潮汐力とコア溶融

潮汐力や対流によりコアも分化？発熱は放出だけでなく内部消費。以下、機械翻訳。
巨大な惑星のコアを融かすこと：　潮の消散に対する影響
要約。 巨大な惑星が、それらの形成のためにコア付加物のシナリオで鍵となる俳優である中央の密度が高い岩だらけの / 氷で覆われたコアを主催すると信じられます。 同じ時間に、それらのコンポーネントの若干が温度で不安定です、そして巨大な惑星の中央地域の圧力体制そしてただ ab - initio EOS 計算だけが問題の状態の質問を扱うことができます。 この枠組みで、いくつかの作品が浸食と封筒の中の中核となる資料の再分配が考慮に入れられなくてはならないことを明示しました。 これらの複雑な機構はそれで木星と土星のために深く強い潮の消散のサインが（そのために）得られた巨大惑星内部を修正するかもしれません。 この消散を説明する最も良い候補はそれらの液状の 対流層での潮の慣性の高まりに作用する中央の密集している中核となる、そして不穏な摩擦での 粘弾性の消散です。 この仕事で、我々はこれらのメカニズムのそれぞれの効率 のために中央地域の可能な融解の結果を調査します。
キーワード： 流体力学 － 波 － 空の仕組み － 惑星と衛星：内部 － 惑星星相互作用 － 惑星と衛星： 動的な 進展と安定性

図１。 左：ρｅとρｃがそれぞれ層のそしてコアの密度である間に、中央の固体の（岩だらけの / 氷で覆われた）コアを持っている最も単純な２レイヤの惑星のモデル； Rc （Rp）と Mc （Mp）は半径とコア（惑星）の大量です。 まっすぐにしてください：結果によって触発された惑星のモデルが Mazevet およびその他から得た３つの層。 （２０１５）中心的な地域を融かすことが起こっているケースで。


４　結論
この最初の検証の仕事で、我々は巨大な惑星の中央密集している地域で起こるかもしれない融解のメカニズムの可能な効果を論じました。 最初に、我々はモデルが開発される重要な因子である現実的な惑星の構造と進展が量、そうするために必要な比率が得る半径と密度の正確な評価を提供することを示したたくましいです


表１。 パラメータの値が比率Ｄの Df inE ω / Ｄ Ds inE ωを計算するために使われます（Remus およびその他。 ２０１２； Helled およびその他。 ２０１１； Podolak ＆ Helled
２０１２； Nettelmann およびその他。 2013) 潮の消散の予測。 本当に、これらの量は直接頻度を平均された潮の消散の広さに影響を与えます。 さらに、もし岩とアイスの融解が起きているなら、外部の封筒で繁殖する潮の慣性の波が流動的 - 堅実なインタフェースの代わりに液体の液体のインタフェースに映るかもしれません。 氷で覆われた巨大な惑星のような大きいコアを持っている惑星に関しては、これは潮の消散の正味の減少に導くかもしれません。 近未来で、（e.g Leconte ＆シャブリエ２０１２に会ってください）潮の消散で二重の diffusive の不安定性のようなメカニズムを混ぜることについての影響は同じく評価されなくてはなりません。
著者は ERC 交付金 SPIRE ６４７３８３を通してヨーロッパの研究評議会によって資金供給を認めます。 この仕事は同じくプログラムによって支援されました
国立ドゥ・ Planetologie （CNRS ´ / INSU）と国際スペース研究所（ISSI チーム ENCELADE ２.０）。