内部光蒸着によるディスク組成の変更
要約
原始惑星系円盤の化学進化は複雑なプロセスであり、完全には理解されていません。 最終的な結果に影響を与えるいくつかの要因
円盤内の原子と分子の空間分布。 そのような要因の 1 つは、揮発性物質が豊富な小石の内側への移動と蒸発です。
内部ディスクを蒸気で豊かにすることができます。 特に、内側の円盤は最初に蒸発する水氷で豊富になり、結果として C/O が低くなります。
CO、CO2、CH4 氷の蒸発から生じる外側円盤からの炭素豊富なガスが粘性を持って輸送される前の比率
内向きにC/O比が再び上昇します。 しかし、ガスを運び去り隙間を開ける内部光蒸発がどのように起こるかは不明である。
ディスク内にある、内側に漂流する小石をブロックする可能性があり、ディスクの化学組成に影響を与えます。 私たちの目標は、何をどのように研究するかです。
内部光蒸発とその後のギャップの開放が、周囲の原始惑星系円盤の化学進化に影響を与える程度
太陽に似た星 (M⋆ = 1 M⊙) で、特に C/O 比と水分含有量に焦点を当てます。 シミュレーションを実行するために、
半解析的な 1D ディスク モデルを使用します。 コード chemcomp には、粘性の発生と加熱、小石の成長とドリフト、小石が含まれます。
蒸発と凝縮、およびディスクの単純な化学分配モデル。 内部光蒸発が起こることを示します
原始惑星系円盤の進化とその化学組成に重要な役割を果たしている: 光蒸発によりギャップが開くと、内側へ
漂流する小石は停止し、ガス中の揮発性成分に寄与できなくなります。 さらに、揮発性物質が豊富なガスが発生します。
外側の円盤は蒸発した CO、CO2、または CH4 の氷からできており、光蒸発風によって運び去られます。 したがって、
内側ディスクの C/O 比は低いままです。 対照的に、巨大な惑星によって開けられた隙間は依然としてガスの通過を可能にし、その結果、ガスの通過が可能になります。
内部ディスクの C/O 比。内部光蒸発のない粘性ディスクの進化と同様。 これにより、次の可能性が開かれます。
C/O 比を測定する際にこれら 2 つのシナリオを観察的に区別することは、C/O 比の根本原因を推測できることを意味します。
原始惑星系円盤を観察する際の深いギャップ構造。 光蒸着によってディスクが明確に分離された場合、さらに
水蒸気と氷は蒸発/再凝縮のサイクルを受けるため、内側の円盤の水分含有量が増加していることがわかります。
例えばとは対照的に、星への内部降着を防ぎます。 水素とヘリウム。 達成するのは非常に難しいと結論付けています
内部光蒸発を考慮した場合の、原始惑星系円盤の内部における超太陽の C/O 比。 これは、
このような円盤やその中で形成される惑星の化学的進化を理解する上で、光蒸発は潜在的に重要である。
キーワード。 原始惑星系円盤 – 光蒸発 – 化学進化
1. はじめに
現在、多数の系外惑星が知られており、その特徴は次のとおりです。
惑星系の構造と系外惑星の性質の多様性。 ただし、その正確な形成経路と組成は
は完全には理解されていません (レビューについては、Drazkowska et al. を参照してください)。
2022年）。 したがって、構造についてより良い洞察を得るために、シミュレーションによって形成環境を研究することが重要です。
原始惑星系円盤の構成とその時間進化。 これは、特性と形成を制限するのに役立ちます。
惑星のシナリオ。
核降着シナリオでは、惑星の核は固体を介して形成されます
付着。 この固体の付加は、計画微量の形で現れる可能性があります (Ida & Lin 2004; Guilera et al. 2014; Mordasini 2018;ミゲルら。 2019年; エムセンフーバーら。 2021) または小石 (ビッチ)他。 2015年、2019年。 ンドゥグら。 2018年; 劉ら。 2019年; イジドロら。
2021)、小石の付着が特に効率的です。
円盤外側領域における微惑星の降着 (例: ヨハンセンとビッチ 2019)。 従来、微惑星降着モデルは
が好まれていますが、最近では小石の付着によるモデルが主流になりました。
人気のある。 これらの集団合成研究のほとんどは、
新たに測定された大気組成を使用するとさらに詳しくなります
観測された系外惑星の数（例、Mollière et al. 2020; Line et al.
