系外惑星の大気に硫酸を検出して C/S 比と O/S 比 を出せばガス惑星の降着の歴史（成り立ち）が分かるらしい。以下、機械翻訳。
揮発性物質と硫黄の比率は、巨大ガス惑星の降着の歴史を復元することができます
概要
太陽系外惑星大気中の SO2 を検出する新たな能力は、測定する機会を提供します。
硫黄の存在量など、惑星形成の競合するモード間で直接テストします。 とは対照的に
主な分子が頻繁に観察される炭素と酸素、硫黄ははるかに揮発性が低く、
原始惑星系円盤にほぼ独占的に固体の形で存在します。 この二分法はさまざまなモデルを導きます
ガス巨大惑星のさまざまな組成を予測するための惑星形成の研究。 微惑星ベースのモデルはおおよそ恒星の C/S 比と O/S 比を予測しますが、小石の降着モデルはより頻繁に予測します
超恒星比。 透過スペクトルにおけるSO2の検出可能性とその能力を調査する
惑星の形成を診断するために、大気光化学モデルのグリッドを提示し、対応する
WASP-39b の合成スペクトル (SO2 が検出された場所)。 3D グリッドには 113 個のモデルが含まれています
（C、O、およびSの太陽存在比の1〜100倍に及ぶ）に対応する熱プロファイル
朝と夕方のターミネーター、および平均ターミネーターの透過スペクトル。 私たちのモデルショー
WASP-39b のような O/H および C/H の約 10 倍のソーラー増強では、SO2 は C/S でのみ見られる
とOS。 1.5、および WASP-39b の報告された 1 ～ 10 ppm の SO2 存在量は、より一貫している可能性があります。
小石の降着モデルよりも微惑星の降着の場合 (ただし、いくつかの小石のモデルも
同様に低い比率を予測することができます)。 より極端な C/S および O/S 比は、
これは、より小さく、より金属に富んだガスと氷の巨人が存在する可能性があることを示唆しています
惑星形成モデルをテストするための特に興味深いターゲットになります。 将来の研究は探求する必要があります
SO2 の惑星および恒星パラメータのより広い配列への依存性。
SO2 惑星 WASP-39b だけでなく、他のホット ジュピターや小さなガス巨星にも。
1.はじめに
1.1。 元素比率と惑星形成
硫黄の凝縮温度 TC ~660 K は遠い 一般的に観察される他の揮発性物質よりも高い
系外惑星の大気 (C、N、O など、すべてTC .180 K; ロダーズ 2003; ウッド等。 2019）。 したがって、系外惑星の C、N、および O の存在量は、特定の惑星が
さまざまな「雪のライン」内またはそれを超えて形成される
C/N/O を持つ分子 (例: Oberg et al. ¨ 2011; Ohno
& フォートニー 2022b)。
長年の例は、惑星の炭素と酸素の比率です (C/O; Seager et al. 2005)。 この二つHとHeの後に太陽で最も一般的な元素
(Lodders 2003; Asplund et al. 2009)、ガス中の支配的な分子種の多くを形成する
巨大な雰囲気。 CO、H2O、CO2、および CH4 はすべて顕著なスペクトルの特徴と惑星の C/O を誘導する
これらの相対的な量に強く影響するはずです
異なる分子 (Seager et al. 2005; Madhusudhan 2012; ヘンら。 2016)。 C/Oもそのような最初のものでした
惑星の形成の手がかりを保持するために提案された比率と進化 (例えば、Oberg et al. ¨ 2011)、アイデアに基づく
ガス巨人の組成を決定する必要があること
惑星がその出生円盤のどこにあるかによって
その質量の大部分を降着します。
しかし、増え続ける証拠は、惑星が
C/O 比を読み取るだけでは形成履歴を解釈することはできません。 たとえば、Mordasini ら。
(2016) は、一連の惑星形成、ディスク、および大気モデルをリンクして、惑星の C/O 比が最初の形成位置と一意に相関しない可能性があることを発見しました。
同様に、その後の惑星形成に関する研究は、C/O 比が、惑星がどのように、どこで形成され、降着するかについて、せいぜい限られた制約しか与えないことを示しています。
その質量の大部分 (e.g., Turrini et al. 2021; Schneider &
ビッチ 2021b; パセッティ等。 2022; ビッチ等。 2022年）。
したがって、C/O を超える他の軸が必要になる場合があります。
特定の惑星がどのように、どこにあるのかを特定したいと考えています
形成されました。 多くのグループが調査を行ってきましたが、
大気中の窒素存在量の依存性 (として
N/O によってパラメーター化された) 惑星の形成と降着について (Turrini et al. 2021; Schneider & Bitsch 2021b;
Ohno & Fortney 2022a,b) 惑星の窒素存在量の測定は、それより低い温度でのみ可能です
最も熱い木星 (<1000 K)。
1.2. 巨大ガス大気中の SO2
硫黄の高い TC は、この種が原始惑星系円盤の約 0.3 AU を超えて完全に固相にあることを意味します (e.g., Oka et al. 2011)。
形成が起こると考えられている. T & 1000 K では、平衡化学は、ほとんどの硫黄が存在するはずであると予測します
H2S (Zahnle et al. 2009a; Polman et al. 2023; Tsai et al.
