3つの鉄の輪が惑星の形成をどのように再定義できるか

星周円盤の惑星形成領域にある 3 つの環状構造。鉱物や金属が惑星の構成要素の貯蔵庫として機能します。

マックス・プランク天文学研究所（MPIA）の天文学者を含む研究チームは、若い星の内側の惑星形成円盤に3つの環を持つ惑星の苗床構造を発見した。 この構成では 2 つのことが示唆されます。 木星– 質量を持った惑星がリングの間の隙間に形成されます。 詳細な分析は、ダストの組成を補完する豊富な固体鉄粒子と一致しています。 その結果、この円盤には、太陽系の地球型惑星で見られるものと同様の鉱物や金属が含まれている可能性があります。 これは、水星などの岩石惑星の形成期の 40 億年以上前の初期太陽系に似た状況を垣間見ることができます。 金星、そして地球。

惑星形成円盤内の 3 つの鉄の輪

地球と太陽系の起源は、科学者と一般の人々に同様にインスピレーションを与えます。 研究者らは、私たちの故郷の惑星や太陽系の他の天体の現在の状態を研究することで、約45億年前に誕生した太陽を取り囲む塵とガスの円盤からそれらが進化した条件の詳細な状況を明らかにした。

3つのリングは2つの惑星を示します

遠方の天体を対象とした星や惑星の形成研究は驚くべき進歩を遂げており、若い星の周囲の環境の状態を調査し、初期の太陽系の環境と比較できるようになりました。 ヨーロッパ南天天文台を利用する (エソ) 非常に大きな望遠鏡 VLTI は、ハンガリーのブダペストにあるコンコリ天文台のユゼフ ヴァルガ率いる国際研究チームが行ったものです。 彼らは、約500光年離れた若い星HD 144432の惑星形成円盤を観察した。

チリのアタカマ砂漠にあるセロ・パラナルの頂上にあるヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡（VLT）の空撮。 VLT 干渉計 (VLTI) は 4 つの望遠鏡の光を結合し、遠く離れた天体の高解像度イメージングを可能にします。 写真提供: G.Hüdepohl (atacamaphoto.com)/ESO

「円盤の内側領域の塵の分布を研究することで、このような環境で塵が 3 つの同心円状のリングに蓄積する複雑な構造を初めて発見しました」とロイ・ファン・ボーケル氏は言います。 彼はドイツのハイデルベルクにあるマックス・プランク天文学研究所 (MPIA) の科学者であり、同誌に掲載された主要な研究論文の共著者です。 天文学と天体物理学。 「この領域は、太陽系で岩石惑星が形成された領域に相当します」とファン・ボーケル氏は付け加えた。 太陽系と比較すると、HD 144432 の周りの最初のリングは水星の軌道内にあり、2 番目のリングは水星の軌道の近くにあります。 火星通り。 さらに、3番目のリングは木星の軌道にほぼ対応しています。

これまで、天文学者はそのような地層のほとんどを、宇宙の外側にある世界に相当する大規模なスケールで発見してきました。 土星 太陽の周りを回っています。 若い星を取り囲む円盤で見つかった環系は一般に、惑星がその経路に蓄積した塵やガスとして隙間の中に形成されたことを示している。 しかし、HD 144432 は、主星に非常に近いこのような複雑な環系の最初の例です。 それは、地球のような岩石惑星の構成要素である塵が豊富な地域で発生します。 リングがギャップ内に形成されている 2 つの惑星の存在を示していると仮定すると、天文学者はそれらの質量が木星の質量とほぼ同じであると推定しています。

状況は初期の太陽系に似ている可能性がある

天文学者は、中心星から離れるまでの円盤上の塵の組成を決定しました。これは、木星の太陽からの距離に相当します。 彼らが発見したものは、地球や太陽系の岩石惑星を研究する科学者にとってはよく知られたもので、地球の地殻やマントルに見られるさまざまなケイ酸塩（ケイ素と酸素の金属化合物）やその他の鉱物、そしておそらくは水星や地球で見られる金属鉄である。 コア。 もし確認されれば、この研究は惑星形成円盤から鉄を検出した最初の研究となる。