2021年; ペルティエら。 2021年; モリエールら。 2022年; オーガストら。
2023年）。 Mordasini らによる最近の理論的研究。 (2016)、
Schneider & Bitsch (2021a,b) または Bitsch et al. (2022) 試してみた
これらの大気の豊富さをさらに組み込むためです。
惑星の組成は、したがって、それは非常に重要です
をシミュレートする
原始惑星系円盤の構造と化学組成の完全な進化。 後者は、ディスクの温度と密度、放射場、蒸発位置によって決まります。
異なる種の系統（例：Öberg et al. 2011; Henning & セミノフ 2013; シュナイダー＆ビッチ 2021a; エイストラップ＆ヘニング 2022年; モリエールら。 2022年）。
たとえディスクの温度が時間的に一定に保たれたとしても、
円盤の化学組成はまだ進化するでしょう。 円盤の中を漂う小石は揮発性の内容物を蒸発させます
蒸発線でその組成が変化します（例：
ピソら。 2015年; ブースら。 2017年; シュナイダー＆ビッチ 2021a;
カリヤンら。 2023年）。 一方で、化学反応は遊びます。
円盤内の小石の化学進化に対する小さな役割にすぎない
なぜなら、それらのドリフト時間スケールは他のものよりもはるかに短いからです。
化学反応 (Booth & Ilee 2019、Eistrup & Henning)
2022年）。
円盤の構成と進化は圧力の影響を受ける
内側に流れる小石をブロックできるバンプ (例: Pinilla et al.2012）。
このようなトラップは、惑星が小石に到達することによって引き起こされる可能性があります
隔離マスとディスク内にギャップを作成する (例: Paardekooper& メレマ 2006; ランブレヒトら。 2014年; アタイエら。 2018年;
ビッチら。 2018）。 これらのギャップは、内側のディスクの化学組成に影響を与えます (例: Bitsch et al. 2021; Schneider を参照)
& ビッチ 2021a,b; カリヤンら。 2023年）。 バンザッティら。 (2023)、
グラントら。 (2023)、ペロッティら。 (2023) および Tabone et al。 (2023年)
JWST 観察によってディスクの化学組成を研究し、圧力バンプが実際にディスクに影響を与える可能性があることを示しました。
インナーディスクの化学組成。
しかし、ディスクの進化は粘性効果だけによって決まるわけではありません。 MHD 風による蒸発 (レビューについては、Lesur を参照)
他。 2023) または光蒸発 (総説については、Pascucci et al. 2023 を参照)。
2022) も同様に重要な役割を果たします。
光蒸着の場合、ディスク材料を運び去ります。
ディスク構造に深いギャップを刻みます。 それにより、彼らは影響を与えます
円盤の進化とその分散の後期段階だけでなく、
ディスクの化学組成も変化します。 特に光蒸着は最終段階を決定するため重要になります。
円盤進化の研究 (例: Ercolano et al. 2009; Pascucci & Sterzik
2009年; エルコラーノ & クラーク 2010; オーウェンら。 2012、2013）。 そのような
観察により次のことがわかっているため、プロセスが必要です。
円盤の寿命は数百万年しかありません (Mamajek et al. 2009;
フェデーレら。 2010）、たとえ星の種類が異なると円盤の寿命が大きく異なる可能性があるとしても（例えば、Michel et al. 2021;
ファルツナーら。 2022年）。
光蒸着は、高エネルギー放射線を照射するプロセスです。
非常に多くのエネルギーを円盤内のガス粒子に伝達します。
彼らの速度は逃げるのに十分なほど高くなります。 エネルギー的な放射線は、近くの星や系の外から来る可能性があります。
これは外部光蒸発と呼ばれます (レビューについては、Winter & Ha 価値 2022 を参照してください)。 一方、内部光蒸着では
主星からの高エネルギー放射線が粒子にエネルギーを与える