2023年）。 しかし、高エネルギー恒星の相互作用は
惑星の大気を伴う光子は、H2S をもたらします。
存在量は圧力で急速に減少します。 1ミリバール
(Polman et al. 2023; Tsai et al. 2023)。 具体的には、いくつか
H2S は、H2O の光分解によって SO2 に変換されます。
ネットの反応
H2S + 2 H2O + 光子 → SO2 + 3 H2。 (1)
この SO2 は、およそ 0.01 ～ 10 mbar の圧力で存在します。
透過分光法で観察できる場所
十分に豊富な場合 (Polman et al. 2023; Tsai et al.
2023年）。 SO2 には 3 つの重い原子が含まれているため、
の平均全体レベルの有用なプローブにもなります。
惑星の大気中の金属強化 (Polmanら。 2023年）。
ホットジュピターWASP-39bの透過分光
JWST Early Release Science プログラム (Program 1366; Batalha et al. 2017) を通じて、SO2 (JTEC
チーム他 2023; ルスタムクロフ等。 2023; アルダーソン等。 2023; アーラー等。 2023; ファインスタインら。
2023年）。 それらの観察は過剰な吸収を検出しました
3.95–4.15 µm から、およそ 1–mbar 圧力で 10 ppm の SO2 (Tsai et al. 2023)。
この論文では、Sの存在量がどのように変化するかを探ります。
CおよびOと同様に、大気中のSO2を決定します
短周期で照射されたガス巨星の存在量と観測可能な透過スペクトル。 さらに、SO2 は、主要な判別要因となり得る揮発性物質と硫黄の比率を測定するユニークな機会を提供することを提案します。
競合する惑星形成理論の間。
まず、惑星の揮発性物質と硫黄の比率と惑星形成モデルの間の関係をセクション 2 で提示することから始めます。 2.秒で。 3 次に、次の新しいグリッドを提示します
私たちの能力を調査するために使用する光化学モデルと関連する合成透過スペクトル
SO2 を介して大気中の存在量を制限します。 ついに、
セクション 4.で結論付けます。
図 1. C/S、O/S、およびSchneider & Bitsch の惑星形成モデル (2021b, SB21; 上,より暗い曲線)およびPacetti et al。 (2022年、P22; 低いほど軽い
曲線）。 個々のモデルは最終的な範囲にまたがりますが、組成 (の対数平均と標準偏差のみ
各モデル セットはここにプロットされています)、全体的な違いは、揮発性物質と硫黄の比率が強力なテストを提供できることを示唆しています
惑星が主に小石または微惑星の降着によって形成されたかどうかについて。 右下のエラーバーと
影付きの領域は、図 4 から WASP39b について推測された存在比を示しています。
図 2. メイン パネルの破線は、
SO2 VMR、平均 0.01 ～ 10 mbar、すべての元素として
存在量はロックステップで増加します。 灰色の領域が示しています
WASP-39b について報告されたおおよその SO2 存在量。
挿入図は、完全な垂直方向の SO2 プロファイルを示しています。
図 3. SO2 の存在量 (0.01 ～ 10 mbar の平均)
2 つの元素の存在量の組み合わせが変化するため: C
対 O (上)、C 対 S (中央)、および O 対 S (下)。 の
ポイントは、モデル グリッド ポイントの位置を示します。
間を線形補間します。 各パネルで、他のすべて
要素は10倍の太陽存在量に固定されています。
図 4. SO2 の存在量 (0.01 ～ 10 mbar の平均)
C/O (上)、C/S (中)、および
O/S(下)はバラバラです。 灰色の領域は、WASP-39b について報告されたおおよその SO2 存在量を示しています。
ここでは、C/S および O/S .1.5 に対応します。
4. 結論
4.1. まとめ
