系外惑星の中で分厚い大気を持ち恒星に近い岩石惑星は膨れた金星(puffy Venuses)と呼ぶらしい。以下、機械翻訳。
ふくらんだ金星: 溶岩世界に対する炭素豊富な大気の質量 - 半径の影響
要約
系外惑星観測の最近の進歩により、炭素が豊富な大気を持つ岩石惑星である系外金星を検出できる可能性があります。 炭素が豊富に存在する場合、これらの大気がどの程度拡大する可能性があるかは研究されていません。 これに答えるために、我々は、全球のマグマオーシャンと平衡状態にある厚い炭素主体の大気を特徴とする系外惑星の理論上のクラス、つまりふくらみのある金星についてのモデルを提示する。 私たちのモデルは、大気とマグマオーシャンの間の炭素と水素の分配、および半灰色の放射対流大気全体にわたる C-H-O 平衡化学を説明します。 我々は、膨らんだ金星の大気による半径の膨張が、放射線にさらされた小さな惑星では顕著であることを発見した。炭素含有量が 1200 ppm (または通常のコンドライトの炭素含有量) であれば、
〜 0.16～0.3𝑅⊕ 平衡温度が 1500 ～ 2000 K の地球質量惑星の場合、我々は TOI-561 b を特に有望なふくらんだ金星の候補として特定し、その密度が低いのは厚い C に富んだ大気が原因であると考えられます。 また、私たちは、最近の JWST 観測により CO/CO2 大気の存在が示されている、かに座 55 座の金星の膨らんだ解釈を主張します。 したがって、ふくらみのある金星は、密度の低い低質量系外惑星の内部構造について、検証可能な代替解釈を構成する可能性があります。
1はじめに
ガスが放出された二次大気を観察することは、岩石の多い系外惑星の内部と居住可能性を理解するための比類のない機会を提供します。 JWST の到着により、岩石の多い系外惑星でそのような大気を検出することが可能になります (Ostberg & Kane、2019)。 超短周期の過密スーパーアース 55 かに座の最近の JWST 位相曲線観測は、系外惑星が CO/CO2 大気をホストしていることを示しています (Hu et al., 2024)。 このような密度が低く、放射線量が高い岩石惑星の集団の出現 (Piette et al., 2023) は、CO/CO2 が支配的な厚い大気がこれらの惑星の密度の低さを説明できるのか?という疑問を引き起こします。 これらの金星に似た大気の最大範囲はどれくらいでしょうか?また、それらは地球に似た惑星とは異なる質量半径関係を作り出すことができるのでしょうか?
このような厚い炭素に富んだ大気（つまり、炭素を含む分子が大半を占める大気）が存在できるかどうかは、岩石世界における炭素存在量の可能な範囲にかかっています。 これは、大気の高度が最終的にはその不安定な予算によって制限され、その予算にはほとんど制約がないためです。 しかし、私たちは 2 つの関連する疑問を考慮することで洞察を得ることができます - (a) 炭素が豊富な物質が他の系外惑星系に存在するかどうか、(b) これらの系外惑星の形成と大気進化の経路がマントルと表面に炭素を保持できるかどうか 貯水池。 太陽系では、コンドライトのサンプルは、惑星の構成要素の炭素含有量が分岐していることを示唆しています - 雪線を越えた湿った炭素質コンドライト (CC) とその中の乾燥した炭素の少ないコンドライト (NC) (Bermingham et al., 2020) 。 最も炭素が豊富な CI コンドライトには次のものが含まれます。
〜3.5重量% C (Schaefer & Fegley、2017)、つまり〜
バルクケイ酸塩地球の存在量よりも 2 桁高い (Bergin et al., 2015; Fischer et al., 2020)。 汚染された白色矮星のC/Oデータは、少なくともいくつかの系外微惑星が炭素存在量において同様の二峰性分布を持っていることを示唆している(Wilson et al., 2016)。 ただし、よりエキゾチックな内部シナリオの可能性は排除できません (Putirka & Xu、2021)。 したがって、仮説として、系外惑星が CI コンドライトのような炭素豊富な物質から降着した場合、その惑星には最大で〜13重量%。
いくつかの注意点や不明点はあるものの、原始的な物質から効率的に惑星を成長させる、小石の降着による岩石系系外惑星の炭素豊富な形成経路を想像するのは難しくない(Ormel & Klahr, 2010; Johansen & Lambrechts, 2017; Johansen et al., 2021;Izidoro et al.、2021)。 惑星は、雪線の向こう側から漂ってくる揮発性物質が豊富な小石を受け取る可能性がある(Sato et al., 2016; Ida et al., 2019)。 あるいは、原始惑星系円盤が分散する前に雪線を超えて急速に形成され、その後内側に移動して高温になり、その結果膨らみ、通過による検出が容易になる可能性がある(Lambrechts et al., 2019; Izidoro et al. 、2021）。 潜在的な注意事項 - 炭素損失のメカニズム - には、周囲の円盤との大気の再循環 (Johansen et al., 2021)、炭素の溶解と核への埋没 (Fischer et al., 2020; Johansen et al., 2023)、 光分解による円盤内の炭素質粒子の破壊も同様である（Lee et al., 2010; Gail & Trieloff, 2017; Binkert & Birnstiel, 2023）。 しかし、これらのメカニズムに関するこれまでの研究は、主に地球形成中の揮発性物質の放出という文脈に基づいており、これについては活発な議論が行われている(例えば、Johansen et al. (2021)を参照)。 したがって、それらが系外惑星の個体群に与える影響は依然として不明である。
