メインベルト小惑星も原産地は地球周辺から海王星周辺まで広く分布している。特定するには同位体比を調べないといけない。以下、機械翻訳。
太陽系外縁部の微惑星の移植によるメインベルト小惑星の同位体三分法
要約
JAXAが返却した小惑星（162173）リュウグウのサンプルの最近の分析
はやぶさ２のミッションは、リュウグウとCIコンドライトが同じ内部で形成されたことを示唆している
原始惑星系円盤の領域で、地球から隔離された貯留層内にある。
他の炭素質 (C 型) 小惑星の源領域。 ここでは、CI 微惑星が地球内で形成されたと仮定した N 体シミュレーションを実行します。
太陽から約 15 ～ 25 天文単位の天王星/海王星ゾーン。 我々は、CI 惑星が巨大惑星によってその軌道が公転する小惑星帯に向かって散在していることを示した。
空気力学的ガス抵抗によって循環させることができます。 ～15～25天文単位のCI小惑星の動的注入は、～100kmの微惑星は～5％で非常に効率的であることがわかりました。
微惑星は原始惑星ガス円盤の寿命の終わりまでに小惑星帯の安定した軌道に達します。 微小アブレーションを行うと効率が低下します
が考慮されます。 移植された集団はその後衝突によって進化した
そして力学的不安定性によって消耗されました。 このモデルは、CI が必要な理由を説明できます。
～ 5 ～ 10 auで形成されたと考えられる他の C 型小惑星とは同位体的に異なります。
1. はじめに
天体の高精度同位体分析により大規模な同位体が明らかになった
従来の星雲や惑星の過程では簡単に説明できない異常
(Dauphas & Schauble 2016)。 これらの異常は多くの要素に影響を与え、次のことを要求します。
異常な光化学または元素合成プロセスの関与。 これらのほとんどは
異常は元素合成に由来しており、単一の天体物理学的現象に起因するものではありません。
サイト。
隕石、地球、月、火星の同位体異常は、その過程についての洞察を提供する可能性があるため、大きな関心を集めているパターンやクラスターを明らかにします。
それが初期段階の太陽系を形作ったのです。 研究によると、天体は
同位体異常を伴うグループは 2 つの主なグループに分類できます (Warren 2011; Budde et al.2016年; クルージャーら。 2017年; クライネら。 2020年）。 これらのグループは、それぞれの同位体クラスター内で見つかったコンドライトにちなんで名付けられました: CC (炭素質コンドライト) および NC(非炭素質コンドライト)。 この分類は、分化した隕石にも及びます。
エイコンドライト、鉄隕石、地球、月、火星などの惑星。
通常、イヴナ型 (CI) コンドライトは他の CC 隕石とグループ化されます。 しかし、鉄同位体異常測定値 (μ ⁵⁴Feで表される) ; シラー他、2020年。ホップら。2022) はやぶさ 2 によって小惑星リュウグウから収集された CI 隕石およびサンプルから
ミッション (CI に関連する Cb 型小惑星; 横山ら、2022) は、CI と
リュウグウは独特のグループを形成しています (Hopp et al. 2022)。 このグループの特徴は地球のようなものです。
(NC のような) 鉄同位体組成ですが、他のほとんどの元素では大きな異常 (CC のような) があります。
ニッケル同位体異常に関する最近の発見により、CI を分類する根拠が強化されました
とリュウグウは別個のグループとして考えられます (Spitzer et al. 2023)。 NC-CC の二項対立の代わりに、
NC-CC-CI 三分法はより正確な表現です (Hopp et al. 2022)。
惑星物質で記録されている同位体変動は、投影に起因する可能性が最も高い
太陽の親分子雲の核に存在した同位体不均一性
崩壊中の原始惑星系円盤上へのシステム (Dauphas & Schauble 2016) および/または
星間粒子の熱破壊によるものである (Trinquier et al. 2009)。 詳しいやり方は
惑星体が異なる同位体組成を獲得したかどうかは非常に議論されている（例：シラー）
他。 2018年、ブルクハルトら。 2019、Nanne et al. 2019、エクら。 2020、リヒテンバーグら。
2021年、Liuら。 2022a、モルビデリら。 2022年、Izidoroら。 2022年）。 包括的なレビュー
これらの対照的な視点については、この文書の範囲外です。 各モデルが提供するもの
その独特の利点と制限があり、すべてを包括的に説明する単一のモデルはありません。
これまでの観察。
ブルクハルトら。 （2019）およびNanne et al。 (2019) NC/CC の二項対立を主張した