結論として、惑星の形成と移動の歴史が、惑星の大気に独自の元素存在量の特徴を刻み込む可能性があることを示しました。
具体的には、C / SおよびO / S比について。 特に、
図 1 および Sec. 2 どのようにフォーメーションモデルをデモンストレーションするか
固体が主に小石として付着している
多くの場合、はるかに高い揮発性硫黄比 (C/S) を予測します。
および O/S) として固体が降着するモデルよりも
微惑星。 惑星の N/S 比も持っていますが、形成の診断として提案されている (Turrini et al.2021; パセッティ等。 2022)、これらの種の両方を検出
S は主に T & 1000 K で SO2 としてしか見えない (Polman et al. 2023)。
N は、ほとんどが T で NH3 として検出されます。 1000K（大野＆フォートニー 2022b)。 したがって、C/S 比と O/S 比は次のようになります。
N/S よりも一般的に有用 (かつ測定可能) です。
次に、光化学モデルのグリッドを提示し、WASP-39b の C、O、および S の合成スペクトル
存在量は、への影響を決定するために変化します
観測可能な SO2 シグネチャ (セクション 3 および図 3)。 SO2 存在量が C/S とどのように変化するかを調べることにより、
図 4 は、WASP-39b の大気中の SO2 量が C/S と O/S を制約する可能性があることを示しています。
よりも微惑星の降着と一致するレベル
小石の付着 – 一部の小石の付着モデルでは、より低い揮発性物質と硫黄の比率も予測されていますが、
WASP-39b とより一貫性があります。
これを確認するには、追加の作業が必要です
結論。 議論された主な惑星形成モデル
秒で。 2 すべて WASP39b よりも質量の大きい惑星になるため、これらを関連付ける際には注意が必要であることが示唆されます。
モデルを WASP-39b の組成に合わせます。 また、比較的少ない
惑星形成研究は、最終的な惑星 C を報告します。
O、および S の存在量 — 追加の独立したモデル
これらの存在量を追跡し、微惑星または小石の降着を特徴とすることは、
図1に示されている揮発性硫黄比の二分法の堅牢性を理解してください。
4.2. 今後の課題
さらなる探索の余地もかなりあります
影響を与える惑星と恒星のパラメータの
観察された SO2 存在量。 これらには、ボロメータ照射、受け取った XUV フラックス、エアロゾル、追加の T-P が含まれます。
プロファイル、より良い高温不透明度データ
UV、および SO2 またはその他の S ベアリングの可観測性
窒素などの追加の種の影響は言うまでもありません。
高エネルギー星フラックスに関して、Hobbs et al. (2021)
UV フラックスを最大 2 桁増加させることが報告されています。
マグニチュードは、SO2 の存在量プロファイルが幾分より深い圧力に押し上げられるという結果になるだけですが、
全体的な存在量は比較的変化していません。 の上
一方、ツァイ等。 (2023) 代わりに、NUV フラックスの増加は SO2 プロファイルの変化を最小限に抑え、FUV フラックスの増加は SO2 を減少させることができることを発見しました。
～10^4の存在量. UV フラックスの影響が突き詰められれば、
SO2（または他の）光化学を示すと予想される惑星を含む星の固有スペクトルの測定。
また、WASP-39 の固有の恒星スペクトルに関しては、[S/H] はまだ測定されていません。
星。 星の一般的な太陽のような要素ですが、存在量 (Polanski et al. 2022) は、その硫黄が
存在量も太陽に近い可能性があり、[S/H] は
他の多くの場合と同様に、WASP-39 について測定されました。
惑星をホストする星 (例えば、Costa Silva et al. 2020) を調べて、予想される太陽のような硫黄の存在量を確認します。
この作業では、惑星の窒素存在量を調査していませんが、重要な軸になる可能性もあります。
