原始惑星系円盤のエンスタタイト豊富な環境

ウィキペディアによるとエンスタタイト＝頑火輝石（がんかきせき）は、ケイ酸塩鉱物の一種。マグネシウムに富む斜方輝石。原始惑星系円盤の中心面で中心星から１AU以内にはエンスタタイトが豊富ってことは生産供給しているのは中心星近く？以下、機械翻訳。
インナー原始太陽系星雲のための2D凝縮モデル：エンスタタイト豊富な環境

（2016年1月7日に提出）
赤外線観察は、原始惑星ディスク表面層にダスト組成物を提供するが、惑星形成が起こるミッドプレーンにダストの化学的性質を調べることができません。隕石は、ダイナミクスは原始太陽系星雲中のダストの分布を決定する上で重要であったと我々はディスクのグローバル化学を理解することがある場合に検討する必要があることを示しています。1Dラジアル凝縮シーケンスは、一度に1つのディスク層をシミュレートすることができ、グローバルな化学や隕石の複雑さを記述することはできません。これらの制限に対処するために、我々は熱力学的平衡モデルを使用して、初めての内側太陽系における縮合物の二次元分布を計算し、垂直沈降やほこりの半径方向移動のための時間スケールを導出する。
我々は1 AU内の2つのエンスタタイトの豊富なゾーンを見つけます若い日から：0.8 AUに、光学的厚のディスクミッドプレーンに〜0.4 AUのうち、ディスク内部の上部の光学的に薄い層に太いバンド〜0.1 AU。2エンスタタイトに富むゾーンは水星とエンスタタイトコンドライトは、同様の組成を有するバルク材料を共有していることが最近の証拠をサポートしています。我々の結果はまた、ディスクの内周面にエンスタタイトに富むダストの排出を示す原始惑星系円盤の赤外線観測と一致している。
その結果、化学とダイナミクスがエンスタタイトコンドライトのバルク材料の形成は、内面層で発生したことを示唆していますディスク、0.4〜AU内。また、ガスの分画および縮合物の垂直沈降がエンスタタイトコンドライト、バルク材料につながるという簡単な代替シナリオを提案しています。
図１。 Ｄ 'Alessio およびその他からの結果として生じているディスク構造。 （１９９８）モデル。 残っています：温度分配。 まっすぐにしてください：圧力分配。
破線は ＝ ディスクの１つの表面です、そして一点鎖線はディスク表面を表します。


図４。 垂直にほこりをしずめることのためにガス分留を要約している概略図。 ガスの包みが太陽の構成を持っています（Ｐの不変のプレッシャーで ＝ １０＾－ ３つのバーと T0 ＝ １８５０Ｋの最初の温度）が解決して垂直のダストを 効率的にこの温度で凝結するすべての固体がために環境から取り除かれる T1 ＝ １４３３に涼しくされる. 分割された T1 ガスはそれから、 T2 ＝ １３８０Ｋにさらに冷やされます、それが フォルステライト の濃縮温度に達するということでした。 フォルステライト 、鉄と、マイナーな silicates が環境から効率的に取り去られる、そして結果として生じている 分割されたガスはそれぞれ０.６６と０.４１のミリグラム / Si と Fe / Si 比率を持っています。 T2 ガスのそれ以上の濃縮が エンスタタイト に富んだ濃縮物に導きます。