状況における彗星：彗星の組成と原始太陽星雲モデルとの比較

彗星の様な氷天体は形成された場所によって組成が違う。探査機を送り込んでその場観測するかサンプルリターンをしないと詳しいことは分からない。太陽に近づいて来る彗星を迎撃するにしても予算が足りない。統計的に何個調べたらいいのか知らんけど生きてる間に1個彗星を調べてくれたらOK。以下、機械翻訳。
状況における彗星：彗星の組成と原始太陽星雲モデルとの比較
概要
彗星は、その時の化学的および物理的状態への貴重な窓を提供します
若い太陽系の形成。これらのオブジェクトがいつどこで形成されたかについての洞察を求めます
9つの分子で観察された存在量の範囲と、
原始太陽星雲のモデルから予測された中立面の氷の存在量に対する29個の彗星のサンプル。
氷が星間物質から受け継がれている私たちの基準モデルは、観測されたものを説明することができます
考慮される各分子の混合比の範囲ですが、単一の場所または時間ですべての分子の存在量を同時に再現することはできません。これは、各彗星が処理された材料で構成されていることを示唆しています
さまざまな条件下で。対照的に、ディスク材料の初期組成が以前の化学の歴史を一掃する「リセット」は、存在量の全範囲を説明することはできません
彗星で観測されました。
さまざまな熱条件下で処理された材料を組み合わせたおもちゃのモデルを使用すると、
暖かい（COが少ない）材料と冷たい（COが多い）材料の組み合わせは、両方の平均を説明するために必要です
ジュピターファミリーとオールトの雲彗星の特性、および私たちが考える個々の彗星。これ
初期の太陽の氷で覆われた塵の粒子の輸送（放射状または垂直のいずれか）システムによって発生する可能性があります。
モデルと平均的な木星ファミリーおよびオールトの雲彗星の組成との比較は、
A’Hearnの調査結果と一致して、ディスクの重複領域に形成された2つのファミリ
etal。 （2012）およびニースモデルの予測（Gomesetal。2005;Tsiganiset al。2005）。
キーワード：天体化学（75）、星間分子（849）、彗星起源（2203）

図1.観測された彗星の値の平均と範囲と比較した基準ディスクモデルの氷の存在量
表5に、色の濃淡を示します。H2Oと比較したモデル化された分子氷の存在量を示しています。 白いハッチング領域は、
観測された彗星の範囲。 範囲の上限は黒い破線で示され、下限は
黒の一点鎖線。 観測された平均的な組成は黒い実線です。 平均観測値はDR16からのものです。
SakiらからのOCSを除いて。 （2020）


図2.CO、H2CO、CH3OHの粒子化学。 示されているすべての種は氷の分子です。 H2COとCH3OHは
分子雲の存在量から彗星の観測に合うように減少し、これは氷を次のように処理することによって達成されます。
宇宙線の光子。


図3.観測されたものと比較して宇宙線フラックスが低いモデルから計算された存在量（塗りつぶされた色付きの等高線）
付録2のすべての彗星の存在量の範囲。


図4.「リセット」アバンダンス入力の予測分子分布（色付きの等高線）。 マーキングはと同じです
図1。

10.結論
私たちの結論は次のように要約できます。

1.彗星の組成の範囲は、星間氷が保持されている場合にのみ一致させることができます。ディスクケミストリーの開始
「リセット」された存在量では、観測された彗星の組成を説明する方法は提供されません。注：
星間氷のすべてではないが一部が保持されているハイブリッドモデルは、会計の手段を提供する可能性があります
観察のためですが、ここでは検討しません。

2.モデルが個々の分子で観察された混合比の範囲と一致できる場所と時間
重ならないでください。単一の場所や時間で、個々の彗星の全体的な構成を説明したり、説明したりすることはできません。
彗星の家族の平均的な構成。

3.輸送は、彗星の揮発性組成を説明する上で重要な役割を果たします。観測されたジュピターファミリーとオールトの平均存在量を説明するために、暖かい（COが少ない）材料と冷たい（COが豊富な）材料を組み合わせる必要があります
雲彗星。組み合わせは、ディスクの温度に沿った放射状または垂直方向の輸送によって行うことができます
グラデーション。

4.モデルを平均的な木星ファミリーおよびオールトの雲彗星の組成と比較すると、
ファミリーは、ディスクの（少なくとも）部分的にオーバーラップする領域で形成されました。したがって、からの独立した結論
ディスクケミストリー（この作品）と初期の太陽系の力学モデル（ニースモデルに基づく）は
一貫性のある。しかし、これまでの観測によれば、木星ファミリーの彗星は、オートよりもCOが少ないことが示唆されています。
雲彗星。この違いが形成過程に関連している場合、私たちのモデルは木星家族グループが
オールトの雲彗星よりも暖かい物質で構成されています。より明確な解釈は、増加が保留されています
木星ファミリー彗星でのCO検出のサンプル。

5.個々の彗星の存在量は、アンサンブルの特性よりも形成後のプロセスの影響を強く受ける可能性があります
（構成範囲と平均）。それにもかかわらず、暖かい（COが少ない）材料と冷たい（COが多い）材料の組み合わせ
また、8つの個々の彗星の観測された構成を説明します。
ここに示されている結合モデルのいずれも、彗星がいつどこにあるかを正確に説明するものと見なされるべきではありません。
形成された。むしろ、彼らは、原始太陽系星雲のさまざまな場所からの氷が組成物を生成するために必要であることを示しています
彗星と同じです。単一の場所と時間は、豊富さを説明するのに十分ではありません。次の論理
モデリングのステップには、PPDの氷化学の進化に対する混合の影響を理解することが含まれます。
さまざまな時間またはディスクのさまざまな領域で処理された材料から組み立てられた彗星は、
遠隔観測のみによる形成の場所と時代の制約を複雑にします。彗星が
ある期間にわたって組み立てられた場合、固体粒子の成長と輸送の歴史が重要な役割を果たしたでしょう
組み込まれた氷の組成を決定する際に。穀物がより大きな体に凝固するにつれて、内部の氷は
光子や宇宙線から遮蔽され、変質する可能性が低くなります。これらの問題は
化学とガスおよびダストの輸送、および成長と断片化を組み合わせたモデルを使用して調査
固体粒子の。彗星の核に、巨礫、小石、または粒子のスケールで化学的に異なる成分が含まれている場合、
次に、形成された成分が存在する可能性のある条件を推測するために、それらの個々の組成を決定します
その場での測定またはサンプルの返却が必要です。