原始惑星系円盤が出来る前の分子雲内に形成されている星に26Al等の短寿命放射性核種（SLR）が影響している説です。以下、機械翻訳。
分子雲における星形成のための短寿命放射性核種の理論的分布
概要
短命の放射性核種（半減期τ1/ 2〜1 Myr）は、星や惑星の形成に影響を与えます
加熱およびイオン化のソースを提供することによるシステム。多くの以前の研究が焦点を合わせているのに対して
私たち自身の太陽系の核濃縮の可能性について、この論文の目的は、分子雲内に形成されている星の母集団全体に対する短寿命放射性核種（SLR）の分布
。ここでは、最大の影響を与える核種60Feと26Alに焦点を当てます。それらの比較的高い存在量のため。分子雲モデルを構築し、核を含める
超新星風と恒星風の両方からの寄与。結果として得られるSLRの分布は時間です
幅が約3桁、質量分率がρSLR/ρ∗ 〜10^-11 -10^-8に依存
。以上
ここで検討したシナリオの範囲では、SLR分布は、
雲の構造（フラクタル次元）、星形成の歴史、およびクラスター分布の選択。 NS
最も重要な変動は、内のSLRの輸送の拡散長さスケールから生じます。
クラウド。予想されるSLR分布は、存在量について推定された値を含めるのに十分な幅があります。
私たちの太陽系では、ほとんどの星はより小さな濃縮レベルを持っていると予測されていますが。の
さらに、60Fe / 26Alの比率は、太陽系とは対照的に、平均して1よりも大きいと予測されています。
システムの結果。この発見の1つの説明は、放射性同位元素26Alの追加ソースの存在です。
図1.左：ベースラインモデルについて§2.1で説明されているプロセスを通じてランダムに生成されたGMCの実現。 青
球はクラスター（半径Rc）を表し、黒い点は巨大な星の位置を示し、灰色の球は位置を示します
各フィールドスターの。 右：左のパネルに示されているGMC構造の対応するカラム密度マップ。
各星の周りの密度は、Hernquistプロファイルに従います（式（8）および対応するテキストを参照）。 バーの凡例はM / pc2の単位です
図2.大規模なWolf-Rayetフェーズ中に生成された26Alの統合された存在量の理想化された経験的モデル
曲線の横の数字で示されているように、4つの初期前駆体質量の恒星誕生からの時間の関数としての星（太陽質量）。
色は、モデルの基になっているGounelle＆Meynet（2012）の図3の色を模倣しています。
図3.関数としての短寿命放射性核26Al（青）、60Fe（赤）、41Ca（緑）、および36Cl（マゼンタ）の収量YA
前駆体の質量の。 収量は、Chieffi＆Limong（2013）の恒星進化モデルから取得されます。 曲線は
任意の質量の歩留まりを決定するために使用される内挿および外挿。 完全を期すために、図2の高原の26Alの風によって生成された存在量は、式（1）の対応する適合とともに黒いひし形で表されています。 （10）。
図4.実線の曲線は、すべてのSNイベントに起因する総質量濃縮の分布の平均値を示しています。
10^5から取得したGMCでベースラインモデルの実現。 実線の周りの陰影は±σ境界を表します
対応する分布の。 配色は図3と同じです：60Fe（赤）。 SNイベントからの26Alのみ
（青）; 41Ca（緑）; 36Cl（マゼンタ）; ウォルフ・ライエ風からの26Al（黒）。
4.結論
星や惑星の形成過程における短命の放射性核種の重要性を考えると、これは
論文は、分子雲のサイズと質量スケールでのSLRの予想される分布を考慮しています。超新星（60Feと26Alの両方）と恒星風（26Alのみ）は、内で生成された星形成集団にSLRを提供します
クラウド。この研究の主な結果は、星を形成するための可能な放射性濃縮レベルの分布です。
と惑星。 26Alの質量分率の結果の値は、雲の年齢と
この作業で検討されているさまざまなシナリオについて。表3に、60Feの対応する質量分率を示します。
4.1。結果の要約
私たちの主な結論は次のように要約できます。
[1]超新星源からのSLRの分散濃縮は、豊富な放射能の広い分布を生み出します
