スーパーアースから亜海王星までの系外惑星は原始惑星系円盤が無くなったら完成では無く。纏ったエンヴェロープから供給される小石やガスで変化していくらしい。
杞憂でなく空の一部が時々落ちてくるのか？スーパーアースで暮らしてると体だけでなく気も重い 以下、機械翻訳。
小石の付着によって形成された岩石質の亜海王星:汚染された封筒からの石の雨
2022年11月
概要
原始惑星系円盤内に形成された海王星の亜惑星は、水素ヘリウム (H,He) エンベロープに降着しました。 の惑星形成モデル
小石の付着によって形成された亜海王星は、汚染された H、He エンベロープに囲まれた小さな岩石コアをもたらし、岩石の大部分は
（ケイ酸塩）は形成段階の終わりには蒸気の状態になります。 地球が冷えるにつれて、この蒸気は凝縮して雨として降り注ぐと予想されている。 の
この手紙では、私たちは雨漏りの時間スケールとそれが熱の進化に及ぼす影響を調査します。 熱的および構造的計算を行います。
ケイ酸塩の降雨（凝結）による物質の再分布を考慮した、小石の降着によって形成された10 M⊕ 惑星の進化
および沈降）および対流混合による。 亜海王星での雨の持続期間は、〜10億年の時間スケールであり、変化することがわかりました。
エンベロープ質量を持つ惑星: 〜0.75 M⊕ 未満のエンベロープを持つ惑星は、1Gyr 未満でコアエンベロープ構造に雨が降り注ぎますが、
0.75 M⊕ を超える H,He は、エンベロープ汚染の一部を数十億年間保存します。 雨降りで放出されたエネルギーが膨らむ
単純なコアとエンベロープの構造から始まる惑星に関する半径。 このインフレにより、
標準的なコアエンベロープ構造に基づいて観測された系外惑星の H、He 含有量は高すぎます。 私たちはいくつかの惑星を特定しています
降雨が起こる可能性のある系外惑星の国勢調査では、H,He 含有量が最大 2倍過大評価される可能性があります。
将来、PLATOミッションによる正確な年齢測定により、汚染されたエンベロープで形成された惑星の特定が可能になるかもしれない。
1. はじめに
半径の谷 (Fulton et al. 2017) は、次の人口を分割します。
接近した系外惑星は 2 つのグループに分類される: むき出しの岩石天体とそれより大きな天体
半径の惑星。 この二分法は乾燥したスーパーアースからより軽い物質 - 揮発性物質を含む亜海王星を区別する可能性がある
および/または水素およびヘリウム（以下、H、He）。 インテリアでありながら、
スーパーアース惑星の構造はある程度モデル化できる
地球の構造から見ると、海王星以下の構造はまだわかっていません。
不明瞭。 検出された半径と質量に基づくと、近くの海王星には H、He / 揮発性物質がわずか数パーセントしか含まれていません。 星
形成モデルは、この質量範囲の惑星にはより多くのガスが存在すると予測します
(Lee & Chiang 2015; Mordasini 2020; Ormel et al. 2021)、ここで
ディスクの消失後の質量損失プロセスにより、一部が除去されました。
ガス (Owen & Wu 2013; Gupta & Schlichting 2020; Rogers &オーウェン 2021)。 もしそうなら、海王星のさらに外側の惑星には、
私たちが今日観察している惑星に近い惑星よりも厚いエンベロープです。
岩石質の海王星以下の惑星の惑星形成モデルを示す
成長するガスエンベロープ内での固体の昇華は、惑星に到達するとケイ酸塩蒸気によるエンベロープの大規模な汚染につながる
約 2 M⊕ を超えます (Bodenheimer et al. 2018; Brouwers et al.2018年; オーメルら。 2021）。 による亜海王星の形成
岩の小石が付着すると、典型的な小さな岩の構造が形成されます。
ケイ酸塩蒸気組成勾配とその上部の蒸気の豊富な対流エンベロープに囲まれた岩石のコア (オーメル)
他。 2021）。 これらの惑星の冷却が進むと、エンベロープ内のケイ酸塩蒸気が過飽和になり、その結果、より深いところへの岩石滴の凝結と沈降（レインアウト）