ディスク (レビューについては、Pascucci et al. 2022 を参照)。 ギャップが発生する
光蒸発により、内側に移動する小石をブロックします。 同じで
やがて、ガスは光蒸発風によって運び去られ、円盤の内側領域への外部からの供給が遮断される。
地域。
この研究では、小石のドリフトと蒸発を含む粘性円盤の進化モデルと内部フォトエ蒸発のモデルを組み合わせます。 私たちは太陽に似た星の周りの原始惑星系円盤を研究しています
(M⋆ = 1 M⊙) そして、最初に結果を純粋な粘性物質と比較します。
それぞれに形成されている 2 種類のギャップを区別するために、巨大な惑星が形成されている円盤と 2 番目の円盤を区別します。
それぞれの場合。
この文書は次のように構成されています。 セクション 2 には概要が含まれます。
私たちのモデルと使用される数値手法の説明
ケムコンプで。 得られた結果をセクション 3 に示します。
それらの影響については、結論を導く前にセクション 4 で説明します。
セクション5付き
図 1. 与えられたディスク半径の関数としてのガス表面密度損失率
式 5 では、Picogna et al. から引用。 （2021年）。
図 2. さまざまなディスク構成におけるディスクの進化。 上: 内部光蒸発のない粘性ディスク。 中央: 内部の粘性ディスク
X線による光蒸発。 下: 内部光蒸発のない粘性ディスク。惑星の種は 0.05 ミルの 3 天文単位で置かれます。 の
惑星の最終質量は約 2860 M アースで、0.1 ミルで小石分離質量に達します。 左: ディスク半径の関数としてのガス表面密度、
時間の経過は、0 Myr に相当する黒から 10 Myr に相当する濃い赤まで色で表示されます。 右: ガスのC/O比
ディスクの半径と時間の関数として (色分け)。 さまざまな分子の蒸発線は灰色の破線で示されています。 C/O に注意してください。
比は太陽の値にスケールされた数密度から計算され、定義により、それを超える気相中の特定のC/O比はありません。
CO蒸発フロント。 このシミュレーションでは、表 4 に示す標準パラメータを使用します。
図 3. ディスクの半径と時間の関数としての相対的な含水量。
このシミュレーションでは内部光蒸発がアクティブです。 相対水分含量はガス表面密度の比として計算されることに注意してください。
ここでは質量分率を示します。 カラーコーディング、プロット、シミュレーション
パラメータは図 2 のようになります。
図 4. X 線による内部光蒸発を伴う粘性ディスクのディスク半径と時間の関数としての気相内のさまざまな元素比。
左: 水素の上の炭素、中央: 水素の上の酸素、右: 水素の上の窒素。 カラーコーディング、プロット、およびシミュレーションパラメータとして
図2にある。
図 5. X 線による内部光蒸発を伴う粘性ディスクのガス表面密度。 ガス表面密度はディスクの関数として表示されます。
半径と時間。 この研究ではさまざまなパラメータ構成が使用されます。この図の x 軸に沿って、α は α = 10−4 から変化します。
α = 10−2、
一方、y 軸では、円板の質量と半径の異なるセットが使用され、Mdisc = 0.01 − 0.1 M⊙ および Rdisc = 75 − 150 AU の範囲で変化します。
図 2 のような色分け、プロット、および星の質量。
図 6. X 線による内部光蒸発を伴う粘性ディスクのガス状 C/O 比。 C/O 比はディスク半径の関数として示され、
時間。 図 5 のように円盤パラメータを変更します。色分け、プロット、星の質量は図 2 のようになります。
図 7. X 線による内部光蒸発を伴うが、代わりに 3.6 · 10−8 M⊙/年という小さな質量損失率を持つ粘性円盤の円盤の進化
3.864 · 10−8 M⊙/年 左: 円盤半径と時間の関数としてのガス表面密度。 右: ディスク半径とガスの C/O 比の関数
時間。 カラーコーディング、プロット、およびシミュレーションパラメータは図 2 に示されています。
図 8. 円盤進化の段階。左の列は純粋な粘性円盤、中央の列は内部光蒸発を伴う粘性円盤、右の列は成長する惑星を伴う粘性円盤を示しています。 上パネル: 原始惑星系円盤の初期状態、内部は