分子雲を横切る核。同位体60Feの場合、おおよその範囲ρSLR/ρ∗〜10^−11 − 10^−8の存在比が見つかります。
、このような濃縮は、星形成の最初の約10Myrの間に予想されます。対応します
26Alの濃縮レベルはやや小さいですが、ほぼ同等です（図9を参照）。SLRの分布と存在量は時間に依存し、星形成の時代が終わった後、着実に減少します（ここでは、12 Myr以降）。
[2] 60Fe / 26Alの比率も広い分布を示し（図10）、典型的な値は団結（〜1-2）。重要なことに、超新星は、反対の26Alと比較して、60Feのより高い濃縮レベルにつながります。
私たちの太陽系（そして銀河全体）で観測/推測された傾向に。この傾向は、2つの同位体は超新星でほぼ同等の存在量で生成されますが、60Feはかなり長いです
半減期（2.6 Myr、26Alの0.72 Myrと比較）。これらの結果は、このペーパーで見つかった分布全体。特定の実現では、60Feよりも26Alを超える可能性があります。例えば、
効率的なSLR伝搬（大きな拡散定数）を使用し、進化の遅い時間に評価されるシナリオでは、26Al / 60Feの値が大きい（図19を参照）。
[3]絶対濃縮レベルの分布は、このGMC全体の濃縮シナリオが可能であることを示しています。初期の太陽系について推定されたSLRの存在量の絶対値を説明します。達成する確率
観測された太陽系の質量分率は時間に依存します（雲の星形成履歴によって決定されます）。
私たちの標準的なシナリオでは、星形成は、雲の時間t =で26Alの濃縮レベルに達する可能性が約10％あります。
10 – 15 Myr、その期間外ではかなり低い確率。一方、の分布存在比60Fe / 26Alは、一般的に現在の推定値と一致していません。
[4]ベースライン濃縮シナリオ（図9）に加えて、モデルの入力パラメーターを変更しました。
具体的には、この論文は、瞬間的な星形成（図13）、連続的な星形成（図14）、雲構造の異なるフラクタル次元（図15）、星の均一ランダム分布のSLR分布を提供します。
フォーメーションスティ（図16）、より小さなクラスター（図17）、さまざまなSLR伝播効率（図18および19）、および
非球形伝搬の影響について（図20および21）。このパラメータ空間のほとんどで、分布
のSLRは、わずかな変動しか表示しません。最も重要な変数—SLRの分布を変更するという観点から
アバンダンス—分子雲を通過するSLRの伝播の拡散係数です。拡散の場合
定数が十分に大きくなる（D＞ 〜30 pc2 Myr^-1）、その後、濃縮レベルは大幅に減少します。キー
かなりのレベルの核濃縮を維持するために必要な問題は、分子内のSLRの保持です。
クラウド。
4.2。議論
星や惑星の形成に影響を与える絶対的なSLRの存在量に関しては、中間的な結果が得られます。
予想される核濃縮は、星周円盤に重要な加熱とイオン化の源を提供するのに十分な大きさです。
ディスクと惑星ですが、画像を完全に支配するのに十分な大きさではありません（リヒテンベルクの議論を参照してください）
etal。 2019; Reiter 2020、およびその中の参照）。さらに、SLRの存在量の分布は広く、大まかに
それらの平均値に匹敵します。結果として、濃縮レベルは確率分布の観点から説明する必要があります。
つまり、予想される放射能濃縮度に単一の典型的な値を割り当てることはできません。
この論文の焦点は、形成する星の母集団全体にSLRの分布を提供することですが
クラウド内では、太陽系をコンテキストに配置すると便利です。ここで、私たちの結果はやや複雑です
核濃縮シナリオの写真。一方では、私たちの太陽系について推定された60Feと26Alの存在量レベルに達する確率は十分に高いので、観測値は問題ありません。この意味で、私たちの
太陽系は異常ではありません（Juraetal。2013からYoung2020までの以前の研究と一致しています）。オン
一方、鉄とアルミニウムの存在比60Fe / 26Alは、一般に、小さいというよりはむしろ1よりも大きいです。
