ボイジャー２号が通り過ぎたトリトン対ニューホライズンズが通り過ぎた冥王星の観測結果を比べてトリトンの方が長続きする熱水活動の原因とは？原因は分らんけど窒素とアンモニアが多いほうが長続きするらしい？以下、機械翻訳。
熱水プロセスが冥王星よりもトリトンの内部で長期間持続する証拠としての表面揮発性組成
要約
海洋世界、または太陽系外縁部にある、地下に液体の水の海があった、またはかつて存在した氷の天体は、
宇宙生物学の最も魅力的なトピックの一つです。 通常、地下海の存在を確認します。
宇宙船による近接観測が必要です。 しかし、そこで起こる化学についての私たちの理解を組み合わせると、
潜在的な海洋世界を形成した構成要素に関する私たちの知識を備えた地下海洋は、
冥王星とトリトンの表面揮発性物質における内因性活動のトレーサーを特定する機会。 ここでそれを示します
冥王星とトリトンの表面および大気中の揮発性物質の現在の組成は、
炭素、これは水の化学反応と水の化学反応の組み合わせによる CH4 の損失によってのみ説明できます。
大気プロセス。 さらに、相対的な窒素と水の存在量が範囲内であることがわかります。
構成要素類似体、彗星、コンドライトで観察されます。 冥王星の大気中のN/Arの下限も
彗星またはコンドライト組成を持つソース構成要素を示唆しており、すべてその起源を示しています。
NH3 または有機物としての窒素。 トリトンでは冥王星に比べて CH4 の存在量が少なく、CO2 が検出されている。
トリトンではあるが冥王星ではそうではないということは、地下海洋における水の化学反応がトリトンではより効率的であったことを示している。
冥王星。 これらの結果は、地層の評価だけでなく、他の大きなカイパーベルト天体にも応用できます。
今後の探査機による希ガスの存在量の測定を考慮すると、4 つの巨大惑星の位置と時刻が明らかになります。
同位体比。
統一天文学シソーラスの概念: 太陽系形成 (1530)。 惑星形成 (1241)。 冥王星 (1267);トリトン (2187)
1. はじめに
トリトンと冥王星は類似しているため非常に興味深いです
起源はありますが、進化の歴史は大きく異なります。 勉強することで
両方とも、外部の揮発性物質の役割についての洞察を得ることができます。
太陽系、巨大な惑星と小さな天体の形成の両方
カイパーベルト天体 (KBO) で発見されるだけでなく、地下に液体の水の海が形成されるのに必要な条件。
私たちは冥王星の形成条件を理解しようとしています。
トリトンは構成要素の構成を使用して、
それらがどこで形成されたかを特定します。 この情報からわかることは、
原始太陽星雲 (PSN) の状態
形成を理解するのに影響を与える
巨大惑星の領域。 特に冥王星と
トリトンは、地球上で観測される窒素と炭素の起源です。
それらの雰囲気と表面。 彼らを拘束するには
原点に基づいて、可能な組成の範囲を評価します。
冥王星とトリトンを形成する基礎となるブロック
現在の構成と両方の知識
組成を変える可能性のあるプロセス。
現在の冥王星とトリトンの構成は、
トレーサーはその起源を特定するための出発点となります。
それらの構成要素の一部は表面と内部に存在します。
今日の雰囲気。 現在の知識の現状ではありますが、
限定的ですが、バルクについて現在入手可能な情報があります
各天体の密度と大気の組成
そして表面の氷。 さらに、冥王星の大気中のアルゴン (Ar) と HC15N に利用可能な上限は、興味深いものを提供します。
窒素 (N) と炭素 (C) の起源を解明する手がかりと、
それぞれの内部の地球化学活動レベル。
冥王星の組成を変更したプロセスと
トリトンは分化後の内部に化学を含みます
液体の水の海の形成、層の形成
海洋内のクラスレート、大気化学、および脱出
大気から宇宙へ。 これらのプロセスの多くは、
分子組成は変わりますが、体積は変わりません
要素の構成。 たとえば、NH3 の変換
内部でN2とCH4からCO2に変化すると、体積が変化します
分子組成、ただしバルクの窒素対炭素の比率、
または N/C は変わりません。 評価を簡素化するために、
冥王星とトリトンの組成、バルクを評価します
元素比 N/C、O/C、N/O、O/H、N/Ar。
1.1. 窒素の起源
冥王星とその構成要素が
太陽系外縁部でトリトンが形成されたかは不明
太陽系形成に関する現在の理解は、温度と圧力の条件により、それらが捕獲される可能性があります
観察された N2 を提供するのに十分な N2 の形の窒素
表面や大気中にも。 N2 の要件
〜40 K未満の温度では、いずれかのアモルファスに閉じ込められます
(Bar-Nun et al. 1985, 1988) または結晶性 (Mousis et al. 2012,2014) 水氷。 あるいは、今日観測された窒素は、
元々はNH3氷または有機物として捕捉されていた可能性があり、Titan で見つかったように、後に N2 に変換されました (Mandt et al.2014年; ミラーら。2019)。
PSN では、N2 は 10 倍以上であると提案されています
NH3 よりも豊富 (Lewis & Prince1980)、しかし NH3 は
その理由により、ビルディングブロックに優先的に組み込まれます。
より高い温度で凝結したり、固い氷の中に閉じ込められたりする能力
N2よりも高い温度。 NH3 から N2 への変換が起こる可能性があります
大気化学による (Atreya et al. 1978)、水性内部の化学反応 (Glein et al. 2008)、または衝撃による
プロセス (McKay et al. 1988、Ishimaru et al. 2011、Sekine 他。 2011）。 PSN の有機物には、
炭素に対する窒素の存在量 (N/C) 〜0.04(Kissel & Krueger 1987; Alexander et al. 2017; Fray et al.2017）。 これは、窒素の有機起源が
可能ですが、有機物を非常に高温で調理する必要があります
内部の温度 (Miller et al. 2019; McKinnon et al.2021)、炭素を含む種も大量に生成されるでしょう。
現時点では、彗星は、冥王星とトリトンの構成要素は、同様の条件で形成されました。 彗星は次のことに注意することが重要です。
コマ状態を形成する氷と耐火性物質の組み合わせです。
コンドライトによって最もよく表されると考えられる材料(Joswiak et al. 2017; Mandt et al. 2022)。 したがって、いつ
冥王星の構成要素となる彗星の類似体について議論する
トリトンとは、彗星の氷と軟骨物質。 探査機ロゼッタは最初の窒素含有分子の詳細な測定
