ほとんどの惑星は、形成に5 Myr以上の時間があるかもしれません

原始惑星系円盤の中で惑星が出来るのに1000万年未満が主流の中で500万年以上説です。大質量星では300万年で原始惑星系円盤が消散するので長めに見積もった説です。以下、機械翻訳。
ほとんどの惑星は、形成に5 Myr以上の時間があるかもしれません
2022年10月5日提出
原始惑星系円盤の寿命は、惑星形成研究にとって重要なパラメータである。恒星団の円盤分数の観測は、円盤の寿命の中央値が1～3Myrであることを意味する。この非常に短い円盤の寿命は、惑星形成が非常に急速に起こることを要求します。我々は、若くて遠いクラスター(5 Myr、> 200 pc)がしばしばこれらのタイプの研究を支配することを示している。このような星団は、しばしば、質量の大きい恒星の過剰表現につながる限定的な大きさに苦しむ。大質量星は円盤を早期に分散させるので、導出された円盤の寿命は低質量星よりもむしろ大質量星に最も適している。近くのクラスターのみ( < 200 pc)を含めると、大きさを制限する効果が最小限に抑えられます。この場合、低質量星の円盤寿命の中央値は5～10Myrであり、しばしば主張されるよりもはるかに長い。より長い時間スケールは、惑星を形成するのに十分な時間を提供します。大質量星がどのようにして低質量星よりもはるかに速く惑星を形成するかは、次の大きな課題です。

キーワード: 星周物質、原始惑星系円盤、散開星団と連星、惑星形成

1.はじめに
若い星を囲む円盤は建物を提供します
惑星の素材。地球のマントル岩石がそれを示している一方で、
地球が形成されるのに数千万年かかりました (Halliday & Kleine 2006)。
そのような直接形成年代測定はガス巨人には不可能であり、
外惑星。したがって、星の周りの円盤の頻度は
についての情報を取得する方法として、さまざまな年齢層が使用されます。
惑星形成に利用できる時間 (Haisch et al. 2001)。
導き出されたディスク寿命の中央値は、「成功か失敗か」のテストです
惑星形成理論用。個人の恒星年齢として
星は本質的に非常に不正確です (e.g., Bell et al. 2013;
リッチャートら。 2018)、円盤分数、fd、若い星団
代わりに使用されます。星団はかなり同年代の星で構成されているため、
彼らの年齢は、より高い精度で決定できます。
個々の星。
クラスターの年齢 t に伴うディスク部分の減少は、
赤外線の過剰または降着の兆候など、多くの異なる円盤指標について示されています (Haisch et al. 2001; Hernandez '
ら。 2007;フェデレ等。 2010;リバス等。 2014;リッチャートら。
2018)。 fd(t) = exp(−t/τ) の形式の指数近似は、ディスク寿命の中央値が 1 ～ 3.5 Myr から 5 ～ 10 Myr の範囲で一貫性のない図を提供します。少なくとも半分の星として
フィールドには惑星が隠れているようです (例: Winn & Fabrycky 2015)、ディスクの寿命が短いということは、ディスクの寿命が非常に短いことを意味します
惑星の成長。
群れの年齢決定における不確実性 (Bell et al.
2013) からディスクの寿命を推定する際の既知の問題です。
クラスタ ディスクの分数。さらに、環境への影響は、
密集したクラスター中心部の椎間板分画を低下させる (Guarcell et al. 2007; Pfalzner et al. 2014)。また、これらの効果が再生されます
一部、ここで、不一致の主な理由を示します
派生したディスクの寿命では、年齢と距離に関するクラスターの選択に対する感度があります。私たちは恒星
質量依存性により、結果が短いディスクに偏る可能性があります
寿命。サンプルを近く (< 200pc) 若者と高齢者のバランスが適切なクラスター
クラスタを使用すると、ディスクの寿命の中央値が 5 ～ 10 と大幅に長くなります
ミル。このサンプルの個々のクラスターのディスク部分は、2 つの研究 (Michel et al. 2021; Luhman 2022) からのものです。
これら 2 つのソース内で、ディスクの割合を決定するために同じ方法が使用されました。


図 1. ディスクの割合とクラスターの経過時間。 上: 密度の異なる領域間の区別。 一般的に使用されるクラスタは、黒、コンパクト、
緑は密集したクラスター、青はまばらなクラスターです。 Haisch によるオリジナル フィット (黒の破線)。 中央: 200 以内のクラスターのみを使用した近似
年齢範囲 1 ～ 20 Myr の pc が公平にカバーされています (赤い線と記号)。 下: 1000 pc 以内のクラスター。 に比例するシンボル領域
考慮される星の数とクラスター距離を表す色