わずかに水蒸気が豊富で、その中央部分は炭素蒸気がわずかに豊富ですが、その外側の領域は炭素蒸気の富化を示しません。 の
水の蒸発線と炭素を含むすべての分子が結合したものは、黒い曲線でマークされます。 それらの湾曲はその結果です
ディスクのミッドプレーンと表面層の間の温度勾配。 小石は円盤全体に均等に分布し、氷のように見えます。
その中での位置に応じてレイヤーを配置します。 左の列: 純粋な粘性の進化中に、内側に漂う小石はその揮発性内容物を蒸発させます。
蒸発前線を横切るときはいつでも。 氷の線の位置と、小石がガスよりも速く漂流するという事実により、内側の円盤が最初に移動します。
水蒸気が豊富に含まれています（上部パネル）。 時間の経過とともに、炭素蒸気が到着し (中央のパネル)、内側のディスクをゆっくりと濃縮します (下のパネル)。
ガスは主星に降着します。 中央の列: 内部光蒸発により、ディスクは純粋な粘性ケースと同様に進化します。
始まり（最初と2番目のパネル）。 光蒸発によってギャップが開くと、その中に拡散するガスは光蒸発の風によって運び去られますが、小石はギャップ自体によってブロックされます (3 番目のパネル)。 その後、内側のディスクは水平衡サイクルにより再び水蒸気が豊富になります (4 回目)。
パネル）。 水以外のすべての揮発性物質は主星に降着します。 逆に水は水と氷の境界で再凝結し、水小石を形成します。
これが再び蒸発し、蒸発と凝縮の完全なサイクルに寄与し、水蒸気が長期間存続できるようになります。 右
コラム: 水の蒸発フロントと炭素を含む分子の氷の線の間に形成される惑星は、同じ化学進化を引き起こす
純粋な粘性の場合と同様にディスクの。 惑星が十分に重いとギャップが生じますが、光蒸発によって生じるギャップとは反対に、
内側ディスクへのガスの流れは依然として可能です。 唯一の違いは、惑星の胚がすでに存在しているため、最初は水の濃縮度が低いことです。
一部の流入を遮断し（上のパネル）、後期段階でより高い炭素濃縮が行われます（下のパネル）。
記事番号、10/18 ページ
5. 要約と結論
X線による活発な内部光蒸発を伴う原始惑星系円盤の1D半解析シミュレーションを実行しました。
太陽に似た星の場合。 使用したモデルには小石が含まれています
ドリフトと蒸発。 小石のドリフトと蒸発の組み合わせ
内部光蒸着を備えたモデルが新たな展望を切り開く
内部ディスクの組成を理解するため。 我々が得た結果は、光蒸発を行わずに純粋に粘性的に進化したディスクと比較されました。
私たちの結果は、内部光蒸発が明らかに示しています。
原始惑星系円盤の進化に対する重大な影響と
それらの化学組成。 結果として生じるギャップの拡大
このようなディスク内のガスや塵の分布に強い影響を与えます。
これらのギャップへのガスの拡散により、ガスは運ばれます。
光蒸発風と連続ブロッキングにより遠ざけます。
ギャップ自体によって小石が存在するため、内側の円盤で太陽または超太陽の C/O 比を持つことは不可能です。 さらに、
平衡水循環が存在するため、内部ディスク領域は非常に水分が豊富になります。 これらの地域で惑星が形成される可能性がある
したがって、大気中に容易に大量の水が存在する可能性があります。
これは、惑星が形成されることによって生じるギャップとは大きく異なります。
原始惑星系円盤。 小石の流れを遮断するだけなので、
ガスではなく、惑星を含む円盤は純粋な粘性物質と同様に進化します
ディスク。 したがって、最終的には超太陽の C/O 比になります。
内側のディスク領域。 将来の観察は容易に推測できるでしょう
C/O比を観察する際のギャップ構造の根本原因
ギャップのある原始惑星系円盤の内部領域。 これら以来
私たちのシミュレーションでは、構造は気相と塵相で同様に見られますが、観測はどちらか一方に限定されません。
私たちは、原始惑星系円盤の進化の研究を目的とした将来のシミュレーションでは、内部光蒸発が円盤の進化、その化学組成、およびその中で形成される惑星に重大な影響を与えることが示されているため、決して無視すべきではないと結論付けています。
要約
原始惑星系円盤の化学進化は複雑なプロセスであり、完全には理解されていません。 最終的な結果に影響を与えるいくつかの要因