0.13 ± 0.05 の N2 と NH3 の比をもたらす彗星のコマ67P/チュリュモフ-ゲラシメンコの氷の中 (67P/C-G; ルービン)他。 2019）。
この比率、およびほとんどの地域では N2 が検出されない
彗星 (例: Cochran 2002; Anderson et al. 2023) は次のように示唆しています。
NH3 に比べて N2 が不足していること。 この欠乏
地層温度が高すぎるためか、大量の N2 をトラップする (Iro et al. 2003)、または優先的に初期の内部放射線加熱によるN2の損失
形成後のエポック (Mousis et al. 2012) および追加
太陽系を最初に通過するとき (Owen et al.1993年）。 67P/C-G での N2 の検出は重要です。
と考えられている短周期彗星の中にN2が存在することを示した。
冥王星とトリトンが形成されたのと同じ地域に由来する
(Rubin et al. 2019)。
別の種類の彗星も形成された可能性があります。
C/2016の組成が示すように形成された太陽系
R2 PanSTARRS は H2O が大幅に減少しており、
観察に基づいた異常に高い N2/CO 存在比
昏睡状態におけるイオンの量 (McKay et al. 2019)。 NH3 が豊富に存在しない
この彗星には利用可能なものがあり、その組成の使用が制限されています
元素分析で N/O および N/C の限界値を下げるために使用します。 これ
彗星は当初、彗星の破片であると提案されました。
現在の冥王星に似た、分化した天体 (Biver et al.2018)、しかし大規模な氷のブロックを保存
このような物体を分解するために必要な衝突は困難です。
説明してください (Bergner & Seligman 2023)。 より現実的な提案
起源は、CO と N2 の氷線の近くで R2 が形成されたことです (Mousis他。2021年; プライスら。2021)、異なるクラスの
N2 が枯渇していると指摘されている彗星よりも、ほとんどが N2 が枯渇していた彗星である。
巨大な惑星の移動中に太陽系から放出される(アンダーソン他、2022)。
67P/C-G の N2/H2O 比を比較した最近の研究
冥王星の N2 が原始的なものである可能性があることを示唆した (Glein & Waite 2018）。 しかし、この研究では、冥王星のN2/CO比が
大量に存在する場合にのみ彗星の起源と一致する可能性がある
の CO はさまざまなプロセスを通じて除去されていました (Glein & Waite 2018; McKinnon et al. 2021)。 さらに、
67P/C-G 中の NH3 の存在量は、N2 が豊富に含まれるため、総存在量がはるかに高くなります。
N2/H2O 比で示唆されるものよりも、水に対する窒素の相対値。
これは、冥王星とトリトンの拡張に基づくことを意味します。
類似点があれば、より大量の原始の氷中にNH3の形で窒素が観察された。
タイタンで起こったことと同様です (Mandt et al. 2014)。
1.2. カーボンの起源
これまでの研究では主に窒素を追跡することに焦点を当ててきました。
冥王星の形成条件 (例: Mandt et al. 2017;グレイン＆ウェイト 2018; マッキノンら。 2021）。 しかし
冥王星の炭素含有揮発性物質、CH4 と CO の起源(Protopapa et al. 2017) および Triton (Cruikshank et al. 1984,1993)、トリトン (クルーズシャンク) での CO2 の検出
他。 1993) ですが、冥王星 (Grundy et al. 2016) も提供できます。
貴重な制約。
特に興味深いのは、水性化学の影響です。
組成と存在量に関する大気プロセス炭素含有揮発性物質。 水性化学では、冥王星とトリトンの形成後に起こりました。
インテリアと暖房の差別化が、熱水プロセスが地球の環境を変えた地下海洋分子種の組成 (Shock & McKinnon)1993年; グレイン＆ウェイト、2018）。 これらのプロセスは次のことにつながります。
NH3 と N2 の間、および CH4 と CH4 の間の変換CO2。 内部の温度と圧力に応じて、水のpH、Nのバルク濃度、酸化システムの状態に応じて、条件が有利になる可能性があります。
N2 と CO2、または NH3 と CH4 の生成。 の形成
N2 と CO2 は、高温、低圧で優先されます。
そしてより酸化された系を使用する(Glein et al. 2008)。
最終的には、水性化学が分子構造を変えるでしょう。
存在するが影響を及ぼさない揮発性物質の組成
N/C などのバルク元素組成。
追加の水性反応が確認されており、CO の永久的な損失につながります (Shock & McKinnon 1993;ヌヴーら。 2015年; グレイン＆ウェイト、2018）。 これは変わるだろう
に存在していたものからの N/C などのバルク元素比
炭素量を減らして価値を生み出すための構成要素
酸素は存在しますが、C/O には大きな影響を与えません。
セクション 2 で、これについてわかっていることを概説します。
冥王星とトリトンの構成。 結果については、
セクション 3 と、それを細分化または変更するプロセス
観察結果と一致する元素比。 セクション 4 では、建物の構成への影響を要約する
冥王星とトリトンのブロック。
2. 冥王星とトリトンの構成
トリトンと冥王星は惑星にとって大きな関心を集めています
サイズと密度が似ているため、科学コミュニティに人気
しかし、非常に異なる歴史があります。 プルートは最大手のKBOだ。 その軌道は
黄道から 17°傾いており、離心率は 0.25 です。
冥王星の1年は地球年248年続き、冥王星を地球内部にもたらします。
海王星の一年の一部の軌道。 冥王星である可能性もある
太陽に近づいて形成され、海王星の移動
現在の軌道に配置しました (McKinnon et al. 2021 およびその中の参考文献）。 一方、トリトンは最大です
海王星の衛星であり、冥王星と同じ領域で形成されたと考えられていますが、海王星によって捕らえられました（アグノールとハミルトン、2006)。
現在の冥王星とトリトンの構成を制限するために、バルク水に利用可能な制約から始めます
それぞれのかさ密度に基づいて存在量を決定します。 私達はします
次に、以下に基づいて窒素と炭素の存在量を評価します。
地表や大気の観察。 で終わります
希ガスに関して利用可能な唯一の制約についての議論と同位体、冥王星のArとHC15Nの上限大気。
2.1. バルク水分の豊富さ
H2O の氷が冥王星と冥王星の両方の表面で検出されました。
トリトンであり、それらの主成分であると考えられています。