図 2. ディスクの割合とクラスターの経過時間。 上: 異なるクラスター距離を示す色。 中央: 異なる制限を示す色
マグニチュード。 下: 質量に依存するディスクの寿命ベースに適合
100% (実線) および 75% の破線の初期椎間板割合を仮定した上位 Sco および UCL/LCC の有意性の高い値について


図 3. 上: 100 % の初期円盤部分を合計した星の質量の関数としての円盤寿命の中央値 (破線、80% の初期円盤)
分数 (実線) と 8 Myr の下位 Sco 年齢を仮定します。
11 Myr (点線) の代わりに。オレンジ色の線は一般的な
高質量星の不確実性を含む傾向。 下: ディスクの寿命と惑星系の特性との相関関係。

6. まとめと結論
導出された中央値のディスク寿命に対するクラスターサンプル選択の役割を調査しました。大きな
遠く離れた若いクラスター (> 200 pc; < 5 Myr) の割合
短いディスク寿命 (1 ～ 3 Myr) を導出します。近くの古いクラスターのより高い割合を含むサンプルは、より高い位置に到達します
ディスクの寿命 (> 5 Myr)。より近いクラスターに制限する
1 ～ 20 Myr の 200 個の pc で、メジアン ディスクが得られます。
5 から 10 Myr の寿命。
この不一致の主な理由の 1 つは、遠方の星団が限界等級の影響を受けることです。したがって、ディスク
平均して、質量の大きい星の割合は、
遠くのクラスター。大質量星の円盤寿命は
低質量星よりも短く、より多くの円盤部分
この選択効果により、遠くのクラスターは低く見えます。私達
を含むサンプルから得られたディスクの寿命を結論付けます。
多くの離れた星団 (> 200 pc) は大部分が高質量を表す
出演者。確かに、大質量星だけを考えれば、
サンプルを 200 pc 未満の距離に限定した場合、ディスクの寿命は 2 ～ 4 Myr しか回復しません。
ただし、これらのディスクの寿命は代表的なものではありません。
ほとんどの星。低質量星の円盤寿命の中央値は 5 ～ 10 Myr です。実際の値は主に
仮定された初期ディスク部分。すべての星が囲まれている場合
クラスタ年齢でのディスクによる tc = 0 Myr、ディスク寿命の中央値
は 5 ～ 6 Myr です。ただし、一部の星はディスクレスで生まれているようです
または、惑星形成のためにディスクを非常に急速に失います。アン
70% ～ 80% の初期ディスク フラクションでは、ディスクが増加します。
8 – 10 Myr までの低質量星の散逸時間とそれ
大質量星から 4 ～ 5 Myr.低質量星の場合、円盤の寿命の中央値は 5 ～ 10 Myr
惑星形成の時間的制約を大幅に緩和します。これらの長いディスク寿命により、十分な時間を確保できます
降着によって惑星が形成されます。円盤の寿命の多様性は、新しい惑星系の構造に影響を与える可能性があります。それは、重元素を使用する際にかなり高い効率を持つ低質量星の原因である可能性があります
惑星形成のためのディスク内のコンテンツ。持っているにも関わらず
まず、ディスクの質量が大幅に小さくなり、これらの低質量
恒星は、より多くの低質量惑星を生み出します。の
大質量星がどのようにできるかを説明する本当の課題が残っています
このような短い時間スケールで惑星を形成します。
現在、ディスクの寿命に対する環境の影響
まだ定量化できていません。大質量星の円盤部分のみ
クラスターは、それらの理由により、高密度クラスターに対して決定されました
一般的な長距離 (> 2000 pc)。比較が難しい
これらの大質量星の場合でも、最初の円盤部分として
これらの密なクラスターは不明です。その不確実性は非常に高く、
測定された椎間板の割合がいずれも 32% を超えていないためです。

一般に、最初のディスク フラクションの決定は次のステップです。
ディスクの寿命を正確に判断するための手順。 これも
星の質量、星団密度、二元性。
建設的なレポートと有用なレフリーに感謝します
私たちの原稿を大幅に改善した提案。
K. Luhman 氏には、Upper Sco およびUCL/LCC