円盤内の原子と分子の空間分布。 そのような要因の 1 つは、揮発性物質が豊富な小石の内側への移動と蒸発です。
内部ディスクを蒸気で豊かにすることができます。 特に、内側の円盤は最初に蒸発する水氷で豊富になり、結果として C/O が低くなります。
CO、CO2、CH4 氷の蒸発から生じる外側円盤からの炭素豊富なガスが粘性を持って輸送される前の比率
内向きにC/O比が再び上昇します。 しかし、ガスを運び去り隙間を開ける内部光蒸発がどのように起こるかは不明である。
ディスク内にある、内側に漂流する小石をブロックする可能性があり、ディスクの化学組成に影響を与えます。 私たちの目標は、何をどのように研究するかです。
内部光蒸発とその後のギャップの開放が、周囲の原始惑星系円盤の化学進化に影響を与える程度
太陽に似た星 (M⋆ = 1 M⊙) で、特に C/O 比と水分含有量に焦点を当てます。 シミュレーションを実行するために、
半解析的な 1D ディスク モデルを使用します。 コード chemcomp には、粘性の発生と加熱、小石の成長とドリフト、小石が含まれます。
蒸発と凝縮、およびディスクの単純な化学分配モデル。 内部光蒸発が起こることを示します
原始惑星系円盤の進化とその化学組成に重要な役割を果たしている: 光蒸発によりギャップが開くと、内側へ
漂流する小石は停止し、ガス中の揮発性成分に寄与できなくなります。 さらに、揮発性物質が豊富なガスが発生します。
外側の円盤は蒸発した CO、CO2、または CH4 の氷からできており、光蒸発風によって運び去られます。 したがって、
内側ディスクの C/O 比は低いままです。 対照的に、巨大な惑星によって開けられた隙間は依然としてガスの通過を可能にし、その結果、ガスの通過が可能になります。
内部ディスクの C/O 比。内部光蒸発のない粘性ディスクの進化と同様。 これにより、次の可能性が開かれます。
C/O 比を測定する際にこれら 2 つのシナリオを観察的に区別することは、C/O 比の根本原因を推測できることを意味します。
原始惑星系円盤を観察する際の深いギャップ構造。 光蒸着によってディスクが明確に分離された場合、さらに
水蒸気と氷は蒸発/再凝縮のサイクルを受けるため、内側の円盤の水分含有量が増加していることがわかります。
例えばとは対照的に、星への内部降着を防ぎます。 水素とヘリウム。 達成するのは非常に難しいと結論付けています
内部光蒸発を考慮した場合の、原始惑星系円盤の内部における超太陽の C/O 比。 これは、
このような円盤やその中で形成される惑星の化学的進化を理解する上で、光蒸発は潜在的に重要である。
キーワード。 原始惑星系円盤 – 光蒸発 – 化学進化
1. はじめに
現在、多数の系外惑星が知られており、その特徴は次のとおりです。
惑星系の構造と系外惑星の性質の多様性。 ただし、その正確な形成経路と組成は
は完全には理解されていません (レビューについては、Drazkowska et al. を参照してください)。
2022年）。 したがって、構造についてより良い洞察を得るために、シミュレーションによって形成環境を研究することが重要です。
原始惑星系円盤の構成とその時間進化。 これは、特性と形成を制限するのに役立ちます。
惑星のシナリオ。
核降着シナリオでは、惑星の核は固体を介して形成されます
付着。 この固体の付加は、計画微量の形で現れる可能性があります (Ida & Lin 2004; Guilera et al. 2014; Mordasini 2018;ミゲルら。 2019年; エムセンフーバーら。 2021) または小石 (ビッチ)他。 2015年、2019年。 ンドゥグら。 2018年; 劉ら。 2019年; イジドロら。
2021)、小石の付着が特に効率的です。
円盤外側領域における微惑星の降着 (例: ヨハンセンとビッチ 2019)。 従来、微惑星降着モデルは
が好まれていますが、最近では小石の付着によるモデルが主流になりました。
人気のある。 これらの集団合成研究のほとんどは、
新たに測定された大気組成を使用するとさらに詳しくなります
観測された系外惑星の数（例、Mollière et al. 2020; Line et al.
