Wyczerpywanie węgla we wczesnym Układzie Słonecznym
Obfitość węgla ??, czyli udział masowy węgla ogniotrwałego, w niektórych ciałach Układu Słonecznego i ich odległość heliocentryczna. Na osiach poziomych szerokości pól reprezentują oczekiwane regiony formacji poszczególnych obiektów. W przypadku chondrytów wysokość pionowa pudełek przedstawia rozrzut zmierzonych wartości w poszczególnych klasach. W przypadku innych obiektów wysokość pionowa oznacza niepewność co do oczekiwanej frakcji węgla. W przypadku masowej Ziemi pokazujemy szacunki oparte na szczegółowym modelowaniu geochemicznym w kolorze ciemnoszarym i możliwych górnych granicach w kolorze jasnoszarym. Ponadto, przedstawiamy szacunki dla Ziemi krzemianowej (BSE), tj. płaszcza i skorupy ziemskiej bez jądra, oraz dwóch komet, 67P/Czuriumow-Gierasimienko i 1P/Halley. Dla porównania dodaje się wartości Słońca i ISM. Patrz sekcja 2 i 3.1 w celu uzyskania dalszych wyjaśnień i odniesień. — astro-ph.EP
Ziemia i inne skaliste obiekty w wewnętrznym Układzie Słonecznym są zubożone w węgiel w porównaniu z obiektami w zewnętrznym Układzie Słonecznym, Słońcu lub ISM.
Uważa się, że jest to wynikiem selektywnego usuwania ogniotrwałego węgla z pierwotnego materiału okołogwiazdowego. W tej pracy badamy nieodwracalne uwalnianie węgla do środowiska gazowego poprzez fotolizę i pirolizę ogniotrwałego materiału węglowego podczas fazy dysku wczesnego Układu Słonecznego.
Rozwiązujemy analitycznie jednowymiarowe równanie adwekcji i wyprowadzamy jednoznaczne wyrażenie opisujące wyczerpywanie się materiału węglowego w ciałach stałych pod wpływem transportu promieniowego i pionowego. Stwierdzamy, że oba mechanizmy wyczerpywania się indywidualnie nie odtwarzają obfitości Układu Słonecznego w typowych warunkach. Podczas gdy transport radialny tylko nieznacznie ogranicza fotodekompozycję, to nieefektywny transport pionowy ogranicza wyczerpywanie się węgla w tych warunkach. Pokazujemy wyraźnie, że wzrost wydajności mieszania pionowego i / lub wzrost bezpośrednio napromieniowanej objętości dysku sprzyja zubożeniu węgla. Rozkład termiczny wymaga gorącego dysku wewnętrznego (> 500 K) powyżej 3 jednostek astronomicznych, aby wyczerpać obszar formowania się Ziemi i chondrytów.
Znajdujemy wybuchy typu FU Ori, które powodują takie warunki, że średnio ogniotrwałe związki są wyczerpane. Jednak takie wybuchy prawdopodobnie nie wyczerpują najbardziej ogniotrwałych związków węglowych poza najbardziej wewnętrznym obszarem dysku. W związku z tym obfitość węgla ogniotrwałego na poziomie 1 AU zazwyczaj nie osiąga poziomów ziemskich. Niemniej jednak, w określonych warunkach, fotoliza i piroliza łączą się w celu odtworzenia obfitości Układu Słonecznego.
Fabian Binkert, Til Birnstiel
Uwagi: Przyjęto do publikacji w MNRAS
Przedmioty: Astrofizyka Ziemi i Planetarna (astro-ph.EP)
Cytuj jako: arXiv:2301.05706 [astro-ph.EP] (lub arXiv:2301.05706v1 [astro-ph.EP] dla tej wersji)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2301.05706
Skoncentruj się, aby dowiedzieć się więcej
Historia zgłoszeń
Od: Fabian Binkert
[v1] pt., 13 stycznia 2023 r. 18:59:33 UTC (5700 KB)
https://arxiv.org/abs/2301.05706
Astrobiologia, Astrochemia
