原始惑星系円盤のキュリー線と水星に似た惑星の形成

コンドライトを水素の中で加熱すると、鉄が出てくるらしい。原始星の周辺で1041Kを超える部分には鉄が集まる傾向。以下、機械翻訳。
原始惑星系円盤のキュリー線と水星に似た惑星の形成

概要
室内実験では、水素雰囲気中でコンドライト材料を 1400 K まで加熱しました。 メスバウアー分光法と磁力測定により、高温ではケイ酸塩から金属鉄が形成されることが明らかになりました。 転移温度は、1 時間後に約 1200 K です。
より長い焼戻しでは約 1000 K まで減少する可能性があります。 これは、原始惑星系円盤内の高温領域では、内側に漂う固体が一般に金属鉄の貯留層になることを意味します。 その後、鉄分に富んだ物質の磁気凝集が発生します
ディスクの磁場内。 ただし、鉄のキュリー温度 1041 K は、
ディスクは、強磁性粒子の強い磁気相互作用の領域と弱い常磁性特性の領域に移動します。 私たちは呼びます
ディスク内のこの位置がキュリー線です。 ここで磁気凝集のオンとオフを切り替えます。 の外側の強磁性側では、
キュリー線、鉄分が豊富な粒子の大きなクラスターが成長し、ストリーミングが不安定になりやすい可能性があります。 キュリー線の内側には、これらの
クラスターは溶解しますが、重力による微惑星形成にも有益な多数の密度を生成します
不安定。 いずれにせよ、キュリー線は、鉄に富む物体の形成に好ましい領域を定義する可能性があります。
1.はじめに
原始惑星系ディスクの現在の観測は、大きなスイートを示しています
固体と気体のさまざまな距離でのリング構造の
ら。 2015; ロングら。 2018; アンドリュース等。 2018; 張
ら。 2021; ミオテッロ等。 2022年）。 スイートと同じくらい広い
埋め込まれた惑星から
圧力トラップと温度依存の粘着特性
光泳動濃度、スノー ライン、局所不安定性
(Krauss & Wurm 2005; Charnoz et al. 2021; Jiang & Ormel
2021; ピリッヒ等。 2021; 桑原ら。 2022; レスール等。 2022;
李等。 2022年）。 ここで別のリングメカニズムを提案します
内側の 1 AU は、水星に似た惑星の形成に関連している可能性があります。
これまでも、そして今も、高揚感を説明する必要があります。
水星の密度。 この惑星は明らかに鉄のコアを持っています
水星があった場合に許容される小さなサイズよりもはるかに大きい
他の地球型惑星と同じ太陽系の物質で構成されています (Spohn et al. 2001)。 数もありました
これまでに検出された、水星の最高値を共有する可能性のある系外惑星の数
密度 (Rappaport et al. 2013; Sinukoff et al. 2017; Santerne
ら。 2018; ラムら。 2021年）。 これには、次のことができるメカニズムが必要です。
どういうわけか鉄を他の物質から分離します。 この分離により、
惑星が形成される前または後に発生します。 その後発生した場合は、
マントルの一部はいずれかの方法で失われます。つまり、
1 つまたは複数の巨大な衝突または昇華 (Cameron 1985; Benz
ら。 1988; フランコ等。 2022; ラインハルト等。 2022年）。
水星がその時代からその組成を継承した場合
しかし、その後、鉄と鉄を分離するすべてのメカニズム
最初の微惑星や惑星が形成される前の初期のケイ酸塩
関連する可能性があります。 熱伝導率が違うので、
光泳動は、優先的に除去するために提案されています
内部系からの金属鉄ではなくケイ酸塩 (Wurm et al.2013)。 最近、蒸発と凝縮が大きな鉄分に富んだ固体の形成を引き起こすことが提案されています (Aguichine et al. 2020; Johansen & Dorn 2022)。 また、スーパーマーキュリー鉄の大部分が純粋な形である場合に形成することが提案されています
(Mah and Bitsch、私信)。 もしそれが真実で、
金属鉄がすでに存在している場合、強磁性も存在する可能性があります
役割を果たす。
ヌスら。 (1994) および Nübold 等。 (2003) は、
残留磁場はすでに
鉄粒子を含むより大きな骨材を構築します。 でも、
双極子が
外部磁場によって調整されます。 原始惑星系円盤には磁場が存在しますが、その計算や観測は簡単ではありません (Bertrang et al. 2017; Delage et al. 2022;
Bjerkeli等。 2016)。 いずれにせよ、推定電界強度
内側のディスクでミリテスラの範囲に達し、減少します
距離とともに (Wardle 2007; Dudorov & Khaibrakhmanov 2014;
ブラウアー等。 2017)。 鉄双極子の安定性の向上
念頭に置いて、Hubbard (2014) は侵食メカニズムを提案しました。
ケイ酸塩を選択的に浸食し、鉄はよりよく結合するか、
磁場で「粘着性」がある – 凝集したままです。 その間
これは今のところ実験では証明されていません、Kruss & Wurm
(2018) と Kruss & Wurm (2020) は、それにもかかわらず、磁化が鉄に富む凝集体のより大きなクラスターを可能にすることを示しました。
ケイ酸塩が成長しなくなった場所で成長しますが、これは
バウンスバリアであり、フラグメンテーション中ではありません。
バウンドバリアは集合体サイズ約1mm
ヒットアンドスティック衝突によってマイクロメートルのダストが成長する可能性がある
凝集体がコンパクトになり、さらに成長するのに十分な衝突エネルギーを消散できなくなるまで、つまり、凝集体は
この段階で互いに跳ね返ります (Zsom et al. 2010; Kelling
ら。 2014）。 しかし、かなりの割合の金属鉄が存在し、磁場が十分に大きい場合、これらの凝集体はより大きな鎖状のクラスターを形成する可能性があり、したがって、
大幅に成長します。 このように、Kruss & Wurm (2018) と Kruss
& Wurm (2020) は、磁気の磁気クラスタリングを導入しました。
選択的に鉄に富む成長のメカニズムとしてのダスト凝集体
体。 磁気凝集が原始惑星系円盤で機能するためには、金属鉄の存在が 1 つの要件です。