この図は、VLTI で観察された HD 144432 の概略図です。 データは 3 つの同心リングの構造と一致しています。 環の間の隙間は一般に、大きな惑星が主星の周りの軌道に沿って塵やガスが付着して形成されたことを示しています。 ケイ酸塩鉱物は主に内部ホットゾーンに結晶として存在します。 VLTI フィードバックはコールド外部ディスクを制限できません。 クレジット: © J. Varga 他 / MPIA

「これまで天文学者らは、宇宙のほぼどこでも見られる物質である、炭素とケイ酸塩の塵が混合した塵の多い円盤の観察を説明してきました」とファン・ボーケル氏は説明する。 しかし、化学的な観点から見ると、高温の内側ディスク領域では鉄とケイ酸塩の混合物の方がより許容されます。 実際、元の研究論文の筆頭著者であるバルガ氏がデータに適用した化学モデルは、炭素の代わりに鉄を導入するとより良い結果が得られます。

さらに、HD 144432で観測された塵の温度は1,800 K（約1,500度）に達する可能性があります。 摂氏) 内側の端では 300 K (約 25 °C) の適度な温度になります。 恒星の近くの高温領域では、金属と鉄が再び溶けて凝縮し、多くの場合結晶になります。 対照的に、炭素粒子は熱に耐えられず、一酸化炭素または二酸化炭素ガスとして存在します。 しかし、炭素は依然として冷たい外側円盤の固体粒子の重要な成分である可能性があり、この研究の観察ではそれを追跡することはできません。

鉄分が豊富で炭素が少ない塵も、太陽系の条件によく適しています。 水星と地球は鉄が豊富な惑星ですが、地球の炭素は比較的少ないです。 「円盤HD 144432は、今日私たちが知っている岩石惑星に鉄の多くを供給した初期の太陽系に非常に似ている可能性があると考えています」とファン・ボーケル氏は言う。 「私たちの研究は、太陽系の形成が非常に典型的なものである可能性を示す別の例になるかもしれません。」

干渉計は細部を解決します

結果の取得は、VLTI によって提供される非常に高解像度の観察を通じてのみ可能でした。 ヨーロッパ南天天文台のパラナル天文台にある 4 台の 8.2 メートル VLT 望遠鏡を組み合わせることで、あたかも天文学者が 200 メートルの主鏡を備えた望遠鏡を使用しているかのように、詳細を解明できます。 Varga、van Bokel、およびその共同研究者らは、赤外光に相当する 1.6 ～ 13 マイクロメートルの広い波長範囲を達成するために 3 つの機器を使用してデータを取得しました。

MPIA は、GRAVITY と Multi-Aperture Mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE) という 2 つの機器にバイオテクノロジー要素を提供しました。 マティス氏の主な目標の 1 つは、若い星の周りの惑星を構成する岩石領域を研究することです。 「恒星の周りの原始惑星系円盤の内部を観察することで、円盤に含まれるさまざまな鉱物、つまり後に地球などの惑星の固体成分を形成する鉱物の起源を探ることを目指しています」と MPIA 所長兼研究者のトーマス・ヘニングは語る。 MATISSE ツールの参加者 PI。

ただし、個々の望遠鏡から得られるような干渉計画像を生成するのは簡単ではなく、時間がかかります。 オブジェクトの構造を解読するために貴重な観察時間を最も効率的に使用するのは、まばらなデータを可能なターゲット構成のモデルと比較することです。 HD 144432 の場合、3 リング構造がデータをより適切に表現します。

鉄が豊富な惑星形成円盤はどのくらい一般的ですか?