上記の議論は、炭素が豊富なエクソプラネットが存在する可能性を示唆しています。
しかし、現在の系外惑星の内部モデルは、水素や水の豊富な層を優先して厚い炭素大気の潜在的な重要性を見逃している（例えば、Lacedelli et al. (2022)）。 この研究では、炭素主体の大気が岩石系外惑星の半径に及ぼす最大の影響を理解することを目指しています。このシナリオを「ふくらみのある金星」と呼んでいます。 これを行うには、大気とマグマオーシャン (MO) の結合モデルを構築します。これは、最も厚い大気は強い断熱効果をもたらすため、マントルが実質的に溶けている高温の内部が必要になる可能性が高いためです。 私たちは、太陽系内外の溶岩世界のモデリングにおける最近の進歩に基づいて、C-H-O 熱化学を組み込んでいます (Sossi et al., 2020; Bower et al., 2022; Gaillard et al., 2022)。 私たちは、照射された低質量のふくらんだ金星の間の強い半径の膨張を実証します。 たとえば、0.16 ～ 0.3
𝑅⊕
炭素主体の大気は、高度に放射線を浴びた地球質量上に存在する可能性があります (
𝑇𝑒𝑞 ∈ [1500、2000】K) 炭素量が控えめ（通常のコンドライト、1200 ppm (Schaefer & Fegley、2017)）の惑星。 9 つのふくらみのあるヴィーナス候補を特定し、TOI-561 b と 55 Cnc e のケースを強調します。
図 1: OC の合計 C および H 存在量を示す地球質量惑星の 3 つのサンプル大気プロファイル。 a (基準): 太陽 C/O = 0.55 の惑星の大気組成プロファイル。
𝑇𝑒𝑞 = 1500 K。影付きの領域は対流層を示します。 b: a と同じですが、C/O = 0.8 の還元性雰囲気がより強くなります。 c: a と同じですが、
𝑇𝑒𝑞 = 2000K. d: 惑星 a (緑の実線)、b (一点鎖線の緑)、c (オレンジの実線) の大気の圧力と温度。 比較のために、オレンジの破線は、次のような雰囲気です。
𝑇𝑒𝑞 =2000mK
MO 表面に対して対流を続ける 。
どちらも高い𝑇𝑒𝑞 環境がより減少すると、表面温度が上昇し、その結果、大気が大きくなります。 参考のため、Z𝑎𝑡𝑚 = 0.162、0.233、0.307 𝑅⊕
それぞれ惑星a、b、cに対応します。
図 2:ふくらんだ金星の質量と半径の関係。 a: 観測された系外惑星と比較した M-R 関係。 灰色の線は、地球に似た核質量分率が 0.325 の地球型惑星の M-R です (Plotnykov & Valencia、2020)。 色付きの実線は、異なるものを想定した膨らんだ金星の半径です。
𝑇𝑒𝑞、基準となる、OC のような揮発性 C および H が豊富に含まれています。 オレンジ色の破線は M-R です。
𝑇𝑒𝑞 = 2000 K 惑星は、深い放射帯ではなく、MO 表面への対流性の深い大気を持っています。 影付きの領域は、空気のない岩石の世界がすべての考えられる Fe/Si ∈[0、1】に対して占めることができる M-R 空間の範囲です。
。 この領域より密度の低い惑星には揮発性成分が必要です。 測定された系外惑星サンプルは NASA 系外惑星アーカイブ (2023) からのもので、相対誤差が 30% 未満のもののみが含まれています。 黒い円で強調表示されている 9 つの惑星は、私たちが好むふくらみのある金星の候補です。 質量の高い順に、GJ 1252 b、TOI-500 b、TOI-561 b、Kepler-10 b、Kepler-36 b、HD 219134 b、HD 3167 b、WASP-47 e、および 55 Cnc e です。 TOI-561 b の半径は Patel らからのものです。 (2023); その質量は Brinkman らからのものです。 (2023) b: さまざまな軟骨炭素の存在量を持つふくらんだ金星の M-R、より不透明な線はより少ない C に対応します。それらは温度によって色分けされています -
𝑇𝑒𝑞 = 1000 K (青) と 2000 K (オレンジ)。 オレンジ色の破線はウェット CI 組成物、同じ色の実線はドライ CI 組成物です。 乾燥 CI の点線部分、1000 K 線は、グラファイトが析出するはずの雰囲気です。 本文を参照してください。 c: さまざまな化学シナリオを想定したモデルの M-R - I (実線)、大気全体の局所的な化学平衡、II (一点鎖線)、MO 表面での化学平衡、および CO2 + H2O 雰囲気 (点線)。 基準となる OC C および H の存在量が使用されます。 bと同じ色分け。 a の実線 1000 K および 2000 K ライン、b の 2 つの OC ライン、および c の 2 つのシナリオ I ラインは同じです。
図 3: OC が豊富に存在する地球質量のふくらんだ金星の C/O 比の関数としての揮発性 C と H の分配。 a: ガス種の MO 表面分圧。 黒い線は総圧力です。 b: 大気の高さ (黒) と MO の表面温度 (青)。 c: 溶存ガス種の質量。 d: P = 0.1 Pa における大気の上部の大気組成。
4。討議
