暑さを乗り切る: V883 Ori の多波長分析により、塵の集合体は氷のマントルが昇華しても生き残ることが明らかになりました。
要約
水の氷の昇華に対する氷の塵集合体の反応を調査することは、その形成と氷の昇華を理解するために不可欠です。
原始惑星系円盤内の微惑星の性質。 しかし、以前の研究では凝集体が示唆されているため、それらの運命は不明のままです。
生き残るか、完全に崩壊して（サブ）𝜇mサイズの粒子になるかのどちらかです。 降着中の星の周りの原始惑星系円盤
噴出は、水の雪線が地域の外側に押し出されるときの、氷の昇華プロセスを研究するためのユニークな研究室を表しています。
現在の天文台にアクセスできます。 この研究では、氷の昇華に対する骨材の応答を理解することを目的としています。
V883 Ori では、現在強力な降着爆発が起こっています。 アーカイブの高解像度の新たな分析を紹介します
アルマ望遠鏡によるV883 Oriの原始惑星系円盤の0.88、1.3、2.0、3.1 mmでの観測と新しい動径スペクトル指数の導出
プロファイルを一次元ダスト進化シミュレーションからの予測と比較します。 V883 Ori の地域では、
水の氷が昇華すると、以前に得られたものよりも低いスペクトル指数が見つかり、cm サイズの粒子の存在が示されます。
私たちの塵の進化モデルと組み合わせると、その存在を説明する唯一の方法は、塵が地球よりも前に形成されたと仮定することであることがわかりました。
爆発し、昇華プロセスを生き延びました。 このような激しい出来事に対する塵集合体の回復力から、次のように推測できます。
これは、静かな水面の雪線を漂う小石など、より穏やかな加熱を行う他の環境にも広がる可能性があります。
原始惑星系円盤。 その場合、雪線内部の乾燥微惑星の形成経路が変化する可能性がある。
キーワード: 惑と衛星: 形成 – 惑星と衛星: 組成 – 星: 個別: V883 Ori – 原始惑星系円盤 – 方法: 観察 – 方法: 数値
1 はじめに
惑星は、若い星を囲む塵とガスの円盤の中に形成されます。 崩壊した分子雲から引き継がれた、固体の最初の貯蔵庫
𝜇m サイズのダスト粒子で構成されており、凝集してより大きな粒子になります。
低速での粘着性の衝突により、より大きな凝集体が生成されます (Wei denschilling & Cuzzi 1993)。 粒子が約 cm サイズ、いわゆる小石に達すると、断片化などにより成長が停止します。
衝突または効率的な内向き放射状ドリフト (Blum & Münch 1993; Wei denschilling 1997; Blum & Wurm 2008)。 ストリーミングの不安定性
(SI) は成長の障壁を克服する有望なメカニズムであり、
高度に形成することにより、kmサイズの微惑星の形成を達成する
重力によって不安定になる小石の集中した塊
(Youdin & Goodman 2005; Johansen et al. 2007, 2009; Bai & Stone 2010）。 しかし、SIが起動するには、原始惑星系の領域が必要です。
従来のディスクと比較して、既存のダスト対ガス比が向上したディスク
一般的な値は 1 パーセントです。 (Johansen et al. 2009; Bai & Stone 2010年; カレラら。 2015年; リー＆ユーディン 2021）。
この文脈において、ウォータースノーラインは重要な役割を果たしていると考えられています。
微惑星が優先的に形成すると主張されているように、
その役割 (a) ドライのベタつきが軽減されるため、スノーラインの内側に
交通渋滞の影響をもたらす氷の多い穀物と比較したケイ酸塩 (Dominik & Tielens 1997; Supulver et al. 1997; Wada et al. 1997)
2013年; Gundlach & Blum 2014)、
および (b) 雪線のすぐ外側コールドフィンガー効果により氷の表面密度が増加するため(Stevenson & Lunine 1988; Cuzzi & Zahnle 2004; Ros & Johansen
2013年; ドロンシュコフスカ & アリベルト 2017; シューネンベルク＆オーメル 2017;リヒテンバーグら。 2021）。 形成ルート (a) は最近呼ばれています
ケイ酸塩の𝑣フラグが低いという従来の見解では疑問が残る
新しい研究室が挑戦している氷を多く含む粒子と比較して
実験（例：Gundlach et al. 2018; Musiolik & Wurm 2019）。
しかし、氷の小石がたまたま崩壊して𝜇mサイズの粒になった場合
雪線を通って漂流するとき（種子が多いシナリオ、例を参照）
Schoonenberg & Ormel 2017)、その漂流速度は依然として
交通渋滞の影響を軽減し、別の経路を提供します。
