太陽系が出来たばかりの小惑星帯内での天体の合体及び隕石の形成案。多数派工作に乗ります。以下、機械翻訳。
微惑星の低速衝突時のコンドリュール形成:ハイブリッド スプラッシュ-フライバイ フレームワーク
要約
コンドリュールはおそらく、CAI 後の 1 ～ 4 Ma の小さな時間帯、つまり最も固体であるときに形成されたと考えられます。
小惑星帯の物質はすでにkmサイズの微惑星の形をしていました。 それらは可能性が低いですが、
したがって、惑星の「構成要素」であるか、小惑星に豊富に存在するが、生成物である可能性の方が高い
その時代の小惑星帯で一般的だったエネルギー的な出来事。 実験室での実験によると、
それらは、原始的な組成の固体が約1600℃の温度に加熱されたときに形成された可能性があります。
Kで冷却し、数分から数時間冷却します。 この熱源として考えられるのはマグマです。
の捕獲により、その当時、そしてその時だけ小惑星帯に豊富に存在していたと考えられます。
26Al は微惑星の内部でエネルギーを崩壊させます。 ここで、コンドリュールは低速時に形成されたと提案します。
(≲ 1 km /s) 内部からの熱が放出されたときの大きな微惑星間の衝突。
表面から原始的な破片の流れ。 加熱は本質的に瞬間的だったでしょう
そして冷却は動的時間スケール 1/p で行われたでしょう。
(Gρ) 〜 30 分、ρ は
微惑星の平均密度。 加熱された破片の多くは重力によって残ったであろう
合体した天体に結合しており、軌道を周回する際に追加の加熱イベントが発生した可能性があります。
最終的には表面に付着します。 これはスプラッシュ モデルとフライバイ モデルのハイブリッドです。私たちはそれを提案します。
コンドリュールの原因は質量ではなく、体の溶けた内部から放出されるエネルギーだった
衝突によって生じた原始的な破片を加熱することによって形成される。
キーワード: 小惑星、コンドライト、コンドリュール
1. はじめに
コンドリュールは、ほぼすべてのコンドライトの体積の 20 ～ 80% を占める mm スケールの火成質小球体です。
一般的なタイプの隕石。 それらの存在は、広範囲にわたる大規模な科学的努力にもかかわらず、依然として説明されていないことで有名です。
数十年（Russell et al. 2018）。 コンドリュールとコンドライトがどのように形成されるのかについてのより良い理解が得られない限り、そしてそれが得られるまでは
太陽系の惑星形成の初期段階やその方法について確信を持つのは難しいでしょう。
隕石の研究から得られる、それに関する豊富な情報を解読します。
何十年もの間、コンドリュール形成のモデルは星雲か惑星のいずれかに分類されてきました (Wood 1963; Ciesla)2005）。 星雲モデルは、ミリスケールのコンドリュール前塵の集合体が原始惑星系円盤に埋め込まれていると仮定しています。
もともと太陽の組成は衝撃や他のプロセスによって加熱され、コンドリュールが形成されました。 構成
そしてコンドリュールのテクスチャはこの見解を強く支持しており、この見解が支配的な見解となっています (Hewins と Radomsky 1990年; ジョーンズら.2018）。 しかし、ほとんどのコンドリュールは比較的高圧で形成されたことが現在では十分に確立されています。
水素が豊富な太陽円盤と調和させるのが難しい酸化性大気 (Grossman et al. 2008; Alexander et al. 2008)
2008年; グロスマンら。 2012年; フェドキンら。 2012年; フェドキンとグロスマン、2016年。 エベルら。 2018）。 それも今明らかになりました
コンドリュールは主に、または排他的に狭い期間中に形成され、その後約1000万年後まで形成されなかった
CAIは、約300万年後までに終息した(Pape et al. 2019; Piralla et al. 2023)。 星雲のコンドリュールの前駆体
モデルは小石サイズのより小さな粒子であり、これらが 0.1 Ma (Weidenschilling 2000) という短い時間スケールで凝集してより大きな天体になるため、星雲ガス中にどのようにして大量に分散できるのかを理解するのは困難です。
ほとんどのコンドルールが形成された時期。
対照的に、惑星モデルでは、コンドリュールは微惑星の衝突の副産物とみなされます。
衝突中に生成される濃密な酸化雰囲気。 あるバージョンでは高速衝突が必要です
(≳2.5 km /s）これは「噴射」モデルとして知られており、衝突では一部を加熱するのに十分な運動エネルギーが存在します。
コライダーの原始的な表面物質がコンドリュール形成温度に達することは数値によって検証されています。
これが予想されることを実験で確認してください (Johnson et al. 2018)。 ただし、オブジェクトが
コンドリュールのような質感やその他の性質を持つ物質がそのようなジェットから現れる可能性がありますが、そのような説明はありません。
コンドリュールの形成が 1 ～ 4 Ma に制限される理由のモデル。
「スプラッシュ」または「ダーティ・インパクト・プルーム」モデルとして知られる別のタイプの惑星モデルは、低速 (≲1) を呼び出します。
