Оценка состава и массы ледяной компоненты в первичных каменно-ледяных планетезималях околосолнечного диска

Авторы
Генералова Е.А.(1), Дорофеева В.А.(1)
Организации
(1) Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН
Сессия
Теория и моделирование физических процессов
Форма представления
Устный
Место работы научного руководителя
Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН
Научный руководитель
д. х. н. Дорофеева Вера Алексеевна
Текст тезисов
\textbf{Введение:} Оценка состава первичных планетезималей важна при моделировании образования, эволюции и внутренней структуры тел Солнечной системы. В этой работе мы оцениваем максимально возможную долю ледяной компоненты в планетезималях в зависимости от их региона образования, а также ее состав. Используются методы равновесной термодинамики, распределение температур и давлений в околосолнечной небуле, а также элементный и химический состав небулы. \\
\textbf{Обсуждение результатов:} Для оценки распределения температур и давлений в ранней солнечной небуле мы использовали квазиэволюционную самосогласованную модель ([1], [2]). Результаты показывают, что на финальных стадиях эволюции околосолнечного газо-пылевого диска «snow line» льда воды достигала Главного Астероидного пояса. Благодаря этому в этот период возникли условия для аккумуляции льда воды в телах этого региона. \\
Мы оценили возможное отношение массы воды к массе тугоплавкой компоненты, которая для внутренней части околосолнечной небулы содержала только минеральную фазу. Для количественной оценки мы везде использовали значения солнечных распространенностей элементов по [3]. В наших расчётах мы также учитывали зависимость $M_{H2O}/M_{solid}$ от молярного отношения $CO/CO_2$, которое варьировалось от 0.1 до 10 моль/моль. В результате было получено, что значение $M_{H2O}/M_{solid}$ не превышает 0.6 г/г, то есть, вода составляет не более 0.375 от общей массы тела. Эти данные согласуются с данными о составе Цереры, полученными миссией Dawn ([4]). \\
Рассмотрим состав первичных планетезималей в зонах образования Юпитера и Сатурна. Поскольку температура в этом регионе не превышала 500К, то тугоплавкая органика (CHON), поступившая в диск из протосолнечной небулы, не была разрушена. Согласно оценкам, полученным на основе состава кометной пыли ([5]), в CHON содержалось от 30 до 50\% углерода, присутствующего в системе, поэтому мы варьировали параметр $C_{CHON}$ в этих пределах. Мы приняли формулу как $C_{100}H_{70}O_{20}N_4$ согласно работе ([6]). Ледяная компонента в регионе Юпитера состояла только из $H_2O$, так как температуры конденсации остальных газов ниже, чем те, которые достигались в этом регионе. Согласно полученным результатам, для региона Юпитера максимальное отношение $M_{H2O}/M_{solid}$=0.615 г/г при $CO/CO_2$=10 моль/моль и $C_{CHON}$=0.5, однако это значение понижается при уменьшении обоих параметров. \\
Для региона Сатурна мы учитывали что ледяная компонента помимо $H_2O$ включала в себя $CO_2$ и $NH_3$. Полученные для региона Сатурна результаты показывают, что $M_{ice}/M_{solid}$ изменяется от 1.2 до 0.7 г/г и достигает наибольших значений при наименьших значениях $CO/CO_2$ и $C_{CHON}$. \\
В транснептуновом регионе в минеральной фазе присутствует не только $Fe^0$ небулярного происхождения, но и $Fe^{+2}O$ досолнечного происхождения ([7]). Мы приняли, что мольные количества $Fe^0$ и $FeO$ равны и определяются как $0.5\times(\Sigma Fe-FeS)$. Из-за неопределённости состава льдов в транснептуновом регионе мы рассматрмвали только отношение $M_{H2O}/M_{solid}$. Согласно нашей оценке, $M_{H2O}/M_{solid}$ не превышает 0.6 г/г. \\
\textbf{Выводы:} Были получены оценки сверху для ледяной компоненты в различных регионах ранней Солнечной системы. \\
1. Во внутреннем регионе лёд состоял только из воды, и отношение $M_{H2O}/M_{solid}$ не превышало 0.57 г/г.\\
2. В регионе образования систем Юпитера и Сатурна в твёрдой фазе помимо минеральной компоненты присутствовала также тугоплавкая органика с условной формулой $C_{100}H_{70}O_{20}N_4$. Максимальное значение $M_{H2O}/M_{solid}$ в этом регионе составляет 0.62 г/г. \\
3. В регионе системы Сатурна помимо льда воды присутствовал также лёд $NH_3$ и $CO_2$. С вариацией $CO/CO_2$ и $C_{CHON}$, отношение $M_{ice}/M_{solid}$ может сильно меняться, от 1.2 до 0.7 г/г. Оно приближается к 1 и превышает её при низких значениях параметров. \\
4. Для транснептунового региона возможна оценка только отношения $M_{H2O}/M_{solid}$, которое не превышает 0.59 г/г. Значение $M_{H2O}/M_{solid}$ крайне мало зависит от отношения CO/CO2 и сильно зависит от доли углерода в тугоплавкой компоненте. \\
\textbf{Библиография:} [1] Макалкин А. Б. и Дорофеева В. А. (1995) Астр.Вестн., 29, 2, 99-122. [2] Макалкин А. Б. и Дорофеева В. А. (1996) Астр.Вестн., 30, 6, 496-513. [3] Lodders K. (2010) ASSP, 379-417. [4] Zolotov M. Yu. (2020) Icarus, 335, A113404. [5] Дорофеева В. А. (2020) Астр.Вестн., 54, 2, 96 ̶120 [6] Alexander C.M.O'D. et al. (2007) GeoCoA, 71, 4380-4403. [9] Müller et al. (2021) A&A, 652, A126. [7] Дорофеева В.А. (2022) Астр.Вестн. (в печати).