岩盤 (Cruikshank et al. 1993; Grundy et al. 2016; Dalle Ore)他。 2018年、2019年。 クックら。 2019）。 Tritonと冥王星の密度と
割合に関する潜在的な情報を提供します
氷と水の両方の形で存在する岩石と水
潜在的には地下の液体の海として。 平均的なバルク
冥王星とトリトンの密度は 1854 kg /m^3 です (Nimmo et al.2017) と 2061 kg /m^3 (McKinnon & Kirk 2014)。
これと水と岩の密度を使用して、Glein & Waite (2018) は冥王星の水の質量分率を推定しました。
0.28 ～ 0.36 の間になるようにします。 彼らの手法と価値観を利用する
岩石と水の密度については、0.21 ～ 0.28 の範囲を決定します。
トリトンの水を求めて。 次に冥王星とトリトンの質量を利用して
モルに換算すると、バルク存在量を決定できます。
H2O はそれぞれ (2-2.58) × 10^23 mol および (1.5-2.03) × 10^23 mol。
2.2. 窒素
赤外線吸収測定により、冥王星の表面が
N2 貯留層は主にスプートニク平原 (グランディ) に集中しています。
他。 2016年; プロトパパら。 2017）。 地表貯留層は、命令によると、大気中のN2貯留層を上回ると推定されています
(表 1; Glein & Waite 2018)、これは
これを表現するために使用する合理的な一次仮定
冥王星のバルク窒素の現在の量 (Glein & Waite 2018;マッキノンら。 2021）。 見かけ上の窒素量は、
スプートニク平原は (0.4–3) × 10^20 mol (Glein & Waite 2018)。
ボイジャー 2 号の吸収測定はありませんが、
トリトンの表面で利用できるため、揮発性物質を推定できます。
ボイジャー 2 号の大気測定、N2 のエネルギー制限された質量流束、および限界の使用による存在量の推定
N2 極地堆積物の厚さは、以下と推定されます。
トリトン (マッキノン) の表面全体の平均厚さは 0.5 ～ 1 km
他。 1995）。 これらの値を使用すると、窒素の量は
トリトンは (0.7–1.4) × 10^21 mol と推定されます (表 1 を参照)。
これらの値の不確実性は の係数のみであることに注意してください。
2 より広範な観測が行われている冥王星と比較して
しかし、それよりはるかに大きな不確実性があります。 限られた問題に対処するために
Triton で利用可能なデータ量として、次の値を想定します。
トリトンの場合は (0.1–1.4) × 10^21 mol。
2.3. 炭素
炭素存在量は以下に基づいて推定できます。
大気中や地球上には豊富な CH4、CO、CO2 が存在します。
表面。 冥王星もトリトンも大気は主に N2 であり、少量の CH4 と CO が含まれます。トリトン
と冥王星は、1 機の探査機によってのみ探査されています。
それぞれの。 冥王星のニューホライズンズフライバイは素晴らしいものを提供してくれましたが、
冥王星の表面と大気組成の詳細。
ボイジャー 2 号のフライバイでは、大気組成のみが得られました。
トリトンは宇宙船に計器類がなかったため
表面組成を研究するために必要です。 このように、トリトンの表面組成は地上から測定されます
観察。
冥王星の中性大気組成が決定された
ニューホライズンズ飛行中は、N2 が 99% 以上、CH4 が約 0.30% になる
(Young et al. 2018)、および〜0.05% CO (Lellouch et al. 2017)。
微量のエタン (C2H6)、アセチレン (C2H2)、および
大気混合でもエチレン（C2H4）が検出された
中層大気中では 0.001 (または 0.1%) の比率が低下します。
〜100 km での混合比は 10−7 と 10−5 の間です（Young et al.2018）。 地表近くの CO/N2 および CO/CH4 比は、それぞれ4×10^−3と1.7×10^−3 。
トリトン大気の CH4 存在量は 1 桁でした。
ボイジャー 2 号のフライバイ中はマグニチュードが小さくなります (〜0.01%)。 で
一方、CO の存在量はトリトンの方が多いようです。
CO/CH4 比約 3.5 は、およそ 3 桁の大きさです
トリトンでは冥王星よりも高いが、これは主に低いためである。
CH4 が豊富に存在する一方、CO/N2 比は約 0.01 です。
トリトンでは 6 倍大きい (Cruikshank et al. 1993)。
冥王星とトリトンの両方の表面の氷は、
N2、さまざまな量の CH4 と CO を含む。
表面組成をマッピングできませんでした。限界がありました。
トリトンの揮発性氷の分布に関する知識
表面。 季節ごとに日射量が変化することはわかっています。
揮発性の氷が地球全体に移動する原因となると予想されている
表面 (Cruikshank et al. 1984, 1993; Bauer et al. 2010;ブラッティら。 2011）。 前述したように、冥王星の N2 の氷は、
スプートニク平原盆地に集中している。 2番目に多い
豊富な成分である CH4 は、より広範囲に分布しています。
表面に、(3–3.6) × 10^−3 のモル分率を持ちます。
冥王星の表面の N2 (Protopapa et al. 2017)。 トリトンについて
表面、CH4 は表面 N2 に取り込まれると予測される
〜(1–5) × 10^−4 のモル分率の氷、グローバルな結果が得られます。
トリトンの表面にある約 1 m の層（クルックシャンク）
他。 1993)。ニューホライズンズは少量の CO 氷、H2O 氷、
冥王星の表面には NH3 水和物が存在する (Grundy et al. 2016; Dalle)オーレら。 2018年、2019年。 クックら。 2019）。 COモル分率
N2 と比較した場合、冥王星の表面では (2.5–5) × 10^−3 です (Owen et al.1993年; マーリン 2015)。 トリトンの CO/N2 表面の推定値
モル分率は、条件に応じて <0.01 ～ 0.15 の間で変化する場合があります。
使用される大気中の CO/N2 推定値と、CO が氷に混合しているか、物理的に分離していると仮定します。
N2 氷から (Cruikshank et al. 1993; Lellouch et al. 2010)。
トリトンでは検出可能な量のCO2が観察されています
表面 (Cruikshank et al. 1993)、おそらく次の形式です。
露出した氷の堆積物。 冥王星ではCO2は検出されていない
表面。 N2 と比較した炭素含有種の存在可能量の推定範囲を以下に要約します。
表 2.