図1. アジェンデの印加磁場に対する磁化
水素雰囲気中で 1 時間焼戻しされた異なる温度 TH の粉末サンプル。


図 2. 図 1 から抽出した Fe 飽和磁化 MS。
1時間後の測定された金属鉄生成の開始を示します
長時間の焼戻し実験から推定された焼戻しの可能性と潜在的なシフト。


図 3. 鉄微惑星の形成が地球でどのように機能するか
キュリー ライン: コンドライト物質は原始惑星系円盤の内側にドリフトします。
鉄は、内側または外側の特定の場所で金属鉄に還元されます
キュリー線の。 キュリー線は磁気凝集を
クラスター解散。 これにより、鉄分が豊富なトリガーの 2 つのオプションが提供されます。
微惑星形成。

4. 結論
原始惑星系円盤の標準的なシナリオでは、固体粒子
内側に流れやすい。 内部では、高温で
約1000K以下で鉄は金属鉄に還元されます
鉄分が豊富な粒子は、固体在庫の重要な部分になります。 ちなみに鉄のキュリー温度は1041Kでちょうど
この地域にあります。 そのため、かなり急な勾配があります
強磁性体と常磁性体を分けるキュリー線で
金属鉄。 ディスク磁場が存在すると、
外側に鉄分が豊富な粒子の大きなクラスターであり、多くの
キュリー線の内側の小さな粒子。 イントロダクションで概説したように、最近の研究では、
蒸発と凝縮に関連する鉄分に富んだ物体の形成。 ここでは、キュリー線がサポート メカニズムとして機能します。
キュリー線で物質を処理することは、鉄に富む物質の重力またはストリーミング不安定性を引き起こすのに役立つ可能性があるため、
水星のような惑星の発祥の地になります。