太陽系で観察された1よりも大きい（60Fe / 26Al <〜0.25の場合）。この比率も銀河系の1よりも小さい
スケール、60Fe / 26Al〜0.4 − 0.9、ガンマ線線で測定（Wang et al.2020）。
この研究では、分子雲を横切るSLRの輸送によって提供される濃縮について検討します。
超新星と恒星風が含まれます。放射性物質の追加の発生源も、以下を含む役割を果たす可能性があります。
星間物質の核破砕（Desch etal。2010）と局所的な宇宙線源からの核破砕（Shu etal。2010）
al。 1997）。重要なことに、核破砕は26Alの追加の発生源を提供する可能性がありますが、恒星内元素合成のみが60Feを生成することが知られています。結果として、これらの追加の放射性核源は、存在比を減少させるように作用します
60Fe / 26Al。
まとめると、この論文の結果は、分子内の60Feと26Alの両方の予想される存在量を示唆しています。
雲は星や惑星の形成に影響を与えるのに十分な大きさです。具体的には、推定されたものに匹敵する濃縮レベル
初期の原始太陽系星雲は妥当な確率で達成できますが、そのような値は上限に向かって低下します
分布の。いずれにせよ、期待される濃縮レベルは、イオン化と
星や惑星を形成する際の加熱。一方、超新星と恒星風だけによる濃縮は、
正確な存在比を含め、すべての太陽系SLRの完全な説明を提供するわけではありません。特に、
この研究から予測された質量比60Fe / 26Alは、一般に、初期の太陽系の両方の推定値よりも大きくなっています。
ギャラクシー全体（ただし、分布の末尾には小さい値が含まれています）。したがって、追加の作業は
初期の太陽系、銀河、および形成中の星や惑星の現在の人口のSLRの存在量を完全に理解するために必要です。
建設的なコメントの広範なセットをレフリーに感謝します。 MFはHauckFoundationに感謝しています。 FCA
ミシガン大学のLeinweberCenter for TheoreticalPhysicsによって部分的にサポートされています。
分子雲における星形成のための短寿命放射性核種の理論的分布
概要
短命の放射性核種（半減期τ1/ 2〜1 Myr）は、星や惑星の形成に影響を与えます
加熱およびイオン化のソースを提供することによるシステム。多くの以前の研究が焦点を合わせているのに対して
私たち自身の太陽系の核濃縮の可能性について、この論文の目的は、分子雲内に形成されている星の母集団全体に対する短寿命放射性核種（SLR）の分布
。ここでは、最大の影響を与える核種60Feと26Alに焦点を当てます。それらの比較的高い存在量のため。分子雲モデルを構築し、核を含める
超新星風と恒星風の両方からの寄与。結果として得られるSLRの分布は時間です
幅が約3桁、質量分率がρSLR/ρ∗ 〜10^-11 -10^-8に依存
。以上
ここで検討したシナリオの範囲では、SLR分布は、
雲の構造（フラクタル次元）、星形成の歴史、およびクラスター分布の選択。 NS
最も重要な変動は、内のSLRの輸送の拡散長さスケールから生じます。
クラウド。予想されるSLR分布は、存在量について推定された値を含めるのに十分な幅があります。
私たちの太陽系では、ほとんどの星はより小さな濃縮レベルを持っていると予測されていますが。の
さらに、60Fe / 26Alの比率は、太陽系とは対照的に、平均して1よりも大きいと予測されています。
システムの結果。この発見の1つの説明は、放射性同位元素26Alの追加ソースの存在です。
図1.左：ベースラインモデルについて§2.1で説明されているプロセスを通じてランダムに生成されたGMCの実現。 青
球はクラスター（半径Rc）を表し、黒い点は巨大な星の位置を示し、灰色の球は位置を示します
各フィールドスターの。 右：左のパネルに示されているGMC構造の対応するカラム密度マップ。
各星の周りの密度は、Hernquistプロファイルに従います（式（8）および対応するテキストを参照）。 バーの凡例はM / pc2の単位です
図2.大規模なWolf-Rayetフェーズ中に生成された26Alの統合された存在量の理想化された経験的モデル
