ミニ 海王星 の形成

ケプラー宇宙望遠鏡が見つけた系外惑星。半径が地球の２．４倍がピークで水素とヘリウムの厚い大気がまとわりついてる惑星が多数派。スーパーアースよりは大きくて海王星より小さい。太陽系にはそんな惑星おらへんで。以下、機械翻訳。
ミニ 海王星 の形成

要約
ミニ海王星は普通の惑星であるように思われます。 この仕事で我々は惑星を想定しているミニ海王星のレートが 雪線 を越えて構成する可能な編成の歴史と予測された発生を調査します。 我々は小石と 微惑星 付加物がエンベロープ豊かさに対する経理と２つの異なった不透明状態であると思います。 我々はミニ海王星の形成のために - １０＾ - ６Ｍ地球 / 年の比較的低い堅実な付加物レートで、 揮発性物質 によってのエンベロープ濃縮が含まれるとき、ミニ海王星の形成が比較的頻繁なアウトプットである、そして「快いスポット」があることに気付きます。 このレートは最低 / 媒介量 原始惑星系円盤そして／あるいは低い 金属量 を持っているディスクのために典型的です。 小石堆積で、エンベロープ豊かさと高い不透明が大きい軌道長半径（～ ３０ AU）と低いディスク粘性において、いっそう効率的な形成で、ミニ海王星の形成に有利にはたらきます。 微惑星 堆積のために、このような惑星は、不透明が成長の歴史での重要な局面と好意的な編成の場所であるという状態で、豊かさなしで同じくできることができます。 最終的に、我々は海王星のような惑星の形成が惑星形成理論の手強い課題のままでいることを示します。
キーワード：惑星と衛星：組成；惑星と衛星：形成；惑星と衛星：内部
１．序論
ミッションが半径でそれほど惑星的に見せたケプラーが地球のそれの間です（R地球) そして（４Ｒ地球）が我々の銀河で極めて普通である海王星（例えば、 Batalha およびその他。 ２０１３）. 図１が比較的正確な質量の確定で種々の組成と発見された系外惑星の多くのために質量と半径の（ＭＲ）関係を示します。 人物、惑星のいく人かから見られることができるように人が、それらがもっと軽い要素から成り立つことを提案して純水に待っていたより大きい半径を持ちます、多分 H - He が少ない量の惑星を含めて、です（ＭＰ≦ １０Ｍ地球）. これらの惑星はミニ海王星としてしばしば指名されます。
このような惑星の性格付けが H - He の大気の存在を確証することに対して、いくつかの研究が（今まで）専用でした（例えば、ワイス＆ Marcy ２０１４；ロジャース２０１５；ドルンおよびその他。 ２０１７）. 例えば、ロジャース（２０１５年）は、（H-He）の大気を揮発性そして／あるいは水素とヘリウムであるようにして、１.６のＲ地球 が岩石に満ちていないより大きい半径で最も惑星のそれを見せました。 同様に、通り過ぎてモデルをします
ロペスおよびその他。 （２０１２）それがケプラー - 11d とケプラー - 11f ができている惑星 - H - He の３０％ － であることを見いだしてください。 最近、フルトンおよびその他。 （２０１７）が１.３と２.４のＲ地球 において、ピークで、ケプラー系外惑星の半径で２取り決めを提出しました。 大きさを持っている系外惑星が２.４Ｒ地球の回りに群がりました
- 重要なガスのエンベロープを持っていると思われます。
ミニ海王星が我々の太陽系で存在しないけれども、他の星の周りのそれらの頻繁な発生は説明を必要とします。
このペーパーで我々はコア付加物のシナリオでミニ海王星の形成メカニズムと事象レートを調査します。 このモデルで、惑星の編成は（重い要素で構成された）固体のコア、そしてそれに続いてガスのエンベロープの付着の成長から始まります。 重い要素の質量が（時間 tcross で起きる）陸橋の質量として知られている H - He の質量に相当するとき、ガス堆積の非常に速い段階が起きます、そして惑星はガスジャイアント（Bodenheimer ＆ポラック１９８６；ポラックおよびその他。なります １９９６； Helled およびその他。 2014) もしガスの円盤がまだ存在しているなら。 固体の付加物が主にである時が 微惑星 のかたちです（０.１ － １００キロの大きさオブジェクト）、そこに固形食で使い果たされる原始惑星 の重力の影響力の地域がある成長の中間の段階です、しかし輝きがそうである堆積が小さいレートでエンベロープの成長を維持するのに十分です（ポラックおよびその他のいわゆる段階 - ２. １９９６）. このシナリオで、フェーズ - ２は通常、（１０＾６年のオーダーについて）最も長いです、そしてそのために、惑星がこの期間に持つ大量はミニ海王星を形成する可能性における決定的な役割を果たします。 古典の中核となる堆積でポラックおよびその他のモデル。 （１９９６）、編成のタイムスケールは数百万年のオーダーでした。 長期の形成のタイムスケール問題がそうであり得る研究が示した下記が惑星の移行のような種々のプロセス / 仮定を含めて克服されます（アリベールおよびその他。 2005) 微惑星 の大きさの特定の状態（フォティアおよびその他.