円盤に降着した物質の同位体組成の変化から生じたもの
親分子雲コア (Dauphas & Schauble 2016)。 このシナリオはモデル化されました
Morbidelli らによる定量的分析。 （2022年）。 彼らは、知られている落下の有効距離を配置しました。
遠心半径として、r ≤ 0.35 au で。 この状況は減少につながることが示されました
r > 0.4 au の間円盤材料が外側に流れ、氷線を越えて膨張する円盤
最初の 0.5 ミリ秒で ～ 3 ～ 5 au で。 さて、落下物質の同位体組成が
時間の経過とともに（最初の 0.5 百万年間で）急速に変化したため、これにより放射状の現象が発生した可能性があります。
初期に円盤上に付着した（CC のような）物質がさらに外側に輸送されたため、勾配が生じた
(NC のような、S プロセスが豊富な) 材料よりも後で堆積される (Burkhardt et al 2019. Nanne et al.2019）。 NC-CC 鉄隕石の同位体二分法を説明するために、Morbidelli et al. (2022年)
それらの親微惑星は 2 つの異なる放射状に形成 (そして分化) したと提案しました。
位置: 1 au 付近のケイ酸塩昇華線にある NC 微惑星と CC 微惑星
3 ～ 5 au 付近のアイスラインで。
隕石の証拠は、NC/CC の二分法が早期に確立され、コンドライトの親体が形成されるまで保存されました。 太陽から数百万年後
システム形成 (Dauphas & Chaussidon 2011 およびその参考文献)。 初期の編成
木星の影響 (Kruijer et al. 2017、Nanne et al. 2019) または圧力隆起 (Brasser & Mojzsis)
2020）これを達成するために提案されました（内側に漂流するCC小石の流れを止めることによって）
そうしないと、内側の NC リザーバーが汚染されてしまいます)。 劉ら。 (2022a) しかし、指摘したのは
これらのアイデアの根本的な問題が明らかになります。木星が漂流する小石を効果的にブロックする場合、
内部の NC リザーバーが急速に枯渇し、NC コンドライトの形成が持続できなくなります。
～ 1～2 百万年 劉ら。 (2022a) NC 貯留層と CC 貯留層は、原始惑星系ガス円盤の粘性膨張。 彼らは、NC-CC 放射状勾配から始めました。
FU オリオン座タイプの爆発が内部円盤を加熱し、熱破壊したことを示唆している（おそらく）内側のディスクに壊れやすい CC キャリアがある（Trinquier et al. 2009、Ek et al. 2020）。
次に、r < r∗ でガスが流入し、r > r∗ でガスが流出する円盤を構築しました。
ここで、r∗ ～ 10 au の場合(t < 1 Myr、および r∗ > 10 au の場合 > 100 万年 ) 彼らは粒子が始まることを示しました
1～10天文単位では、～100万年かけて内部円盤に漂流しましたが、最初に20auを超えて位置していたものは、
は外周ディスクの拡張により遅れ、数百万年遅れて到着した。 このモデルでは、
通常のコンドライトとエンスタタイトのコンドライトの母体は、t ～ 1-2 Myr で形成され、
主にエイコンドライトに似た NC 材料を組み込んでいますが、顕著な貢献をしています
CCダストの。 炭素質コンドライトの母体は、t ～ 3-4 Myr で形成されるであろう。
CCダストは、木星の移動によって小惑星帯に飛散すると考えられる（レイモンド）＆イジドロ 2017）。 このモデルは、内部の間に不浸透性の障壁を課しません。
そして太陽系外縁部。 これには、同位体異常の熱修飾が必要です。
降着 (Onyett et al. 2023)、その他の場合は、次のようないくつかの元素の同位体組成
Zr は再生されません (Dauphas et al. 2024)。
巨大惑星の近くで形成される微惑星は、元の惑星の近くでは生き残ることができません
軌道半径。 巨大な惑星が成長し、移動し、小さな天体を分散させるにつれて、効果的に
4 ～ 35 au 領域から小さなオブジェクト (現在の木星と海王星のトロヤ群) を排除します。
Emeryらは、一般にガス円盤の拡散後に捕獲された個体群であると考えられている。
2015年; しかし、Pirani et al.も参照してください。 2019a、b)。 それにもかかわらず、巨大な惑星からの微惑星は、
この地域は、小惑星やカイパーベルト内のより安定した軌道に避難できる（レイモンド）
&イジドロ2017; モルビデリ＆ネスヴォルニー 2020）。 私たちの研究では、
微惑星は小惑星帯の 4 ～ 35 天文単位で形成され、初期段階に焦点を当てています。
