惑星の形成とマイグレーションに関する原始惑星系円盤内の水の影響

ざっくりと読んだ感じでは固体成分として氷が影響しているので、ドライアイスやメタン氷も影響しているのではないかと素人は考えてしまうのですが、恒星に近い領域では氷だけで良いという割り切りなのか？以下、機械翻訳
惑星の移動および形成の原始惑星ディスク中の水分の影響

（2016年3月3日に提出）
原始惑星系ディスクの温度と密度プロファイルは、マイクロメートルサイズの塵粒の質量分率で、それらの化学組成に決定的に依存します。水氷のラインが遠くに星から移動するようにマイクロメートルサイズの粒子のより大きな存在量は、ディスクの全体的な加熱につながります。ディスク内部の水の割合の増加は、固定されたダスト存在量を維持し、ディスクの氷の領域の温度を上昇させると、内側領域の温度を低下させます。より大きなケイ酸塩割合のディスクは逆の効果を持っています。ここでは、惑星の形成と移行のためのダスト組成と豊かさの結果を探ります。私たちは、より大きな含水量のディスク内の外側に移行がディスクの進化の後期段階で8地球の質量まで持続しながら、低含水量のディスクのみ、4地球の質量までの惑星のマイグレーションを外側に維持することができることがわかります。水の豊富が低ければ暴走ガス降着に達していない氷の惑星のコアは、このように、ホストの星に近い軌道に移行することができます。我々の結果は、太陽系外惑星の調査で見つかったホットと暖かい超地球は氷のラインを越えて形成され、したがって、水にかなりの割合を含んでいたかもしれないことを示唆しています。これらの水が豊富なスーパー地球は低酸素豊富が低い水/ケイ酸塩比のいずれかによって、あるいは全体的に低い金属性によって引き起こされる低酸素豊富、と星の周りに主に周回する必要があります。

図１． Rosseland は異なった水から 珪酸塩 への比率のためにマイクロメーターサイズのほこり粒子のために不透明を意味します。 もっと多くの水と一緒のディスクが受ける低い温度でより大きい不透明、熟考と氷粒子のための吸収パラメータが 珪酸塩粒子のためにより高い不透明をもたらすから. 氷ラインで（灰色の地帯）氷粒子が、不透明に１滴をもたらして、昇華します。 もしディスクの水分数が高いなら、この下落はより大きいです。 より高い温度での不透明はもっと多くの 珪酸塩 と一緒にディスクのためにより大きいです、なぜなら不透明に寄与することができるもっと多くの 珪酸塩粒子が利用可能ですから。 不透明の価値はここでほこり粒子で Zdust ＝ ０.５％の完全な 金属量 でディスクのために計算されます。


図２。 異なった水/珪酸塩の比率を持っているディスクのためのアスペクト比Ｈ / ｒ。
トップのプロットは Zdust ＝ ０.５％のほこり 金属量 のためにＨ / ｒを見せます、他方最低のプロットは Zdust ＝ ０.１％を持っています。 不透明に移行を期待したように、水のより大きいほんの少しが氷ラインでＨ / ｒプロフィールにより大きいこぶをもたらします（図１参照）。 より低いほこり 金属量 で氷ラインでのこぶはより高等なほこり 金属量 と比較してそれほど顕著であらなくて、そして近くに寄ると、あるいは１つの AU の内部でさえディスク進展の遅い段階に存在します。 すべての水/ 珪酸塩 への比率のために、より低い付加物レート - より小さいＨ / ｒでのＭ結果 － がそうです、なぜならディスクはそれほど大きくあらなくて、そして従ってそれほど粘着性でない暖房を作り出しますから。