飽和していない層。 雨漏りが外側からケイ酸塩を一掃する
下層に層を形成し、後期コアの成長を促進します（ブラウワーズとオーメル 2020)。 レインアウト フェーズはコア エンベロープで終了します
これ以上冷却しても内部構造は変化しません。 雨が降るまでの時間スケールは熱の進化に依存する
惑星の。 Brouwers & Ormel (2020) はタイムスケールを推定しました
スーパーアースの降雨量は数十億年になると計算される
理想気体と断熱に基づく均一に汚染されたエンベロープ
冷却方式。 他の最近の研究では、海王星以下の惑星の内部における水素岩石の分布。その構造はコアエンベロープに進化しない
構造 (Markham et al. 2022; Misener & Schlichting 2022)、あるいは、雨漏りのプロセスが明示的にモデル化されていないこと (ボーデンハイマー他。 2018）。
この手紙では、惑星の形成と進化を結びつけます
- 形成後の進化を数値的に計算します。
岩石の小石の付着によって形成された 10 M⊕ 亜海王星。 内部の熱的進化と構造的進化を同時に考慮します。内部は形成時にケイ酸塩組成の勾配があり、
汚れた封筒。 特に、レインアウトプロセスに従います。
半径の進化と質量半径に対するその結果
関係。 10 M⊕ ケースを中間ケースとして選択
小さなスーパーアースと大きな海王星の内部の違いを強調するためです。 関連論文では、次のことについて説明しています。
岩石小石の降着によって形成された5-20M⊕惑星の進化
さまざまな条件下で (Vazan et al. - 準備中)。
図 1. ケイ酸塩の質量分率 (左) と温度プロファイル (右)
0.2 天文単位に位置する 33% の H,He を含む 10 M⊕ 海王星サブ。 プロフィールは
さまざまな進化段階で表示されます。 詳細については、付録 A を参照してください。
初期（惑星形成）プロファイル。
図 2. 内部層 (y) の関数としてのケイ酸塩の質量分率 (色)
軸）と時間（x 軸）です。 ケイ酸塩の質量分率はゼロ (ガス) の間の範囲にあります。
のみ）青色、純粋なケイ酸塩は茶色です。 地層からのケイ酸塩の段階的な分布は、約
4.25ギル。 実線は 𝑍 = 0.98 および 𝑍 = 0.02 の濃縮を示します。
レベル。 この図の半径層と圧力層のバージョンは、
質量は付録 B に示されています。
図 3. 10 M⊕ 惑星の半径 (左) と光度 (右) の変化
図 1 ～ 2 (赤色) に示されています。 雨降りのない同じ惑星の進化
(黒の破線)、形成時のコア-エンベロープ構造 (実線)黒）は比較のために示しています。 緑色の縦線は終わりを意味します
雨乞いフェーズの。 その時点での半径のインフレ率は 7.8% です。
コア封筒ケースに。
図4. 緑色: 形成からコアエンベロープに収束するまでの時間
エンベロープ質量の関数としての構造 (レインアウト タイムスケール)。 トレンドは
6.7 M⊕ のケイ酸塩を含む海王星の亜惑星について示されています。
それらのガス (H、He) の質量は、質量損失率によって決まります。
3.3 M⊕ (元のモデル、質量損失なし) から 0.33 M⊕ (3 𝑀⊕ 質量) まで
損失）。 青: 雨による最大半径の膨張と比較した場合
レインアウト タイムスケールでのコア エンベロープ構造モデル。 曲線は、展開データ ポイントの多項式適合です。
図 5. 観測された系外惑星の質量と半径の関係。 緑の惑星
過去または現在進行中の降雨によって膨らむ可能性があります。
核外殻構造で形成された惑星。 雨漏りの影響
マークされた系外惑星の推定 H,He 質量を表 1 に示します。
にマークされていない、半径 3.3R⊕ を超える海王星の亜惑星
緑色には年齢測定がないため、分析には含まれていません。
半径 3.3 M⊕ 未満の惑星は、低い (< 5%) H,He と一致します。
したがって、ジャイロの年齢では、降雨による半径への影響は無視できます。