km /s）衝突により、大きな微惑星の内部からすでに溶けている物質が放出される（Asphaug et al. 2011;
サンダースとスコット、2012、2018）。 コンドリュール形成期には、微惑星がより大きくなったことがわかります。
半径約 50 km を超える範囲は、通常、断熱性の外層の下で実質的に溶けていたであろう。
26Alの減衰が魅力的なモデルです。 衝突はすべてのエポックで発生しますが、衝突の範囲は狭いです。
内部が溶けた大きな微惑星が小惑星帯で一般的だった時代、そしてその時代は多かれ少なかれ
コンドリュール形成期と一致する。 スプラッシュ モデルの根本的な問題は、mm スケールの固体かどうかです。
小球体は実際には、そのような衝突中に放出されたマグマの膨張シートから出現します。 スケッチしかない人
これがどのようにして起こったのかについては説明されておらず (Asphaug et al. 2011)、この考えを裏付ける詳細なモデリングや実験はありません。 あ
この主張に対する反論はリヒテンバーグらによってなされた。 (2016, 2018) 彼らはコンドルールが
原始的な物質に特徴的な、比較的鉄金属が豊富な組成。 もし彼らの祖先が溶けた物質だったとしたら
微惑星の内部では、少なくともその一部は鉄分がほとんど枯渇していると予想されるでしょう。 そのような
「玄武岩質」コンドリュールは自然界ではまれであるため、スプラッシュ モデルではその事実を考慮する必要があります。
大きな微惑星の表面近くにある高温物質の存在にも依存して説明する関連モデル
コンドルールの場合は、Herbst と Greenwood (2016、2019) によって提案されたフライバイ モデルです。 コンドルールを置く代わりに
マグマの飛沫から直接形成されるため、これらの著者は宇宙に放出されるマグマからの放射エネルギーに依存しています。
火山活動または衝突によって、「フライバイ」中に近くを通過する軌道を周回する原始的な固体物質が溶けます。 この場合のプレコンドリュールの物質は、原始的な塵または m スケールの多孔質の岩です。 このモデルの課題は、
ちょうど原始的な時代に微惑星の表面溶岩が存在する必要があることを考えると、十分なコンドリュールが存在する
マテリアルは「フライングバイ」です。 このモデルは、1 ～ 4 Ma の時間枠で大量の降着が発生した場合にのみ維持可能です。
周周円盤。 その場合、個々の塵や岩が放射線にさらされる可能性は低いですが、
火山の噴火や単一軌道中の甲羅の衝突破壊によるマグマは、
微惑星の表面に降着するまでに何百万回もの軌道を描く可能性があります。 ほとんどの付着が、
円盤の場合、この方法でコンドリュールはほとんど形成されません。
コンドルールの解明が今日まで進んでいないのは、観察上の制約が不足しているためではありません。
今では多くの者がいる（Connolly and Jones 2016; Russell et al. 2018）。 パペら。 (2019) 6 つ挙げる: ピーク温度、冷却
速度、アルカリ蒸気圧の上昇、高温でのコンドリュールの再加工、マトリックスとコンドリュールの相補性、
そしてコンドリュールの形成を惑星形成の文脈に位置づけた年表。 その他の制約としては、
コンドリュールとコンドライトの磁気特性 (Elkins-Tanton et al. 2011; Fu et al. 2014, 2018; Shah et al. 2017)、
サイズ選別の現象（Friedrich et al. 2015）、複合コンドリュールの存在（Gooding and Keil 1981;
ワッソンら。 1995年; 赤木・中村 2005; Jacquet 2021)、クラスターコンドライトと「高温降着」(Metzler 2012;
ビゴルスキーら。 2019）、そして今日の地球近傍太陽系におけるコンドリュールの全体的な豊富さ（後述）。
この論文では、スプラッシュモデルとフライバイモデルのハイブリッドであるコンドリュール形成のためのフレームワークを提案します。 私たちは
スプラッシュモデルの汚れた衝突プルームは、コンドリュールを形成する天体物理学的に魅力的な場所であることを指摘する
フライバイメカニズムによる – 大きな微惑星の表面近くを周回する原始物質の放射加熱 –
ただし、この場合、原コンドルールは熱源 (マグマ) の「そば」ではなく、熱源 (マグマ) とともに飛行している可能性があります。 私たちの
この提案は、コンドリュールがマグマ自体から直接形成されると推定されていないという点でスプラッシュモデルとは異なりますが、
マグマによって加熱された原始的な破片から。 フライバイモデルとは異なり、低速衝突という単一のイベントが発生します。
– 微惑星の内部に蓄えられた 26Al 崩壊エネルギーの放出と mm-to の生成の両方に関与しています。
照射される弾道軌道上の m サイズの原始物体。 セクション 2 では、このアイデアとその正当性について説明します。
もっと詳しく。 セクション 3 では、ハイブリッド フレームワークがどのようにして、
スプラッシュモデルとフライバイモデルは、コンドリュール形成に関するあらゆる制約を満たすための有望な手段を提供します。
セクション 4 は簡単な要約です.
