抄録/ポイント:
抄録/ポイント
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プロト惑星ディスクの最大温度と半径方向温度分布は,ディスク中の異なる要素の凝縮に重要である。著者らは,それらの前駆体分子雲コアの崩壊と,それらが進化するディスク内の塵埃デカップリングから,一組の原惑星円板の進化をシミュレーションした。雲コアの初期特性が,単純な粘性ディスクモデルを用いて,原惑星円板の熱履歴にどのように影響するかを示した。著者らの結果は,ディスクにおける最大中間平面温度が0.5AU以内に起こることを示した。それは,初期の雲温度によって増加して,その角速度とディスクの粘度によって減少した。分子雲コアの観察された特性から,最大温度の中央値は1250K付近であり,それらの約90%が1500K以下で,最も耐火元素の50%凝縮温度より低い値であった。したがって,惑星形成ディスク内の高い初期温度または低い角速度および/または低い粘度を有する雲コアだけが,不応性の豊富な惑星をもたらす。CM,CO,およびCVコンドライトの揮発性枯渇パターンおよび太陽系における地上惑星を再現するために,1つは,高いコア温度のような初期分子雲コアの希少特性,または,ディスクを十分に高温に熱する他のエネルギー源を,何れも有しなくてはならない。代わりに,これらのコンドライトで観察された揮発性枯渇は,前駆体分子雲から継承される可能性がある。【JST・京大機械翻訳】