曲線の横の数字で示されているように、4つの初期前駆体質量の恒星誕生からの時間の関数としての星（太陽質量）。
色は、モデルの基になっているGounelle＆Meynet（2012）の図3の色を模倣しています。
図3.関数としての短寿命放射性核26Al（青）、60Fe（赤）、41Ca（緑）、および36Cl（マゼンタ）の収量YA
前駆体の質量の。 収量は、Chieffi＆Limong（2013）の恒星進化モデルから取得されます。 曲線は
任意の質量の歩留まりを決定するために使用される内挿および外挿。 完全を期すために、図2の高原の26Alの風によって生成された存在量は、式（1）の対応する適合とともに黒いひし形で表されています。 （10）。
図4.実線の曲線は、すべてのSNイベントに起因する総質量濃縮の分布の平均値を示しています。
10^5から取得したGMCでベースラインモデルの実現。 実線の周りの陰影は±σ境界を表します
対応する分布の。 配色は図3と同じです：60Fe（赤）。 SNイベントからの26Alのみ
（青）; 41Ca（緑）; 36Cl（マゼンタ）; ウォルフ・ライエ風からの26Al（黒）。
4.結論
星や惑星の形成過程における短命の放射性核種の重要性を考えると、これは
論文は、分子雲のサイズと質量スケールでのSLRの予想される分布を考慮しています。超新星（60Feと26Alの両方）と恒星風（26Alのみ）は、内で生成された星形成集団にSLRを提供します
クラウド。この研究の主な結果は、星を形成するための可能な放射性濃縮レベルの分布です。
と惑星。 26Alの質量分率の結果の値は、雲の年齢と
この作業で検討されているさまざまなシナリオについて。表3に、60Feの対応する質量分率を示します。
4.1。結果の要約
私たちの主な結論は次のように要約できます。
[1]超新星源からのSLRの分散濃縮は、豊富な放射能の広い分布を生み出します
分子雲を横切る核。同位体60Feの場合、おおよその範囲ρSLR/ρ∗〜10^−11 − 10^−8の存在比が見つかります。
、このような濃縮は、星形成の最初の約10Myrの間に予想されます。対応します
26Alの濃縮レベルはやや小さいですが、ほぼ同等です（図9を参照）。SLRの分布と存在量は時間に依存し、星形成の時代が終わった後、着実に減少します（ここでは、12 Myr以降）。
[2] 60Fe / 26Alの比率も広い分布を示し（図10）、典型的な値は団結（〜1-2）。重要なことに、超新星は、反対の26Alと比較して、60Feのより高い濃縮レベルにつながります。
私たちの太陽系（そして銀河全体）で観測/推測された傾向に。この傾向は、2つの同位体は超新星でほぼ同等の存在量で生成されますが、60Feはかなり長いです
半減期（2.6 Myr、26Alの0.72 Myrと比較）。これらの結果は、このペーパーで見つかった分布全体。特定の実現では、60Feよりも26Alを超える可能性があります。例えば、
効率的なSLR伝搬（大きな拡散定数）を使用し、進化の遅い時間に評価されるシナリオでは、26Al / 60Feの値が大きい（図19を参照）。
[3]絶対濃縮レベルの分布は、このGMC全体の濃縮シナリオが可能であることを示しています。初期の太陽系について推定されたSLRの存在量の絶対値を説明します。達成する確率
観測された太陽系の質量分率は時間に依存します（雲の星形成履歴によって決定されます）。
私たちの標準的なシナリオでは、星形成は、雲の時間t =で26Alの濃縮レベルに達する可能性が約10％あります。
10 – 15 Myr、その期間外ではかなり低い確率。一方、の分布存在比60Fe / 26Alは、一般的に現在の推定値と一致していません。
[4]ベースライン濃縮シナリオ（図9）に加えて、モデルの入力パラメーターを変更しました。
具体的には、この論文は、瞬間的な星形成（図13）、連続的な星形成（図14）、雲構造の異なるフラクタル次元（図15）、星の均一ランダム分布のSLR分布を提供します。
フォーメーションスティ（図16）、より小さなクラスター（図17）、さまざまなSLR伝播効率（図18および19）、および