2021年; ペルティエら。 2021年; モリエールら。 2022年; オーガストら。
2023年）。 Mordasini らによる最近の理論的研究。 (2016)、
Schneider & Bitsch (2021a,b) または Bitsch et al. (2022) 試してみた
これらの大気の豊富さをさらに組み込むためです。
惑星の組成は、したがって、それは非常に重要です
をシミュレートする
原始惑星系円盤の構造と化学組成の完全な進化。 後者は、ディスクの温度と密度、放射場、蒸発位置によって決まります。
異なる種の系統（例：Öberg et al. 2011; Henning & セミノフ 2013; シュナイダー＆ビッチ 2021a; エイストラップ＆ヘニング 2022年; モリエールら。 2022年）。
たとえディスクの温度が時間的に一定に保たれたとしても、
円盤の化学組成はまだ進化するでしょう。 円盤の中を漂う小石は揮発性の内容物を蒸発させます
蒸発線でその組成が変化します（例：
ピソら。 2015年; ブースら。 2017年; シュナイダー＆ビッチ 2021a;
カリヤンら。 2023年）。 一方で、化学反応は遊びます。
円盤内の小石の化学進化に対する小さな役割にすぎない
なぜなら、それらのドリフト時間スケールは他のものよりもはるかに短いからです。
化学反応 (Booth & Ilee 2019、Eistrup & Henning)
2022年）。
円盤の構成と進化は圧力の影響を受ける
内側に流れる小石をブロックできるバンプ (例: Pinilla et al.2012）。
このようなトラップは、惑星が小石に到達することによって引き起こされる可能性があります
隔離マスとディスク内にギャップを作成する (例: Paardekooper& メレマ 2006; ランブレヒトら。 2014年; アタイエら。 2018年;
ビッチら。 2018）。 これらのギャップは、内側のディスクの化学組成に影響を与えます (例: Bitsch et al. 2021; Schneider を参照)
& ビッチ 2021a,b; カリヤンら。 2023年）。 バンザッティら。 (2023)、
グラントら。 (2023)、ペロッティら。 (2023) および Tabone et al。 (2023年)
JWST 観察によってディスクの化学組成を研究し、圧力バンプが実際にディスクに影響を与える可能性があることを示しました。
インナーディスクの化学組成。
しかし、ディスクの進化は粘性効果だけによって決まるわけではありません。 MHD 風による蒸発 (レビューについては、Lesur を参照)
他。 2023) または光蒸発 (総説については、Pascucci et al. 2023 を参照)。
2022) も同様に重要な役割を果たします。
光蒸着の場合、ディスク材料を運び去ります。
ディスク構造に深いギャップを刻みます。 それにより、彼らは影響を与えます
円盤の進化とその分散の後期段階だけでなく、
ディスクの化学組成も変化します。 特に光蒸着は最終段階を決定するため重要になります。
円盤進化の研究 (例: Ercolano et al. 2009; Pascucci & Sterzik
2009年; エルコラーノ & クラーク 2010; オーウェンら。 2012、2013）。 そのような
観察により次のことがわかっているため、プロセスが必要です。
円盤の寿命は数百万年しかありません (Mamajek et al. 2009;
フェデーレら。 2010）、たとえ星の種類が異なると円盤の寿命が大きく異なる可能性があるとしても（例えば、Michel et al. 2021;
ファルツナーら。 2022年）。
光蒸着は、高エネルギー放射線を照射するプロセスです。
非常に多くのエネルギーを円盤内のガス粒子に伝達します。
彼らの速度は逃げるのに十分なほど高くなります。 エネルギー的な放射線は、近くの星や系の外から来る可能性があります。
これは外部光蒸発と呼ばれます (レビューについては、Winter & Ha 価値 2022 を参照してください)。 一方、内部光蒸着では
主星からの高エネルギー放射線が粒子にエネルギーを与える