2013) エンベロープの不透明（Movshovitz およびその他. 2010) そして胎児の給送用地域からの四散した 微惑星 （田中＆アイダ１９９９）の補充。
モデルが ? の小石の、典型的な大きさを持っている付加物を１０センチ（Ormel ＆ Klahr ２０１０； Lambrechts ＆ヨハンゼン２０１２、２０１４；ビッチュおよびその他。であるとみなして上昇する中核となる付加物で長い編成のタイムスケールを克服する代わりのシナリオ
２０１５）. 小石が Keplerian 速度において動いて、そして小さいですから、それらは軌道の腐敗に導く副 Keplerian ガスから強い向かい風を経験します。 これは際立ってそれらの速度を遅くする摩擦をガスで起こすことになっている 原始惑星 （Lambrechts ＆ヨハンゼン２０１２）によって効率的に加えられることができる小石の不安定に導きます。 場合が典型的に高くそうである小石付加物の固体の付加物レート（～１０＾ - ６ - １０＾ - ５Ｍ地球 / 年）が成長全体の間に低い - 不穏なディスクのためです（Morbidelli およびその他。 ２０１５）. protoplanet が、 protoplanet が ～２０Ｍ地球の質量を持っているとき、小石堆積を妨げる圧力のこぶを産み出して、ディスクの構造を不安にさせるとき、これは止まりますか？（Lambrechts およびその他. 2014) 我々がこれで焦点を合わせる大衆が働くより高く。
多くの研究が観察の偏り、１つと４つのＲの間の半径を持っている系外惑星の大部分のために、それという条件のもとで、本来の場所にミニ海王星という所の形成に焦点を合わせました - ５０日以下（ドレッシング & シャルボノー２０１５年）の期間を持っていてください。 このタイプのすべての研究は、ディスクの生涯の間の iceline の中のガス堆積が非常にまれであると結論しました（２０１４年 Ikoma ＆ Hori ２０１２；リー＆チアン２０１６； Inamdar ＆ Schlichting ２０１５； Bodenheimer ＆リッサウアー）。 まだ、 iceline を越えてさえ、惑星の１０％のガスのエンベロープの獲得はミサ、あるいはより高く非常に特定のディスク状態（リー＆チアン２０１６；ロジャースおよびその他。必要とします ２０１１）.
少ない量の、ガスに富んだ惑星の編成は、このような場合 原始惑星 がガスただコアが限界量に達するいつの重要な量を増し始めるから、すべての固体がしん底まで沈むと考えられるところで古典の根本的に重要な付加物モデルという環境で理解することが難しいです - １０Ｍ地球 （水野１９８０年；ポラックおよびその他. １９９６）. このペーパーで我々はその効果が初めに Podolak およびその他によって調査された氷で覆われた 微惑星 / 小石の昇華によって封筒豊かさの効果を含みます。 （１９８８）原始の H - He 封筒で固体の宣誓証書を計算することによって、 Iaroslavitz ＆ Podolak （２００７年）。 後で、このプロセスは Hori ＆ Ikoma （２０１１）； Lambrechts およびその他によって含まれました。 （２０１４）；ベントゥリーニおよびその他。 （２０１５）重要な基幹諸国の計算で、そして完全にベントゥリーニおよびその他で惑星の増大に実装されます。 （２０１６）。 我々はベントゥリーニおよびその他の仕事を追います。
（２０１６）それは封筒豊かさが速いガス堆積の開始の前に大量の H - He の付加物に導くことができることを示しました。 我々はミニ海王星の編成、固体の付加物を含めてレート、編成の場所と大気の不透明の効率を変えることができる重要な物性に集中します。 惑星は向こうに iceline を組織して、そしてその後内側に移住すると考えられます。 我々は非常に広いパラメータスペースの下で、封筒豊かさが考慮されるとき、特に、ミニ海王星という所の形成が起こる可能性が高いことに気付きます。