私たちの結果は、ふくらみのある金星が低密度の地球型系外惑星の別の解釈を構成することを証明しています。 岩石の多い系外惑星内部のこの解釈には、いくつかのユニークな利点があります。 TOI-561 b と蟹座 55 e の事例を用いて、ふくらんだ金星解釈の議論を説明します。
4.1 TOI-561 bのふくらみのあるヴィーナスケース
スーパーアース TOI-561 b は、最近の観測上の関心を集めている（Weiss et al., 2021;Lacedelli et al., 2021, 2022; Brinkman et al., 2023; Patel et al., 2023）。 超短周期惑星として
𝑇𝑒𝑞 ≥ 2000 K、TOI-561 b は、同類の中で最も密度が低いものの 1 つです (𝜌𝑏 = 4.3±0.5 g/cc、Patel et al. （2023年））。 一方、ワイスらは、 (2021) は、この惑星が金属が少なくマントルのみの内部、または地球に似た内部の両方と一致する可能性があることを示唆していますが、追跡観察により、そのかさ密度が地球に似ているには低すぎることが証明されました (Brinkman et al., 2023) ；Patel et al.、2023）、マントルのみのシナリオを支持しています（図2a、岩石の境界半径線、RTR）。 ラセデリら。 (2021, 2022) は一方で、
> 30 wt% の水氷。雪線を超えて現在の位置まで移動する形成シナリオが必要です。 ブリンクマンら。 (2023) は、水蒸気、CO2、岩石蒸気などの高平均分子量 (MMW) 雰囲気の可能性も示唆しています。 最後に (Patel et al., 2023) は、TESS 二次日食深度が
27.4±11 ppm は岩石蒸気の大気と一致しますが、精度はさらなる推論には十分ではありません。
これらのインテリア シナリオの中には欠点があるものもあります。 主星である TOI-561 は、太陽と比較して Fe/Si 比が若干低下していますが (モル比で 0.60 対 0.89、Weiss et al. (2021))、この惑星の固体部分のかさ密度が低い可能性があることを示唆しています。 しかし、Plotnykov & Valencia (2020) の M-R 関係を使用して、この効果は次のことのみを説明できると推定しました。
〜
TOI-561 b の余剰半径の 20%。 したがって、TOI-561 が裸の岩石惑星であるとしても、異常に金属が枯渇した混合物が必要となるでしょう。 このようなシナリオは、形成的な観点から説明するのが困難です (Scora et al., 2020, 2022)。 一方、2000 K の平衡温度における水の豊富なエンベロープでは、ほとんど水を必要としませんが (Turbet et al., 2019; Dorn & Lichtenberg, 2021; Pierrehumbert, 2023)、このタイプの大気は影響を非常に受けやすいという事実を考慮すると、 XUV による光分解と脱出 (Tian、2009、2015; Wordsworth & Pierrehumbert、2013; Bolmont et al.、2017) では、水を常に補充する必要がある可能性が高いです。
むしろ、TOI-561 b に対するふんぞり返った金星の解釈のほうが正当化できるかもしれません。 私たちの M-R 関係 (図 2) が示すように、乾燥した太陽系内部のコンドライトに利用できるバルクの揮発性炭素含有量は、地球のような内部を仮定すると、惑星が必要とするよりも大きな半径の膨張を引き起こす可能性があります。雪線を超える形成は必要ありません。 さらに、炭酸ガスは水よりも溶けにくいため、ふくらみのあるヴィーナス TOI-561 b に必要な揮発性物質の量は少なくなります。
<
1wt%)の水蒸気雰囲気のものより(
〜
5 wt%、Dorn & Lichtenberg (2021))、大気損失の影響を受けにくいです。 我々の結果（図3）は、水素バジェットがモル単位で多少大きい場合（通常のコンドライトではH/C = 4.59）であっても、大気は広範囲のマントル酸化還元状態において炭素主体のままであることを示しています。
TOI-561 b の内部に関する仮説は、その理論的妥当性にかかわらず、実に多様であるため、JWST 位相曲線観測 (GO 3860、PI: J. Teske) による今後の大気の特徴付けの重要性が強調されています。 後者は、その特徴的なガス種を検索することによって、ふくらんだ金星の解釈を検証または除外することができます (Piette et al., 2023; Patel et al., 2023)。
図 4: 55 Cnc e に対する M-R 関係。 同じ色の線は、バルクの C と H の存在量が同じです。 破線は 55 Cnc の C/O = 0.78 を使用しています (Teske et al.、2013)。 実線は太陽光 C/O = 0.55 を使用します。
4.2 かに座55番星e
最も観測されているスーパーアースの 1 つであるかに座 55 星 e のかさ密度は、純粋に岩石の内部とわずかに一致しています (図 4)。 JWST 以前のその位相曲線と透過分光法の観察は、大気の検出に関して決定的なものではありませんでした (Bourrier et al. 2018 および Demory et al. 2023 のレビューを参照)。 平均分子量の低い雰囲気（Esteves et al., 2017; Jindal et al., 2020; Deibert et al., 2021; Zhang et al., 2021）でも、拡張された岩石蒸気雰囲気（Tabernero et al., 2021）でもない。 、2020; Keles et al.、2022）は観察が好まれます。