乾燥した微惑星の形成。 興味深いことに、𝜇mサイズのリリース
小さな粒子ができるのと同様に、粒子も形成ルート (b) を促進します。
スノーラインを越えて拡散して戻り、固体からガスへの変換をさらに強化します
比 (Saito & Sirono 2011; Ida et al. 2016; Schoonenberg & Ormel 2017年; 兵藤ら。 2019年、2021年）。 要約すると、氷塵の反応は
凝集体から昇華までがダストの発生に重要な役割を果たす そして雪線の周りの微惑星形成。 ただし、水は
雪線は通常、主星に比較的近い位置にあります（例:モルダースら。 2015)、現在の天文台がアクセスできない地域で
ミリメートル波長では、その状態を調べることができません。
粉塵のサイズ分布。
原始惑星系円盤によって、水の雪線と氷の昇華が塵の個体数にどのような影響を与えるかを研究するユニークな機会が提供されます。
FUor 型の降着バーストが発生します。 このようなイベントの際には、
中心原始星の明るさと質量降着率が増加
〜2〜3桁増加し、数百年間上昇したままになる可能性があります
(Kenyon et al. 1990; Dunham & Vorobyov 2012; Audard他。 2014年; フィッシャーら。 2023年）。 その結果、粉塵やガスの含有量が
周囲の原始惑星系円盤の温度が大幅に上昇し、例えば、非晶質ケイ酸塩の結晶化が引き起こされます。
内部円盤 (Ábrahám et al. 2009)、およびその上の氷種の昇華
雪線が効果的に外側に移動するため、スケールが大きくなります (例: Jørgensen)他。 2013年; モリヤロワら。 2018年; ウィーブら。 2019）。
いくつかの原始惑星系円盤は現在進行中であることが知られています。
FUor 型降着バースト (Fischer et al. 2023)。 特に、V883
Ori は、まだその外殻に埋め込まれた 0.2 〜 0.6 M⊙ の原始惑星系円盤に囲まれた若い 1.3 M⊙ 星です (Cieza et al. 2016, 2018;
リームカーら。 2021)、強力な FUor 型降着が起こる
おそらく 1888 年より前に始まった爆発 (ピッカリング 1890)。 システム
アルマ望遠鏡はここ数年で大きな注目を集めました。
一連のスペクトル線観測 (例: van’t Hoff et al. 2018; Lee
他。 2019年; リームカーら。 2021年; ルイス・ロドリゲスら。 2022年; トービン
他。 2023年）。 V883 Ori の水雪線の最初の分析は、
シエザらによって作られました。 (2016)、アルマ望遠鏡バンド 6 のみで塵の連続体の放出を使用。連続体のデータにより、暗い環帯が明らかになりました。
42 au での光学深度とミリメートルの突然の変化
スペクトルインデックス。 これらの特徴は定常状態の予測と一致しました (つまり、非爆発的）塵と雪線モデル（Banzatti et al. 2015）、
Ciezaらに促した。 V883のスノーラインを締めくくるのにオリは持っていた
爆発により外側に大きく移動しました。 最近になって、トービンら。 (2023) ウォータースノーラインは次の位置にあると推定されています。
HDO のカラム密度の直接測定に基づく 80 au とH218時。
降着中の円盤内の塵のサイズ分布の研究
爆発は、氷含有量の昇華に対する氷骨材ゲートの反応についてのさまざまなシナリオを示唆しています。 アルマ望遠鏡バンドに基づく
Cieza et al. で発表された V883 Ori の 6 つの観察結果。 (2016)、Schoo nenberg et al。 (2017) 単分散粉塵凝集法を開発
および昇華モデルを使用し、以下のモデルで測定されたスペクトル指数と密接な一致が得られました。
(1) 氷の集合体は、昇華後のバースト開始時に完全に破壊され、
(2) 𝜇m のケイ酸塩シードは、局所的な破砕閾値 300 𝜇m まで急速に再凝固します。 逆に、Liu ら。 (2021年) 就職
多波長観測による大きな小石の存在の推定
(≳ 1.6 mm) 内側〜 10 au、FU Ori の周りの 400 K ホットディスク、
現在も降着バーストが起こっており、ここで
小石は昇華プロセスを経て生き残ったのです。 別の方法
氷の昇華に対する塵の反応の問題の研究が始まる
塵と氷の混合物が発生する可能性がある実験室での実験から
制御された環境で加熱され、研究されます。 以前の実験室での研究
完全な崩壊を含むさまざまな結果も見つかりました
ダスト凝集体の𝜇mケイ酸塩種子に戻る (Aumatel & Wurm)
2011）、または耐火性マトリックスの生存（Spadaccia et al. 2022）。
