[論文レビュー] Dust in Brown Dwarfs and Extra-solar Planets I. Chemical composition and spectral appearance of quasi-static cloud layers

Ch. Helling, P. Woitke+1 more|ArXiv.org|Mar 30, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 43被引用数 86

ひとこと要約

本稿では、褐色矮星および系外惑星の準静的雲層における運動論的モデルを構築し、複数の凝縮相を含む「汚れのついた」ダスト粒子の核生成、成長、蒸発、重力沈降を考慮する。粒子径は深さに伴い増加し（約0.01 μm から約100 μm）、組成は珪酸塩から耐火酸化物（Fe[s]、Al₂O₃[s]）へと変化する。中赤外域スペクトルでは、MgSiO₃[s]およびMg₂SiO₄[s]に起因する弱く広い特徴が観測され、吸収が散乱よりも支配的であることが判明した。

ABSTRACT

We aim at understanding the formation of cloud layers in quasi-static substellar atmospheres. The time-dependent description presented in (Helling & Woitke 2006) is a kinetic model describing nucleation, growth and evaporation. It is extended to treat gravitational settling and is applied to the static-stationary case of substellar model atmospheres. From the solution for the dust moments, we determine the grain size distribution function which, together with the calculated material volume fractions, provides the basis to calculate the opacities of the composite dust grains. The cloud particles in brown dwarfs and hot giant-gas planets are found to be small in the high atmospheric layers (0.01mum), and composed of a rich mixture of all considered condensates, in particular the abundant MgSiO3[s], Mg2SiO4[s] and SiO2[s]. As the particles settle downward, they increase in size and reach several 100mum in the deepest layers. The more volatile parts of the grains evaporate and the particles stepwise purify to form composite particles of high-temperature condensates in the deeper layers, mainly Fe[s] and Al2O3[s]. The gas phase abundances of the elements involved in the dust formation process vary by orders of magnitudes throughout the atmosphere. The grain size distribution is found to be relatively broad in the upper atmospheric layers but often strongly peaked in the deeper layers. The spectral appearance of the cloud layers in the mid IR (7-20mum) is close to a grey body with only weak broad features on a few percent level, mainly caused by MgSiO3[s], and Mg2SiO4[s]. Our models predict that the gas phase depletion is much weaker as compared to phase-equilibrium calculations in the high atmospheric layers. [abridged]

研究の動機と目的

• 準静的で多成分からなるダスト雲層の形成およびスペクトル的影響を理解すること。
• 複数の固体凝縮相からなる「汚れのついた」ダスト粒子の化学的組成、粒子径分布、沈降挙動をモデル化すること。
• 相平衡の仮定に反して、凝縮可能な元素（例：Mg、Si、Fe、Al）がガス相からどれほど減少するかを定量化し、それらの仮定の妥当性を検証すること。
• 中赤外域（7–20 μm）におけるこれらの雲層のスペクトル的外観、特に珪酸塩特徴の強度と起源を予測すること。
• 非平衡的ダスト形成が大気中の金属濃度、スペクトル線の深さ、年齢推定に与える影響を評価すること。

提案手法

• 時間依存的運動論モーメント法（Helling & Woitke 2006）を拡張し、静的・定常的大気における重力沈降を含める。
• ダストモーメント（K₁ から K₄）を用いて、二つの関数形（二重デルタピーク型と指数関数型）により粒子径分布関数 f(a) を再構築する。
• 有効媒質理論およびミー理論を用い、材料体積分率と粒子径分布から複合的・多相的なダスト粒子の光学的厚さを計算する。
• 大気層全体にわたるダスト形成の垂直構造を解き、核生成（T ≲ 1400 K）、成長、蒸発、元素保存則を含む。
• ガス相における凝縮可能元素の濃度を計算し、相平衡予測と比較することで非平衡効果を評価する。
• 放射線輸送と対流に整合したモデルを用い、850 K から 1300 K の範囲における雲層の観測可能なスペクトル的特徴を特定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 褐色矮星およびホット・ジュピターの大気中で、ダスト粒子のサイズ、組成、分布は大気の深さに伴いどのように変化するか？
• RQ2 複合的・汚れのついたダスト粒子からなる中赤外域（7–20 μm）放射のスペクトル的外観はどのようなものか？ また、どの特徴が支配的か？
• RQ3 相平衡モデルと比較して、非平衡条件下ではMg、Si、Fe、Alなどの元素のガス相からの減少がどの程度抑制されるか？
• RQ4 得られたダストの光学的厚さおよびスペクトル的特徴は、グレイボディモデルや純粋な珪酸塩モデルの予測とどのように異なるか？
• RQ5 非平衡的ダスト形成は、金属共振線および大気中の金属濃度の解釈にどのような影響を与えるか？

主な発見

• 上層部では粒子径が約0.01 μm にまで小さく、深さが増すにつれて約100 μm にまで増加する。上層部では広い分布を示し、下層部では核生成の停止によりピークを持つ分布を示す。
• 雲粒子は初期段階でMgSiO₃[s]、Mg₂SiO₄[s]、SiO₂[s]の混合物で構成され、より揮発性の高い成分が蒸発することで、深く高温な層では純粋なFe[s]およびAl₂O₃[s]へと進化する。
• ダスト形成による最大の金属濃度低下は約6桁であり、相平衡モデルが予測する値よりも著しく小さい。これは、平衡仮定に基づく年齢推定が過大評価されている可能性を示唆する。
• Si-O伸縮振動（9.7 μm）および曲げ振動（17–18 μm）に起因する中赤外域スペクトル特徴は弱く、最大光学的厚さは6%未満であり、散乱よりも吸収が支配的である。
• スペクトル特徴は主に850–1300 Kの層で形成され、Mg₂SiO₄[s]およびMgSiO₃[s]が支配的であり、非晶質珪酸塩に類似した特徴を示しており、大きな粒子による散乱の寄与は最小限である。
• 非平衡的ダスト形成のため、高高度部ではより多くのNa IおよびK I原子がガス相に残り、スペクトルの赤色領域で深く広い金属共振線が観測される。