原始惑星のガス円盤はまだ存在していました (≲5-10 Myr)。 その間、微惑星は
巨大惑星によって動的に励起されたものは小惑星に移植される可能性が高い
ガスとしてのベルトは、非常に離心した軌道を円形にする可能性があります。 ガス後の移植中
ディスク分散は可能ですが、非効率的です (Levison et al. 2009、Vokrouhlick´y et al. 2016)。
そして、散乱した微惑星のほとんどは太陽系から弾き出されます。太陽系外縁部
小惑星帯に行き着いた微惑星は互いに衝突したり、他の天体と衝突したりする。
と考えられるフラグメントを生成します (Bottke et al. 2005、Deienno et al. 2022)。親炭素質隕石の塊。
私たちの研究は、Raymond & Izidoro (2017) および Deienno et al. (2017) と密接に連携しています。
(2022) 巨大惑星領域からの微惑星の初期移植をモデル化しました。
ただし、これが主な情報源である可能性があるため、～ 15-25 au ゾーンに焦点を当てます。
CI 微惑星の貯留層 (Hopp et al. 2022)。 微惑星を4つに分配します
および35 au、巨大惑星のさまざまな成長/移住計画を実施し、異なるものを検討する
原始惑星系ガス円盤の物理的特性と寿命（熱アブレーションを含む）
微惑星の数を計算し (Eriksson et al. 2021; セクション 3.3)、注入効率を決定します。
それぞれの場合における微惑星の開始軌道半径の関数としての微惑星の数。 N体
統合方法についてはセクション2、で詳しく説明します。 結果はセクション 3 で報告されています。セクション 4.で議論されています。
4。討議
私たちの結果は、たとえ小惑星帯に微惑星を移植することが可能であることを示しています。
非常に遠い軌道から (Raymond & Izidoro 2017 も参照)。 どちらかというと、このプロセスも
効率的であるため、主要なコンポーネントの実装に重要な役割を果たした可能性が高くなります。
揮発性で有機物が豊富な微惑星が存在する小惑星帯。 上で説明し図示したように
図 3 では、微惑星の移植に関する 3 つのエピソードを特定します。 A. 微惑星はもともと
4 ～ 9 天文単位では、木星と土星の成長によって非常に急速に励起され、移植されます。
B. 約 200 万年後、太陽系外縁部の 4 ～ 5 天文単位の微惑星が生成します。
小惑星帯に突入します。 これらの微惑星は、元の状態からゆっくりと移動してきました。
ガス抵抗による軌道（これは、微惑星の小さな軌道離心率によって助けられます）
木星; ドリフトは、強制偏心率が低いかガス密度が低いほど減少します)。
これらの微惑星は、第 1 波と同じ発生源領域から来ており、次のように予想されています。
同じ化学組成と同位体組成を持つこと。 C. 微惑星の第二波は
氷の巨大惑星の成長によって主帯に埋め込まれた（我々の基地ではt≃3～4Myr）
シミュレーション）。 それらは主に 9 ～ 14 天文単位から来ており、次のような微惑星も含まれています。
～25天文単位まで。
落下物質の組成の時間的な変化や、
熱処理により、太陽系の外側に同位体勾配が生じました。4 Hopp et al. が議論したように、 (2022)、巨大惑星による微惑星の離散励起は、
炭素質小惑星の 2 つの異なる集団が小惑星に存在するように見える理由を説明する
ベルト、つまりCCとCI。 メインベルトに埋め込まれた最初の微惑星は、
4 ～ 9 au であり、CC を持つものを識別します。 氷の巨人によって埋め込まれた微惑星
主に 9 au 以降から送信されており、これには CI が含まれます。
CC と CI の間の二分法は、同位体的に異なるソース リング リザーバー (Izidoro et al. 2022 など) または注入プロセスの性質を反映している可能性があります。 例えば、CI と CC の中間の組成を持つ小惑星が存在する可能性があります。
12～16天文単位ですが、巨大惑星の影響が少ないため、稀であると考えられます。
星雲ガスはまだ周囲に存在していましたが (図 2)、
ガス散逸後の微惑星による惑星移動。 これらの惑星が小惑星帯で終わる可能性は非常に低いです (Vokrouhlick´y et al. 2016)。 彼らはそうしないだろう
隕石コレクションで表現されます。 したがって、CC-CI の差は離散的なものに起因する可能性があります。
巨大惑星による励起とガス散逸の関係。
氷の巨人による微惑星の励起は、それらの一部を打ち上げたであろう
メインベルトの内側に埋め込まれる予定だが、大部分は打ち出される予定だった