ディスク (レビューについては、Pascucci et al. 2022 を参照)。 ギャップが発生する
光蒸発により、内側に移動する小石をブロックします。 同じで
やがて、ガスは光蒸発風によって運び去られ、円盤の内側領域への外部からの供給が遮断される。
地域。
この研究では、小石のドリフトと蒸発を含む粘性円盤の進化モデルと内部フォトエ蒸発のモデルを組み合わせます。 私たちは太陽に似た星の周りの原始惑星系円盤を研究しています
(M⋆ = 1 M⊙) そして、最初に結果を純粋な粘性物質と比較します。
それぞれに形成されている 2 種類のギャップを区別するために、巨大な惑星が形成されている円盤と 2 番目の円盤を区別します。
それぞれの場合。
この文書は次のように構成されています。 セクション 2 には概要が含まれます。
私たちのモデルと使用される数値手法の説明
ケムコンプで。 得られた結果をセクション 3 に示します。
それらの影響については、結論を導く前にセクション 4 で説明します。
セクション5付き
図 1. 与えられたディスク半径の関数としてのガス表面密度損失率
式 5 では、Picogna et al. から引用。 （2021年）。
図 2. さまざまなディスク構成におけるディスクの進化。 上: 内部光蒸発のない粘性ディスク。 中央: 内部の粘性ディスク
X線による光蒸発。 下: 内部光蒸発のない粘性ディスク。惑星の種は 0.05 ミルの 3 天文単位で置かれます。 の
惑星の最終質量は約 2860 M アースで、0.1 ミルで小石分離質量に達します。 左: ディスク半径の関数としてのガス表面密度、
時間の経過は、0 Myr に相当する黒から 10 Myr に相当する濃い赤まで色で表示されます。 右: ガスのC/O比
ディスクの半径と時間の関数として (色分け)。 さまざまな分子の蒸発線は灰色の破線で示されています。 C/O に注意してください。
比は太陽の値にスケールされた数密度から計算され、定義により、それを超える気相中の特定のC/O比はありません。
CO蒸発フロント。 このシミュレーションでは、表 4 に示す標準パラメータを使用します。
図 3. ディスクの半径と時間の関数としての相対的な含水量。
このシミュレーションでは内部光蒸発がアクティブです。 相対水分含量はガス表面密度の比として計算されることに注意してください。
ここでは質量分率を示します。 カラーコーディング、プロット、シミュレーション
パラメータは図 2 のようになります。
図 4. X 線による内部光蒸発を伴う粘性ディスクのディスク半径と時間の関数としての気相内のさまざまな元素比。
左: 水素の上の炭素、中央: 水素の上の酸素、右: 水素の上の窒素。 カラーコーディング、プロット、およびシミュレーションパラメータとして
図2にある。
図 5. X 線による内部光蒸発を伴う粘性ディスクのガス表面密度。 ガス表面密度はディスクの関数として表示されます。
半径と時間。 この研究ではさまざまなパラメータ構成が使用されます。この図の x 軸に沿って、α は α = 10−4 から変化します。
α = 10−2、
一方、y 軸では、円板の質量と半径の異なるセットが使用され、Mdisc = 0.01 − 0.1 M⊙ および Rdisc = 75 − 150 AU の範囲で変化します。
図 2 のような色分け、プロット、および星の質量。
図 6. X 線による内部光蒸発を伴う粘性ディスクのガス状 C/O 比。 C/O 比はディスク半径の関数として示され、
時間。 図 5 のように円盤パラメータを変更します。色分け、プロット、星の質量は図 2 のようになります。
図 7. X 線による内部光蒸発を伴うが、代わりに 3.6 · 10−8 M⊙/年という小さな質量損失率を持つ粘性円盤の円盤の進化
3.864 · 10−8 M⊙/年 左: 円盤半径と時間の関数としてのガス表面密度。 右: ディスク半径とガスの C/O 比の関数
時間。 カラーコーディング、プロット、およびシミュレーションパラメータは図 2 に示されています。
図 8. 円盤進化の段階。左の列は純粋な粘性円盤、中央の列は内部光蒸発を伴う粘性円盤、右の列は成長する惑星を伴う粘性円盤を示しています。 上パネル: 原始惑星系円盤の初期状態、内部は