4. 系外惑星への影響
観測された惑星のエンベロープ (H,He) の質量分率は、
通常、コアエンベロープ構造を仮定して、質量と半径の関係から導出されます (例: Lopez & Fortney 2014; Chen & Rogers2016年; バラッフェら。 2008）。 ただし、雨天によるインフレの場合
これらの惑星について推定された H、He の割合をこの方法で演算します。
過大評価されるだろう。 降雨の重要性を理解するために、系外惑星の国勢調査で選ばれた惑星を調べます。
質量、半径、年齢が明確に定義されています。 これらの半径から、惑星は、その H、He 比率よりもその H、He 比率に敏感です。
惑星の質量 (Lopez & Fortney 2014) を考慮して、結果を 7 ～ 12 M⊕ のわずかに大きい惑星と小さい惑星に外挿します。 ために
各系外惑星では、H、He の割合に基づいてコアエンベロープを導き出しました。
図 5. 観測された系外惑星の質量と半径の関係。 緑の惑星
過去または現在進行中の降雨によって膨らむ可能性があります。
核外殻構造で形成された惑星。 雨漏りの影響
マークされた系外惑星の推定 H,He 質量を表 1 に示します。
にマークされていない、半径 3.3R⊕ を超える海王星の亜惑星
緑色には年齢測定がないため、分析には含まれていません。
半径 3.3 M⊕ 未満の惑星は、低い (< 5%) H,He と一致します。
したがって、ジャイロの年齢では、降雨による半径への影響は無視できます。
Lopez & Fortney (2014) の標準 (太陽) 不透明度について。 そのとき私たちは
その年齢での降雨による予想半径膨張を計算し、それを使用して半径を修正し、新しい H、He 割合を取得しました。
雨漏りの影響を考慮して。 最後にモデルを実行します
新しい H,He フラクションを使用して、それらとの一貫性を検証します。
観測されたパラメータ。 表 1 からわかるように、実際の H、He
次の場合、含有量は標準モデルによる推定値の半分になる可能性があります。
これらの惑星は汚染されたエンベロープで形成されました。
図 5 に、観測された質量と半径の関係を示します。
系外惑星、モデル化した惑星を緑色でマークします。
雨が降った後または雨が降った後の影響を受ける可能性があります
半径のインフレ、またはまだ汚染された雨が降っているため
封筒。 半径が 3.3 R⊕ より小さい惑星は、5% H,He よりも少ないため、1 Gyr 後のレインアウト効果は無視できます。
半径が 3.3R⊕ を超える海王星以下は過小評価されている可能性があります
半径に対するレインアウト効果を無視した場合の金属含有量
表 1 に示されています。 3.3 R⊕ を超えてマークされていない惑星
緑には明確に定義された年齢推定値がないため、私たちのモデルによって解釈されます。
雨漏りは〜ギルのタイムスケールで起こり、惑星はその惑星を決定する上で重要なパラメータです
構造。 表 1 からわかるように、より若い海王星未満
雨漏りの影響が大きくなりやすい。 海王星下は雨が降るので
10億年のタイムスケールで見ると、これはほとんどの地球の年齢です。
観察された系外惑星、その年齢を知ることは私たちがより良くするのに役立ちます
観測された個々の惑星の内部構造を制約します。 として
現在、海王星以下の惑星の多くは年齢が明確に定義されていません
測定。 将来の恒星年齢の測定により、この場合、これらの惑星の修正された H、He 割合を提案します。
それらは汚染された封筒で形成されました。 しかも十分な広さで、
半径と年齢の統計データベースを使用すると、調査することができます。
形成のヒントとなる可能性のある半径の進化の傾向
海王星以下の仕組み。 たとえば、惑星が形成された
汚染されたエンベロープでは、作業中に半径が広がるという特徴があります。
標準で予想されるよりも大きい初期の進化
断熱冷却。 惑星は典型的な半径の多様性を示す可能性がある
特定の範囲の H,He 質量含有量の場合。 この文脈では、
