巨大惑星形成領域の質量の在庫

どんな惑星が出来上がるのか？原始惑星系円盤の面密度と温度（恒星からの距離）で決まるかと思いきや組成も影響している。以下、機械翻訳。
太陽の星雲類似の巨大惑星形成領域の質量の在庫

太陽の星雲での最初の質量の分布は今日の太陽系 を再生産しようと努める惑星形成モデルに重要なインプットです。 伝統的に、ガス量分布の上の制約が disksからほこり排気の観察から得られます、しかしこのアプローチは粒子の成長とガスからほこりへの比率 で大きい不確実性のために苦境に陥ります。 他方、ガス追跡者の前の発言がただ大半の質量 貯留槽 の上に表層を探るだけです。
ここで我々は最も近い 原始惑星系円盤、 TW Hya 、大量の質量の分布を探るガス追跡者で部分的に空間的に解決された最初に 13C 18O Ｊ ＝ ３-２輝線の観察を与えます。 それを C18O Ｊ ＝ ３-２排気と組み合わせるそして前に HD Ｊ ＝ １-０の不安定を検出しました、我々は直接中央平面の温度とガスとほこり排気の視覚の深さを制限します. 我々は１３ ＋ ８- 5×（R/20.5AU)＾-0.9＋ ０.４-０.３ｇ/ｃｍ＾２のガスの質量の分布を報告します
- ガスの予想される形成地域での２と氷巨大惑星（５-２１ AU）。 我々は、全体のガス / ミリメートルサイズ ほこり質量比がほこり総計の少なくとも２.４Ｍ地球 が ＞ にセンチメートルのサイズ成長したことを示唆している（そして多分ずっとより大きい）この地域で１４０であることに気付きます。 ガス量のラジアル分配は我々自身のものと 系外 惑星系で自己 - 類似の粘着性のディスクプロフィールと一貫していますが、質量の分配の後の推定よりずっと不調です。
巨大な惑星の形成のための主要な理論はいわゆる中核となる付加物のシナリオです、そしてそこで、それがガスの 包 を加えるのに十分大規模になるまで、岩 ＋ 氷コアが 微惑星 の凝固を通してできます。 この理論で、原始の星雲でのガスの空間の分配は単に巨大な惑星の大気の後の堆積にとって重要、しかし同じく早い 微惑星 形成における重要な役割が輸送と粒子総計を混ぜることがガスの乱気流と 密度に依存するように、処理する演劇であるだけではありません。
ここで我々は高い空間の、そしてスペクトルの解決をガスの予想される形成地域におけるガス量分配の観察の研究と報告して、そして Atacama 大きいミリ波/サブミリ波 配列を使ったジャイアント（ALMA）を氷で冷やします。 特に、我々は丈夫そうに 13C を発見します質量
18O と C18O Ｊ ＝ Ｔ Tauri の周りの最も近い 原始惑星系円盤の中の３-２輝線（それぞれ５つのσと２９のσ）が TW Hya を主演させます（図１参照）。 TW Hya 、ただ ? だけの距離において５５ pc 、は最も良い故意のディスクシステムの１つであって、そして太陽の星雲に有用なアナログをします：中心的なスターは 0.6-0.8 Ｍ太陽について恒星質量を持っています
ディスク自身が ～ ０.０５Ｍ太陽の全体の質量（ガスとほこり）を持ちます。
最も少ない可能な量である最小 Mass の太陽の星雲（MMSN）で０.０１Ｍの全体の質量に相当する太陽系を再現する必要がありました。 TW Hya の時代は巨大惑星形成で、予想される窓の中で、８±４ Myr です。
これらの発言は特に３０ AU に中央平面の内部を探るよう意図されました。 ＣＯ、 H2 の後の最も激しやすい種類の１つとＨｅ、が大きい 半径 以内に中央の平面の中でさえガス段階で残っています。 前の観察の研究が、もっと強いライン排気ガスを含むいっそう豊富なＣＯ isotopologues （例えば 13CO）を 原始惑星系円盤 でガス量分配を研究するために使いました。 しかしながら、中央平面のＣＯ雪線の中に、いっそう豊富なＣＯ isotopologue ライン排気がずっともっと大規模な高さにおいて主に層から生じます。 結果として、得られるガス量分配は、採用された温度と縦方向の密度構造によって、大いにモデル依存です。
図２で、我々は TW Hya ディスクのために垂直線が代表的な特性の下で４つの isotopologues からＣＯＪ ＝ ３-２ライン排気の地域を発散しているのを見せます。 それはそれのみを示す
13C　18O （３-２）ライン排気がディスクの両方のサイドから生じて、そしてそれで大量の量の強固な調査を提供します。
中央の平面の中で正確に物性を拘束するために、我々は観察を再現するパラメータ化されたディスクモデルを使います。 モデルの完全な記述とマルコフ鎖モンテカルロ（MCMC）の適当なアルゴリズムが方法のセクションで与えられます。

