[論文レビュー] Dust in brown dwarfs and extra-solar planets II. Cloud formation for cosmologically evolving abundances

S. Witte, Ch. Helling+1 more|arXiv (Cornell University)|Aug 25, 2009

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 61被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、宇宙的時間における金属量の変化に伴う褐色矮星および系外惑星におけるチリ雲形成を、Drift-Phoenixコードを用いてモデル化し、[M/H] = -6.0でさえもチリ雲が持続することを明らかにした。主な発見は、チリの吸光係数および微粒子の組成が金属量に非線形的に変化することであり、低金属量では微粒子のサイズが小さくなり、Fe/MgO優位性が高まる。これは、弱い観測的特徴があるにもかかわらず、大気構造およびスペクトル的外観に顕著な影響を与える。

ABSTRACT

Substellar objects have extremely long life-spans. The cosmological consequence for older objects are low abundances of heavy elements, which results in a wide distribution of objects over metallicity, hence over age. Within their cool atmosphere, dust clouds become a dominant feature, affecting the opacity and the remaining gas phase abundance of heavy elements. We investigate the influence of the stellar metallicity on the dust formation in substellar atmospheres and on the dust cloud structure and its feedback on the atmosphere. We utilize numerical simulations in which we solve a set of moment equations in order to determine the quasi-static dust cloud structure (DRIFT). These equations model the nucleation, the kinetic growth of composite particles, their evaporation and the gravitational settling as a stationary dust formation process. Element conservation equations augment this system of equations including the element replenishment by convective overshooting. The integration with an atmosphere code (PHOENIX) allows to determine a consistent (T, p, v_conv)-structure, and, hence, also to calculate synthetic spectra. A grid of DRIFT-PHOENIX model atmospheres was calculated for a wide range of metallicity to allow for a systematic study of atmospheric cloud structures throughout the evolution of the universe. We find dust clouds in even the most metal-poor ([M/H]=-6.0) atmosphere of brown dwarfs. Only the most massive among the youngest brown dwarfs and giant gas planets can resist dust formation. For very low heavy element abundances, a temperature inversion develops which has a drastic impact on the dust cloud structure. We further show that the dust-to-gas ratio does not scale linearly with the object's [M/H] for a given effective temperature.

研究の動機と目的

• 宇宙的時間に伴う金属量の変化に応じて、亜恒星大気におけるチリ雲形成がどのように変化するかを理解すること、特に古く金属量が低い対象について。
• チリ雲形成が大気構造、吸光係数、および気体相元素の枯渇に与えるフィードバックを調査すること。
• 初期宇宙の亜恒星対象に一般的な極度の金属貧困条件下でも、チリ雲が形成されかつ持続可能かどうかを特定すること。
• 強力なチリ誘発的枯渇があるにもかかわらず、スペクトル線からの元素組成の決定の信頼性を評価すること。

提案手法

• 準静的平衡状態における微粒子の核生成、運動的成長、蒸発、重力的沈降をモデル化するためのモーメント方程式を用いた数値シミュレーション。
• 一貫した(T, p, v_conv)構造および合成スペクトルを計算するためにPhoenix大気コードと統合。
• 対流オーバーシュートによる補充を伴う要素保存方程式を組み込み、気体相の枯渇をモデル化。
• [M/H] ∈ [+0.5, -6.0] のグリッドベースのモデル化により、金属量が雲構造に与える影響を体系的に調査。
• モデルの精度とスペクトルフィッティングを向上させるために、修正された状態方程式(EOS)および改善された数値ルーチンの使用。
• 深さおよび金属量関数としてのチリ対ガス比、平均微粒子サイズ、微粒子組成の計算。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 極めて低い金属量、例えば[M/H] = -6.0においても、チリ雲が形成されかつ安定に保たれるか？
• RQ2 金属量の低下に伴い、チリの吸光係数および微粒子組成はどのように変化するか？また、[M/H]に線形的に比例するか？
• RQ3 チリ形成が大気温度構造に与える影響、特に温度逆転の発生にどのような影響を与えるか？
• RQ4 チリ誘発的枯渇が、スペクトル線からの元素組成決定の正確性をどの程度損なうか？
• RQ5 表面重力および効果的温度が、亜恒星対象がチリ雲形成を抵抗できる能力にどのように影響するか？

主な発見

• チリ雲は[M/H] = -6.0でさえも形成され、安定している。これは、金属量が極めて低い亜恒星大気でもチリ形成が抑制されないことを示している。
• チリ対ガス比は金属量に比例しない。雲の内側へのシフトにより局所的なガス密度が上昇するため、予想よりもゆっくり減少する。
• 平均微粒子サイズは金属量の低下に伴い減少し、低金属量では気体相の枯渇が効率的でなくなる。
• 金属量が極めて低い対象では、太陽類似の金属量ではMg/Siケイ酸塩優位から、特に高い表面重力下ではFe[s]-優位に微粒子組成がシフトする。
• 低金属量では温度逆転が発生し、雲構造を顕著に変化させ、上層部の雲層におけるケイ酸塩優位性を抑制する。
• 弱いスペクトル的特徴があるにもかかわらず、[M/H] = -2.5未満でもチリの吸光係数および空間的分布のおかげで、近赤外および中赤外スペクトルに顕著な影響を与える。