HD 139614の周りのディスク

出来て９００万年のハービックAeスターだから中心恒星に落ち込んでくるガスとチリを極方向にドンドン放出する。原始惑星系円盤にガスや塵が観測限界以下の部分（ギャップ）が有ればガス惑星が隠れてる。以下、機械翻訳。
ディスク内部の巨大惑星のためのさらなる証拠：遷移ハービックAeスターHD 139614の周りのディスクの内周6 AU内のガス密度の低下？

（2016年9月21日に提出）
文脈：移行ディスクのダストギャップ内のガス含有量の定量は、その起源を確立することが重要です。
目的：私たちは、HD 139614、2.3から6 AUへの埃のギャップを呈する遷移ディスクとハービックAeスターのディスクに暖かいガスの面密度を制限しようとしています。
方法：我々は、ESO / VLTがCO RO-振動エミッションの高分解能スペクトルをCRIRES取得しています。私たちは、フラットケプラーディスクモデルを使用して、ラインプロファイル、分光天文位置信号、および回転図をモデル化することにより、ディスク構造の制約を導き出します。
結果：我々は、V = 1-0 12CO、2-1 12CO、1-0 13CO、1-0 C18O、および1-0 C17O RO-振動の行を検出しました。12COのV = 1-0線は14キロ/秒の平均幅、450 KのTGASと1から15 AUに発光領域を持っています。13COとC18Oラインは平均70と100 K寒い上にあり、1〜4キロ/狭くだ、とR> 6 AUで放出によって支配されています。12CO vは= 1-0ラインプロファイルは、ガス中にギャップがある場合、それは2 AUよりも狭くなければならないことを示しています。R = 5-6 AUのガス面密度（delta_gas）の低下は、ラインプロファイルと同時に3つのCOの同位体の回転図を再現するために必要であることを私たちを見つけます。Delta_gas外側ディスクのガス対ダスト比に依存10 ^ -2から10 ^ -4の範囲とすることができます。私たちは、1 <R <6 AUでガスの面密度プロファイルが平坦であるか、半径が増加することを見つけます。10 ^ 21センチメートル^ -2 - 私たちは、1 <R <NH = 5×10 ^ 19の6 AUで気柱密度を導き出します。私たちは、R <5×10 ^ 15センチメートル^ -2（NH <5×10 ^ 19センチメートル^ -2）の1 AUでNCO上5sigma上限を見つけます。
結論：HD 139614の円盤中のダストギャップがガスを持っています。R <6 AUのディスクのガス面密度は、粘性αディスクモデルを仮定HD 139614の降着率から予想される面密度よりも著しく低いです。6 AU内のガス密度の低下、ガスの非負密度勾配、広い（> 2 AU）ガスギャップが存在しないことは、約4 AUに埋め込ま<2 MJ惑星の存在を示唆しています。
図１。 ｖ＝ １の複合した正常化されたスペクトル！ ０の 12CO 、
13CO と検出された C18O ライン。 エラーバーはそれぞれのスペクトルの中で１つのσです。

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図１４。 問題およびその他の HD １３９６１４モデルからの４.７μｍにおいてのダストの垂直に統合化された視覚の深さ。 最も良く sed を記述する（２０１６）と VLTI IR - interferometry データ。 ほこりはディスクの内面的な６AU で４.７μｍにおいて光学的に薄いです。 Ｒにおいての ＞ ６
ほこりがディスクの最上の層でを除いて光学的に厚くそうである AU 。