PLATO ミッション (Rauer et al. 2014) から期待される恒星年齢に関するデータは、私たちの年齢に関する大幅な改善を促進すると期待されています。
惑星の進化全般、特に汚染された外皮と雨天で形成された惑星のプロセス。
もう一つの観察上の示唆は、次のことが重なる可能性である。
高エネルギー照射期間を伴うレインアウト段階
若いスター。 光蒸発による質量損失は惑星半径に強く依存するため (3 乗、Owen & Wu (2016))、
エンベロープが低質量であるため、早期に降雨が起こり、大規模な惑星
半径の膨張は、「沈降による」強化が発生する傾向があります。
質量損失。 私たちが発見したように、5% の H,He を含む 7 M⊕ 海王星の亜惑星
コンテンツは最初の 1 回以内に最大 23% の半径膨張を受けます。
0.5 Gyr、これは初期の光蒸発による予想される質量損失の 2 倍となる可能性があります。 したがって、0.3 M⊕ 未満の惑星は、
原初の水素雰囲気の「沈降による」質量損失を経験します。 効果の詳細な計算
質量損失による半径の膨張については、関連記事で説明します。研究 (Vazan et al. - 準備中)
5。結論
この研究では、高Z蒸気の雨の降雨が、汚染されたエンベロープを持って生まれた亜海王星の進化に大きな影響を与えることを発見しました。
進化的（〜Gyr）タイムスケールで動作できるためです。 タイムスケール
それにもかかわらず、この作品ではBrouwersよりも短いことがわかります。
& Ormel (2020) は、数パーセントの H,He を含むスーパーアース惑星の降雨時間は 100億年と推定しました。 より長いタイムスケール
彼らの作品に見られるものは、おそらく理想に頼った結果である
気体の状態方程式。通常、同じ条件でも温度が高すぎると問題が発生します (方程式については Ormel et al. 2021 を参照)状態比較）。
この研究から得られた主な発見は次のとおりです。
1. 汚染されたエンベロープで形成された海王星以下の惑星は、高𝑍蒸気。 レインアウトのタイムスケールは封筒の質量によって異なります。
2. 小石の付着によって形成された岩石質の亜海王星の内部構造は、その外殻 (H、He) の質量と年齢に依存します。
0.75 M⊕ H,He 未満の惑星は 1 Gyr ずつコアエンベロープ構造に向かって進化しますが、それ以上の質量を持つ惑星は
封筒や若い惑星はまだ雨が降っている可能性があります。
私たちはそれらを観察するので、構成のあるインテリアを手に入れることができます。
グラデーションや汚染されたエンベロープ。
3. 0.3 M⊕ H,He 未満で形成された岩石惑星 汚染された封筒は、汚染された惑星と区別できません。
約1Gyr後にコア・エンベロープ構造が形成される。レインアウトフェーズを短くし、効率的に冷却します。
4. レインアウトプロセスは、解放による半径の膨張を引き起こします。
重力エネルギー（沈降）、潜熱（凝縮）、地層エネルギー（組成勾配浸食）。 半径
低質量のエンベロープを持つ惑星では、膨張はより短く、より大きくなります。大量のガスを含む海王星の場合は数パーセントです
エンベロープ、より大きい (数十パーセント) が、はるかに短い
ガスの質量分率が低い惑星のタイムスケール。
5. 汚染された外皮で形成された惑星は次のようになります。
後の熱放出の結果、コアエンベロープ構造で形成された惑星よりも「若い」。 あるいは、年齢の場合は、
がわかっている場合、膨張した半径はより大きいものとして解釈される可能性があります。
これらの惑星の H、He の質量は、最大で 2 倍になる可能性があります。
実価。
この手紙のモデルは、次のように形成された岩石の亜海王星用です。
10 M⊕ 惑星、エンベロープ質量損失ありとなし。 大幅
より多くの（より少ない）質量の惑星はより強い（より弱い）重力場を持ちます。
それは結果に定量的に影響を与えます。 付録の紙で(Vazan et al. - 準備中) パラメータ空間スタディを実行します。