たとえば、ガス中の窒素と酸素の比率と
固体は、から数桁変化するはずです
1–100 AU (Ohno & Fortney 2022a)。 そして、惑星形成が微惑星の降着によって支配されているとすれば、
硫黄と窒素の比率は、ガス巨人は固体またはガスを介してその質量の大部分を降着した
(Turrini et al. 2021)。の影響についても、さらなる調査が必要です。
観測可能な SO2 存在量の異なる Kzz 値。
ツァイ等。 (2023) は、Kzz プロファイルを変化させることを発見しました。
(名目上は 5 × 10^7 ～10^11cm^2 /s) ± an
桁違いの影響しかなく、一貫して
Hobbs らの結果で。 (2021) 等温から
Kzz が 10^6 ～ 10^12 cm^2 /s のモデル
対照的に、他の研究では、一定の高度 Kzz を 10^11 cm^2 /s に増加させることが報告されています。
を大幅に減少させます。
観測可能な SO2 の量 (Tsai et al. 2021; Polmanら。 2023年）。 Kzz は難しい数値ですが、
経験的に制約するには、少なくとも
惑星大気中の SO2 の測定に定量的にどのように影響するかを理解します。
最後に、将来の研究では、
大気中の熱的および化学的プロファイルを首尾一貫してモデリングし、それによって SO2 などの光化学種の熱逆反応を説明します。
惑星の垂直温度構造について。 同様に、地球循環と大気の相互作用
化学は、予測が 1D からなされたことを明らかにするかもしれません
モデル (この作品のように) – または後処理から
ケミストリーフリーの地球循環モデル – につながる可能性があります
系外惑星の測定値の不正確な解釈(リーら 2023)。
E3専用
. S.-Mに心から感謝いたします。 蔡
VULCAN のヘルプ、光化学の一般的な議論、およびこの初期草案に関する有益なコメント
紙。 いくつかの有益な議論をしてくれた B. Bitsch に感謝します
これにより、この論文の質が向上しました。
惑星に関するいくつかの点を明確にするためのD.Turrini
形成
揮発性物質と硫黄の比率は、巨大ガス惑星の降着の歴史を復元することができます
概要
太陽系外惑星大気中の SO2 を検出する新たな能力は、測定する機会を提供します。
硫黄の存在量など、惑星形成の競合するモード間で直接テストします。 とは対照的に
主な分子が頻繁に観察される炭素と酸素、硫黄ははるかに揮発性が低く、
原始惑星系円盤にほぼ独占的に固体の形で存在します。 この二分法はさまざまなモデルを導きます
ガス巨大惑星のさまざまな組成を予測するための惑星形成の研究。 微惑星ベースのモデルはおおよそ恒星の C/S 比と O/S 比を予測しますが、小石の降着モデルはより頻繁に予測します
超恒星比。 透過スペクトルにおけるSO2の検出可能性とその能力を調査する
惑星の形成を診断するために、大気光化学モデルのグリッドを提示し、対応する
WASP-39b の合成スペクトル (SO2 が検出された場所)。 3D グリッドには 113 個のモデルが含まれています
（C、O、およびSの太陽存在比の1〜100倍に及ぶ）に対応する熱プロファイル
朝と夕方のターミネーター、および平均ターミネーターの透過スペクトル。 私たちのモデルショー
WASP-39b のような O/H および C/H の約 10 倍のソーラー増強では、SO2 は C/S でのみ見られる
とOS。 1.5、および WASP-39b の報告された 1 ～ 10 ppm の SO2 存在量は、より一貫している可能性があります。
小石の降着モデルよりも微惑星の降着の場合 (ただし、いくつかの小石のモデルも
同様に低い比率を予測することができます)。 より極端な C/S および O/S 比は、
これは、より小さく、より金属に富んだガスと氷の巨人が存在する可能性があることを示唆しています
惑星形成モデルをテストするための特に興味深いターゲットになります。 将来の研究は探求する必要があります
SO2 の惑星および恒星パラメータのより広い配列への依存性。