図 1. 1 Ma における小惑星帯のサイズの関数としての微惑星の質量分率 (点線、ただし、次の場合を除く)
Weidenschilling によるシミュレーションに基づく 1-3.1 半径ビン (破線と実線が重なっている部分) および 2 Ma (実線)
(2019) (彼の図 20 を参照)。 分布は両方の時点で二峰性です。 1 Ma から 2 Ma の間では質量分率の低下が見られます。
SPP（小さな原始的な微惑星）がLDP（大きな分化した微惑星）に降着するため、原始物質の約10％から8％
微惑星）。 それに伴うLDPの質量分率の増加は、対数のため図では目立ちません。
規模。 大きいLDPはほぼ完全に溶融しています(赤)が、小さいLDPは表面にかなりの原始物質が残っている可能性があります。
レイヤー (赤から黒の陰影で示されます)。 このシミュレーションでは、Weidenschilling (2019) によって木星が形成されたと仮定されました。
数 Ma 後に、いくつかの非常に重い (r ≥500 km) 物体と、多数のより小さな物体が重力によって放出されました。
運ぶ質量ははるかに少なくなりました。 木星の作用の最終的な結果は、原始質量と微分質量の比率を高めることです。
は 2000 万年前に存在し、今日の太陽系では 0.25% から 8% まで「保存」されています。
図 2. 粒状骨材内の粒子のサイズ範囲が増加すると、どのように気孔率が減少するかを示す概略図
山。 表示されている曲線は対数正規分布 (Yu and Standish 1991) のものですが、原理はあらゆる物理的分布に当てはまります。
占領と選別が機能するシステム。 道上らの地表の岩石数に基づくリュウグウの位置。
(2019) および Herbst らの分析。 （2021年）が表示されます。 FWHM = exp (2√2ln2 σ) = 285、つまり粒子が
周波数分布の高い側の半値での粒子のサイズは、半値での粒子のサイズより 285 倍大きい
低い側にあります。 リュウグウの場合、これは高い側で約 20 m の岩、低い側で約 7 cm の丸石に相当します。 幅
バンドの値は、極端な形状や非重力力を除いて、単一サイズの粒子の積み重ねが通常、
40% ± 5% の気孔率。
図 3. 本文で説明した証拠に基づく初期小惑星帯の概略年表。 CAI 形成の定義
t = 0 であり、初等微惑星は急速に形成されると想定されます。 数十万年以内に、質量の大部分は
マグマの割合で示された赤い線で示されるように、マグマの内部が大部分を占めるようになる大きな微惑星の形態。
エネルギー源は 26Al で、そのレベルは t = 0 での想定される初期値 4 から半減期 0.717 Ma で減少します。
レベル 1 は、完全に断熱された低温プリミティブの液相線にちょうど到達するのに必要なエネルギー量 (1.6 kJ/g) に相当します。
出発材料。 図に示すように、衝突中に放出された熱いマグマにさらされると、〜1〜4Maの間にコンドリュールが形成される
David A. Harvey (astroart.com) による右側のパネルの絵によると、当初は周囲にリングが形成される様子が描かれていました。
地球。 コンドリュールの形成は、LDP が十分に冷えてマグマが表面に到達しなくなると終了します。
衝突時。 木星は約3～4Maに形成され、その大きな天体の多くを小惑星帯から除去し始める可能性がある。
微惑星の低速衝突時のコンドリュール形成:ハイブリッド スプラッシュ-フライバイ フレームワーク
要約
コンドリュールはおそらく、CAI 後の 1 ～ 4 Ma の小さな時間帯、つまり最も固体であるときに形成されたと考えられます。
小惑星帯の物質はすでにkmサイズの微惑星の形をしていました。 それらは可能性が低いですが、
したがって、惑星の「構成要素」であるか、小惑星に豊富に存在するが、生成物である可能性の方が高い
その時代の小惑星帯で一般的だったエネルギー的な出来事。 実験室での実験によると、
それらは、原始的な組成の固体が約1600℃の温度に加熱されたときに形成された可能性があります。
Kで冷却し、数分から数時間冷却します。 この熱源として考えられるのはマグマです。
の捕獲により、その当時、そしてその時だけ小惑星帯に豊富に存在していたと考えられます。
26Al は微惑星の内部でエネルギーを崩壊させます。 ここで、コンドリュールは低速時に形成されたと提案します。
(≲ 1 km /s) 内部からの熱が放出されたときの大きな微惑星間の衝突。
表面から原始的な破片の流れ。 加熱は本質的に瞬間的だったでしょう