より広範囲の質量と地層パラメータ。
杞憂でなく空の一部が時々落ちてくるのか？スーパーアースで暮らしてると体だけでなく気も重い 以下、機械翻訳。
小石の付着によって形成された岩石質の亜海王星:汚染された封筒からの石の雨
2022年11月
概要
原始惑星系円盤内に形成された海王星の亜惑星は、水素ヘリウム (H,He) エンベロープに降着しました。 の惑星形成モデル
小石の付着によって形成された亜海王星は、汚染された H、He エンベロープに囲まれた小さな岩石コアをもたらし、岩石の大部分は
（ケイ酸塩）は形成段階の終わりには蒸気の状態になります。 地球が冷えるにつれて、この蒸気は凝縮して雨として降り注ぐと予想されている。 の
この手紙では、私たちは雨漏りの時間スケールとそれが熱の進化に及ぼす影響を調査します。 熱的および構造的計算を行います。
ケイ酸塩の降雨（凝結）による物質の再分布を考慮した、小石の降着によって形成された10 M⊕ 惑星の進化
および沈降）および対流混合による。 亜海王星での雨の持続期間は、〜10億年の時間スケールであり、変化することがわかりました。
エンベロープ質量を持つ惑星: 〜0.75 M⊕ 未満のエンベロープを持つ惑星は、1Gyr 未満でコアエンベロープ構造に雨が降り注ぎますが、
0.75 M⊕ を超える H,He は、エンベロープ汚染の一部を数十億年間保存します。 雨降りで放出されたエネルギーが膨らむ
単純なコアとエンベロープの構造から始まる惑星に関する半径。 このインフレにより、
標準的なコアエンベロープ構造に基づいて観測された系外惑星の H、He 含有量は高すぎます。 私たちはいくつかの惑星を特定しています
降雨が起こる可能性のある系外惑星の国勢調査では、H,He 含有量が最大 2倍過大評価される可能性があります。
将来、PLATOミッションによる正確な年齢測定により、汚染されたエンベロープで形成された惑星の特定が可能になるかもしれない。
1. はじめに
半径の谷 (Fulton et al. 2017) は、次の人口を分割します。
接近した系外惑星は 2 つのグループに分類される: むき出しの岩石天体とそれより大きな天体
半径の惑星。 この二分法は乾燥したスーパーアースからより軽い物質 - 揮発性物質を含む亜海王星を区別する可能性がある
および/または水素およびヘリウム（以下、H、He）。 インテリアでありながら、
スーパーアース惑星の構造はある程度モデル化できる
地球の構造から見ると、海王星以下の構造はまだわかっていません。
不明瞭。 検出された半径と質量に基づくと、近くの海王星には H、He / 揮発性物質がわずか数パーセントしか含まれていません。 星
形成モデルは、この質量範囲の惑星にはより多くのガスが存在すると予測します
(Lee & Chiang 2015; Mordasini 2020; Ormel et al. 2021)、ここで
ディスクの消失後の質量損失プロセスにより、一部が除去されました。
ガス (Owen & Wu 2013; Gupta & Schlichting 2020; Rogers &オーウェン 2021)。 もしそうなら、海王星のさらに外側の惑星には、
私たちが今日観察している惑星に近い惑星よりも厚いエンベロープです。
岩石質の海王星以下の惑星の惑星形成モデルを示す
成長するガスエンベロープ内での固体の昇華は、惑星に到達するとケイ酸塩蒸気によるエンベロープの大規模な汚染につながる
約 2 M⊕ を超えます (Bodenheimer et al. 2018; Brouwers et al.2018年; オーメルら。 2021）。 による亜海王星の形成
岩の小石が付着すると、典型的な小さな岩の構造が形成されます。
ケイ酸塩蒸気組成勾配とその上部の蒸気の豊富な対流エンベロープに囲まれた岩石のコア (オーメル)
他。 2021）。 これらの惑星の冷却が進むと、エンベロープ内のケイ酸塩蒸気が過飽和になり、その結果、より深いところへの岩石滴の凝結と沈降（レインアウト）
飽和していない層。 雨漏りが外側からケイ酸塩を一掃する