この論文では、アルマ望遠鏡のアーカイブデータを使用して、V883 Ori の新しい多波長解析を実行することにより、氷のダスト集合体ゲートが水の氷の昇華にどのように反応するかを明らかにすることを目的としています。
宗派。 2) および水の雪線の位置に関する最新の洞察 (Tobin et al. 2023)。 アーカイブされたアルマ望遠鏡データを選択します。
0.88 mm (バンド 7)、1.3 mm (バンド 6)、2.0 mm (バンド 4)、3.1 mm
(バンド3)。 雪線が一般に約 3 天文単位の位置にあることを考慮すると、
静止状態では、3 < 𝑟 < 80 au の間の V883 Ori の塵サイズ分布の特徴付けに焦点を当てます。
爆発の開始時に人口は昇華を受けました。 多波長データセットから、動径方向のプロファイルを確実に取得します。
粉塵放出スペクトル指数 (セクション 3 を参照) の重要なトレーサーです。
粉塵の粒子サイズ1
。 追加で1Dダスト凝集も行います
最先端の DustPy パッケージを使用した進化シミュレーション
(Stammler & Birnstiel 2022)、
降着バースト。 実験室での弁論研究によって明らかになったさまざまな結果を考慮すると (Aumatell & Wurm 2011; Spadaccia et al. 2022)、
水の氷昇華に対する氷粒子の反応に関する 2 つのエンドメンバー シナリオが組み込まれています。それは、多シード シナリオです。
昇華後、すべての粒子は𝜇mサイズの粒子にバラバラになります。 そしてその
塵粒子が生き残る回復力のあるシナリオ (セクション 4 を参照)。 で
セクション 5 では、塵からのスペクトルインデックスの半径方向プロファイルを示します。
2 つのシナリオの進化モデルを分析し、それらを観測結果と定性的に比較します。l 結果。 主な調査結果について説明します
とその影響についてはセクション 6 で説明し、続いて結論をセクション 6 で説明します。
セクション 7
図 1. 0.88 mm (左上)、1.3 mm (右上)、2.0 mm (左下)、3.1 mm (右下) における V883 Ori 周囲の円盤の塵熱放出の最終画像。
白い曲線は 42 au の暗い環を示します。 各パネルのカラー バーは、rms の約 2 倍から最大強度まで変化します。 詳しくは
使用された最終的な 𝑟𝑜𝑏𝑢𝑠𝑡 値について、rms、ピーク S/N、ビーム形状を表 2 に示します。
図 2. 0.88 〜 1.3 mm (赤色の曲線)、1.3 〜 2.0 mm (オレンジ色の曲線)、および 2.0 〜 3.1 mm (緑色) での V883 Ori のダスト放出のスペクトルインデックス半径方向プロファイル
曲線）。 プロファイルは、マルチバンド画像から得られたスペクトルインデックスマップを方位角で平均することによって取得されます (セクション 2)。 スペクトルも表示します
Cieza et al. によって導出されたバンド 6 データから得られたインデックス。 (2016) (灰色の曲線)。 誤差範囲を含む詳細については、元の論文を参照してください。
影付きの領域は各半径の平均の誤差であり、薄い色は tclean によって生成されたスペクトル インデックス エラー マップの方位平均です。 の
右下の挿入図は、各スペクトルインデックスマップ (表 2) のビームサイズの幾何平均を示し、灰色の縦線は系統誤差を表します。
これは磁束校正の不確かさによって引き起こされます。 水平の点線は、𝛼 = 2 (レイリー ジーンズ限界での光学的に厚い発光) および 𝛼 = 3.7 (典型的な発光) を示します。
ISM におけるマイクロメートルのダスト粒子の値については、Finkbeiner et al. を参照してください。 1999年）。 垂直の破線はそれぞれ、図 1 と図 1 に見られる暗い環状部分を表します。
水の雪線の位置 (Tobin et al. 2023)。
図 3. 多数のシードのシナリオにおける粒子サイズの関数としてのダスト密度分布。 カラーマップは、特定のサイズの塵の表面密度を指します。
指定された半径の範囲。 4 つのパネルは、シミュレーションの異なる重要な時間を示しています。バースト前 (左上)、バースト継続期間 10 年後 (右上)、
バースト継続期間100年後（左下）とバースト継続期間10,000年後（右下）。 白い垂直点線 (H2O) は、
現在の雪線の位置。 青と緑の実線は、それぞれ断片化障壁と放射状ドリフト成長障壁を表します。 白い実線は、
粒子がストークス数 St = 1 を持つサイズ。
図 4. 弾性シナリオにおける粒子サイズの関数としてのダスト密度分布。 カラーマップは、特定のサイズ範囲の塵の表面密度を指します。
指定された半径で。 4 つのパネルは、シミュレーションの異なる主要な時間を示しています。バースト前 (左上)、バースト継続期間 10 年後 (右上)、バースト後