重要な仮定図１： C18O と 13C 18O の ALMA 観察（3-2) TW Hya protoplanetary ディスクと最も良い適当なモデルの中のライン排気。（a1 、 b1）がＣ 18O と 13C 18O Ｊ ＝ ３-２ライン排気の Moment ゼロ地図を観察した. 明るい中心的なピークが、 C18O 放射の外のディスクからの広範囲の散漫なコンポーネントで、両方の追跡者に見られます。 この形態学は中央の飛行機の温度が半径で次第に減少する、そしていずれかの重大な半径を越えてＣＯの大部分が氷に凝結するという理論的な期待と矛盾しません、そしてそこで重大な半径はＣＯ雪線と呼ばれます。 13C の中心的なピーク
18O と C18O 輝線が１５-４０％より大きいより
０.５００（? ２７.５ AU）が、ＣＯ雪線の中の地域が部分的に解決されることを示唆して、梁を合成しました。 実際は、輝線が同じくスペクトル的に解決されます、そして速度フィールドが Keplerian であることを知られていますから、データは合成された梁より小さい空間のスケールの上に制約を提供します。 C18O 輪郭レベルは３つのσで始まって、そして５つのσステップで増加します； 13C 18O 輪郭レベルは［２,４,５,６］σです。（a2 、 b2）最も良い適当なモデルからの C18O and13C 18O （３-２）輝線ガスの Intensity 排気。（a3 、 b3）：観察から最も良い - 適当なモデルを引くことによって、残余の visibilities を映し出しました. ダッシュのラインが入った等高線は否定的な価値を示します。
モデルについて 13C それです
18O と C18O 輝線が主に中部 - 平らか、あるいはすぐに隣接した地域から生じます、そしてそのためにガスを発散することが TW Hya ディスクの内部の地域でＪ ＝ ３-２行と０.９３ミリのほこり連続体排気で４つのＣＯ isotopologues についての　

図２：代表的な縦方向の寄与によって特徴づけられることができること。 すべてのプロフィールは同じ完全な統合化された強烈さに正常化されます。 上のパネル：ミリメートルサイズのほこりのスケール高さを仮定することはガス、ディスクの後方のサイドから前のサイドまでの累積的なガス / ほこり量分配の４０％です。 より低いパネル： 5-20.5 AU の間に（方法を見てください） 13C 18O 、Ｃ 18O Ｊ ＝ ３-２列と連続体排気のために３つの典型的な視覚の深さを使って、我々は光学的に細い 13C 18O とほこり排気が２つのガススケール高さの中で垂直の地域でディスクの両方のサイドからであることを示します。 光学的に濃い C18O ライン排気ガスが主にディスクの１つのサイドからであるけれども、４０％その排気は１つのスケール高度以内に垂直の地域からです、そしてその不安定の８０％が２つのスケール高さの中で地域からです。 我々は同じく大いに光学的に厚い 13CO の層を発散しているそしてＣＯのＪ ＝ に３-２のラインがただ一握りの完全な面密度を限定するだけであるより高等な地域からであるということを明らかにします。

図３：本来の場所の惑星形成（MMSN / MMEN）のモデルとの TW Hya ディスクでのガス質量分布の比較。