ヴェスタの様な小惑星への巨大な影響と金属コアと表面地殻の混合によるメソシドライトの形成

メソシドライトて何？検索すると石鉄隕石の一種。 鉄・ニッケル合金中に、輝石・斜長石の細かい破片が散らばったもの。と出てきて分化した小惑星の地殻と金属コアに由来するということは、一度溶けた小惑星が岩石の地殻と金属コアに分かれた後で巨大衝突に破壊されごちゃまぜに集積した隕石。以下、機械翻訳。
ヴェスタ様小惑星への巨大な影響と金属コアと表面地殻の混合によるメソシドライトの形成
2022年2月14日に提出
メソシデライトは、ケイ酸塩とFe-Ni金属の混合物で構成される石鉄隕石の一種です。メソシデライトケイ酸塩と金属は、それぞれ分化した小惑星の地殻と金属コアに由来すると考えられている。対照的に、メソシドライトは、主にマントルに含まれるオリビンを含むことはめったにありません。分化された小惑星への巨大な影響は、地殻と金属材料を混合してメソシデライトを形成する可能性のあるメカニズムであると考えられているが、そのような巨大な衝撃がマントル材料を含まないままメソシデライト様の物質を形成する方法は明らかではない。平滑化された粒子流体力学法を用いて、分化した小惑星への巨大な衝突の数値シミュレーションを行い、結果として生じる体に対する混合材料の詳細な分布を調べた。標的体の内部構造については、小惑星ヴェスタのマグマ海洋結晶化モデルに由来する薄地殻モデルと、ドーンプローブによるヴェスタの近接観測から示唆される厚い地殻と大コアモデルを用いた。前のモデルを使用したシミュレーションでは、金属コアの掘削には、ほぼ壊滅的な影響が必要であり、マントルは大きな表面積に露出しています。したがって、表面に生成される石鉄材料はマントル材料を含む可能性が高く、メソシサイドライト状の材料を製造することは困難です。逆に、後者のモデルを用いたシミュレーションでは、衝撃が金属コアを掘削する場合でも、衝撃部位でのみマントル材料が露出し、マントル材料の少ない表面の形成とメソシデライト様材料の形成が可能である。したがって、我々のシミュレーションは、厚い地殻と大きなコアを持つ内部構造は、従来のマグマ海洋モデルから推測される薄い地殻内部構造よりも、メソサイドライト親体として可能性が高いことを示唆している。


図1：モデル1を使用したシミュレーションのスナップショット：θimp=30◦およびvimp =を使用したジャイアントインパクト
コア半径110km、地殻厚40kmの差別化された物体に3.25km / s。
赤、青、黄、灰色のSPH粒子は、金属コア、マントル層、
それぞれ表面地殻とインパクター。 パネル（a）では、座標系を示しています
シミュレーションで使用されたスケール。 衝撃体の断面を示します。 あれは、
xy平面の背後にあるSPH粒子のみが表示されます。 灰色のSPH粒子はほとんど
パネル（b）の後は、ほとんどすべてが宇宙に失われているため、見えません。


図2：モデル1の結果のボディの表面上の材料の質量分率：（a）地殻、
（b）マントル、および（c）金属。 この表面は、θimp=30◦の巨大な衝撃によって生成されました。
vimp = 3.25 km / s、コア半径110 km、地殻厚の差別化されたボディ
40キロの。 ここで、表面とは、深さ20km未満の物質を意味します。 緯度θ（垂直
軸）と経度φ（横軸）は、結果のボディの表面上の位置を示します
t = 5.0×104で
s（図1f）。 θ=0◦およびφ=0◦平均+ x方向、θ=0◦およびφ=90◦平均
+ y方向、θ=90◦は+ z方向を意味します。 この図の影響サイトは
φ=180◦およびθ=0◦。


図3：さまざまなジャイアントインパクトシミュレーションによって生成された結果のボディのプロパティ
モデル1の場合。横軸は衝撃速度vimpを示し、縦軸は
衝撃角θimp。 パネル（a）は、それぞれによって生成された結果のボディMrbの質量を示しています
衝撃速度と角度の組み合わせ。 パネル（b）、（c）、および（d）は、地殻の割合を示しています。
マントルと金属は、それぞれ、によって生成された結果のボディの表面全体に渡って
それぞれの影響の組み合わせ。 前と同じように、表面とは、より浅い深さの材料を意味します
20キロ。


図4：さまざまな方法で結果のボディに組み込まれるインパクターの割合
モデル1を使用したジャイアントインパクトシミュレーション。横軸はインパクト速度vimpを示しています。
縦軸は衝撃角θimpを示しています。 色はインパクターの質量を示しています
これは、元の質量で正規化された結果のボディMimp、rbに組み込まれます。
インパクターミンプ。


図5：モデル2を使用したシミュレーションのスナップショット：θimp=40◦およびvimp =を使用したジャイアントインパクト
コア半径140km、地殻厚80の差別化されたボディに4.0 km / s
km。 図1と同様に、灰色のSPH粒子は宇宙に失われるため、ほとんど見えません。