外側に向かって進み、一部はオールトの雲に到達するでしょう (Dones et al. 2015)。 CIとリュウグウ
オールト雲彗星と同じ遺産を共有している可能性があります。 CIとリュウグウの物性
含まれる氷の部分から始めて、オールト雲彗星とは明らかに異なります。
大きさが約 10 km を超える小惑星は、その生涯にわたって氷を保持していたはずです。
太陽系 (Schрorghofer & Hsieh 2018) 間の氷と岩石の比率の違い
CI/リュウグウや彗星は早くから確立されていたはずです。 もっともらしい説明は、
微惑星の軌道が安定する前に氷が昇華したことが原因である可能性があります。
小惑星帯 (セクション 3.3)。 メインベルトでの衝突時に放出される衝撃エネルギーは、
リュウグウとベンヌの観察により、瓦礫の山があることが示されているため、これも役割を果たしました。
衝撃によって生じたと考えられる構造。
レビューのために）。
小惑星帯における太陽系外周微惑星の着床効率
低いガス密度を採用すると低下します (セクション 3)。 ガス密度が低い場合、微惑星は
優先的に r < 2 au (アブレーションなし、下記参照) に散乱されます。
地球型惑星の形成に貢献します。 これをテストするために、公称値を変更しました。
セクションで説明されているシミュレーションのセットアップ。 3: 初期ガス密度が1/10に減少
MMSN および τg = 100 万の この設定では、着床確率は 4～ 9 au になります。
および 15 ～ 20 au は、それぞれ ≃ 2 ～ 10% および 0.1 ～ 0.5% であり、公称値より約 10 倍低い
セクションで得られた確率。 3. 5 au 未満の低いガス密度は、円盤風モデル (例、Suzuki et al. 2010、Komaki et al. 2023)、または微惑星の場合
散乱は遅く始まりました (Raymond & Izidoro 2017)。 ディアンジェロら (2021) 成長を実現
木星のモデルでは、木星が暴走ガスの降着を開始するまでに 300 万ドル以上かかります。
Cedenblad ら。 (2021) 原始惑星内のガスによる微惑星の浸食を研究
円盤を観察し、離心軌道上の微惑星が急速に侵食されることを発見した。 侵食のタイムスケール
は非常に短い場合があります (内側円盤の離心軌道の場合は約 100 年)。 したがって、それはまた、
巨大惑星によって飛散した微惑星が到達する前に侵食された可能性がある
小惑星帯の低離心率軌道。 さらに、侵食の影響は次のものに依存します。
微惑星の組成とこれはおそらく微惑星の傾向を生み出すでしょう
初期軌道距離。 昆虫。 3.3 では、微小惑星アブレーションの影響を研究しました (エリクソン他。 2021）。
我々は、移植された微惑星の体積割合が非常に大きいことを発見した。
アブレーションの影響を考慮すると減少します。 まとめると、このように可能であるように思われます
ガス密度の低下、微惑星の浸食とアブレーション、または初期質量の減少
巨大惑星領域の微惑星は問題(i)を解決できる可能性がある。
問題点(ii)については、小惑星帯に移植された天体は、最終的に低周波軌道上に到達することになる。
偏心と低い傾斜。 しかし、現在の小惑星の軌道は動的に変化します。
離心率 0 ～ 0.3、傾斜角 0 ～ 20 で励振します。
。 巨大惑星の影響
ガスディスク分散後の移動/不安定性は、一般に、十分な強さがない可能性があります。
軌道を十分に励起します (Roig & Nesvorn´y 2015、Brasil et al. 2016)。
(2018) 強い興奮を伴う少なくとも 1 つの不安定ケースを特定しました。 ということも考えられます
小惑星帯は原始惑星系円盤の分散中に励起（そして枯渇）した
惑星との永年共鳴が進行していたとき(Ward 1981、Liu et al. 2022b)。
鉄隕石母体の冷却速度から推測されるタイミングは、
小惑星帯での破壊的な衝突は、CAI 後 1,000 万時間後にも続いた (Matthes et al.2018、ハントら。 2022年）。
5。結論
私たちのシミュレーションは、微惑星が広範囲の太陽中心距離から存在することを示しています。
巨人の成長と移動中に小惑星帯に埋め込まれた可能性がある
原始惑星系ガス円盤内の惑星。 太陽系外縁部の微惑星のほとんどは、
小惑星帯は木星/土星の形成領域 (5 ～ 10 天文単位) で始まりますが、一部は
遠くから (10 ～ 25 au) から来ます。 これに関連して、特異な Fe 同位体遺産と
CI コンドライトとリュウグウの原始的な化学的特徴 (Yokoyama et al. 2022, Hopp)
他。 2022）天王星そして海王星の発祥の地付近で形成されたとすれば説明できるかもしれない。