TOI-561 b と同様に、かに座 55 番星 e の以前の内部モデルは、金属が枯渇した内部、適度な氷層、および最大 200 m の小さな大気の組み合わせを好みました。
〜
その半径の 8% (Dorn et al., 2017; Crida et al., 2018; Bourrier et al., 2018)。 これらの縮退シナリオは、十分に制約されていない恒星耐火物元素比と相まって、大気の金属量とマントル組成について決定的ではない推論をもたらします (Crida et al., 2018; Bourrier et al., 2018)。 よりエキゾチックな内部シナリオには、55 Cnc のスーパーソーラー C/O によって引き起こされる炭化物が豊富なマントルが含まれます (Madhusudhan et al., 2012)。 Heng (2023) は、希薄で一時的なガス放出大気を想定しており、これにより 55 Cnc e の二次日食の深さの変動性を説明しようとしています。
最近、Hu ら。 (2024) は、JWST から 55 Cnc e の熱放射スペクトルを取得しました。これは、CO2 または CO が豊富な揮発性大気を示しています。この発見は、この惑星の膨らんだ金星のシナリオを強力に推進します。 図では。 図４では、太陽系内部のエンスタタイト コンドライト (EH) から乾燥した CI 炭素質コンドライトに至るまで、Cnc55番星の e について 4 つの考えられる C、H 存在量を調査しました。 また、太陽光 C/O = 0.55 および削減 C/O = 0.78 もテストします (実線と破線、図 4)。 この範囲は、主星の C/O に関するさまざまな測定結果によって決定されています (Teske et al., 2013; Brewer & Fischer, 2016)。
セクション 3 で示したように、バルク揮発性物質の存在量の増加と C/O (またはマントルの還元) の増加は、より大きな半径の膨張につながります。 これは縮退をもたらします。55 Cnc e の M-R 測定は、還元マントルによる低い EH 存在量、または酸化マントルによる 1 wt% C + 1 wt% H 存在量の両方によって説明できます。 異なる C/O 間で最もよく適合するケースは、C が 1 wt% で H が存在しない惑星であると思われます。したがって、将来の大気 C/O 制約はこの縮退を打破し、バルク揮発性インベントリとマントル酸化還元の両方についての洞察を提供する可能性があります。 この世界。 最後に、C/O に関係なく、CI 炭素量が 55 Cnc e に十分な膨らみを提供することに注目します。 言い換えれば、55 Cnc e の半径の膨張を説明する際に、超コンドライト C の存在量を考慮する必要はありません。
5 要約と結論
我々は、厚い炭素に富んだ大気と全球のマグマオーシャンを特徴とする系外惑星の理論上のクラス、つまりふくらんだ金星についてのモデルを提示する。 このモデルは、大気中の C-H-O 熱化学とマグマ オーシャンでの揮発性溶解を考慮しながら、ふくらんだ金星の質量と半径の関係を生成します。 主な調査結果は次のとおりです -
• 高度に放射線を浴びたふくらんだ金星の M-R 関係は、地上の対応する金星の M-R 関係から大きく逸脱しています。 たとえば、16 ～ 30% の半径膨張は、高温 (𝑇𝑒𝑞 = 1500 - 2000 K)、バルク炭素含有量がわずか 0.12% の地球質量の惑星。
• ふくらんだ金星のシナリオは、放射線にさらされた低密度のスーパーアース TOI-561 b と蟹座 55 番星 e を説明できます。 また、他に 7 個のふくらんだ金星の候補者も特定しました。
• 平衡温度と惑星の質量は、ふくらんだ金星大気の厚さを主に制御し、続いてバルク炭素含有量とマントルの酸化還元状態が続きます。
• CO2 が CO に高温分解されると、大気の厚さが大幅に増加します。
• コンドライト炭素と水素の収支が与えられると、マントルの酸化還元状態が大気の組成を調節します。大気は CO - H2、CO2 - CO、または CO - O2 - CO2 のいずれかによって支配されます。
私たちの発見は、ふくらみのある金星の観察上の重要性を2つの点で強調しています。 まず、この内部シナリオは、氷やエキゾチックな組成ではなく、コンドライト質の組成を持ついくつかの岩石の系外惑星の異常な膨らみを説明できます。 逆に、55 Cnc e の膨らんだ金星の解釈は、岩石の系外惑星がホストになる可能性があることを思い出させます。
〜
炭素は地球より 2 桁多い。 地球のような揮発性物質が含まれていると仮定するのは不適切です。 第二に、溶融マントルと直接平衡状態にあるそれらの大気組成は、それらの内部への洞察を提供します。 これらには、バルクの揮発性組成とマントルの酸化還元状態が含まれます。 したがって、ふくらみのある金星候補の継続的な JWST 観測は、両方の側面に光を当てることができ、岩石系系外惑星の形成と進化についての理解を向上させるでしょう。
ふくらんだ金星: 溶岩世界に対する炭素豊富な大気の質量 - 半径の影響
要約