わずかに水蒸気が豊富で、その中央部分は炭素蒸気がわずかに豊富ですが、その外側の領域は炭素蒸気の富化を示しません。 の
水の蒸発線と炭素を含むすべての分子が結合したものは、黒い曲線でマークされます。 それらの湾曲はその結果です
ディスクのミッドプレーンと表面層の間の温度勾配。 小石は円盤全体に均等に分布し、氷のように見えます。
その中での位置に応じてレイヤーを配置します。 左の列: 純粋な粘性の進化中に、内側に漂う小石はその揮発性内容物を蒸発させます。
蒸発前線を横切るときはいつでも。 氷の線の位置と、小石がガスよりも速く漂流するという事実により、内側の円盤が最初に移動します。
水蒸気が豊富に含まれています（上部パネル）。 時間の経過とともに、炭素蒸気が到着し (中央のパネル)、内側のディスクをゆっくりと濃縮します (下のパネル)。
ガスは主星に降着します。 中央の列: 内部光蒸発により、ディスクは純粋な粘性ケースと同様に進化します。
始まり（最初と2番目のパネル）。 光蒸発によってギャップが開くと、その中に拡散するガスは光蒸発の風によって運び去られますが、小石はギャップ自体によってブロックされます (3 番目のパネル)。 その後、内側のディスクは水平衡サイクルにより再び水蒸気が豊富になります (4 回目)。
パネル）。 水以外のすべての揮発性物質は主星に降着します。 逆に水は水と氷の境界で再凝結し、水小石を形成します。
これが再び蒸発し、蒸発と凝縮の完全なサイクルに寄与し、水蒸気が長期間存続できるようになります。 右
コラム: 水の蒸発フロントと炭素を含む分子の氷の線の間に形成される惑星は、同じ化学進化を引き起こす
純粋な粘性の場合と同様にディスクの。 惑星が十分に重いとギャップが生じますが、光蒸発によって生じるギャップとは反対に、
内側ディスクへのガスの流れは依然として可能です。 唯一の違いは、惑星の胚がすでに存在しているため、最初は水の濃縮度が低いことです。
一部の流入を遮断し（上のパネル）、後期段階でより高い炭素濃縮が行われます（下のパネル）。
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5. 要約と結論
X線による活発な内部光蒸発を伴う原始惑星系円盤の1D半解析シミュレーションを実行しました。
太陽に似た星の場合。 使用したモデルには小石が含まれています
ドリフトと蒸発。 小石のドリフトと蒸発の組み合わせ
内部光蒸着を備えたモデルが新たな展望を切り開く
内部ディスクの組成を理解するため。 我々が得た結果は、光蒸発を行わずに純粋に粘性的に進化したディスクと比較されました。
私たちの結果は、内部光蒸発が明らかに示しています。
原始惑星系円盤の進化に対する重大な影響と
それらの化学組成。 結果として生じるギャップの拡大
このようなディスク内のガスや塵の分布に強い影響を与えます。
これらのギャップへのガスの拡散により、ガスは運ばれます。
光蒸発風と連続ブロッキングにより遠ざけます。
ギャップ自体によって小石が存在するため、内側の円盤で太陽または超太陽の C/O 比を持つことは不可能です。 さらに、
平衡水循環が存在するため、内部ディスク領域は非常に水分が豊富になります。 これらの地域で惑星が形成される可能性がある
したがって、大気中に容易に大量の水が存在する可能性があります。
これは、惑星が形成されることによって生じるギャップとは大きく異なります。
原始惑星系円盤。 小石の流れを遮断するだけなので、
ガスではなく、惑星を含む円盤は純粋な粘性物質と同様に進化します
ディスク。 したがって、最終的には超太陽の C/O 比になります。
内側のディスク領域。 将来の観察は容易に推測できるでしょう
C/O比を観察する際のギャップ構造の根本原因
ギャップのある原始惑星系円盤の内部領域。 これら以来
私たちのシミュレーションでは、構造は気相と塵相で同様に見られますが、観測はどちらか一方に限定されません。
私たちは、原始惑星系円盤の進化の研究を目的とした将来のシミュレーションでは、内部光蒸発が円盤の進化、その化学組成、およびその中で形成される惑星に重大な影響を与えることが示されているため、決して無視すべきではないと結論付けています。
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