バースト持続期間が 100 年（左下）、およびバースト持続期間が 10,000 年後（右下）。 白い垂直点線 (H2O) は電流を示します。
スノーラインの位置。 青と緑の実線は、それぞれ断片化障壁と放射状ドリフト成長障壁を表します。 白い実線は、
粒子がストークス数 St = 1 を持つサイズ。
図 5. さまざまなバースト継続時間後の、多数のシード シナリオ (上のパネル) と回復力のあるシナリオ (下のパネル) におけるスペクトル インデックスの放射状プロファイル
0.88 〜 1.3 mm (赤の曲線)、1.3 〜 2.0 mm (オレンジの曲線)、2.0 〜 3.1 mm (緑の曲線)。 各波長で、バースト前のスペクトルインデックスを次のように含めます。
破線、観測されたスペクトル指数は灰色の実線です (図 2)。
図 6. 多数のシードのシナリオ (上のパネル) と回復力のあるシナリオ (下のパネル) でのバースト継続時間を延長した後のスペクトル インデックスの放射状プロファイル
0.88 − 1.3 mm (𝛼T = 10−2 の場合)
(左パネル、赤い曲線) および 𝛼T = 10−4
(右パネル、青い曲線)。 破線としてバースト前のスペクトルインデックスを含めます。
観測されたスペクトル指数は灰色の実線で示されます (図 2)。
7 総括と展望
0.88 mm (バンド 7)、1.3 mm (バンド 6)、2.0 mm (バンド 4)、および
原始惑星内での 3.1 mm (バンド 3) の連続放射
V883 Ori の周りの円盤は、現在強力な降着バーストを起こしています。 多波長データから、新しい画像を取得します。
ディスク (セクション 3.1)、ダストスペクトルの半径方向プロファイルを dex で 0.88-1.3 mm、1.3-2.0 mm、および 2.0-3.1 mm に制約します (セクション 3.2)。 私たちは
DustPy を使用して 1D ダスト進化シミュレーションを実行し、制約を与えました。
複数の要素を考慮した、V883 Ori の塵集団の状態
塵粒子の昇華に対する反応のシナリオ
水氷マントル (セクション 4.5.1 およびセクション 4.5.2)。 次に、定性的に
ダスト進化モデルの結果と観測された結果を比較した。
スペクトル指数 (セクション 5)。 私たちの調査結果は次のように要約されます。
1. V883 Ori の塵の熱放射の新しい画像を取得しました。
4 つのバンドを観察し、バンド 4 の 42 au 付近に暗い環帯を観察します。
バンド 7 (図 1)。Cieza らによるバンド 6 にも見られました。 （2016年）。
2. V883 Ori の内部 20 天文単位はスペクトル指数によって特徴付けられます
𝛼 < 2、自己散乱が支配的な高い光学深度を示します。
50 au の外では、発光は光学的に薄く、スペクトル指数も低い
𝛼 ≈ 2.5 程度です (図 2)。 図1に見られる暗い環状部の周囲
42 au にはスペクトル指数プロファイルに強い痕跡はありません。
3. 我々の比較的低いスペクトル指数は、バンド 6 の測定に基づいて V883 Ori で以前に想定されていたものとは異なり、1 cm を超える集合体ゲートの存在を示唆しています (≈ 300 𝜇m、Cieza et al. 2016 を参照。
シューネンバーグら。 2017）。
4. 詳細なダスト進化モデルは、昇華領域では次のことを示しています。
(3 < 𝑟 < 80 au)、塵のサイズ分布の進化
爆発は主に塵の集合体が氷にどのように反応するかによって決まります。
バースト開始時の昇華。 ダスト分布はありません
凝集/断片化平衡、粒子は次のいずれかになります。
10𝜇m未満（種子が多いシナリオ、図3）、または1cmより大きい
(回復力のあるシナリオ、図 4)。
5. 回復力のあるシナリオは、スペクトルインデックスを再現するのに最適です。
V883 Ori で観察された (図 5)、多数のシードのシナリオとして必然的に発生
異なる乱流パラメーターを使用して追加のシミュレーションを実行した場合でも、スペクトル指数が高すぎます (つまり、𝛼 ≈ 3.5)。
(図6)。 爆発した円盤の中には大きな粒子も見つかったため、
FU Ori (Liu et al. 2021) の結果から、塵粒子は生き残ると結論付けています。
降着開始時の水氷マントルの昇華
バースト (セクション 6.1)。
私たちの調査結果は、粒子サイズ分布に対する制約がどのようなものであるかを示しています。
爆発システムでは、機械的および
ダスト凝集体の衝突特性。 FUor型降着として
爆発は強力な加熱現象であるため、私たちの発見は、他の環境における氷の昇華プロセスに影響を与える可能性があります。
加熱はより穏やかになります。 たとえば、これは原始惑星のエンベロープ内に降着する氷の小石にも当てはまります (Johansen et al.