2.4. 希ガスと同位体
冥王星の大気中のHCNの豊富さの観察
アタカマ大型ミリ波アレイ (ALMA) によって作成されました。
HC15N のカラム密度の上限を規定します。
冥王星の大気中の HCN の 14N/15N を次のように制約します。
>125 (Lellouch et al. 2017)。 残念ながら、この制約は
原始的な 14N/15N のすべての可能な値を網羅します。
冥王星とトリトンの構成要素 (Mandt et al. 2017;グレイン 2023)。
Newでは希ガスArは検出されませんでしたが、
冥王星の大気中の地平線、UVスペクトルの分析
での CH4 のカラム密度の 6% の上限を規定しました。
〜400 km (Steffl et al. 2020)。 大気力学ができるなら
十分に制約されているため、これを使用して下限を決定できます。
N/Ar比。これは地層に直接関係します。
冥王星の構成要素の状態。 Ar が豊富に存在しない、または
トリトンは上限あり
図 1. 冥王星とトリトンで観察された相対的な炭素存在量に関する情報を提供する元素比。 これらの比率は太陽の存在量と比較され、
木星の大気で観察された存在量と、PSN の固体物質の類似体。 木星の 2 つの測定は、ガリレオ探査機質量によって行われました。
分光計 (GPMS) と Juno マイクロ波放射計 (MWR)。 参考文献は本文をご覧ください。
図 2. 冥王星とトリトンの水と比較した窒素の相対存在量に関する情報を提供する元素比。 これを太陽光発電と比較すると、
存在量、木星の大気中で観察された存在量、PSN の固体物質の類似体
図 3. 冥王星の N/Ar 下限と太陽の値、木星、および固体中の氷と有機物の類似体として機能する 67P/C-G および CI コンドライトと比較した
冥王星を形成した可能性のある構成要素。
4. 要約と結論
以前の研究では冥王星の窒素の存在量を評価した
水の推定バルク存在量と比較して、冥王星のN2がビルディングブロックに届けられたと結論づけた
NH3 や有機物としてではなく、この形で (Glein & Waite2018）。 ただし、次の場合には、より複雑な状況が浮かび上がります。
冥王星だけでなくトリトン、彗星の場合。 さらに、元素比ではなく、豊富な分子量により、多くのプロセスが排除されます。
地質学的時間スケールを制限するのは困難です。
彗星には N2 よりもはるかに多くの NH3 が含まれており、その量は大幅に増加しています。
酸素に対する窒素のバルク量 (N/O)、および
N2/H2O のみを考慮した場合よりも彗星中の炭素 (N/C) が大きくなります。
すべての種を考慮すると、次の 3 つの観察結果が得られます。
表面で観察される N2 の NH3 の起源を指す
そして両方の雰囲気の中で。 まず、観測された揮発性物質が
あらゆる類似体と比較して炭素が不足しています。
たとえ固体の構成要素が形成されたとしても、固体の構成要素
N2を効率的に捕捉するのに十分な低温条件下で。 とはいえ、
CO と CO2 の除去は、高い N/C 比を説明できる可能性があります。
O/C の極度の濃縮を説明することはできません。 これでできるのは、
これはCH4の喪失によって説明されるが、これはおそらく次のような理由で起こったものである。
CO2を生成する水性化学物質の組み合わせの結果
それは後にクラスレートに閉じ込められ、光化学と脱出による大気圏。 比較
潜在的な原始性を持つ冥王星とトリトンのN/OとO/H
値は、現在の N/H2O が彗星やコンドライトにおける大量の窒素から水への存在量、
これらは、その構成要素の合理的な類似物です。 ついに、
N/Ar 下限値が高い値を使用して適切に制限されている場合
冥王星の大気の渦拡散の値、その値
導出されたものは、彗星を有する構成要素とも一致します。
または軟骨質の組成、つまり冥王星のバルクが
窒素はNH3氷として発生し、寄与している可能性がある
オーガニックから。 モデリングにはさらに作業が必要です
渦のモデル間の不一致を解決するためのコミュニティ
冥王星だけでなくタイタンの拡散値も同様です。
観察された揮発性組成物にはさらなる意味がある
冥王星とトリトンにおける水の化学の歴史について。 の
冥王星と比較してトリトンではCH4の存在量が低く、冥王星ではなくトリトンでの CO2 の検出と組み合わせる
トリトン内部の水性化学反応がCH4 を CO2 に、NH3 を N2 に変換するのにより効果的です。 これ
トリトンの潮汐加熱により液体が流出したことを示すだろう
内部の相化学は冥王星よりも長く続くだろう。
これらの結果は、エリスなどの他の大規模な KBO にも応用できます。
N2 の氷が表面で検出された場所。 プレゼンス
KBO の表面に N2 が存在することは、内部に十分な量があることを示している可能性があります。
加熱して水性化学物質を生成し、CH4 からCO2 と NH3 から N2 へ。
要約
海洋世界、または太陽系外縁部にある、地下に液体の水の海があった、またはかつて存在した氷の天体は、
宇宙生物学の最も魅力的なトピックの一つです。 通常、地下海の存在を確認します。
宇宙船による近接観測が必要です。 しかし、そこで起こる化学についての私たちの理解を組み合わせると、
潜在的な海洋世界を形成した構成要素に関する私たちの知識を備えた地下海洋は、
冥王星とトリトンの表面揮発性物質における内因性活動のトレーサーを特定する機会。 ここでそれを示します
冥王星とトリトンの表面および大気中の揮発性物質の現在の組成は、
炭素、これは水の化学反応と水の化学反応の組み合わせによる CH4 の損失によってのみ説明できます。
大気プロセス。 さらに、相対的な窒素と水の存在量が範囲内であることがわかります。
構成要素類似体、彗星、コンドライトで観察されます。 冥王星の大気中のN/Arの下限も
彗星またはコンドライト組成を持つソース構成要素を示唆しており、すべてその起源を示しています。
NH3 または有機物としての窒素。 トリトンでは冥王星に比べて CH4 の存在量が少なく、CO2 が検出されている。
トリトンではあるが冥王星ではそうではないということは、地下海洋における水の化学反応がトリトンではより効率的であったことを示している。