そして冷却は動的時間スケール 1/p で行われたでしょう。
(Gρ) 〜 30 分、ρ は
微惑星の平均密度。 加熱された破片の多くは重力によって残ったであろう
合体した天体に結合しており、軌道を周回する際に追加の加熱イベントが発生した可能性があります。
最終的には表面に付着します。 これはスプラッシュ モデルとフライバイ モデルのハイブリッドです。私たちはそれを提案します。
コンドリュールの原因は質量ではなく、体の溶けた内部から放出されるエネルギーだった
衝突によって生じた原始的な破片を加熱することによって形成される。
キーワード: 小惑星、コンドライト、コンドリュール
1. はじめに
コンドリュールは、ほぼすべてのコンドライトの体積の 20 ～ 80% を占める mm スケールの火成質小球体です。
一般的なタイプの隕石。 それらの存在は、広範囲にわたる大規模な科学的努力にもかかわらず、依然として説明されていないことで有名です。
数十年（Russell et al. 2018）。 コンドリュールとコンドライトがどのように形成されるのかについてのより良い理解が得られない限り、そしてそれが得られるまでは
太陽系の惑星形成の初期段階やその方法について確信を持つのは難しいでしょう。
隕石の研究から得られる、それに関する豊富な情報を解読します。
何十年もの間、コンドリュール形成のモデルは星雲か惑星のいずれかに分類されてきました (Wood 1963; Ciesla)2005）。 星雲モデルは、ミリスケールのコンドリュール前塵の集合体が原始惑星系円盤に埋め込まれていると仮定しています。
もともと太陽の組成は衝撃や他のプロセスによって加熱され、コンドリュールが形成されました。 構成
そしてコンドリュールのテクスチャはこの見解を強く支持しており、この見解が支配的な見解となっています (Hewins と Radomsky 1990年; ジョーンズら.2018）。 しかし、ほとんどのコンドリュールは比較的高圧で形成されたことが現在では十分に確立されています。
水素が豊富な太陽円盤と調和させるのが難しい酸化性大気 (Grossman et al. 2008; Alexander et al. 2008)
2008年; グロスマンら。 2012年; フェドキンら。 2012年; フェドキンとグロスマン、2016年。 エベルら。 2018）。 それも今明らかになりました
コンドリュールは主に、または排他的に狭い期間中に形成され、その後約1000万年後まで形成されなかった
CAIは、約300万年後までに終息した(Pape et al. 2019; Piralla et al. 2023)。 星雲のコンドリュールの前駆体
モデルは小石サイズのより小さな粒子であり、これらが 0.1 Ma (Weidenschilling 2000) という短い時間スケールで凝集してより大きな天体になるため、星雲ガス中にどのようにして大量に分散できるのかを理解するのは困難です。
ほとんどのコンドルールが形成された時期。
対照的に、惑星モデルでは、コンドリュールは微惑星の衝突の副産物とみなされます。
衝突中に生成される濃密な酸化雰囲気。 あるバージョンでは高速衝突が必要です
(≳2.5 km /s）これは「噴射」モデルとして知られており、衝突では一部を加熱するのに十分な運動エネルギーが存在します。
コライダーの原始的な表面物質がコンドリュール形成温度に達することは数値によって検証されています。
これが予想されることを実験で確認してください (Johnson et al. 2018)。 ただし、オブジェクトが
コンドリュールのような質感やその他の性質を持つ物質がそのようなジェットから現れる可能性がありますが、そのような説明はありません。
コンドリュールの形成が 1 ～ 4 Ma に制限される理由のモデル。
「スプラッシュ」または「ダーティ・インパクト・プルーム」モデルとして知られる別のタイプの惑星モデルは、低速 (≲1) を呼び出します。
km /s）衝突により、大きな微惑星の内部からすでに溶けている物質が放出される（Asphaug et al. 2011;
サンダースとスコット、2012、2018）。 コンドリュール形成期には、微惑星がより大きくなったことがわかります。
半径約 50 km を超える範囲は、通常、断熱性の外層の下で実質的に溶けていたであろう。
26Alの減衰が魅力的なモデルです。 衝突はすべてのエポックで発生しますが、衝突の範囲は狭いです。
内部が溶けた大きな微惑星が小惑星帯で一般的だった時代、そしてその時代は多かれ少なかれ