2023)、または静止した原始惑星系円盤の水の雪線を漂流する氷の小石については、
乾燥微惑星の形成経路 (6.2 節)。 今後の研究
たとえば次の点に焦点を当てることで、より完全な全体像が得られる可能性があります。
N 体シミュレーションと実験室での実験により、さまざまな粒子サイズ、空隙率、水によって昇華がどのように変化するかを調査します。
内容を確認し、リコネクション仮説の妥当性を評価します (セクション 6.3)。 あるいは、より高い解像度またはより長い波長
静止している円盤と爆発している円盤を対照的に観察することで、
氷が豊富な氷と氷が少ない氷の断片化速度に関する重要な制約
粒子 (セクション 6.4)。
要約
水の氷の昇華に対する氷の塵集合体の反応を調査することは、その形成と氷の昇華を理解するために不可欠です。
原始惑星系円盤内の微惑星の性質。 しかし、以前の研究では凝集体が示唆されているため、それらの運命は不明のままです。
生き残るか、完全に崩壊して（サブ）𝜇mサイズの粒子になるかのどちらかです。 降着中の星の周りの原始惑星系円盤
噴出は、水の雪線が地域の外側に押し出されるときの、氷の昇華プロセスを研究するためのユニークな研究室を表しています。
現在の天文台にアクセスできます。 この研究では、氷の昇華に対する骨材の応答を理解することを目的としています。
V883 Ori では、現在強力な降着爆発が起こっています。 アーカイブの高解像度の新たな分析を紹介します
アルマ望遠鏡によるV883 Oriの原始惑星系円盤の0.88、1.3、2.0、3.1 mmでの観測と新しい動径スペクトル指数の導出
プロファイルを一次元ダスト進化シミュレーションからの予測と比較します。 V883 Ori の地域では、
水の氷が昇華すると、以前に得られたものよりも低いスペクトル指数が見つかり、cm サイズの粒子の存在が示されます。
私たちの塵の進化モデルと組み合わせると、その存在を説明する唯一の方法は、塵が地球よりも前に形成されたと仮定することであることがわかりました。
爆発し、昇華プロセスを生き延びました。 このような激しい出来事に対する塵集合体の回復力から、次のように推測できます。
これは、静かな水面の雪線を漂う小石など、より穏やかな加熱を行う他の環境にも広がる可能性があります。
原始惑星系円盤。 その場合、雪線内部の乾燥微惑星の形成経路が変化する可能性がある。
キーワード: 惑と衛星: 形成 – 惑星と衛星: 組成 – 星: 個別: V883 Ori – 原始惑星系円盤 – 方法: 観察 – 方法: 数値
1 はじめに
惑星は、若い星を囲む塵とガスの円盤の中に形成されます。 崩壊した分子雲から引き継がれた、固体の最初の貯蔵庫
𝜇m サイズのダスト粒子で構成されており、凝集してより大きな粒子になります。
低速での粘着性の衝突により、より大きな凝集体が生成されます (Wei denschilling & Cuzzi 1993)。 粒子が約 cm サイズ、いわゆる小石に達すると、断片化などにより成長が停止します。
衝突または効率的な内向き放射状ドリフト (Blum & Münch 1993; Wei denschilling 1997; Blum & Wurm 2008)。 ストリーミングの不安定性
(SI) は成長の障壁を克服する有望なメカニズムであり、
高度に形成することにより、kmサイズの微惑星の形成を達成する
重力によって不安定になる小石の集中した塊
(Youdin & Goodman 2005; Johansen et al. 2007, 2009; Bai & Stone 2010）。 しかし、SIが起動するには、原始惑星系の領域が必要です。
従来のディスクと比較して、既存のダスト対ガス比が向上したディスク
一般的な値は 1 パーセントです。 (Johansen et al. 2009; Bai & Stone 2010年; カレラら。 2015年; リー＆ユーディン 2021）。
この文脈において、ウォータースノーラインは重要な役割を果たしていると考えられています。
微惑星が優先的に形成すると主張されているように、
その役割 (a) ドライのベタつきが軽減されるため、スノーラインの内側に
交通渋滞の影響をもたらす氷の多い穀物と比較したケイ酸塩 (Dominik & Tielens 1997; Supulver et al. 1997; Wada et al. 1997)
2013年; Gundlach & Blum 2014)、
および (b) 雪線のすぐ外側コールドフィンガー効果により氷の表面密度が増加するため(Stevenson & Lunine 1988; Cuzzi & Zahnle 2004; Ros & Johansen
2013年; ドロンシュコフスカ & アリベルト 2017; シューネンベルク＆オーメル 2017;リヒテンバーグら。 2021）。 形成ルート (a) は最近呼ばれています
ケイ酸塩の𝑣フラグが低いという従来の見解では疑問が残る
新しい研究室が挑戦している氷を多く含む粒子と比較して
実験（例：Gundlach et al. 2018; Musiolik & Wurm 2019）。
しかし、氷の小石がたまたま崩壊して𝜇mサイズの粒になった場合