冥王星。 これらの結果は、地層の評価だけでなく、他の大きなカイパーベルト天体にも応用できます。
今後の探査機による希ガスの存在量の測定を考慮すると、4 つの巨大惑星の位置と時刻が明らかになります。
同位体比。
統一天文学シソーラスの概念: 太陽系形成 (1530)。 惑星形成 (1241)。 冥王星 (1267);トリトン (2187)
1. はじめに
トリトンと冥王星は類似しているため非常に興味深いです
起源はありますが、進化の歴史は大きく異なります。 勉強することで
両方とも、外部の揮発性物質の役割についての洞察を得ることができます。
太陽系、巨大な惑星と小さな天体の形成の両方
カイパーベルト天体 (KBO) で発見されるだけでなく、地下に液体の水の海が形成されるのに必要な条件。
私たちは冥王星の形成条件を理解しようとしています。
トリトンは構成要素の構成を使用して、
それらがどこで形成されたかを特定します。 この情報からわかることは、
原始太陽星雲 (PSN) の状態
形成を理解するのに影響を与える
巨大惑星の領域。 特に冥王星と
トリトンは、地球上で観測される窒素と炭素の起源です。
それらの雰囲気と表面。 彼らを拘束するには
原点に基づいて、可能な組成の範囲を評価します。
冥王星とトリトンを形成する基礎となるブロック
現在の構成と両方の知識
組成を変える可能性のあるプロセス。
現在の冥王星とトリトンの構成は、
トレーサーはその起源を特定するための出発点となります。
それらの構成要素の一部は表面と内部に存在します。
今日の雰囲気。 現在の知識の現状ではありますが、
限定的ですが、バルクについて現在入手可能な情報があります
各天体の密度と大気の組成
そして表面の氷。 さらに、冥王星の大気中のアルゴン (Ar) と HC15N に利用可能な上限は、興味深いものを提供します。
窒素 (N) と炭素 (C) の起源を解明する手がかりと、
それぞれの内部の地球化学活動レベル。
冥王星の組成を変更したプロセスと
トリトンは分化後の内部に化学を含みます
液体の水の海の形成、層の形成
海洋内のクラスレート、大気化学、および脱出
大気から宇宙へ。 これらのプロセスの多くは、
分子組成は変わりますが、体積は変わりません
要素の構成。 たとえば、NH3 の変換
内部でN2とCH4からCO2に変化すると、体積が変化します
分子組成、ただしバルクの窒素対炭素の比率、
または N/C は変わりません。 評価を簡素化するために、
冥王星とトリトンの組成、バルクを評価します
元素比 N/C、O/C、N/O、O/H、N/Ar。
1.1. 窒素の起源
冥王星とその構成要素が
太陽系外縁部でトリトンが形成されたかは不明
太陽系形成に関する現在の理解は、温度と圧力の条件により、それらが捕獲される可能性があります
観察された N2 を提供するのに十分な N2 の形の窒素
表面や大気中にも。 N2 の要件
〜40 K未満の温度では、いずれかのアモルファスに閉じ込められます
(Bar-Nun et al. 1985, 1988) または結晶性 (Mousis et al. 2012,2014) 水氷。 あるいは、今日観測された窒素は、
元々はNH3氷または有機物として捕捉されていた可能性があり、Titan で見つかったように、後に N2 に変換されました (Mandt et al.2014年; ミラーら。2019)。
PSN では、N2 は 10 倍以上であると提案されています
NH3 よりも豊富 (Lewis & Prince1980)、しかし NH3 は
その理由により、ビルディングブロックに優先的に組み込まれます。
より高い温度で凝結したり、固い氷の中に閉じ込められたりする能力
N2よりも高い温度。 NH3 から N2 への変換が起こる可能性があります
大気化学による (Atreya et al. 1978)、水性内部の化学反応 (Glein et al. 2008)、または衝撃による
プロセス (McKay et al. 1988、Ishimaru et al. 2011、Sekine 他。 2011）。 PSN の有機物には、
炭素に対する窒素の存在量 (N/C) 〜0.04(Kissel & Krueger 1987; Alexander et al. 2017; Fray et al.2017）。 これは、窒素の有機起源が
可能ですが、有機物を非常に高温で調理する必要があります
内部の温度 (Miller et al. 2019; McKinnon et al.2021)、炭素を含む種も大量に生成されるでしょう。
現時点では、彗星は、冥王星とトリトンの構成要素は、同様の条件で形成されました。 彗星は次のことに注意することが重要です。
コマ状態を形成する氷と耐火性物質の組み合わせです。
コンドライトによって最もよく表されると考えられる材料(Joswiak et al. 2017; Mandt et al. 2022)。 したがって、いつ
冥王星の構成要素となる彗星の類似体について議論する
トリトンとは、彗星の氷と軟骨物質。 探査機ロゼッタは最初の窒素含有分子の詳細な測定
0.13 ± 0.05 の N2 と NH3 の比をもたらす彗星のコマ67P/チュリュモフ-ゲラシメンコの氷の中 (67P/C-G; ルービン)他。 2019）。
この比率、およびほとんどの地域では N2 が検出されない
彗星 (例: Cochran 2002; Anderson et al. 2023) は次のように示唆しています。
NH3 に比べて N2 が不足していること。 この欠乏
地層温度が高すぎるためか、大量の N2 をトラップする (Iro et al. 2003)、または優先的に初期の内部放射線加熱によるN2の損失
形成後のエポック (Mousis et al. 2012) および追加
太陽系を最初に通過するとき (Owen et al.1993年）。 67P/C-G での N2 の検出は重要です。
と考えられている短周期彗星の中にN2が存在することを示した。
冥王星とトリトンが形成されたのと同じ地域に由来する
(Rubin et al. 2019)。
別の種類の彗星も形成された可能性があります。
C/2016の組成が示すように形成された太陽系
R2 PanSTARRS は H2O が大幅に減少しており、