要約
JAXAが返却した小惑星（162173）リュウグウのサンプルの最近の分析
はやぶさ２のミッションは、リュウグウとCIコンドライトが同じ内部で形成されたことを示唆している
原始惑星系円盤の領域で、地球から隔離された貯留層内にある。
他の炭素質 (C 型) 小惑星の源領域。 ここでは、CI 微惑星が地球内で形成されたと仮定した N 体シミュレーションを実行します。
太陽から約 15 ～ 25 天文単位の天王星/海王星ゾーン。 我々は、CI 惑星が巨大惑星によってその軌道が公転する小惑星帯に向かって散在していることを示した。
空気力学的ガス抵抗によって循環させることができます。 ～15～25天文単位のCI小惑星の動的注入は、～100kmの微惑星は～5％で非常に効率的であることがわかりました。
微惑星は原始惑星ガス円盤の寿命の終わりまでに小惑星帯の安定した軌道に達します。 微小アブレーションを行うと効率が低下します
が考慮されます。 移植された集団はその後衝突によって進化した
そして力学的不安定性によって消耗されました。 このモデルは、CI が必要な理由を説明できます。
～ 5 ～ 10 auで形成されたと考えられる他の C 型小惑星とは同位体的に異なります。
1. はじめに
天体の高精度同位体分析により大規模な同位体が明らかになった
従来の星雲や惑星の過程では簡単に説明できない異常
(Dauphas & Schauble 2016)。 これらの異常は多くの要素に影響を与え、次のことを要求します。
異常な光化学または元素合成プロセスの関与。 これらのほとんどは
異常は元素合成に由来しており、単一の天体物理学的現象に起因するものではありません。
サイト。
隕石、地球、月、火星の同位体異常は、その過程についての洞察を提供する可能性があるため、大きな関心を集めているパターンやクラスターを明らかにします。
それが初期段階の太陽系を形作ったのです。 研究によると、天体は
同位体異常を伴うグループは 2 つの主なグループに分類できます (Warren 2011; Budde et al.2016年; クルージャーら。 2017年; クライネら。 2020年）。 これらのグループは、それぞれの同位体クラスター内で見つかったコンドライトにちなんで名付けられました: CC (炭素質コンドライト) および NC(非炭素質コンドライト)。 この分類は、分化した隕石にも及びます。
エイコンドライト、鉄隕石、地球、月、火星などの惑星。
通常、イヴナ型 (CI) コンドライトは他の CC 隕石とグループ化されます。 しかし、鉄同位体異常測定値 (μ ⁵⁴Feで表される) ; シラー他、2020年。ホップら。2022) はやぶさ 2 によって小惑星リュウグウから収集された CI 隕石およびサンプルから
ミッション (CI に関連する Cb 型小惑星; 横山ら、2022) は、CI と
リュウグウは独特のグループを形成しています (Hopp et al. 2022)。 このグループの特徴は地球のようなものです。
(NC のような) 鉄同位体組成ですが、他のほとんどの元素では大きな異常 (CC のような) があります。
ニッケル同位体異常に関する最近の発見により、CI を分類する根拠が強化されました
とリュウグウは別個のグループとして考えられます (Spitzer et al. 2023)。 NC-CC の二項対立の代わりに、
NC-CC-CI 三分法はより正確な表現です (Hopp et al. 2022)。
惑星物質で記録されている同位体変動は、投影に起因する可能性が最も高い
太陽の親分子雲の核に存在した同位体不均一性
崩壊中の原始惑星系円盤上へのシステム (Dauphas & Schauble 2016) および/または
星間粒子の熱破壊によるものである (Trinquier et al. 2009)。 詳しいやり方は
惑星体が異なる同位体組成を獲得したかどうかは非常に議論されている（例：シラー）
他。 2018年、ブルクハルトら。 2019、Nanne et al. 2019、エクら。 2020、リヒテンバーグら。
2021年、Liuら。 2022a、モルビデリら。 2022年、Izidoroら。 2022年）。 包括的なレビュー
これらの対照的な視点については、この文書の範囲外です。 各モデルが提供するもの
その独特の利点と制限があり、すべてを包括的に説明する単一のモデルはありません。
これまでの観察。
ブルクハルトら。 （2019）およびNanne et al。 (2019) NC/CC の二項対立を主張した
円盤に降着した物質の同位体組成の変化から生じたもの
親分子雲コア (Dauphas & Schauble 2016)。 このシナリオはモデル化されました