雪線を通って漂流するとき（種子が多いシナリオ、例を参照）
Schoonenberg & Ormel 2017)、その漂流速度は依然として
交通渋滞の影響を軽減し、別の経路を提供します。
乾燥した微惑星の形成。 興味深いことに、𝜇mサイズのリリース
小さな粒子ができるのと同様に、粒子も形成ルート (b) を促進します。
スノーラインを越えて拡散して戻り、固体からガスへの変換をさらに強化します
比 (Saito & Sirono 2011; Ida et al. 2016; Schoonenberg & Ormel 2017年; 兵藤ら。 2019年、2021年）。 要約すると、氷塵の反応は
凝集体から昇華までがダストの発生に重要な役割を果たす そして雪線の周りの微惑星形成。 ただし、水は
雪線は通常、主星に比較的近い位置にあります（例:モルダースら。 2015)、現在の天文台がアクセスできない地域で
ミリメートル波長では、その状態を調べることができません。
粉塵のサイズ分布。
原始惑星系円盤によって、水の雪線と氷の昇華が塵の個体数にどのような影響を与えるかを研究するユニークな機会が提供されます。
FUor 型の降着バーストが発生します。 このようなイベントの際には、
中心原始星の明るさと質量降着率が増加
〜2〜3桁増加し、数百年間上昇したままになる可能性があります
(Kenyon et al. 1990; Dunham & Vorobyov 2012; Audard他。 2014年; フィッシャーら。 2023年）。 その結果、粉塵やガスの含有量が
周囲の原始惑星系円盤の温度が大幅に上昇し、例えば、非晶質ケイ酸塩の結晶化が引き起こされます。
内部円盤 (Ábrahám et al. 2009)、およびその上の氷種の昇華
雪線が効果的に外側に移動するため、スケールが大きくなります (例: Jørgensen)他。 2013年; モリヤロワら。 2018年; ウィーブら。 2019）。
いくつかの原始惑星系円盤は現在進行中であることが知られています。
FUor 型降着バースト (Fischer et al. 2023)。 特に、V883
Ori は、まだその外殻に埋め込まれた 0.2 〜 0.6 M⊙ の原始惑星系円盤に囲まれた若い 1.3 M⊙ 星です (Cieza et al. 2016, 2018;
リームカーら。 2021)、強力な FUor 型降着が起こる
おそらく 1888 年より前に始まった爆発 (ピッカリング 1890)。 システム
アルマ望遠鏡はここ数年で大きな注目を集めました。
一連のスペクトル線観測 (例: van’t Hoff et al. 2018; Lee
他。 2019年; リームカーら。 2021年; ルイス・ロドリゲスら。 2022年; トービン
他。 2023年）。 V883 Ori の水雪線の最初の分析は、
シエザらによって作られました。 (2016)、アルマ望遠鏡バンド 6 のみで塵の連続体の放出を使用。連続体のデータにより、暗い環帯が明らかになりました。
42 au での光学深度とミリメートルの突然の変化
スペクトルインデックス。 これらの特徴は定常状態の予測と一致しました (つまり、非爆発的）塵と雪線モデル（Banzatti et al. 2015）、
Ciezaらに促した。 V883のスノーラインを締めくくるのにオリは持っていた
爆発により外側に大きく移動しました。 最近になって、トービンら。 (2023) ウォータースノーラインは次の位置にあると推定されています。
HDO のカラム密度の直接測定に基づく 80 au とH218時。
降着中の円盤内の塵のサイズ分布の研究
爆発は、氷含有量の昇華に対する氷骨材ゲートの反応についてのさまざまなシナリオを示唆しています。 アルマ望遠鏡バンドに基づく
Cieza et al. で発表された V883 Ori の 6 つの観察結果。 (2016)、Schoo nenberg et al。 (2017) 単分散粉塵凝集法を開発
および昇華モデルを使用し、以下のモデルで測定されたスペクトル指数と密接な一致が得られました。
(1) 氷の集合体は、昇華後のバースト開始時に完全に破壊され、
(2) 𝜇m のケイ酸塩シードは、局所的な破砕閾値 300 𝜇m まで急速に再凝固します。 逆に、Liu ら。 (2021年) 就職
多波長観測による大きな小石の存在の推定
(≳ 1.6 mm) 内側〜 10 au、FU Ori の周りの 400 K ホットディスク、
現在も降着バーストが起こっており、ここで
小石は昇華プロセスを経て生き残ったのです。 別の方法
氷の昇華に対する塵の反応の問題の研究が始まる
塵と氷の混合物が発生する可能性がある実験室での実験から
制御された環境で加熱され、研究されます。 以前の実験室での研究
完全な崩壊を含むさまざまな結果も見つかりました
ダスト凝集体の𝜇mケイ酸塩種子に戻る (Aumatel & Wurm)
2011）、または耐火性マトリックスの生存（Spadaccia et al. 2022）。
この論文では、アルマ望遠鏡のアーカイブデータを使用して、V883 Ori の新しい多波長解析を実行することにより、氷のダスト集合体ゲートが水の氷の昇華にどのように反応するかを明らかにすることを目的としています。