図１。 元気な決然とした大衆と半径を持っている小さい部分と媒介質量系外惑星のための質量半径（ＭＲ）図。 同じく見せられたそうです
水のような種々の作文のためのＭＲカーブ（青によって打ち砕かれた、リッサウアーおよびその他。 2011) そして「地球同種のもの」（茶色によって打ち砕かれた、ドレッシングおよびその他。 ２０１５）.
H - He を含む作文のためのカーブは惑星が、水の量が岩のそれと同じであるという状態で、岩だらけのコアと H - He と水の封筒を持っていると想定して算出されます（Sect.2 参照）。


図２。 計算された惑星形成道。 Shown が H - He の大量のほんの少し対惑星の量（MP）であるでディ、小石と planetesimal 付加物のための、 の erent の場所そしてディ の erent opacities . 頑丈な、そして突進されたカーブは、それぞれ、豊かにされる、そして豊かにされない場合に対応します。 カーブの厚い部分がディスクの平均生涯以内にタイムを示します。 オレンジの（の・もの・人）、「ミニ海王星という所体制」、（暗いオレンジ － 限定された；軽いオレンジ － が拡張しました）間に、緑のエリアは「海王星体制」を代表します。 我々は封筒豊かさなしで、ミニ海王星という所の形成が小石付加物のシナリオでまれであることに気付きます。 planetesimals と高いほこり opacities のケースのために、編成のタイムスケールは一般に protoplanet が３つの Myr のディスクの平均生涯以内にミニ海王星の地域に入力するにはあまりにも長いです（詳細のためのテキスト参照）。


図３。 図２に示された同じシミュレーションのための惑星の成長。 黒一色の部分はそれの間に protoplanets が 0:1 6 fHHe ６ 0:25 を持つタイムを示します。 陰にされるエリアのカラー勾配は予想される３つの Myr の平均ディスク生涯スコアを持っているディスク分散の年齢に対応します（Sect.2.1 参照）。


図４。 Fig.3 の低いほこりの不透明ケースのための５と２０の AU においての惑星の成長経歴。 核（Mcore）の大量、時間の機能として H - He （MHHe）と全体の惑星の量（ＭＰ）の大きさの重い要素（MZ）の全体の大量が見せられます。 固体の、そしてたたきつけられたラインは、それぞれ、豊かにされる、そして豊かにされない場合に対応します。


図５。 （ちょうど）低いほこりの不透明を仮定している小石付加物（左）と planetesimal 付加物の Fig.4 の豊かにされる事例のための封筒の metallicity の進展。 封筒豊かさが始まる途端に、揮発性の材料（水）は封筒で留まって、そして、岩がコアの中に堆積させられる間に、 H - He と混ざると考えられます。


図６。 ミニ海王星の発生が（拡張された鮮明度）対 semimajor 軸を（ａ）と粘性パラメータ（）と評価します。 豊かにされる（人たち・もの）（ライトブルー）と豊かにされない（赤い）場合が見せられます。 我々は同じく対応するシミュレーションの Myr での陸橋時間を示します。 トップとなってください： (a) MMSN ディスク（ページ ＝ １.５、０ ＝ １７００年のｇ / cm2 、 Z0 ＝ ０：０１８）。 底： (b) LJ14 のベースラインディスク（ページ ＝ １、０ ＝ ５００ｇ / cm2 、 Z0 ＝ ０：０１）。 グリーンによって陰にされたエリアはミニ海王星という所の形成が可能であるケースをハイライトします。


図７。 軌道長半径 (a) と粘性パラメータに対してのミニ海王星の事象レート（拡張された鮮明度）（) ディスクのために同じプロフィールと metallicity をベースラインとして LJ14 （ページ ＝ １、 Z0 ＝ ０：０１）について、ただディ の erent が量に合計してなる. 左： (a) 、３つの Myr の後に吹き積もった小石の全体の大量が３６５のＭであるという状態で、０ ＝ １０００ｇ / cm2 を してください。 まっすぐにしてください： (b) ０ ＝ ２５０ｇ / cm2 、３時の後に吹き積もった小石の全体の大量で Myr は９０のＭです。 ケースと時間がそうである陸橋がそれぞれのケースのために示した豊かにされる（ライトブルー）と豊かにされない（赤）が同じくここで見せられます。


図８。 ミニ海王星の発生が小石堆積のケースのために（拡張された鮮明度）をディスク metallicity （Z0）の機能と評価します。 ａ ＝ １０＾－５と　ｐ ＝ １. オレンジ（ ａ ＝５ AU）とグリーン（ａ＝２０ AU）カーブはΣ０ ＝ ５００ｇ / cm2 （LJ14 のベースラインディスクモデル）に対応するのに対して、すみれは２分の１量でディスクに対応します（Σ０ ＝ ２５０ｇ / cm2）と ａ＝ ２０ AU 。