下層に層を形成し、後期コアの成長を促進します（ブラウワーズとオーメル 2020)。 レインアウト フェーズはコア エンベロープで終了します
これ以上冷却しても内部構造は変化しません。 雨が降るまでの時間スケールは熱の進化に依存する
惑星の。 Brouwers & Ormel (2020) はタイムスケールを推定しました
スーパーアースの降雨量は数十億年になると計算される
理想気体と断熱に基づく均一に汚染されたエンベロープ
冷却方式。 他の最近の研究では、海王星以下の惑星の内部における水素岩石の分布。その構造はコアエンベロープに進化しない
構造 (Markham et al. 2022; Misener & Schlichting 2022)、あるいは、雨漏りのプロセスが明示的にモデル化されていないこと (ボーデンハイマー他。 2018）。
この手紙では、惑星の形成と進化を結びつけます
- 形成後の進化を数値的に計算します。
岩石の小石の付着によって形成された 10 M⊕ 亜海王星。 内部の熱的進化と構造的進化を同時に考慮します。内部は形成時にケイ酸塩組成の勾配があり、
汚れた封筒。 特に、レインアウトプロセスに従います。
半径の進化と質量半径に対するその結果
関係。 10 M⊕ ケースを中間ケースとして選択
小さなスーパーアースと大きな海王星の内部の違いを強調するためです。 関連論文では、次のことについて説明しています。
岩石小石の降着によって形成された5-20M⊕惑星の進化
さまざまな条件下で (Vazan et al. - 準備中)。
図 1. ケイ酸塩の質量分率 (左) と温度プロファイル (右)
0.2 天文単位に位置する 33% の H,He を含む 10 M⊕ 海王星サブ。 プロフィールは
さまざまな進化段階で表示されます。 詳細については、付録 A を参照してください。
初期（惑星形成）プロファイル。
図 2. 内部層 (y) の関数としてのケイ酸塩の質量分率 (色)
軸）と時間（x 軸）です。 ケイ酸塩の質量分率はゼロ (ガス) の間の範囲にあります。
のみ）青色、純粋なケイ酸塩は茶色です。 地層からのケイ酸塩の段階的な分布は、約
4.25ギル。 実線は 𝑍 = 0.98 および 𝑍 = 0.02 の濃縮を示します。
レベル。 この図の半径層と圧力層のバージョンは、
質量は付録 B に示されています。
図 3. 10 M⊕ 惑星の半径 (左) と光度 (右) の変化
図 1 ～ 2 (赤色) に示されています。 雨降りのない同じ惑星の進化
(黒の破線)、形成時のコア-エンベロープ構造 (実線)黒）は比較のために示しています。 緑色の縦線は終わりを意味します
雨乞いフェーズの。 その時点での半径のインフレ率は 7.8% です。
コア封筒ケースに。
図4. 緑色: 形成からコアエンベロープに収束するまでの時間
エンベロープ質量の関数としての構造 (レインアウト タイムスケール)。 トレンドは
6.7 M⊕ のケイ酸塩を含む海王星の亜惑星について示されています。
それらのガス (H、He) の質量は、質量損失率によって決まります。
3.3 M⊕ (元のモデル、質量損失なし) から 0.33 M⊕ (3 𝑀⊕ 質量) まで
損失）。 青: 雨による最大半径の膨張と比較した場合
レインアウト タイムスケールでのコア エンベロープ構造モデル。 曲線は、展開データ ポイントの多項式適合です。
図 5. 観測された系外惑星の質量と半径の関係。 緑の惑星
過去または現在進行中の降雨によって膨らむ可能性があります。
核外殻構造で形成された惑星。 雨漏りの影響
マークされた系外惑星の推定 H,He 質量を表 1 に示します。
にマークされていない、半径 3.3R⊕ を超える海王星の亜惑星
緑色には年齢測定がないため、分析には含まれていません。
半径 3.3 M⊕ 未満の惑星は、低い (< 5%) H,He と一致します。
したがって、ジャイロの年齢では、降雨による半径への影響は無視できます。
4. 系外惑星への影響
観測された惑星のエンベロープ (H,He) の質量分率は、