宗派。 2) および水の雪線の位置に関する最新の洞察 (Tobin et al. 2023)。 アーカイブされたアルマ望遠鏡データを選択します。
0.88 mm (バンド 7)、1.3 mm (バンド 6)、2.0 mm (バンド 4)、3.1 mm
(バンド3)。 雪線が一般に約 3 天文単位の位置にあることを考慮すると、
静止状態では、3 < 𝑟 < 80 au の間の V883 Ori の塵サイズ分布の特徴付けに焦点を当てます。
爆発の開始時に人口は昇華を受けました。 多波長データセットから、動径方向のプロファイルを確実に取得します。
粉塵放出スペクトル指数 (セクション 3 を参照) の重要なトレーサーです。
粉塵の粒子サイズ1
。 追加で1Dダスト凝集も行います
最先端の DustPy パッケージを使用した進化シミュレーション
(Stammler & Birnstiel 2022)、
降着バースト。 実験室での弁論研究によって明らかになったさまざまな結果を考慮すると (Aumatell & Wurm 2011; Spadaccia et al. 2022)、
水の氷昇華に対する氷粒子の反応に関する 2 つのエンドメンバー シナリオが組み込まれています。それは、多シード シナリオです。
昇華後、すべての粒子は𝜇mサイズの粒子にバラバラになります。 そしてその
塵粒子が生き残る回復力のあるシナリオ (セクション 4 を参照)。 で
セクション 5 では、塵からのスペクトルインデックスの半径方向プロファイルを示します。
2 つのシナリオの進化モデルを分析し、それらを観測結果と定性的に比較します。l 結果。 主な調査結果について説明します
とその影響についてはセクション 6 で説明し、続いて結論をセクション 6 で説明します。
セクション 7
図 1. 0.88 mm (左上)、1.3 mm (右上)、2.0 mm (左下)、3.1 mm (右下) における V883 Ori 周囲の円盤の塵熱放出の最終画像。
白い曲線は 42 au の暗い環を示します。 各パネルのカラー バーは、rms の約 2 倍から最大強度まで変化します。 詳しくは
使用された最終的な 𝑟𝑜𝑏𝑢𝑠𝑡 値について、rms、ピーク S/N、ビーム形状を表 2 に示します。
図 2. 0.88 〜 1.3 mm (赤色の曲線)、1.3 〜 2.0 mm (オレンジ色の曲線)、および 2.0 〜 3.1 mm (緑色) での V883 Ori のダスト放出のスペクトルインデックス半径方向プロファイル
曲線）。 プロファイルは、マルチバンド画像から得られたスペクトルインデックスマップを方位角で平均することによって取得されます (セクション 2)。 スペクトルも表示します
Cieza et al. によって導出されたバンド 6 データから得られたインデックス。 (2016) (灰色の曲線)。 誤差範囲を含む詳細については、元の論文を参照してください。
影付きの領域は各半径の平均の誤差であり、薄い色は tclean によって生成されたスペクトル インデックス エラー マップの方位平均です。 の
右下の挿入図は、各スペクトルインデックスマップ (表 2) のビームサイズの幾何平均を示し、灰色の縦線は系統誤差を表します。
これは磁束校正の不確かさによって引き起こされます。 水平の点線は、𝛼 = 2 (レイリー ジーンズ限界での光学的に厚い発光) および 𝛼 = 3.7 (典型的な発光) を示します。
ISM におけるマイクロメートルのダスト粒子の値については、Finkbeiner et al. を参照してください。 1999年）。 垂直の破線はそれぞれ、図 1 と図 1 に見られる暗い環状部分を表します。
水の雪線の位置 (Tobin et al. 2023)。
図 3. 多数のシードのシナリオにおける粒子サイズの関数としてのダスト密度分布。 カラーマップは、特定のサイズの塵の表面密度を指します。
指定された半径の範囲。 4 つのパネルは、シミュレーションの異なる重要な時間を示しています。バースト前 (左上)、バースト継続期間 10 年後 (右上)、
バースト継続期間100年後（左下）とバースト継続期間10,000年後（右下）。 白い垂直点線 (H2O) は、
現在の雪線の位置。 青と緑の実線は、それぞれ断片化障壁と放射状ドリフト成長障壁を表します。 白い実線は、
粒子がストークス数 St = 1 を持つサイズ。
図 4. 弾性シナリオにおける粒子サイズの関数としてのダスト密度分布。 カラーマップは、特定のサイズ範囲の塵の表面密度を指します。
指定された半径で。 4 つのパネルは、シミュレーションの異なる主要な時間を示しています。バースト前 (左上)、バースト継続期間 10 年後 (右上)、バースト後
バースト持続期間が 100 年（左下）、およびバースト持続期間が 10,000 年後（右下）。 白い垂直点線 (H2O) は電流を示します。
スノーラインの位置。 青と緑の実線は、それぞれ断片化障壁と放射状ドリフト成長障壁を表します。 白い実線は、
粒子がストークス数 St = 1 を持つサイズ。
図 5. さまざまなバースト継続時間後の、多数のシード シナリオ (上のパネル) と回復力のあるシナリオ (下のパネル) におけるスペクトル インデックスの放射状プロファイル