図6：モデル2の結果のボディの表面上の材料の質量分率：（a）
地殻、（b）マントル、および（c）金属。 この表面は、
θimp=40◦およびvimp = 4.0 km / sで、コア半径が140kmの差別化されたボディに
地殻の厚さは80kmです。 表面材料の割合は、t = 5.0×104で測定されます
s
（図5f）。 この図の衝撃部位はφ=140◦およびθ=0◦であることに注意してください。


図7：モデル2を使用したさまざまなジャイアントインパクトシミュレーションによって生成された合成体のプロパティ。横軸は衝撃速度vimpを示し、縦軸は衝撃速度を示しています。
軸は衝撃角θimpを示します。 パネル（a）は、衝撃速度と角度の各組み合わせによって生成された結果のボディMrbの質量を示しています。 パネル（b）、（c）、および（d）は、
結果の表面全体にわたる地殻、マントル、および金属のそれぞれの割合
それぞれの衝撃の組み合わせによって生成されたボディ。


図8：巨人の6×106SPH粒子を使用した高解像度シミュレーションのスナップショット
θimp=40◦およびvimp = 4.0 km / sの衝撃、コア半径のある差別化されたボディへの衝撃
140kmの地殻の厚さと80kmの地殻の厚さ（モデル2）。

5.まとめ
メソシデライトは、ケイ酸塩とFeNi金属で構成される石鉄隕石の一種です。メソシデライトケイ酸塩と金属はそれぞれ、
分化した小惑星の地殻と金属コア。ただし、メソシデライトはめったにありません
主にマントル層に見られるかんらん石が含まれています。考えられるシナリオの1つ
メソシデライトの形成は、分化したものへの巨大な影響です
小惑星はその金属コアを発掘し、金属材料を表面に輸送しました
地殻、それが地殻材料と混合した場所。しかし、そのようなことは明らかではありません
差別化されたものの壊滅的な混乱を引き起こさない巨大な影響
小惑星またはその内部構造は、地殻と
金属材料ですが、マントル材料ではありません。
SPH法を用いた3次元数値シミュレーションを実施しました
分化した小惑星への巨大な影響がどのように発掘するかを調査しました
内部の材料を混合します。の2種類の内部構造を検討しました
差別化されたターゲットボディ。それらの1つは、小惑星ベスタのマグマオーシャン結晶化モデル（Mandler＆Elkins-Tanton 2013）に基づいています。
メソシデライトの親体である可能性が高く、ターゲット体の半径を設定します。
金属コアの半径、マントル層の厚さ、および厚さ
地殻層の長さは、それぞれ270 km、110 km、120 km、40 kmです（モデル1）。
別の可能な内部構造として、ジャイアントインパクトシミュレーションを実施しました
金属コアの半径が140km、マントルの厚さが
ベスタの夜明けの観測から得られた提案を考慮した、50 km、地殻の厚さ80 km（モデル2）（Clenetetal。2014; Ermakov
etal。 2014）。両方のモデルを使用して、さまざまな衝撃シミュレーションを実施しました
衝撃速度と衝撃角度。
その結果、モデル1の場合、メタルコアの掘削には
結果として生じる物体の質量をもたらすほぼ壊滅的な影響Mrb
元のターゲットボディのMtargetの0.5倍になります（図3）。そのようなために
結果の表面位置の数は非常に限られていますが、影響
ボディには、地殻材料の割合が多く、90％を超え、小さい材料が含まれています
量の金属材料（図2）、マントル材料はほとんど露出しています
表面全体の半分の面積（図1）。したがって、石鉄隕石材料が生成されます
このように、かなりの量のマントル物質が含まれている可能性があり、
メソシデライトのような材料を製造することは困難です。また、マントル以来
材料は表面に大きく露出しており、生成された石鉄材料は
マントルと金属材料、つまりパラサイトのような材料のみで構成されている。
したがって、薄いクラストモデルは、上のパラサイトの形成に適している可能性があります
巨大な衝撃によるパラサイトの親体の表面。
対照的に、モデル2の場合、Mrb≈による比較的非破壊的な影響
0：7Mtargetはメタルコアを掘削します（図7）。このような衝撃の場合、マントル材料は衝撃部位でのみ露出し、他の大きな表面積は
元の地殻（図5）。このように、発掘された金属材料は主に地殻が支配的な表面に堆積します。表面のいくつかの位置には、マントルの割合が6％未満の地殻が支配的な材料と、少量の金属材料があります。
（図6）。これらの有望な位置でさえ、地殻画分マントル画分〜金属画分、これはメソシデライトと矛盾しているようですが
組成、我々の研究で示された画分は、数値分解能での平均画分〜10 kmであり、隕石スケールのいくつかの微視的点での画分〜1 {100 cmは、材料がそのような位置に不均一に分布している場合、地殻画分〜金属画分マントル画分である可能性があります。したがって、
モデル2ではメソシデライトの形成が可能です。
従来のモデルから推測された薄いクラストモデル（モデル1）と結論付けます
マグマオーシャンの結晶化モデルは、形成を説明することを困難にします
メソシデライトの、しかし対照的に厚い地殻モデル（モデル2）は
メソシデライトの形成。マグマオーシャン後の火山活動が示唆されている
地殻が60kmより厚くなる可能性があり（Yamaguchi etal。2011）、これは説明することができます
モデル2の厚い地殻。シミュレーション結果は内部を制約する可能性があります
メソシデライト母体の構造とその分化過程。