系外惑星観測の最近の進歩により、炭素が豊富な大気を持つ岩石惑星である系外金星を検出できる可能性があります。 炭素が豊富に存在する場合、これらの大気がどの程度拡大する可能性があるかは研究されていません。 これに答えるために、我々は、全球のマグマオーシャンと平衡状態にある厚い炭素主体の大気を特徴とする系外惑星の理論上のクラス、つまりふくらみのある金星についてのモデルを提示する。 私たちのモデルは、大気とマグマオーシャンの間の炭素と水素の分配、および半灰色の放射対流大気全体にわたる C-H-O 平衡化学を説明します。 我々は、膨らんだ金星の大気による半径の膨張が、放射線にさらされた小さな惑星では顕著であることを発見した。炭素含有量が 1200 ppm (または通常のコンドライトの炭素含有量) であれば、
〜 0.16～0.3𝑅⊕ 平衡温度が 1500 ～ 2000 K の地球質量惑星の場合、我々は TOI-561 b を特に有望なふくらんだ金星の候補として特定し、その密度が低いのは厚い C に富んだ大気が原因であると考えられます。 また、私たちは、最近の JWST 観測により CO/CO2 大気の存在が示されている、かに座 55 座の金星の膨らんだ解釈を主張します。 したがって、ふくらみのある金星は、密度の低い低質量系外惑星の内部構造について、検証可能な代替解釈を構成する可能性があります。
1はじめに
ガスが放出された二次大気を観察することは、岩石の多い系外惑星の内部と居住可能性を理解するための比類のない機会を提供します。 JWST の到着により、岩石の多い系外惑星でそのような大気を検出することが可能になります (Ostberg & Kane、2019)。 超短周期の過密スーパーアース 55 かに座の最近の JWST 位相曲線観測は、系外惑星が CO/CO2 大気をホストしていることを示しています (Hu et al., 2024)。 このような密度が低く、放射線量が高い岩石惑星の集団の出現 (Piette et al., 2023) は、CO/CO2 が支配的な厚い大気がこれらの惑星の密度の低さを説明できるのか?という疑問を引き起こします。 これらの金星に似た大気の最大範囲はどれくらいでしょうか?また、それらは地球に似た惑星とは異なる質量半径関係を作り出すことができるのでしょうか?
このような厚い炭素に富んだ大気（つまり、炭素を含む分子が大半を占める大気）が存在できるかどうかは、岩石世界における炭素存在量の可能な範囲にかかっています。 これは、大気の高度が最終的にはその不安定な予算によって制限され、その予算にはほとんど制約がないためです。 しかし、私たちは 2 つの関連する疑問を考慮することで洞察を得ることができます - (a) 炭素が豊富な物質が他の系外惑星系に存在するかどうか、(b) これらの系外惑星の形成と大気進化の経路がマントルと表面に炭素を保持できるかどうか 貯水池。 太陽系では、コンドライトのサンプルは、惑星の構成要素の炭素含有量が分岐していることを示唆しています - 雪線を越えた湿った炭素質コンドライト (CC) とその中の乾燥した炭素の少ないコンドライト (NC) (Bermingham et al., 2020) 。 最も炭素が豊富な CI コンドライトには次のものが含まれます。
〜3.5重量% C (Schaefer & Fegley、2017)、つまり〜
バルクケイ酸塩地球の存在量よりも 2 桁高い (Bergin et al., 2015; Fischer et al., 2020)。 汚染された白色矮星のC/Oデータは、少なくともいくつかの系外微惑星が炭素存在量において同様の二峰性分布を持っていることを示唆している(Wilson et al., 2016)。 ただし、よりエキゾチックな内部シナリオの可能性は排除できません (Putirka & Xu、2021)。 したがって、仮説として、系外惑星が CI コンドライトのような炭素豊富な物質から降着した場合、その惑星には最大で〜13重量%。
いくつかの注意点や不明点はあるものの、原始的な物質から効率的に惑星を成長させる、小石の降着による岩石系系外惑星の炭素豊富な形成経路を想像するのは難しくない(Ormel & Klahr, 2010; Johansen & Lambrechts, 2017; Johansen et al., 2021;Izidoro et al.、2021)。 惑星は、雪線の向こう側から漂ってくる揮発性物質が豊富な小石を受け取る可能性がある(Sato et al., 2016; Ida et al., 2019)。 あるいは、原始惑星系円盤が分散する前に雪線を超えて急速に形成され、その後内側に移動して高温になり、その結果膨らみ、通過による検出が容易になる可能性がある(Lambrechts et al., 2019; Izidoro et al. 、2021）。 潜在的な注意事項 - 炭素損失のメカニズム - には、周囲の円盤との大気の再循環 (Johansen et al., 2021)、炭素の溶解と核への埋没 (Fischer et al., 2020; Johansen et al., 2023)、 光分解による円盤内の炭素質粒子の破壊も同様である（Lee et al., 2010; Gail & Trieloff, 2017; Binkert & Birnstiel, 2023）。 しかし、これらのメカニズムに関するこれまでの研究は、主に地球形成中の揮発性物質の放出という文脈に基づいており、これについては活発な議論が行われている(例えば、Johansen et al. (2021)を参照)。 したがって、それらが系外惑星の個体群に与える影響は依然として不明である。