SO2 惑星 WASP-39b だけでなく、他のホット ジュピターや小さなガス巨星にも。
1.はじめに
1.1。 元素比率と惑星形成
硫黄の凝縮温度 TC ~660 K は遠い 一般的に観察される他の揮発性物質よりも高い
系外惑星の大気 (C、N、O など、すべてTC .180 K; ロダーズ 2003; ウッド等。 2019）。 したがって、系外惑星の C、N、および O の存在量は、特定の惑星が
さまざまな「雪のライン」内またはそれを超えて形成される
C/N/O を持つ分子 (例: Oberg et al. ¨ 2011; Ohno
& フォートニー 2022b)。
長年の例は、惑星の炭素と酸素の比率です (C/O; Seager et al. 2005)。 この二つHとHeの後に太陽で最も一般的な元素
(Lodders 2003; Asplund et al. 2009)、ガス中の支配的な分子種の多くを形成する
巨大な雰囲気。 CO、H2O、CO2、および CH4 はすべて顕著なスペクトルの特徴と惑星の C/O を誘導する
これらの相対的な量に強く影響するはずです
異なる分子 (Seager et al. 2005; Madhusudhan 2012; ヘンら。 2016)。 C/Oもそのような最初のものでした
惑星の形成の手がかりを保持するために提案された比率と進化 (例えば、Oberg et al. ¨ 2011)、アイデアに基づく
ガス巨人の組成を決定する必要があること
惑星がその出生円盤のどこにあるかによって
その質量の大部分を降着します。
しかし、増え続ける証拠は、惑星が
C/O 比を読み取るだけでは形成履歴を解釈することはできません。 たとえば、Mordasini ら。
(2016) は、一連の惑星形成、ディスク、および大気モデルをリンクして、惑星の C/O 比が最初の形成位置と一意に相関しない可能性があることを発見しました。
同様に、その後の惑星形成に関する研究は、C/O 比が、惑星がどのように、どこで形成され、降着するかについて、せいぜい限られた制約しか与えないことを示しています。
その質量の大部分 (e.g., Turrini et al. 2021; Schneider &
ビッチ 2021b; パセッティ等。 2022; ビッチ等。 2022年）。
したがって、C/O を超える他の軸が必要になる場合があります。
特定の惑星がどのように、どこにあるのかを特定したいと考えています
形成されました。 多くのグループが調査を行ってきましたが、
大気中の窒素存在量の依存性 (として
N/O によってパラメーター化された) 惑星の形成と降着について (Turrini et al. 2021; Schneider & Bitsch 2021b;
Ohno & Fortney 2022a,b) 惑星の窒素存在量の測定は、それより低い温度でのみ可能です
最も熱い木星 (<1000 K)。
1.2. 巨大ガス大気中の SO2
硫黄の高い TC は、この種が原始惑星系円盤の約 0.3 AU を超えて完全に固相にあることを意味します (e.g., Oka et al. 2011)。
形成が起こると考えられている. T & 1000 K では、平衡化学は、ほとんどの硫黄が存在するはずであると予測します
H2S (Zahnle et al. 2009a; Polman et al. 2023; Tsai et al.
2023年）。 しかし、高エネルギー恒星の相互作用は
惑星の大気を伴う光子は、H2S をもたらします。
存在量は圧力で急速に減少します。 1ミリバール
(Polman et al. 2023; Tsai et al. 2023)。 具体的には、いくつか
H2S は、H2O の光分解によって SO2 に変換されます。
ネットの反応
H2S + 2 H2O + 光子 → SO2 + 3 H2。 (1)
この SO2 は、およそ 0.01 ～ 10 mbar の圧力で存在します。
透過分光法で観察できる場所
十分に豊富な場合 (Polman et al. 2023; Tsai et al.