0.88 〜 1.3 mm (赤の曲線)、1.3 〜 2.0 mm (オレンジの曲線)、2.0 〜 3.1 mm (緑の曲線)。 各波長で、バースト前のスペクトルインデックスを次のように含めます。
破線、観測されたスペクトル指数は灰色の実線です (図 2)。
図 6. 多数のシードのシナリオ (上のパネル) と回復力のあるシナリオ (下のパネル) でのバースト継続時間を延長した後のスペクトル インデックスの放射状プロファイル
0.88 − 1.3 mm (𝛼T = 10−2 の場合)
(左パネル、赤い曲線) および 𝛼T = 10−4
(右パネル、青い曲線)。 破線としてバースト前のスペクトルインデックスを含めます。
観測されたスペクトル指数は灰色の実線で示されます (図 2)。
7 総括と展望
0.88 mm (バンド 7)、1.3 mm (バンド 6)、2.0 mm (バンド 4)、および
原始惑星内での 3.1 mm (バンド 3) の連続放射
V883 Ori の周りの円盤は、現在強力な降着バーストを起こしています。 多波長データから、新しい画像を取得します。
ディスク (セクション 3.1)、ダストスペクトルの半径方向プロファイルを dex で 0.88-1.3 mm、1.3-2.0 mm、および 2.0-3.1 mm に制約します (セクション 3.2)。 私たちは
DustPy を使用して 1D ダスト進化シミュレーションを実行し、制約を与えました。
複数の要素を考慮した、V883 Ori の塵集団の状態
塵粒子の昇華に対する反応のシナリオ
水氷マントル (セクション 4.5.1 およびセクション 4.5.2)。 次に、定性的に
ダスト進化モデルの結果と観測された結果を比較した。
スペクトル指数 (セクション 5)。 私たちの調査結果は次のように要約されます。
1. V883 Ori の塵の熱放射の新しい画像を取得しました。
4 つのバンドを観察し、バンド 4 の 42 au 付近に暗い環帯を観察します。
バンド 7 (図 1)。Cieza らによるバンド 6 にも見られました。 （2016年）。
2. V883 Ori の内部 20 天文単位はスペクトル指数によって特徴付けられます
𝛼 < 2、自己散乱が支配的な高い光学深度を示します。
50 au の外では、発光は光学的に薄く、スペクトル指数も低い
𝛼 ≈ 2.5 程度です (図 2)。 図1に見られる暗い環状部の周囲
42 au にはスペクトル指数プロファイルに強い痕跡はありません。
3. 我々の比較的低いスペクトル指数は、バンド 6 の測定に基づいて V883 Ori で以前に想定されていたものとは異なり、1 cm を超える集合体ゲートの存在を示唆しています (≈ 300 𝜇m、Cieza et al. 2016 を参照。
シューネンバーグら。 2017）。
4. 詳細なダスト進化モデルは、昇華領域では次のことを示しています。
(3 < 𝑟 < 80 au)、塵のサイズ分布の進化
爆発は主に塵の集合体が氷にどのように反応するかによって決まります。
バースト開始時の昇華。 ダスト分布はありません
凝集/断片化平衡、粒子は次のいずれかになります。
10𝜇m未満（種子が多いシナリオ、図3）、または1cmより大きい
(回復力のあるシナリオ、図 4)。
5. 回復力のあるシナリオは、スペクトルインデックスを再現するのに最適です。
V883 Ori で観察された (図 5)、多数のシードのシナリオとして必然的に発生
異なる乱流パラメーターを使用して追加のシミュレーションを実行した場合でも、スペクトル指数が高すぎます (つまり、𝛼 ≈ 3.5)。
(図6)。 爆発した円盤の中には大きな粒子も見つかったため、
FU Ori (Liu et al. 2021) の結果から、塵粒子は生き残ると結論付けています。
降着開始時の水氷マントルの昇華
バースト (セクション 6.1)。
私たちの調査結果は、粒子サイズ分布に対する制約がどのようなものであるかを示しています。
爆発システムでは、機械的および
ダスト凝集体の衝突特性。 FUor型降着として
爆発は強力な加熱現象であるため、私たちの発見は、他の環境における氷の昇華プロセスに影響を与える可能性があります。
加熱はより穏やかになります。 たとえば、これは原始惑星のエンベロープ内に降着する氷の小石にも当てはまります (Johansen et al.
2023)、または静止した原始惑星系円盤の水の雪線を漂流する氷の小石については、
乾燥微惑星の形成経路 (6.2 節)。 今後の研究
たとえば次の点に焦点を当てることで、より完全な全体像が得られる可能性があります。
N 体シミュレーションと実験室での実験により、さまざまな粒子サイズ、空隙率、水によって昇華がどのように変化するかを調査します。
内容を確認し、リコネクション仮説の妥当性を評価します (セクション 6.3)。 あるいは、より高い解像度またはより長い波長
静止している円盤と爆発している円盤を対照的に観察することで、
氷が豊富な氷と氷が少ない氷の断片化速度に関する重要な制約
粒子 (セクション 6.4)。
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