上記の議論は、炭素が豊富なエクソプラネットが存在する可能性を示唆しています。
しかし、現在の系外惑星の内部モデルは、水素や水の豊富な層を優先して厚い炭素大気の潜在的な重要性を見逃している（例えば、Lacedelli et al. (2022)）。 この研究では、炭素主体の大気が岩石系外惑星の半径に及ぼす最大の影響を理解することを目指しています。このシナリオを「ふくらみのある金星」と呼んでいます。 これを行うには、大気とマグマオーシャン (MO) の結合モデルを構築します。これは、最も厚い大気は強い断熱効果をもたらすため、マントルが実質的に溶けている高温の内部が必要になる可能性が高いためです。 私たちは、太陽系内外の溶岩世界のモデリングにおける最近の進歩に基づいて、C-H-O 熱化学を組み込んでいます (Sossi et al., 2020; Bower et al., 2022; Gaillard et al., 2022)。 私たちは、照射された低質量のふくらんだ金星の間の強い半径の膨張を実証します。 たとえば、0.16 ～ 0.3
𝑅⊕
炭素主体の大気は、高度に放射線を浴びた地球質量上に存在する可能性があります (
𝑇𝑒𝑞 ∈ [1500、2000】K) 炭素量が控えめ（通常のコンドライト、1200 ppm (Schaefer & Fegley、2017)）の惑星。 9 つのふくらみのあるヴィーナス候補を特定し、TOI-561 b と 55 Cnc e のケースを強調します。
図 1: OC の合計 C および H 存在量を示す地球質量惑星の 3 つのサンプル大気プロファイル。 a (基準): 太陽 C/O = 0.55 の惑星の大気組成プロファイル。
𝑇𝑒𝑞 = 1500 K。影付きの領域は対流層を示します。 b: a と同じですが、C/O = 0.8 の還元性雰囲気がより強くなります。 c: a と同じですが、
𝑇𝑒𝑞 = 2000K. d: 惑星 a (緑の実線)、b (一点鎖線の緑)、c (オレンジの実線) の大気の圧力と温度。 比較のために、オレンジの破線は、次のような雰囲気です。
𝑇𝑒𝑞 =2000mK
MO 表面に対して対流を続ける 。
どちらも高い𝑇𝑒𝑞 環境がより減少すると、表面温度が上昇し、その結果、大気が大きくなります。 参考のため、Z𝑎𝑡𝑚 = 0.162、0.233、0.307 𝑅⊕
それぞれ惑星a、b、cに対応します。
図 2:ふくらんだ金星の質量と半径の関係。 a: 観測された系外惑星と比較した M-R 関係。 灰色の線は、地球に似た核質量分率が 0.325 の地球型惑星の M-R です (Plotnykov & Valencia、2020)。 色付きの実線は、異なるものを想定した膨らんだ金星の半径です。
𝑇𝑒𝑞、基準となる、OC のような揮発性 C および H が豊富に含まれています。 オレンジ色の破線は M-R です。
𝑇𝑒𝑞 = 2000 K 惑星は、深い放射帯ではなく、MO 表面への対流性の深い大気を持っています。 影付きの領域は、空気のない岩石の世界がすべての考えられる Fe/Si ∈[0、1】に対して占めることができる M-R 空間の範囲です。
。 この領域より密度の低い惑星には揮発性成分が必要です。 測定された系外惑星サンプルは NASA 系外惑星アーカイブ (2023) からのもので、相対誤差が 30% 未満のもののみが含まれています。 黒い円で強調表示されている 9 つの惑星は、私たちが好むふくらみのある金星の候補です。 質量の高い順に、GJ 1252 b、TOI-500 b、TOI-561 b、Kepler-10 b、Kepler-36 b、HD 219134 b、HD 3167 b、WASP-47 e、および 55 Cnc e です。 TOI-561 b の半径は Patel らからのものです。 (2023); その質量は Brinkman らからのものです。 (2023) b: さまざまな軟骨炭素の存在量を持つふくらんだ金星の M-R、より不透明な線はより少ない C に対応します。それらは温度によって色分けされています -
𝑇𝑒𝑞 = 1000 K (青) と 2000 K (オレンジ)。 オレンジ色の破線はウェット CI 組成物、同じ色の実線はドライ CI 組成物です。 乾燥 CI の点線部分、1000 K 線は、グラファイトが析出するはずの雰囲気です。 本文を参照してください。 c: さまざまな化学シナリオを想定したモデルの M-R - I (実線)、大気全体の局所的な化学平衡、II (一点鎖線)、MO 表面での化学平衡、および CO2 + H2O 雰囲気 (点線)。 基準となる OC C および H の存在量が使用されます。 bと同じ色分け。 a の実線 1000 K および 2000 K ライン、b の 2 つの OC ライン、および c の 2 つのシナリオ I ラインは同じです。
図 3: OC が豊富に存在する地球質量のふくらんだ金星の C/O 比の関数としての揮発性 C と H の分配。 a: ガス種の MO 表面分圧。 黒い線は総圧力です。 b: 大気の高さ (黒) と MO の表面温度 (青)。 c: 溶存ガス種の質量。 d: P = 0.1 Pa における大気の上部の大気組成。
4。討議
私たちの結果は、ふくらみのある金星が低密度の地球型系外惑星の別の解釈を構成することを証明しています。 岩石の多い系外惑星内部のこの解釈には、いくつかのユニークな利点があります。 TOI-561 b と蟹座 55 e の事例を用いて、ふくらんだ金星解釈の議論を説明します。
4.1 TOI-561 bのふくらみのあるヴィーナスケース