非球形伝搬の影響について（図20および21）。このパラメータ空間のほとんどで、分布
のSLRは、わずかな変動しか表示しません。最も重要な変数—SLRの分布を変更するという観点から
アバンダンス—分子雲を通過するSLRの伝播の拡散係数です。拡散の場合
定数が十分に大きくなる（D＞ 〜30 pc2 Myr^-1）、その後、濃縮レベルは大幅に減少します。キー
かなりのレベルの核濃縮を維持するために必要な問題は、分子内のSLRの保持です。
クラウド。
4.2。議論
星や惑星の形成に影響を与える絶対的なSLRの存在量に関しては、中間的な結果が得られます。
予想される核濃縮は、星周円盤に重要な加熱とイオン化の源を提供するのに十分な大きさです。
ディスクと惑星ですが、画像を完全に支配するのに十分な大きさではありません（リヒテンベルクの議論を参照してください）
etal。 2019; Reiter 2020、およびその中の参照）。さらに、SLRの存在量の分布は広く、大まかに
それらの平均値に匹敵します。結果として、濃縮レベルは確率分布の観点から説明する必要があります。
つまり、予想される放射能濃縮度に単一の典型的な値を割り当てることはできません。
この論文の焦点は、形成する星の母集団全体にSLRの分布を提供することですが
クラウド内では、太陽系をコンテキストに配置すると便利です。ここで、私たちの結果はやや複雑です
核濃縮シナリオの写真。一方では、私たちの太陽系について推定された60Feと26Alの存在量レベルに達する確率は十分に高いので、観測値は問題ありません。この意味で、私たちの
太陽系は異常ではありません（Juraetal。2013からYoung2020までの以前の研究と一致しています）。オン
一方、鉄とアルミニウムの存在比60Fe / 26Alは、一般に、小さいというよりはむしろ1よりも大きいです。
太陽系で観察された1よりも大きい（60Fe / 26Al <〜0.25の場合）。この比率も銀河系の1よりも小さい
スケール、60Fe / 26Al〜0.4 − 0.9、ガンマ線線で測定（Wang et al.2020）。
この研究では、分子雲を横切るSLRの輸送によって提供される濃縮について検討します。
超新星と恒星風が含まれます。放射性物質の追加の発生源も、以下を含む役割を果たす可能性があります。
星間物質の核破砕（Desch etal。2010）と局所的な宇宙線源からの核破砕（Shu etal。2010）
al。 1997）。重要なことに、核破砕は26Alの追加の発生源を提供する可能性がありますが、恒星内元素合成のみが60Feを生成することが知られています。結果として、これらの追加の放射性核源は、存在比を減少させるように作用します
60Fe / 26Al。
まとめると、この論文の結果は、分子内の60Feと26Alの両方の予想される存在量を示唆しています。
雲は星や惑星の形成に影響を与えるのに十分な大きさです。具体的には、推定されたものに匹敵する濃縮レベル
初期の原始太陽系星雲は妥当な確率で達成できますが、そのような値は上限に向かって低下します
分布の。いずれにせよ、期待される濃縮レベルは、イオン化と
星や惑星を形成する際の加熱。一方、超新星と恒星風だけによる濃縮は、
正確な存在比を含め、すべての太陽系SLRの完全な説明を提供するわけではありません。特に、
この研究から予測された質量比60Fe / 26Alは、一般に、初期の太陽系の両方の推定値よりも大きくなっています。
ギャラクシー全体（ただし、分布の末尾には小さい値が含まれています）。したがって、追加の作業は
初期の太陽系、銀河、および形成中の星や惑星の現在の人口のSLRの存在量を完全に理解するために必要です。
建設的なコメントの広範なセットをレフリーに感謝します。 MFはHauckFoundationに感謝しています。 FCA
ミシガン大学のLeinweberCenter for TheoreticalPhysicsによって部分的にサポートされています。
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