Morbidelli らによる定量的分析。 （2022年）。 彼らは、知られている落下の有効距離を配置しました。
遠心半径として、r ≤ 0.35 au で。 この状況は減少につながることが示されました
r > 0.4 au の間円盤材料が外側に流れ、氷線を越えて膨張する円盤
最初の 0.5 ミリ秒で ～ 3 ～ 5 au で。 さて、落下物質の同位体組成が
時間の経過とともに（最初の 0.5 百万年間で）急速に変化したため、これにより放射状の現象が発生した可能性があります。
初期に円盤上に付着した（CC のような）物質がさらに外側に輸送されたため、勾配が生じた
(NC のような、S プロセスが豊富な) 材料よりも後で堆積される (Burkhardt et al 2019. Nanne et al.2019）。 NC-CC 鉄隕石の同位体二分法を説明するために、Morbidelli et al. (2022年)
それらの親微惑星は 2 つの異なる放射状に形成 (そして分化) したと提案しました。
位置: 1 au 付近のケイ酸塩昇華線にある NC 微惑星と CC 微惑星
3 ～ 5 au 付近のアイスラインで。
隕石の証拠は、NC/CC の二分法が早期に確立され、コンドライトの親体が形成されるまで保存されました。 太陽から数百万年後
システム形成 (Dauphas & Chaussidon 2011 およびその参考文献)。 初期の編成
木星の影響 (Kruijer et al. 2017、Nanne et al. 2019) または圧力隆起 (Brasser & Mojzsis)
2020）これを達成するために提案されました（内側に漂流するCC小石の流れを止めることによって）
そうしないと、内側の NC リザーバーが汚染されてしまいます)。 劉ら。 (2022a) しかし、指摘したのは
これらのアイデアの根本的な問題が明らかになります。木星が漂流する小石を効果的にブロックする場合、
内部の NC リザーバーが急速に枯渇し、NC コンドライトの形成が持続できなくなります。
～ 1～2 百万年 劉ら。 (2022a) NC 貯留層と CC 貯留層は、原始惑星系ガス円盤の粘性膨張。 彼らは、NC-CC 放射状勾配から始めました。
FU オリオン座タイプの爆発が内部円盤を加熱し、熱破壊したことを示唆している（おそらく）内側のディスクに壊れやすい CC キャリアがある（Trinquier et al. 2009、Ek et al. 2020）。
次に、r < r∗ でガスが流入し、r > r∗ でガスが流出する円盤を構築しました。
ここで、r∗ ～ 10 au の場合(t < 1 Myr、および r∗ > 10 au の場合 > 100 万年 ) 彼らは粒子が始まることを示しました
1～10天文単位では、～100万年かけて内部円盤に漂流しましたが、最初に20auを超えて位置していたものは、
は外周ディスクの拡張により遅れ、数百万年遅れて到着した。 このモデルでは、
通常のコンドライトとエンスタタイトのコンドライトの母体は、t ～ 1-2 Myr で形成され、
主にエイコンドライトに似た NC 材料を組み込んでいますが、顕著な貢献をしています
CCダストの。 炭素質コンドライトの母体は、t ～ 3-4 Myr で形成されるであろう。
CCダストは、木星の移動によって小惑星帯に飛散すると考えられる（レイモンド）＆イジドロ 2017）。 このモデルは、内部の間に不浸透性の障壁を課しません。
そして太陽系外縁部。 これには、同位体異常の熱修飾が必要です。
降着 (Onyett et al. 2023)、その他の場合は、次のようないくつかの元素の同位体組成
Zr は再生されません (Dauphas et al. 2024)。
巨大惑星の近くで形成される微惑星は、元の惑星の近くでは生き残ることができません
軌道半径。 巨大な惑星が成長し、移動し、小さな天体を分散させるにつれて、効果的に
4 ～ 35 au 領域から小さなオブジェクト (現在の木星と海王星のトロヤ群) を排除します。
Emeryらは、一般にガス円盤の拡散後に捕獲された個体群であると考えられている。
2015年; しかし、Pirani et al.も参照してください。 2019a、b)。 それにもかかわらず、巨大な惑星からの微惑星は、
この地域は、小惑星やカイパーベルト内のより安定した軌道に避難できる（レイモンド）
&イジドロ2017; モルビデリ＆ネスヴォルニー 2020）。 私たちの研究では、
微惑星は小惑星帯の 4 ～ 35 天文単位で形成され、初期段階に焦点を当てています。
原始惑星のガス円盤はまだ存在していました (≲5-10 Myr)。 その間、微惑星は
巨大惑星によって動的に励起されたものは小惑星に移植される可能性が高い