観察に基づいた異常に高い N2/CO 存在比
昏睡状態におけるイオンの量 (McKay et al. 2019)。 NH3 が豊富に存在しない
この彗星には利用可能なものがあり、その組成の使用が制限されています
元素分析で N/O および N/C の限界値を下げるために使用します。 これ
彗星は当初、彗星の破片であると提案されました。
現在の冥王星に似た、分化した天体 (Biver et al.2018)、しかし大規模な氷のブロックを保存
このような物体を分解するために必要な衝突は困難です。
説明してください (Bergner & Seligman 2023)。 より現実的な提案
起源は、CO と N2 の氷線の近くで R2 が形成されたことです (Mousis他。2021年; プライスら。2021)、異なるクラスの
N2 が枯渇していると指摘されている彗星よりも、ほとんどが N2 が枯渇していた彗星である。
巨大な惑星の移動中に太陽系から放出される(アンダーソン他、2022)。
67P/C-G の N2/H2O 比を比較した最近の研究
冥王星の N2 が原始的なものである可能性があることを示唆した (Glein & Waite 2018）。 しかし、この研究では、冥王星のN2/CO比が
大量に存在する場合にのみ彗星の起源と一致する可能性がある
の CO はさまざまなプロセスを通じて除去されていました (Glein & Waite 2018; McKinnon et al. 2021)。 さらに、
67P/C-G 中の NH3 の存在量は、N2 が豊富に含まれるため、総存在量がはるかに高くなります。
N2/H2O 比で示唆されるものよりも、水に対する窒素の相対値。
これは、冥王星とトリトンの拡張に基づくことを意味します。
類似点があれば、より大量の原始の氷中にNH3の形で窒素が観察された。
タイタンで起こったことと同様です (Mandt et al. 2014)。
1.2. カーボンの起源
これまでの研究では主に窒素を追跡することに焦点を当ててきました。
冥王星の形成条件 (例: Mandt et al. 2017;グレイン＆ウェイト 2018; マッキノンら。 2021）。 しかし
冥王星の炭素含有揮発性物質、CH4 と CO の起源(Protopapa et al. 2017) および Triton (Cruikshank et al. 1984,1993)、トリトン (クルーズシャンク) での CO2 の検出
他。 1993) ですが、冥王星 (Grundy et al. 2016) も提供できます。
貴重な制約。
特に興味深いのは、水性化学の影響です。
組成と存在量に関する大気プロセス炭素含有揮発性物質。 水性化学では、冥王星とトリトンの形成後に起こりました。
インテリアと暖房の差別化が、熱水プロセスが地球の環境を変えた地下海洋分子種の組成 (Shock & McKinnon)1993年; グレイン＆ウェイト、2018）。 これらのプロセスは次のことにつながります。
NH3 と N2 の間、および CH4 と CH4 の間の変換CO2。 内部の温度と圧力に応じて、水のpH、Nのバルク濃度、酸化システムの状態に応じて、条件が有利になる可能性があります。
N2 と CO2、または NH3 と CH4 の生成。 の形成
N2 と CO2 は、高温、低圧で優先されます。
そしてより酸化された系を使用する(Glein et al. 2008)。
最終的には、水性化学が分子構造を変えるでしょう。
存在するが影響を及ぼさない揮発性物質の組成
N/C などのバルク元素組成。
追加の水性反応が確認されており、CO の永久的な損失につながります (Shock & McKinnon 1993;ヌヴーら。 2015年; グレイン＆ウェイト、2018）。 これは変わるだろう
に存在していたものからの N/C などのバルク元素比
炭素量を減らして価値を生み出すための構成要素
酸素は存在しますが、C/O には大きな影響を与えません。
セクション 2 で、これについてわかっていることを概説します。
冥王星とトリトンの構成。 結果については、
セクション 3 と、それを細分化または変更するプロセス
観察結果と一致する元素比。 セクション 4 では、建物の構成への影響を要約する
冥王星とトリトンのブロック。
2. 冥王星とトリトンの構成
トリトンと冥王星は惑星にとって大きな関心を集めています
サイズと密度が似ているため、科学コミュニティに人気
しかし、非常に異なる歴史があります。 プルートは最大手のKBOだ。 その軌道は
黄道から 17°傾いており、離心率は 0.25 です。
冥王星の1年は地球年248年続き、冥王星を地球内部にもたらします。
海王星の一年の一部の軌道。 冥王星である可能性もある
太陽に近づいて形成され、海王星の移動
現在の軌道に配置しました (McKinnon et al. 2021 およびその中の参考文献）。 一方、トリトンは最大です
海王星の衛星であり、冥王星と同じ領域で形成されたと考えられていますが、海王星によって捕らえられました（アグノールとハミルトン、2006)。
現在の冥王星とトリトンの構成を制限するために、バルク水に利用可能な制約から始めます
それぞれのかさ密度に基づいて存在量を決定します。 私達はします
次に、以下に基づいて窒素と炭素の存在量を評価します。
地表や大気の観察。 で終わります
希ガスに関して利用可能な唯一の制約についての議論と同位体、冥王星のArとHC15Nの上限大気。
2.1. バルク水分の豊富さ
H2O の氷が冥王星と冥王星の両方の表面で検出されました。
トリトンであり、それらの主成分であると考えられています。
岩盤 (Cruikshank et al. 1993; Grundy et al. 2016; Dalle Ore)他。 2018年、2019年。 クックら。 2019）。 Tritonと冥王星の密度と
割合に関する潜在的な情報を提供します
氷と水の両方の形で存在する岩石と水
潜在的には地下の液体の海として。 平均的なバルク
冥王星とトリトンの密度は 1854 kg /m^3 です (Nimmo et al.2017) と 2061 kg /m^3 (McKinnon & Kirk 2014)。