コンドリュール形成期と一致する。 スプラッシュ モデルの根本的な問題は、mm スケールの固体かどうかです。
小球体は実際には、そのような衝突中に放出されたマグマの膨張シートから出現します。 スケッチしかない人
これがどのようにして起こったのかについては説明されておらず (Asphaug et al. 2011)、この考えを裏付ける詳細なモデリングや実験はありません。 あ
この主張に対する反論はリヒテンバーグらによってなされた。 (2016, 2018) 彼らはコンドルールが
原始的な物質に特徴的な、比較的鉄金属が豊富な組成。 もし彼らの祖先が溶けた物質だったとしたら
微惑星の内部では、少なくともその一部は鉄分がほとんど枯渇していると予想されるでしょう。 そのような
「玄武岩質」コンドリュールは自然界ではまれであるため、スプラッシュ モデルではその事実を考慮する必要があります。
大きな微惑星の表面近くにある高温物質の存在にも依存して説明する関連モデル
コンドルールの場合は、Herbst と Greenwood (2016、2019) によって提案されたフライバイ モデルです。 コンドルールを置く代わりに
マグマの飛沫から直接形成されるため、これらの著者は宇宙に放出されるマグマからの放射エネルギーに依存しています。
火山活動または衝突によって、「フライバイ」中に近くを通過する軌道を周回する原始的な固体物質が溶けます。 この場合のプレコンドリュールの物質は、原始的な塵または m スケールの多孔質の岩です。 このモデルの課題は、
ちょうど原始的な時代に微惑星の表面溶岩が存在する必要があることを考えると、十分なコンドリュールが存在する
マテリアルは「フライングバイ」です。 このモデルは、1 ～ 4 Ma の時間枠で大量の降着が発生した場合にのみ維持可能です。
周周円盤。 その場合、個々の塵や岩が放射線にさらされる可能性は低いですが、
火山の噴火や単一軌道中の甲羅の衝突破壊によるマグマは、
微惑星の表面に降着するまでに何百万回もの軌道を描く可能性があります。 ほとんどの付着が、
円盤の場合、この方法でコンドリュールはほとんど形成されません。
コンドルールの解明が今日まで進んでいないのは、観察上の制約が不足しているためではありません。
今では多くの者がいる（Connolly and Jones 2016; Russell et al. 2018）。 パペら。 (2019) 6 つ挙げる: ピーク温度、冷却
速度、アルカリ蒸気圧の上昇、高温でのコンドリュールの再加工、マトリックスとコンドリュールの相補性、
そしてコンドリュールの形成を惑星形成の文脈に位置づけた年表。 その他の制約としては、
コンドリュールとコンドライトの磁気特性 (Elkins-Tanton et al. 2011; Fu et al. 2014, 2018; Shah et al. 2017)、
サイズ選別の現象（Friedrich et al. 2015）、複合コンドリュールの存在（Gooding and Keil 1981;
ワッソンら。 1995年; 赤木・中村 2005; Jacquet 2021)、クラスターコンドライトと「高温降着」(Metzler 2012;
ビゴルスキーら。 2019）、そして今日の地球近傍太陽系におけるコンドリュールの全体的な豊富さ（後述）。
この論文では、スプラッシュモデルとフライバイモデルのハイブリッドであるコンドリュール形成のためのフレームワークを提案します。 私たちは
スプラッシュモデルの汚れた衝突プルームは、コンドリュールを形成する天体物理学的に魅力的な場所であることを指摘する
フライバイメカニズムによる – 大きな微惑星の表面近くを周回する原始物質の放射加熱 –
ただし、この場合、原コンドルールは熱源 (マグマ) の「そば」ではなく、熱源 (マグマ) とともに飛行している可能性があります。 私たちの
この提案は、コンドリュールがマグマ自体から直接形成されると推定されていないという点でスプラッシュモデルとは異なりますが、
マグマによって加熱された原始的な破片から。 フライバイモデルとは異なり、低速衝突という単一のイベントが発生します。
– 微惑星の内部に蓄えられた 26Al 崩壊エネルギーの放出と mm-to の生成の両方に関与しています。
照射される弾道軌道上の m サイズの原始物体。 セクション 2 では、このアイデアとその正当性について説明します。
もっと詳しく。 セクション 3 では、ハイブリッド フレームワークがどのようにして、
スプラッシュモデルとフライバイモデルは、コンドリュール形成に関するあらゆる制約を満たすための有望な手段を提供します。
セクション 4 は簡単な要約です.