太陽系以外に、HD 144432 は、鉄が豊富な環境で惑星が形成される別の例を提供しているようです。 しかし、天文学者たちはそこで止まりません。 「VLTIが詳しく調査するのを待っている有望な候補者がまだ数名います」とファン・ボーケル氏は指摘する。 これまでの観測で、研究チームは若い星の周囲に、再検討する価値のある構成を示す多数の円盤を発見した。 ただし、最先端の VLTI デバイスを使用して、その詳細な構造と化学的性質を明らかにする予定です。 最終的には、天文学者は、惑星が通常、親星の近くの鉄を豊富に含む塵の円盤の中で形成されるかどうかを明らかにできるかもしれない。

参考文献：「HD 144432 の内側マルチリングディスクにおける鉄に富むダストの中間赤外線証拠」J. Varga、LBFM Waters、M. Hogerheijde、R. van Boekel、A. Matter、B. Lopez、K. Perraut、 L. チェン、D. ナデラ、S. ウルフ、C. ドミニク、Á. コバル、B. エイブラハム、J.-C. オージュロー、P. ポリー、J. ボルダロット、A. カラティまたはジャラティ、F. クルス・サエンツ・デ・ミラ、W.C.ダンチ、V. ガメス・ロサス、Th. ヘニング、K.-H. ホフマン、M. ホーリー、J.W. イズベル、W. ジャッフェ、T. ユハズ、V. ケクスケメシー、J. コボス、E. コクリナ、L. ラバディ、F. レコ、F. メラー、A. ムーア、N. モルガオ、E. パンタン、D. シャーテル、M. シック、L. ヴァン・ヘイスター、J. ヴァイゲルト、J. ウェルズ、B. ウォイテック、2024 年 1 月 8 日、 天文学と天体物理学。
土井: 10.1051/0004-6361/202347535

この研究に参加した MPIA 研究者は、Roy van Boekel、Marten Scheuck、Thomas Henning、Jacob W. Isbell、Ágnes Kóspál (ハンガリー、ブダペストのコンコリ天文台にある HUN-REN 天文地球科学研究センターとも) です。 [Konkoly]; CSFK、MTA センター オブ エクセレンス、ブダペスト、ハンガリー [CSFK]; ELTE エトヴェシュ ロラン大学、ブダペスト、ハンガリー [ELTE])、Alessio Carati または Garatti (イタリア、ナポリの INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte とも)。

他の株主は次のとおりです: J. ヴァルガ (コンコリ、CSFK、ライデン天文台、オランダ)。 [Leiden])、LBFM Waters (ラドボウド大学、ナイメーヘン、オランダ、SRON、ライデン、オランダ)、M. Hogerheijde (ライデン、アムステルダム大学、オランダ) [UVA])、a. マーテル (コートダジュール天文台/CNRS、ニース、フランス) [OCA]）、B. ロペス (OCA)、K. ペルー (グルノーブル アルプ大学/CNRS/IPAG、フランス) [IPAG])、L. Chen (Konkoly; CSFK)、D. Nadella (ライデン)、S. Wolf (キール大学、ドイツ) [UK]）、C.ドミニク（UVA）、P.エイブラハム（コンコリ; CSFK; ELTE）、J.-C。 Augereau (IPAG)、P. Boley (OCA)、G. Bourdarot (マックス・プランク地球外物理学研究所、ガルヒング、ドイツ)、F. Cruz-Saenz de Miera (Konkoly、CSFK、トゥールーズ大学、フランス)、W. C. Danchi (NASA ゴダード宇宙飛行センター、米国グリーンベルト）、V. ガメス ロサス（ライデン）、K.-H. ホフマン (マックス・プランク電波天文学研究所、ボン、ドイツ) [MPIfR])、M. Houllé (OCA)、W. Jaffe (ライデン)、T. Juhász (Konkoly、CSFK、ELTE)、V. Kecskeméthy (ELTE)、J. Kobus (イギリス)、E. Kokoulina (ベルギー、リエージュ大学) ; OCA)、L. Labadie (ケルン大学、ドイツ)、F. Lykou (Konkoly; CSFK)、F. Millour (OCA)、A. Moór (Konkoly; CSFK)、N. Morujão (リスボン大学およびUniversidade doポルトガル、ポルト）、E. Pantin (AIM、CEA/CNRS、ギフ・シュル・イヴェット、フランス)、D. Schertl (MPIfR)、L. van Haastere (ライデン)、G. Weigelt (MPIfR)、J. Woillez (ヨーロッパ南天文台、ガルヒング、ドイツ) )、P. Voitke (オーストリア科学アカデミー宇宙研究所、グラーツ、オーストリア)、MATISSE と GRAVITY のコラボレーション