これと水と岩の密度を使用して、Glein & Waite (2018) は冥王星の水の質量分率を推定しました。
0.28 ～ 0.36 の間になるようにします。 彼らの手法と価値観を利用する
岩石と水の密度については、0.21 ～ 0.28 の範囲を決定します。
トリトンの水を求めて。 次に冥王星とトリトンの質量を利用して
モルに換算すると、バルク存在量を決定できます。
H2O はそれぞれ (2-2.58) × 10^23 mol および (1.5-2.03) × 10^23 mol。
2.2. 窒素
赤外線吸収測定により、冥王星の表面が
N2 貯留層は主にスプートニク平原 (グランディ) に集中しています。
他。 2016年; プロトパパら。 2017）。 地表貯留層は、命令によると、大気中のN2貯留層を上回ると推定されています
(表 1; Glein & Waite 2018)、これは
これを表現するために使用する合理的な一次仮定
冥王星のバルク窒素の現在の量 (Glein & Waite 2018;マッキノンら。 2021）。 見かけ上の窒素量は、
スプートニク平原は (0.4–3) × 10^20 mol (Glein & Waite 2018)。
ボイジャー 2 号の吸収測定はありませんが、
トリトンの表面で利用できるため、揮発性物質を推定できます。
ボイジャー 2 号の大気測定、N2 のエネルギー制限された質量流束、および限界の使用による存在量の推定
N2 極地堆積物の厚さは、以下と推定されます。
トリトン (マッキノン) の表面全体の平均厚さは 0.5 ～ 1 km
他。 1995）。 これらの値を使用すると、窒素の量は
トリトンは (0.7–1.4) × 10^21 mol と推定されます (表 1 を参照)。
これらの値の不確実性は の係数のみであることに注意してください。
2 より広範な観測が行われている冥王星と比較して
しかし、それよりはるかに大きな不確実性があります。 限られた問題に対処するために
Triton で利用可能なデータ量として、次の値を想定します。
トリトンの場合は (0.1–1.4) × 10^21 mol。
2.3. 炭素
炭素存在量は以下に基づいて推定できます。
大気中や地球上には豊富な CH4、CO、CO2 が存在します。
表面。 冥王星もトリトンも大気は主に N2 であり、少量の CH4 と CO が含まれます。トリトン
と冥王星は、1 機の探査機によってのみ探査されています。
それぞれの。 冥王星のニューホライズンズフライバイは素晴らしいものを提供してくれましたが、
冥王星の表面と大気組成の詳細。
ボイジャー 2 号のフライバイでは、大気組成のみが得られました。
トリトンは宇宙船に計器類がなかったため
表面組成を研究するために必要です。 このように、トリトンの表面組成は地上から測定されます
観察。
冥王星の中性大気組成が決定された
ニューホライズンズ飛行中は、N2 が 99% 以上、CH4 が約 0.30% になる
(Young et al. 2018)、および〜0.05% CO (Lellouch et al. 2017)。
微量のエタン (C2H6)、アセチレン (C2H2)、および
大気混合でもエチレン（C2H4）が検出された
中層大気中では 0.001 (または 0.1%) の比率が低下します。
〜100 km での混合比は 10−7 と 10−5 の間です（Young et al.2018）。 地表近くの CO/N2 および CO/CH4 比は、それぞれ4×10^−3と1.7×10^−3 。
トリトン大気の CH4 存在量は 1 桁でした。
ボイジャー 2 号のフライバイ中はマグニチュードが小さくなります (〜0.01%)。 で
一方、CO の存在量はトリトンの方が多いようです。
CO/CH4 比約 3.5 は、およそ 3 桁の大きさです
トリトンでは冥王星よりも高いが、これは主に低いためである。
CH4 が豊富に存在する一方、CO/N2 比は約 0.01 です。
トリトンでは 6 倍大きい (Cruikshank et al. 1993)。
冥王星とトリトンの両方の表面の氷は、
N2、さまざまな量の CH4 と CO を含む。
表面組成をマッピングできませんでした。限界がありました。
トリトンの揮発性氷の分布に関する知識
表面。 季節ごとに日射量が変化することはわかっています。
揮発性の氷が地球全体に移動する原因となると予想されている
表面 (Cruikshank et al. 1984, 1993; Bauer et al. 2010;ブラッティら。 2011）。 前述したように、冥王星の N2 の氷は、
スプートニク平原盆地に集中している。 2番目に多い
豊富な成分である CH4 は、より広範囲に分布しています。
表面に、(3–3.6) × 10^−3 のモル分率を持ちます。
冥王星の表面の N2 (Protopapa et al. 2017)。 トリトンについて
表面、CH4 は表面 N2 に取り込まれると予測される
〜(1–5) × 10^−4 のモル分率の氷、グローバルな結果が得られます。
トリトンの表面にある約 1 m の層（クルックシャンク）
他。 1993)。ニューホライズンズは少量の CO 氷、H2O 氷、
冥王星の表面には NH3 水和物が存在する (Grundy et al. 2016; Dalle)オーレら。 2018年、2019年。 クックら。 2019）。 COモル分率
N2 と比較した場合、冥王星の表面では (2.5–5) × 10^−3 です (Owen et al.1993年; マーリン 2015)。 トリトンの CO/N2 表面の推定値
モル分率は、条件に応じて <0.01 ～ 0.15 の間で変化する場合があります。
使用される大気中の CO/N2 推定値と、CO が氷に混合しているか、物理的に分離していると仮定します。
N2 氷から (Cruikshank et al. 1993; Lellouch et al. 2010)。
トリトンでは検出可能な量のCO2が観察されています
表面 (Cruikshank et al. 1993)、おそらく次の形式です。
露出した氷の堆積物。 冥王星ではCO2は検出されていない
表面。 N2 と比較した炭素含有種の存在可能量の推定範囲を以下に要約します。
表 2.