図 1. 1 Ma における小惑星帯のサイズの関数としての微惑星の質量分率 (点線、ただし、次の場合を除く)
Weidenschilling によるシミュレーションに基づく 1-3.1 半径ビン (破線と実線が重なっている部分) および 2 Ma (実線)
(2019) (彼の図 20 を参照)。 分布は両方の時点で二峰性です。 1 Ma から 2 Ma の間では質量分率の低下が見られます。
SPP（小さな原始的な微惑星）がLDP（大きな分化した微惑星）に降着するため、原始物質の約10％から8％
微惑星）。 それに伴うLDPの質量分率の増加は、対数のため図では目立ちません。
規模。 大きいLDPはほぼ完全に溶融しています(赤)が、小さいLDPは表面にかなりの原始物質が残っている可能性があります。
レイヤー (赤から黒の陰影で示されます)。 このシミュレーションでは、Weidenschilling (2019) によって木星が形成されたと仮定されました。
数 Ma 後に、いくつかの非常に重い (r ≥500 km) 物体と、多数のより小さな物体が重力によって放出されました。
運ぶ質量ははるかに少なくなりました。 木星の作用の最終的な結果は、原始質量と微分質量の比率を高めることです。
は 2000 万年前に存在し、今日の太陽系では 0.25% から 8% まで「保存」されています。
図 2. 粒状骨材内の粒子のサイズ範囲が増加すると、どのように気孔率が減少するかを示す概略図
山。 表示されている曲線は対数正規分布 (Yu and Standish 1991) のものですが、原理はあらゆる物理的分布に当てはまります。
占領と選別が機能するシステム。 道上らの地表の岩石数に基づくリュウグウの位置。
(2019) および Herbst らの分析。 （2021年）が表示されます。 FWHM = exp (2√2ln2 σ) = 285、つまり粒子が
周波数分布の高い側の半値での粒子のサイズは、半値での粒子のサイズより 285 倍大きい
低い側にあります。 リュウグウの場合、これは高い側で約 20 m の岩、低い側で約 7 cm の丸石に相当します。 幅
バンドの値は、極端な形状や非重力力を除いて、単一サイズの粒子の積み重ねが通常、
40% ± 5% の気孔率。
図 3. 本文で説明した証拠に基づく初期小惑星帯の概略年表。 CAI 形成の定義
t = 0 であり、初等微惑星は急速に形成されると想定されます。 数十万年以内に、質量の大部分は
マグマの割合で示された赤い線で示されるように、マグマの内部が大部分を占めるようになる大きな微惑星の形態。
エネルギー源は 26Al で、そのレベルは t = 0 での想定される初期値 4 から半減期 0.717 Ma で減少します。
レベル 1 は、完全に断熱された低温プリミティブの液相線にちょうど到達するのに必要なエネルギー量 (1.6 kJ/g) に相当します。
出発材料。 図に示すように、衝突中に放出された熱いマグマにさらされると、〜1〜4Maの間にコンドリュールが形成される
David A. Harvey (astroart.com) による右側のパネルの絵によると、当初は周囲にリングが形成される様子が描かれていました。
地球。 コンドリュールの形成は、LDP が十分に冷えてマグマが表面に到達しなくなると終了します。
衝突時。 木星は約3～4Maに形成され、その大きな天体の多くを小惑星帯から除去し始める可能性がある。