2023年）。 SO2 には 3 つの重い原子が含まれているため、
の平均全体レベルの有用なプローブにもなります。
惑星の大気中の金属強化 (Polmanら。 2023年）。
ホットジュピターWASP-39bの透過分光
JWST Early Release Science プログラム (Program 1366; Batalha et al. 2017) を通じて、SO2 (JTEC
チーム他 2023; ルスタムクロフ等。 2023; アルダーソン等。 2023; アーラー等。 2023; ファインスタインら。
2023年）。 それらの観察は過剰な吸収を検出しました
3.95–4.15 µm から、およそ 1–mbar 圧力で 10 ppm の SO2 (Tsai et al. 2023)。
この論文では、Sの存在量がどのように変化するかを探ります。
CおよびOと同様に、大気中のSO2を決定します
短周期で照射されたガス巨星の存在量と観測可能な透過スペクトル。 さらに、SO2 は、主要な判別要因となり得る揮発性物質と硫黄の比率を測定するユニークな機会を提供することを提案します。
競合する惑星形成理論の間。
まず、惑星の揮発性物質と硫黄の比率と惑星形成モデルの間の関係をセクション 2 で提示することから始めます。 2.秒で。 3 次に、次の新しいグリッドを提示します
私たちの能力を調査するために使用する光化学モデルと関連する合成透過スペクトル
SO2 を介して大気中の存在量を制限します。 ついに、
セクション 4.で結論付けます。
図 1. C/S、O/S、およびSchneider & Bitsch の惑星形成モデル (2021b, SB21; 上,より暗い曲線)およびPacetti et al。 (2022年、P22; 低いほど軽い
曲線）。 個々のモデルは最終的な範囲にまたがりますが、組成 (の対数平均と標準偏差のみ
各モデル セットはここにプロットされています)、全体的な違いは、揮発性物質と硫黄の比率が強力なテストを提供できることを示唆しています
惑星が主に小石または微惑星の降着によって形成されたかどうかについて。 右下のエラーバーと
影付きの領域は、図 4 から WASP39b について推測された存在比を示しています。
図 2. メイン パネルの破線は、
SO2 VMR、平均 0.01 ～ 10 mbar、すべての元素として
存在量はロックステップで増加します。 灰色の領域が示しています
WASP-39b について報告されたおおよその SO2 存在量。
挿入図は、完全な垂直方向の SO2 プロファイルを示しています。
図 3. SO2 の存在量 (0.01 ～ 10 mbar の平均)
2 つの元素の存在量の組み合わせが変化するため: C
対 O (上)、C 対 S (中央)、および O 対 S (下)。 の
ポイントは、モデル グリッド ポイントの位置を示します。
間を線形補間します。 各パネルで、他のすべて
要素は10倍の太陽存在量に固定されています。
図 4. SO2 の存在量 (0.01 ～ 10 mbar の平均)
C/O (上)、C/S (中)、および
O/S(下)はバラバラです。 灰色の領域は、WASP-39b について報告されたおおよその SO2 存在量を示しています。
ここでは、C/S および O/S .1.5 に対応します。
4. 結論
4.1. まとめ
結論として、惑星の形成と移動の歴史が、惑星の大気に独自の元素存在量の特徴を刻み込む可能性があることを示しました。
具体的には、C / SおよびO / S比について。 特に、
図 1 および Sec. 2 どのようにフォーメーションモデルをデモンストレーションするか
固体が主に小石として付着している
多くの場合、はるかに高い揮発性硫黄比 (C/S) を予測します。
および O/S) として固体が降着するモデルよりも
微惑星。 惑星の N/S 比も持っていますが、形成の診断として提案されている (Turrini et al.2021; パセッティ等。 2022)、これらの種の両方を検出
S は主に T & 1000 K で SO2 としてしか見えない (Polman et al. 2023)。
N は、ほとんどが T で NH3 として検出されます。 1000K（大野＆フォートニー 2022b)。 したがって、C/S 比と O/S 比は次のようになります。
N/S よりも一般的に有用 (かつ測定可能) です。
次に、光化学モデルのグリッドを提示し、WASP-39b の C、O、および S の合成スペクトル
存在量は、への影響を決定するために変化します
観測可能な SO2 シグネチャ (セクション 3 および図 3)。 SO2 存在量が C/S とどのように変化するかを調べることにより、
図 4 は、WASP-39b の大気中の SO2 量が C/S と O/S を制約する可能性があることを示しています。