2.4. 希ガスと同位体
冥王星の大気中のHCNの豊富さの観察
アタカマ大型ミリ波アレイ (ALMA) によって作成されました。
HC15N のカラム密度の上限を規定します。
冥王星の大気中の HCN の 14N/15N を次のように制約します。
>125 (Lellouch et al. 2017)。 残念ながら、この制約は
原始的な 14N/15N のすべての可能な値を網羅します。
冥王星とトリトンの構成要素 (Mandt et al. 2017;グレイン 2023)。
Newでは希ガスArは検出されませんでしたが、
冥王星の大気中の地平線、UVスペクトルの分析
での CH4 のカラム密度の 6% の上限を規定しました。
〜400 km (Steffl et al. 2020)。 大気力学ができるなら
十分に制約されているため、これを使用して下限を決定できます。
N/Ar比。これは地層に直接関係します。
冥王星の構成要素の状態。 Ar が豊富に存在しない、または
トリトンは上限あり
図 1. 冥王星とトリトンで観察された相対的な炭素存在量に関する情報を提供する元素比。 これらの比率は太陽の存在量と比較され、
木星の大気で観察された存在量と、PSN の固体物質の類似体。 木星の 2 つの測定は、ガリレオ探査機質量によって行われました。
分光計 (GPMS) と Juno マイクロ波放射計 (MWR)。 参考文献は本文をご覧ください。
図 2. 冥王星とトリトンの水と比較した窒素の相対存在量に関する情報を提供する元素比。 これを太陽光発電と比較すると、
存在量、木星の大気中で観察された存在量、PSN の固体物質の類似体
図 3. 冥王星の N/Ar 下限と太陽の値、木星、および固体中の氷と有機物の類似体として機能する 67P/C-G および CI コンドライトと比較した
冥王星を形成した可能性のある構成要素。
4. 要約と結論
以前の研究では冥王星の窒素の存在量を評価した
水の推定バルク存在量と比較して、冥王星のN2がビルディングブロックに届けられたと結論づけた
NH3 や有機物としてではなく、この形で (Glein & Waite2018）。 ただし、次の場合には、より複雑な状況が浮かび上がります。
冥王星だけでなくトリトン、彗星の場合。 さらに、元素比ではなく、豊富な分子量により、多くのプロセスが排除されます。
地質学的時間スケールを制限するのは困難です。
彗星には N2 よりもはるかに多くの NH3 が含まれており、その量は大幅に増加しています。
酸素に対する窒素のバルク量 (N/O)、および
N2/H2O のみを考慮した場合よりも彗星中の炭素 (N/C) が大きくなります。
すべての種を考慮すると、次の 3 つの観察結果が得られます。
表面で観察される N2 の NH3 の起源を指す
そして両方の雰囲気の中で。 まず、観測された揮発性物質が
あらゆる類似体と比較して炭素が不足しています。
たとえ固体の構成要素が形成されたとしても、固体の構成要素
N2を効率的に捕捉するのに十分な低温条件下で。 とはいえ、
CO と CO2 の除去は、高い N/C 比を説明できる可能性があります。
O/C の極度の濃縮を説明することはできません。 これでできるのは、
これはCH4の喪失によって説明されるが、これはおそらく次のような理由で起こったものである。
CO2を生成する水性化学物質の組み合わせの結果
それは後にクラスレートに閉じ込められ、光化学と脱出による大気圏。 比較
潜在的な原始性を持つ冥王星とトリトンのN/OとO/H
値は、現在の N/H2O が彗星やコンドライトにおける大量の窒素から水への存在量、
これらは、その構成要素の合理的な類似物です。 ついに、
N/Ar 下限値が高い値を使用して適切に制限されている場合
冥王星の大気の渦拡散の値、その値
導出されたものは、彗星を有する構成要素とも一致します。
または軟骨質の組成、つまり冥王星のバルクが
窒素はNH3氷として発生し、寄与している可能性がある
オーガニックから。 モデリングにはさらに作業が必要です
渦のモデル間の不一致を解決するためのコミュニティ
冥王星だけでなくタイタンの拡散値も同様です。
観察された揮発性組成物にはさらなる意味がある
冥王星とトリトンにおける水の化学の歴史について。 の
冥王星と比較してトリトンではCH4の存在量が低く、冥王星ではなくトリトンでの CO2 の検出と組み合わせる
トリトン内部の水性化学反応がCH4 を CO2 に、NH3 を N2 に変換するのにより効果的です。 これ
トリトンの潮汐加熱により液体が流出したことを示すだろう
内部の相化学は冥王星よりも長く続くだろう。
これらの結果は、エリスなどの他の大規模な KBO にも応用できます。
N2 の氷が表面で検出された場所。 プレゼンス
KBO の表面に N2 が存在することは、内部に十分な量があることを示している可能性があります。
加熱して水性化学物質を生成し、CH4 からCO2 と NH3 から N2 へ。
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