原始惑星系円盤のCO枯渇

COが原始惑星系円盤の進化の目安となっているのでCOを除去するメカニズムが分かれば原始惑星の形成タイミングとかが分かってくる。以下、機械翻訳。
原始惑星系円盤内 でＣＯ枯渇の錠を開けること。 暖かい分子の層

要約
ＣＯが両方とも、星間の媒体、そして 原始惑星系円盤内で一般に全体のガス量のトレーサーとして使われます。 最近ディスクに質量トレーサーとしてＣＯの有益性についてのたくさんの討論がありました。 原始惑星系円盤の中のＣＯの観察が広範囲のＣＯ 存在量 が、低いＣＯの測定で多数のシステムで質量の比率のほこりを払うことを明らかにします。 １つの可能性が炭素が化学によってＣＯから取り除かれるということです。 しかしながら、この化学的な再処理に貢献する身体上の状態のフルの範囲はよく理解されません。 我々は広範囲の身体上の状態の１９８のモデルのための 原始惑星系円盤での時間依存の化学の組織的な調査を行ないます。 どんな物理的な条件が暖かい分子のレイヤで種々のＣＯ枯渇メカニズムを作動させるために必要であるかについて詳述して、我々さまざまなほこり穀物サイズ分配、温度、宇宙線とＸ線イオン化レート、ディスク量、そして最初の水豊富。
我々は２つの地域で暖かい分子のレイヤに我々の分析を集中します：ＣＯ雪線のずっと外の外のディスク（１００au）と 中央平面 ＣＯ雪線のすぐ内側への内部のディスク（１９au）。 百万年後に、我々は１０＾ -４ 外のディスクでの以下しかモデルの大多数が H2 と比較してＣＯ豊富を持っていることに気付きません、他方豊富が１０＾ - ５ 以下しか宇宙線の存在を必要としません。 ＣＯ雪線の中に、ＣＯの重要な枯渇がただ高い宇宙線レートでモデルで起こるだけです。 もし宇宙線が若いディスクに存在していないなら、化学的に炭素をＣＯから取り除くことは難しいです。
さらに、ＣＯ枯渇の前に水を取り除くことはＣＯの化学処理を妨げます。 化学処理だけが低いＣＯ 豊富 の最新の観察を説明することができません。 他のメカニズムは同じく関係しているに違いありません。
キーワード： 宇宙化学 、 星を取り巻く 物質、 ISM ： 豊富さ 、分子のデータ、 原始惑星系円盤

図１。 １９ au においての垂直のガス温度プロフィールそして
100 au は０.０３のＭのためです - ディスク。 ０％の大きい粒子モデルは黒で示されます、そして９９％の大きい粒子モデルはグレーで示されます。 破線が暖かいディスクモデルで温度を示します。


図４。 使い尽くされているモデルの数の分類（ｎ（ＣＯ） ＜ １０＾ - 4 ) そして百万年 で（ｎ（ＣＯ） ＞ １０＾ - ４ ）を使い果たしませんでした。