通常、コアエンベロープ構造を仮定して、質量と半径の関係から導出されます (例: Lopez & Fortney 2014; Chen & Rogers2016年; バラッフェら。 2008）。 ただし、雨天によるインフレの場合
これらの惑星について推定された H、He の割合をこの方法で演算します。
過大評価されるだろう。 降雨の重要性を理解するために、系外惑星の国勢調査で選ばれた惑星を調べます。
質量、半径、年齢が明確に定義されています。 これらの半径から、惑星は、その H、He 比率よりもその H、He 比率に敏感です。
惑星の質量 (Lopez & Fortney 2014) を考慮して、結果を 7 ～ 12 M⊕ のわずかに大きい惑星と小さい惑星に外挿します。 ために
各系外惑星では、H、He の割合に基づいてコアエンベロープを導き出しました。
図 5. 観測された系外惑星の質量と半径の関係。 緑の惑星
過去または現在進行中の降雨によって膨らむ可能性があります。
核外殻構造で形成された惑星。 雨漏りの影響
マークされた系外惑星の推定 H,He 質量を表 1 に示します。
にマークされていない、半径 3.3R⊕ を超える海王星の亜惑星
緑色には年齢測定がないため、分析には含まれていません。
半径 3.3 M⊕ 未満の惑星は、低い (< 5%) H,He と一致します。
したがって、ジャイロの年齢では、降雨による半径への影響は無視できます。
Lopez & Fortney (2014) の標準 (太陽) 不透明度について。 そのとき私たちは
その年齢での降雨による予想半径膨張を計算し、それを使用して半径を修正し、新しい H、He 割合を取得しました。
雨漏りの影響を考慮して。 最後にモデルを実行します
新しい H,He フラクションを使用して、それらとの一貫性を検証します。
観測されたパラメータ。 表 1 からわかるように、実際の H、He
次の場合、含有量は標準モデルによる推定値の半分になる可能性があります。
これらの惑星は汚染されたエンベロープで形成されました。
図 5 に、観測された質量と半径の関係を示します。
系外惑星、モデル化した惑星を緑色でマークします。
雨が降った後または雨が降った後の影響を受ける可能性があります
半径のインフレ、またはまだ汚染された雨が降っているため
封筒。 半径が 3.3 R⊕ より小さい惑星は、5% H,He よりも少ないため、1 Gyr 後のレインアウト効果は無視できます。
半径が 3.3R⊕ を超える海王星以下は過小評価されている可能性があります
半径に対するレインアウト効果を無視した場合の金属含有量
表 1 に示されています。 3.3 R⊕ を超えてマークされていない惑星
緑には明確に定義された年齢推定値がないため、私たちのモデルによって解釈されます。
雨漏りは〜ギルのタイムスケールで起こり、惑星はその惑星を決定する上で重要なパラメータです
構造。 表 1 からわかるように、より若い海王星未満
雨漏りの影響が大きくなりやすい。 海王星下は雨が降るので
10億年のタイムスケールで見ると、これはほとんどの地球の年齢です。
観察された系外惑星、その年齢を知ることは私たちがより良くするのに役立ちます
観測された個々の惑星の内部構造を制約します。 として
現在、海王星以下の惑星の多くは年齢が明確に定義されていません
測定。 将来の恒星年齢の測定により、この場合、これらの惑星の修正された H、He 割合を提案します。
それらは汚染された封筒で形成されました。 しかも十分な広さで、
半径と年齢の統計データベースを使用すると、調査することができます。
形成のヒントとなる可能性のある半径の進化の傾向
海王星以下の仕組み。 たとえば、惑星が形成された
汚染されたエンベロープでは、作業中に半径が広がるという特徴があります。
標準で予想されるよりも大きい初期の進化
断熱冷却。 惑星は典型的な半径の多様性を示す可能性がある
特定の範囲の H,He 質量含有量の場合。 この文脈では、
PLATO ミッション (Rauer et al. 2014) から期待される恒星年齢に関するデータは、私たちの年齢に関する大幅な改善を促進すると期待されています。
