能性の高い形成チャネルは、
私たちのモデリングの文脈における微惑星は、
ほこりなどによる 乱流集中または流れの不安定性
(Cuzzi et al. 2001; Hartlep & Cuzzi 2020; Youdin & Goodman
2005）。 これまでのモデリング作業では、重要な問題は何もないことが示されています。
衝突処理は、短い最終段階で発生します。
重力で束縛された塵の塊の崩壊 (Visser et al.
2021）。 微惑星に到達した氷は全体として残る可能性がある
初期の塵の集団に関しては変更されていません。
微惑星形成の最終崩壊段階。 この点から
見解によれば、非局所的な氷の処理の影響は、微惑星集団の組成勾配が次の関数であることを意味します。
r は化学薬品から期待されるものよりも滑らかです
氷の局所的な凝結によって生じる勾配。 特に、
それぞれの周囲の揮発性氷の化学勾配
氷の線は、鋭い氷の線から予想されるよりも浅い可能性があります。
したがって、これは初期の揮発性物質の存在量にも反映されている可能性があります。
微惑星の。
塵上の氷を構成する揮発性分子が
第一世代の微惑星内部で極めて重要に維持されている
は、26Al によってもたらされる放射性加熱の量に依存します。
太陽系では、揮発分除去は唯一回避されています。
太陽系の外側、微惑星形成のタイムスケール
26Al の半減期、τ1/2 ≈ 720 kyr を超えます (例、Grimm & Mc Sween 1993; Monteux et al. 2018)。 しかし、いくつかの惑星では、
太陽系よりも 26Al の存在量が少ない可能性があります。
その結果、惑星形成円盤の内側の数天文単位の初期に形成された平面微粒子中に揮発性物質が大量に保持される可能性がある(Lichtenberg et al. 2019)。
総合すると、微惑星はその状態を維持することしかできないことは明らかです。
非常に特殊な場合には元の揮発性組成物。 さらに
唯一の太陽系天体が、
揮発性の氷の収支は決定することができ、それはこの氷で見つかった揮発性の豊富さとの類似性を保持している可能性があります。
作品は彗星です。 ということを示唆する証拠がいくつかある
彗星は、重力に束縛された塵の塊の崩壊によって形成された可能性があります (Blum et al. 2017; Lorek et al. 2018;
ネスヴォルニーら。 2019)、そして氷が存在するというかなりの証拠
彗星は星間氷からいくつかの氷に受け継がれた可能性がある
学位 (Altwegg et al. 2017; Rubin et al. 2020; Bergner & Ciesla
2021）。 しかし、この研究で予測された氷の存在量と、例えば、論文で報告されている大気彗星の分子アブンダンスとを直接比較することはできません。 Bockelée-Morvan & Biver (2017) または Ru bin et al. (2020) は依然として誤解を招く可能性があります。
彗星大気中の分子の割合は必ずしも一致するとは限らない
彗星内部の氷の組成を表すもの
(Marboeuf & Schmitt 2014; Prialnik 2014; Pajola et al. 2017)。
全体的に見て、
モデルで予測された氷の組成を組成に反映
彗星の。 ただし、この論文で示された結果は次のような場合に役立つ可能性があります。
彗星で使用される原始核組成の推定
ガス放出モデル (例: Marboeuf & Schmitt 2014)。
5. 結論と展望
この作品では、モノマー「トレーサー」を大量に使用しています。
「粒子」は SHAMPOO コードで計算されます (Oosterloo et al.
2023) 地域の不安定な CHNOS 予算に対する輸送プロセスの影響を定量的に制限する。 ここでビンに入れました
個人の軌道に関連付けられた位置タイムステップ
既存の背景グリッド上のモノマー。 これにより、
プローブするモノマーの局所集団の構築
非ローカルディスクプロセスによって影響を受けるローカルダストの特性。
主な調査結果を次のように要約します。
– 塵の力学が支配する巨大な円盤内
ディスクの大部分全体に拡散することにより、個々のユニットが
粉塵の塊はかなりの距離にわたって輸送される可能性があります。 空間的には、拡散により局所的なダストがより非局所的になります。
図 2 および 3 の外側の円盤。具体的には、r = 50 AU では、個々のモノマーが、以下の範囲に由来することが判明しました。
r ≈ 35 AU、遠く離れたところでは r ≈ 70、モノマーは
r = 2 AU は r ≈ 7 ほど遠くから発生していることが判明
AU。 ただし、小さいほど氷の線の間隔が狭くなるため、
r、化学的に異なるものからの塵の混合がさらに多く見られます
外側のディスクと内側のディスクの領域を比較します (図 4)。
– 個々のモノマーの吸着と光脱離による氷の処理は、進化の歴史全体の ≲ 1 − 10 % の間にのみ発生します。つまり、ほとんどの場合、
ダスト質量の個々の単位はダスト凝集ゲートの内側に位置し、その局所的な化学組成の影響を受けません。
気相（図6）。
– 非ローカルディスク処理は、
個々の氷の絶対量、特に小さい氷の場合
半径位置 (r = 3、6 AU) および特定の種 (CO2)
および硫黄含有種）、相対的な氷マントル組成は局所的な円盤処理と同等のままである
(図7および図8)。 非局所的ディスク処理が個々の種の氷の量に与える正確な影響は、
円盤内の位置と化学種。
– 微細な衝突混合、凝集サイクルによるダスト凝集体全体の固体材料の混合
断片化は、量に大きな影響を与える可能性があります
それぞれの種の近くにある個々の種に関連する氷
アイスライン（図9および図10）。 この現象は次の場合に発生します。
衝突のタイムスケールは、吸着または脱離のタイムスケールと同等か、それよりも短いです。 この研究で私たちはそれを導き出しました
これにより、氷が 2 桁以上少なくなる可能性があります
氷の進化が限定的なままであるモデルに関して
サーフェスを集約します。 分子が外に拡散するため、
この研究では凝集は瞬間的であると仮定されており、同じ円盤領域では拡散効果が無視できない可能性が高く、これはおそらく氷の量の下限を反映していると考えられます。
この仕組みにより、粉塵を残さずに維持することができます。
全体として、この研究で提示された枠組みは、非局所的な氷処理が地球に及ぼす影響について貴重な洞察を提供します。
揮発性CHNOSの組成と塵全体の分布
骨材。 この研究で提示されたフレームワークの提案された追加のアプリケーションには、
付加爆発を伴う時間進化するクラス I 円盤など
大幅なダストの沈降とドリフトが発生する進化したクラス II ディスク
発生すると予想されます。 さらに、モデルの結果を結合すると、
微惑星形成モデルは、世界における新たな洞察を提供する可能性があります。
微植物の初期氷予算。 今後のモデリングの取り組みは、
分子が逃げ出す領域を探索することも推奨される
集計からの効率は現在考えられているよりも劣りますが、
もう 1 つの重要な調査領域は、このプロセスの動作です。
異なる充填係数と断片化閾値。
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