Formação de Saturno na linha de gelo do dióxido de carbono

A metalicidade volumosa de Saturno e os enriquecimentos voláteis atmosféricos excedem os de Júpiter. Combinado com as suas massas semelhantes de elementos pesados, isto sugere que Saturno se formou mais longe num disco protoplanetário cuja metalicidade aumentou.

Combinado com as suas massas semelhantes de elementos pesados, isto sugere que Saturno se formou mais longe num disco protoplanetário cuja metalicidade aumentou com a distância heliocêntrica. Numerosos modelos argumentam que Júpiter se formou perto da linha de gelo H$_2$O.

Espera-se, portanto, que a composição de Saturno reflita acreção além desta região. Testamos se os enriquecimentos elementares de Saturno podem ser reproduzidos pela formação perto das linhas de gelo CO$_2$ ou CO usando um modelo de disco $α$ viscoso unidimensional que rastreia o transporte, sublimação e recondensação de 13 portadores voláteis.

Calculamos distribuições radiais de sólidos e vapores dependentes do tempo para $α= 5\times10^{-4}$--$5\times10^{-3}$ e variadas razões de abundância de CO/CO$_2$, e comparamos as metalicidades e enriquecimentos resultantes com a composição observada de Saturno. Fortes picos de enriquecimento de carbono e oxigênio resultam do efeito dedo frio, mais proeminentemente na linha de gelo CO$_2$, onde metalicidades superssolares comparáveis ​​ao envelope de Saturno são alcançadas apenas por $α\le 10^{-3}$.

Picos menores de enriquecimento de C e O também ocorrem na linha de gelo de CO, mas a metalicidade da nebulosa protosolar local nunca atinge o valor inferido de Saturno. Em $\sim$0, 2--0, 3 Myr, os enriquecimentos de carbono e fósforo nesta região correspondem aos valores atmosféricos de Saturno, enquanto a abundância de gases nobres permanece próxima do protosolar devido aos seus longos tempos de difusão.

Estes resultados identificam o material originário próximo da linha de gelo CO$_2$ como a fonte mais provável do inventário de elementos pesados ​​de Saturno.

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