スーパーアース TOI-561 b は、最近の観測上の関心を集めている（Weiss et al., 2021;Lacedelli et al., 2021, 2022; Brinkman et al., 2023; Patel et al., 2023）。 超短周期惑星として
𝑇𝑒𝑞 ≥ 2000 K、TOI-561 b は、同類の中で最も密度が低いものの 1 つです (𝜌𝑏 = 4.3±0.5 g/cc、Patel et al. （2023年））。 一方、ワイスらは、 (2021) は、この惑星が金属が少なくマントルのみの内部、または地球に似た内部の両方と一致する可能性があることを示唆していますが、追跡観察により、そのかさ密度が地球に似ているには低すぎることが証明されました (Brinkman et al., 2023) ；Patel et al.、2023）、マントルのみのシナリオを支持しています（図2a、岩石の境界半径線、RTR）。 ラセデリら。 (2021, 2022) は一方で、
> 30 wt% の水氷。雪線を超えて現在の位置まで移動する形成シナリオが必要です。 ブリンクマンら。 (2023) は、水蒸気、CO2、岩石蒸気などの高平均分子量 (MMW) 雰囲気の可能性も示唆しています。 最後に (Patel et al., 2023) は、TESS 二次日食深度が
27.4±11 ppm は岩石蒸気の大気と一致しますが、精度はさらなる推論には十分ではありません。
これらのインテリア シナリオの中には欠点があるものもあります。 主星である TOI-561 は、太陽と比較して Fe/Si 比が若干低下していますが (モル比で 0.60 対 0.89、Weiss et al. (2021))、この惑星の固体部分のかさ密度が低い可能性があることを示唆しています。 しかし、Plotnykov & Valencia (2020) の M-R 関係を使用して、この効果は次のことのみを説明できると推定しました。
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TOI-561 b の余剰半径の 20%。 したがって、TOI-561 が裸の岩石惑星であるとしても、異常に金属が枯渇した混合物が必要となるでしょう。 このようなシナリオは、形成的な観点から説明するのが困難です (Scora et al., 2020, 2022)。 一方、2000 K の平衡温度における水の豊富なエンベロープでは、ほとんど水を必要としませんが (Turbet et al., 2019; Dorn & Lichtenberg, 2021; Pierrehumbert, 2023)、このタイプの大気は影響を非常に受けやすいという事実を考慮すると、 XUV による光分解と脱出 (Tian、2009、2015; Wordsworth & Pierrehumbert、2013; Bolmont et al.、2017) では、水を常に補充する必要がある可能性が高いです。
むしろ、TOI-561 b に対するふんぞり返った金星の解釈のほうが正当化できるかもしれません。 私たちの M-R 関係 (図 2) が示すように、乾燥した太陽系内部のコンドライトに利用できるバルクの揮発性炭素含有量は、地球のような内部を仮定すると、惑星が必要とするよりも大きな半径の膨張を引き起こす可能性があります。雪線を超える形成は必要ありません。 さらに、炭酸ガスは水よりも溶けにくいため、ふくらみのあるヴィーナス TOI-561 b に必要な揮発性物質の量は少なくなります。
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1wt%)の水蒸気雰囲気のものより(
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5 wt%、Dorn & Lichtenberg (2021))、大気損失の影響を受けにくいです。 我々の結果（図3）は、水素バジェットがモル単位で多少大きい場合（通常のコンドライトではH/C = 4.59）であっても、大気は広範囲のマントル酸化還元状態において炭素主体のままであることを示しています。
TOI-561 b の内部に関する仮説は、その理論的妥当性にかかわらず、実に多様であるため、JWST 位相曲線観測 (GO 3860、PI: J. Teske) による今後の大気の特徴付けの重要性が強調されています。 後者は、その特徴的なガス種を検索することによって、ふくらんだ金星の解釈を検証または除外することができます (Piette et al., 2023; Patel et al., 2023)。
図 4: 55 Cnc e に対する M-R 関係。 同じ色の線は、バルクの C と H の存在量が同じです。 破線は 55 Cnc の C/O = 0.78 を使用しています (Teske et al.、2013)。 実線は太陽光 C/O = 0.55 を使用します。
4.2 かに座55番星e
最も観測されているスーパーアースの 1 つであるかに座 55 星 e のかさ密度は、純粋に岩石の内部とわずかに一致しています (図 4)。 JWST 以前のその位相曲線と透過分光法の観察は、大気の検出に関して決定的なものではありませんでした (Bourrier et al. 2018 および Demory et al. 2023 のレビューを参照)。 平均分子量の低い雰囲気（Esteves et al., 2017; Jindal et al., 2020; Deibert et al., 2021; Zhang et al., 2021）でも、拡張された岩石蒸気雰囲気（Tabernero et al., 2021）でもない。 、2020; Keles et al.、2022）は観察が好まれます。