よりも微惑星の降着と一致するレベル
小石の付着 – 一部の小石の付着モデルでは、より低い揮発性物質と硫黄の比率も予測されていますが、
WASP-39b とより一貫性があります。
これを確認するには、追加の作業が必要です
結論。 議論された主な惑星形成モデル
秒で。 2 すべて WASP39b よりも質量の大きい惑星になるため、これらを関連付ける際には注意が必要であることが示唆されます。
モデルを WASP-39b の組成に合わせます。 また、比較的少ない
惑星形成研究は、最終的な惑星 C を報告します。
O、および S の存在量 — 追加の独立したモデル
これらの存在量を追跡し、微惑星または小石の降着を特徴とすることは、
図1に示されている揮発性硫黄比の二分法の堅牢性を理解してください。
4.2. 今後の課題
さらなる探索の余地もかなりあります
影響を与える惑星と恒星のパラメータの
観察された SO2 存在量。 これらには、ボロメータ照射、受け取った XUV フラックス、エアロゾル、追加の T-P が含まれます。
プロファイル、より良い高温不透明度データ
UV、および SO2 またはその他の S ベアリングの可観測性
窒素などの追加の種の影響は言うまでもありません。
高エネルギー星フラックスに関して、Hobbs et al. (2021)
UV フラックスを最大 2 桁増加させることが報告されています。
マグニチュードは、SO2 の存在量プロファイルが幾分より深い圧力に押し上げられるという結果になるだけですが、
全体的な存在量は比較的変化していません。 の上
一方、ツァイ等。 (2023) 代わりに、NUV フラックスの増加は SO2 プロファイルの変化を最小限に抑え、FUV フラックスの増加は SO2 を減少させることができることを発見しました。
～10^4の存在量. UV フラックスの影響が突き詰められれば、
SO2（または他の）光化学を示すと予想される惑星を含む星の固有スペクトルの測定。
また、WASP-39 の固有の恒星スペクトルに関しては、[S/H] はまだ測定されていません。
星。 星の一般的な太陽のような要素ですが、存在量 (Polanski et al. 2022) は、その硫黄が
存在量も太陽に近い可能性があり、[S/H] は
他の多くの場合と同様に、WASP-39 について測定されました。
惑星をホストする星 (例えば、Costa Silva et al. 2020) を調べて、予想される太陽のような硫黄の存在量を確認します。
この作業では、惑星の窒素存在量を調査していませんが、重要な軸になる可能性もあります。
たとえば、ガス中の窒素と酸素の比率と
固体は、から数桁変化するはずです
1–100 AU (Ohno & Fortney 2022a)。 そして、惑星形成が微惑星の降着によって支配されているとすれば、
硫黄と窒素の比率は、ガス巨人は固体またはガスを介してその質量の大部分を降着した
(Turrini et al. 2021)。の影響についても、さらなる調査が必要です。
観測可能な SO2 存在量の異なる Kzz 値。
ツァイ等。 (2023) は、Kzz プロファイルを変化させることを発見しました。
(名目上は 5 × 10^7 ～10^11cm^2 /s) ± an
桁違いの影響しかなく、一貫して
Hobbs らの結果で。 (2021) 等温から
Kzz が 10^6 ～ 10^12 cm^2 /s のモデル
対照的に、他の研究では、一定の高度 Kzz を 10^11 cm^2 /s に増加させることが報告されています。
を大幅に減少させます。
観測可能な SO2 の量 (Tsai et al. 2021; Polmanら。 2023年）。 Kzz は難しい数値ですが、
経験的に制約するには、少なくとも
惑星大気中の SO2 の測定に定量的にどのように影響するかを理解します。
最後に、将来の研究では、
大気中の熱的および化学的プロファイルを首尾一貫してモデリングし、それによって SO2 などの光化学種の熱逆反応を説明します。
惑星の垂直温度構造について。 同様に、地球循環と大気の相互作用
化学は、予測が 1D からなされたことを明らかにするかもしれません
モデル (この作品のように) – または後処理から
ケミストリーフリーの地球循環モデル – につながる可能性があります
系外惑星の測定値の不正確な解釈(リーら 2023)。
E3専用
. S.-Mに心から感謝いたします。 蔡
VULCAN のヘルプ、光化学の一般的な議論、およびこの初期草案に関する有益なコメント
紙。 いくつかの有益な議論をしてくれた B. Bitsch に感謝します
これにより、この論文の質が向上しました。
惑星に関するいくつかの点を明確にするためのD.Turrini
形成
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