惑星の進化全般、特に汚染された外皮と雨天で形成された惑星のプロセス。
もう一つの観察上の示唆は、次のことが重なる可能性である。
高エネルギー照射期間を伴うレインアウト段階
若いスター。 光蒸発による質量損失は惑星半径に強く依存するため (3 乗、Owen & Wu (2016))、
エンベロープが低質量であるため、早期に降雨が起こり、大規模な惑星
半径の膨張は、「沈降による」強化が発生する傾向があります。
質量損失。 私たちが発見したように、5% の H,He を含む 7 M⊕ 海王星の亜惑星
コンテンツは最初の 1 回以内に最大 23% の半径膨張を受けます。
0.5 Gyr、これは初期の光蒸発による予想される質量損失の 2 倍となる可能性があります。 したがって、0.3 M⊕ 未満の惑星は、
原初の水素雰囲気の「沈降による」質量損失を経験します。 効果の詳細な計算
質量損失による半径の膨張については、関連記事で説明します。研究 (Vazan et al. - 準備中)
5。結論
この研究では、高Z蒸気の雨の降雨が、汚染されたエンベロープを持って生まれた亜海王星の進化に大きな影響を与えることを発見しました。
進化的（〜Gyr）タイムスケールで動作できるためです。 タイムスケール
それにもかかわらず、この作品ではBrouwersよりも短いことがわかります。
& Ormel (2020) は、数パーセントの H,He を含むスーパーアース惑星の降雨時間は 100億年と推定しました。 より長いタイムスケール
彼らの作品に見られるものは、おそらく理想に頼った結果である
気体の状態方程式。通常、同じ条件でも温度が高すぎると問題が発生します (方程式については Ormel et al. 2021 を参照)状態比較）。
この研究から得られた主な発見は次のとおりです。
1. 汚染されたエンベロープで形成された海王星以下の惑星は、高𝑍蒸気。 レインアウトのタイムスケールは封筒の質量によって異なります。
2. 小石の付着によって形成された岩石質の亜海王星の内部構造は、その外殻 (H、He) の質量と年齢に依存します。
0.75 M⊕ H,He 未満の惑星は 1 Gyr ずつコアエンベロープ構造に向かって進化しますが、それ以上の質量を持つ惑星は
封筒や若い惑星はまだ雨が降っている可能性があります。
私たちはそれらを観察するので、構成のあるインテリアを手に入れることができます。
グラデーションや汚染されたエンベロープ。
3. 0.3 M⊕ H,He 未満で形成された岩石惑星 汚染された封筒は、汚染された惑星と区別できません。
約1Gyr後にコア・エンベロープ構造が形成される。レインアウトフェーズを短くし、効率的に冷却します。
4. レインアウトプロセスは、解放による半径の膨張を引き起こします。
重力エネルギー（沈降）、潜熱（凝縮）、地層エネルギー（組成勾配浸食）。 半径
低質量のエンベロープを持つ惑星では、膨張はより短く、より大きくなります。大量のガスを含む海王星の場合は数パーセントです
エンベロープ、より大きい (数十パーセント) が、はるかに短い
ガスの質量分率が低い惑星のタイムスケール。
5. 汚染された外皮で形成された惑星は次のようになります。
後の熱放出の結果、コアエンベロープ構造で形成された惑星よりも「若い」。 あるいは、年齢の場合は、
がわかっている場合、膨張した半径はより大きいものとして解釈される可能性があります。
これらの惑星の H、He の質量は、最大で 2 倍になる可能性があります。
実価。
この手紙のモデルは、次のように形成された岩石の亜海王星用です。
10 M⊕ 惑星、エンベロープ質量損失ありとなし。 大幅
より多くの（より少ない）質量の惑星はより強い（より弱い）重力場を持ちます。
それは結果に定量的に影響を与えます。 付録の紙で(Vazan et al. - 準備中) パラメータ空間スタディを実行します。
より広範囲の質量と地層パラメータ。
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