TOI-561 b と同様に、かに座 55 番星 e の以前の内部モデルは、金属が枯渇した内部、適度な氷層、および最大 200 m の小さな大気の組み合わせを好みました。
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その半径の 8% (Dorn et al., 2017; Crida et al., 2018; Bourrier et al., 2018)。 これらの縮退シナリオは、十分に制約されていない恒星耐火物元素比と相まって、大気の金属量とマントル組成について決定的ではない推論をもたらします (Crida et al., 2018; Bourrier et al., 2018)。 よりエキゾチックな内部シナリオには、55 Cnc のスーパーソーラー C/O によって引き起こされる炭化物が豊富なマントルが含まれます (Madhusudhan et al., 2012)。 Heng (2023) は、希薄で一時的なガス放出大気を想定しており、これにより 55 Cnc e の二次日食の深さの変動性を説明しようとしています。
最近、Hu ら。 (2024) は、JWST から 55 Cnc e の熱放射スペクトルを取得しました。これは、CO2 または CO が豊富な揮発性大気を示しています。この発見は、この惑星の膨らんだ金星のシナリオを強力に推進します。 図では。 図４では、太陽系内部のエンスタタイト コンドライト (EH) から乾燥した CI 炭素質コンドライトに至るまで、Cnc55番星の e について 4 つの考えられる C、H 存在量を調査しました。 また、太陽光 C/O = 0.55 および削減 C/O = 0.78 もテストします (実線と破線、図 4)。 この範囲は、主星の C/O に関するさまざまな測定結果によって決定されています (Teske et al., 2013; Brewer & Fischer, 2016)。
セクション 3 で示したように、バルク揮発性物質の存在量の増加と C/O (またはマントルの還元) の増加は、より大きな半径の膨張につながります。 これは縮退をもたらします。55 Cnc e の M-R 測定は、還元マントルによる低い EH 存在量、または酸化マントルによる 1 wt% C + 1 wt% H 存在量の両方によって説明できます。 異なる C/O 間で最もよく適合するケースは、C が 1 wt% で H が存在しない惑星であると思われます。したがって、将来の大気 C/O 制約はこの縮退を打破し、バルク揮発性インベントリとマントル酸化還元の両方についての洞察を提供する可能性があります。 この世界。 最後に、C/O に関係なく、CI 炭素量が 55 Cnc e に十分な膨らみを提供することに注目します。 言い換えれば、55 Cnc e の半径の膨張を説明する際に、超コンドライト C の存在量を考慮する必要はありません。
5 要約と結論
我々は、厚い炭素に富んだ大気と全球のマグマオーシャンを特徴とする系外惑星の理論上のクラス、つまりふくらんだ金星についてのモデルを提示する。 このモデルは、大気中の C-H-O 熱化学とマグマ オーシャンでの揮発性溶解を考慮しながら、ふくらんだ金星の質量と半径の関係を生成します。 主な調査結果は次のとおりです -
• 高度に放射線を浴びたふくらんだ金星の M-R 関係は、地上の対応する金星の M-R 関係から大きく逸脱しています。 たとえば、16 ～ 30% の半径膨張は、高温 (𝑇𝑒𝑞 = 1500 - 2000 K)、バルク炭素含有量がわずか 0.12% の地球質量の惑星。
• ふくらんだ金星のシナリオは、放射線にさらされた低密度のスーパーアース TOI-561 b と蟹座 55 番星 e を説明できます。 また、他に 7 個のふくらんだ金星の候補者も特定しました。
• 平衡温度と惑星の質量は、ふくらんだ金星大気の厚さを主に制御し、続いてバルク炭素含有量とマントルの酸化還元状態が続きます。
• CO2 が CO に高温分解されると、大気の厚さが大幅に増加します。
• コンドライト炭素と水素の収支が与えられると、マントルの酸化還元状態が大気の組成を調節します。大気は CO - H2、CO2 - CO、または CO - O2 - CO2 のいずれかによって支配されます。
私たちの発見は、ふくらみのある金星の観察上の重要性を2つの点で強調しています。 まず、この内部シナリオは、氷やエキゾチックな組成ではなく、コンドライト質の組成を持ついくつかの岩石の系外惑星の異常な膨らみを説明できます。 逆に、55 Cnc e の膨らんだ金星の解釈は、岩石の系外惑星がホストになる可能性があることを思い出させます。
〜
炭素は地球より 2 桁多い。 地球のような揮発性物質が含まれていると仮定するのは不適切です。 第二に、溶融マントルと直接平衡状態にあるそれらの大気組成は、それらの内部への洞察を提供します。 これらには、バルクの揮発性組成とマントルの酸化還元状態が含まれます。 したがって、ふくらみのある金星候補の継続的な JWST 観測は、両方の側面に光を当てることができ、岩石系系外惑星の形成と進化についての理解を向上させるでしょう。
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