ガスとしてのベルトは、非常に離心した軌道を円形にする可能性があります。 ガス後の移植中
ディスク分散は可能ですが、非効率的です (Levison et al. 2009、Vokrouhlick´y et al. 2016)。
そして、散乱した微惑星のほとんどは太陽系から弾き出されます。太陽系外縁部
小惑星帯に行き着いた微惑星は互いに衝突したり、他の天体と衝突したりする。
と考えられるフラグメントを生成します (Bottke et al. 2005、Deienno et al. 2022)。親炭素質隕石の塊。
私たちの研究は、Raymond & Izidoro (2017) および Deienno et al. (2017) と密接に連携しています。
(2022) 巨大惑星領域からの微惑星の初期移植をモデル化しました。
ただし、これが主な情報源である可能性があるため、～ 15-25 au ゾーンに焦点を当てます。
CI 微惑星の貯留層 (Hopp et al. 2022)。 微惑星を4つに分配します
および35 au、巨大惑星のさまざまな成長/移住計画を実施し、異なるものを検討する
原始惑星系ガス円盤の物理的特性と寿命（熱アブレーションを含む）
微惑星の数を計算し (Eriksson et al. 2021; セクション 3.3)、注入効率を決定します。
それぞれの場合における微惑星の開始軌道半径の関数としての微惑星の数。 N体
統合方法についてはセクション2、で詳しく説明します。 結果はセクション 3 で報告されています。セクション 4.で議論されています。
4。討議
私たちの結果は、たとえ小惑星帯に微惑星を移植することが可能であることを示しています。
非常に遠い軌道から (Raymond & Izidoro 2017 も参照)。 どちらかというと、このプロセスも
効率的であるため、主要なコンポーネントの実装に重要な役割を果たした可能性が高くなります。
揮発性で有機物が豊富な微惑星が存在する小惑星帯。 上で説明し図示したように
図 3 では、微惑星の移植に関する 3 つのエピソードを特定します。 A. 微惑星はもともと
4 ～ 9 天文単位では、木星と土星の成長によって非常に急速に励起され、移植されます。
B. 約 200 万年後、太陽系外縁部の 4 ～ 5 天文単位の微惑星が生成します。
小惑星帯に突入します。 これらの微惑星は、元の状態からゆっくりと移動してきました。
ガス抵抗による軌道（これは、微惑星の小さな軌道離心率によって助けられます）
木星; ドリフトは、強制偏心率が低いかガス密度が低いほど減少します)。
これらの微惑星は、第 1 波と同じ発生源領域から来ており、次のように予想されています。
同じ化学組成と同位体組成を持つこと。 C. 微惑星の第二波は
氷の巨大惑星の成長によって主帯に埋め込まれた（我々の基地ではt≃3～4Myr）
シミュレーション）。 それらは主に 9 ～ 14 天文単位から来ており、次のような微惑星も含まれています。
～25天文単位まで。
落下物質の組成の時間的な変化や、
熱処理により、太陽系の外側に同位体勾配が生じました。4 Hopp et al. が議論したように、 (2022)、巨大惑星による微惑星の離散励起は、
炭素質小惑星の 2 つの異なる集団が小惑星に存在するように見える理由を説明する
ベルト、つまりCCとCI。 メインベルトに埋め込まれた最初の微惑星は、
4 ～ 9 au であり、CC を持つものを識別します。 氷の巨人によって埋め込まれた微惑星
主に 9 au 以降から送信されており、これには CI が含まれます。
CC と CI の間の二分法は、同位体的に異なるソース リング リザーバー (Izidoro et al. 2022 など) または注入プロセスの性質を反映している可能性があります。 例えば、CI と CC の中間の組成を持つ小惑星が存在する可能性があります。
12～16天文単位ですが、巨大惑星の影響が少ないため、稀であると考えられます。
星雲ガスはまだ周囲に存在していましたが (図 2)、
ガス散逸後の微惑星による惑星移動。 これらの惑星が小惑星帯で終わる可能性は非常に低いです (Vokrouhlick´y et al. 2016)。 彼らはそうしないだろう
隕石コレクションで表現されます。 したがって、CC-CI の差は離散的なものに起因する可能性があります。
巨大惑星による励起とガス散逸の関係。
氷の巨人による微惑星の励起は、それらの一部を打ち上げたであろう
メインベルトの内側に埋め込まれる予定だが、大部分は打ち出される予定だった
外側に向かって進み、一部はオールトの雲に到達するでしょう (Dones et al. 2015)。 CIとリュウグウ
オールト雲彗星と同じ遺産を共有している可能性があります。 CIとリュウグウの物性
