重力マイクロレンズ 結果がコア降着暴走成長シナリオに挑戦します

重力マイクロレンズから得られたデータからは中間重量のガス巨大惑星の欠如は見られない。コア降着暴走成長シナリオに欠陥があるのか？以下、機械翻訳。
マイクロレンズ 結果がガス巨大惑星のためにコア付加物のコントロールが効かなくなった成長のシナリオに挑戦します

要約
我々は人口統合モデルから重力マイクロレンズ によって測られた惑星から星への質量比分布を中核となる付加物理論予測と比較します。 コア付加物理論の楽なガス付加物プロセスは マイクロレンズ 結果で見られない中間の量の巨大な惑星の欠乏を予測します。 特に、モデルはより少ない１０＾ - ４ - ｑ - ４×１０＾ - ４の質量の比率においての惑星が（それより） － をする１０の×が 重力マイクロレンズ 観察から推定した ? を予測します。 この緊張はガス巨大惑星形成が今まで既存の根本的に重要な付加物モデルによって見落とされたプロセスを伴うかもしれない、あるいは惑星を形成する環境がホスト星量の func tion としてかなりさまざまであることを意味します。 原始惑星系円盤粘性と厚さのための通常の仮定からの変化がこの差を減らすことができました、しかしこのような変更はより大きいか、あるいはより小さい質量の比率において、あるいは他の観察で 重力マイクロレンズ 結果と対立するかもしれません。 楽なガス付加物プロセスが我々の内部の太陽系への水の配達を引き起こしたかもしれないことが提案されたから、この差の解決は惑星の居住性に対する重要な帰結的意味を持っているかもしれません。 それで、巨大惑星形成の理解が我々が住むに適した惑星の事象レートを決定するのを手伝うかもしれません。
キーワード：重力レンズ: マイクロ － 惑星系 － 惑星と衛星：形成 － 惑星ディスク相互作用
図１。 質量比、ｑと分離、ｓの機能として、アインシュタイン半径ユニットでの結合された S16 分析の系外惑星敏感さ。 輪郭は、もし混ぜられた S16 サンプルのそれぞれのレンズシステムが指定されたｑとｓ値で惑星を持っているなら、期待された惑星 検出 の数を与えます、そして赤いスポットはサンプルで惑星のパラメータを示します。 赤字によって結ばれた開いている赤い場所はｓ - １ / ｓ － でモデルの間に退化で高い倍率のイベントを示します。


図２。 惑星と比較して住民合成が設計するコア付加物理論からの分配を 重力マイクロレンズ することによって、測られたホスト - 星の質量比機能への惑星。 赤い棒グラフは、最も良い - 体調が良い壊れた電力の法則モデルとその１σの範囲が黒い実線とグレーの陰にされる地域によって起訴されるという状態で、慎重な質量比分配を示します。 赤い、そしてピンクの矢は惑星 検出 なしで質量比大箱の上に１のσと２つのσ上限を示します。 暗い、そしてライトブルーの棒グラフは住民合成が移行で設計するデフォルトからの予測された質量比機能です、そして代わりの移行フリーは、それぞれ、アイダ＆ Lin (a) とベルンから (b) シミュレーションを型取ります。 ベルンモデルのために、我々は同じく 2.9×を持っている１点に対する結果がパネル (b) でただ金棒グラフとして０.５太陽質量のホスト星のためにディスク粘性を下げることを示します。