含まれる氷の部分から始めて、オールト雲彗星とは明らかに異なります。
大きさが約 10 km を超える小惑星は、その生涯にわたって氷を保持していたはずです。
太陽系 (Schрorghofer & Hsieh 2018) 間の氷と岩石の比率の違い
CI/リュウグウや彗星は早くから確立されていたはずです。 もっともらしい説明は、
微惑星の軌道が安定する前に氷が昇華したことが原因である可能性があります。
小惑星帯 (セクション 3.3)。 メインベルトでの衝突時に放出される衝撃エネルギーは、
リュウグウとベンヌの観察により、瓦礫の山があることが示されているため、これも役割を果たしました。
衝撃によって生じたと考えられる構造。
レビューのために）。
小惑星帯における太陽系外周微惑星の着床効率
低いガス密度を採用すると低下します (セクション 3)。 ガス密度が低い場合、微惑星は
優先的に r < 2 au (アブレーションなし、下記参照) に散乱されます。
地球型惑星の形成に貢献します。 これをテストするために、公称値を変更しました。
セクションで説明されているシミュレーションのセットアップ。 3: 初期ガス密度が1/10に減少
MMSN および τg = 100 万の この設定では、着床確率は 4～ 9 au になります。
および 15 ～ 20 au は、それぞれ ≃ 2 ～ 10% および 0.1 ～ 0.5% であり、公称値より約 10 倍低い
セクションで得られた確率。 3. 5 au 未満の低いガス密度は、円盤風モデル (例、Suzuki et al. 2010、Komaki et al. 2023)、または微惑星の場合
散乱は遅く始まりました (Raymond & Izidoro 2017)。 ディアンジェロら (2021) 成長を実現
木星のモデルでは、木星が暴走ガスの降着を開始するまでに 300 万ドル以上かかります。
Cedenblad ら。 (2021) 原始惑星内のガスによる微惑星の浸食を研究
円盤を観察し、離心軌道上の微惑星が急速に侵食されることを発見した。 侵食のタイムスケール
は非常に短い場合があります (内側円盤の離心軌道の場合は約 100 年)。 したがって、それはまた、
巨大惑星によって飛散した微惑星が到達する前に侵食された可能性がある
小惑星帯の低離心率軌道。 さらに、侵食の影響は次のものに依存します。
微惑星の組成とこれはおそらく微惑星の傾向を生み出すでしょう
初期軌道距離。 昆虫。 3.3 では、微小惑星アブレーションの影響を研究しました (エリクソン他。 2021）。
我々は、移植された微惑星の体積割合が非常に大きいことを発見した。
アブレーションの影響を考慮すると減少します。 まとめると、このように可能であるように思われます
ガス密度の低下、微惑星の浸食とアブレーション、または初期質量の減少
巨大惑星領域の微惑星は問題(i)を解決できる可能性がある。
問題点(ii)については、小惑星帯に移植された天体は、最終的に低周波軌道上に到達することになる。
偏心と低い傾斜。 しかし、現在の小惑星の軌道は動的に変化します。
離心率 0 ～ 0.3、傾斜角 0 ～ 20 で励振します。
。 巨大惑星の影響
ガスディスク分散後の移動/不安定性は、一般に、十分な強さがない可能性があります。
軌道を十分に励起します (Roig & Nesvorn´y 2015、Brasil et al. 2016)。
(2018) 強い興奮を伴う少なくとも 1 つの不安定ケースを特定しました。 ということも考えられます
小惑星帯は原始惑星系円盤の分散中に励起（そして枯渇）した
惑星との永年共鳴が進行していたとき(Ward 1981、Liu et al. 2022b)。
鉄隕石母体の冷却速度から推測されるタイミングは、
小惑星帯での破壊的な衝突は、CAI 後 1,000 万時間後にも続いた (Matthes et al.2018、ハントら。 2022年）。
5。結論
私たちのシミュレーションは、微惑星が広範囲の太陽中心距離から存在することを示しています。
巨人の成長と移動中に小惑星帯に埋め込まれた可能性がある
原始惑星系ガス円盤内の惑星。 太陽系外縁部の微惑星のほとんどは、
小惑星帯は木星/土星の形成領域 (5 ～ 10 天文単位) で始まりますが、一部は
遠くから (10 ～ 25 au) から来ます。 これに関連して、特異な Fe 同位体遺産と
CI コンドライトとリュウグウの原始的な化学的特徴 (Yokoyama et al. 2022, Hopp)
他。 2022）天王星そして海王星の発祥の地付近で形成されたとすれば説明できるかもしれない。
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