土星の輪と中型衛星の最近の衝突の起源

氷衛星同士の衝突でリングと中型衛星の形成が数億年前に有った説です。土星のリングと内側の氷衛星が出来て3億年以内とすると現状をうまく説明できるならそうなんじゃない。以下、機械翻訳。
土星の輪と中型衛星の最近の衝突の起源
概要
可能性のある起源として、ディオネとレアに類似した前駆体氷衛星の衝突をシミュレートします。
土星の驚くほど若い輪のために。 このような出来事は数億人が引き起こした可能性があります
数年前、以前の衛星システムの共振不安定により。 高解像度のスムージングを使用する
粒子流体力学シミュレーションにより、この種の衝撃が広範囲の分布を引き起こす可能性があることがわかりました。
巨大な物体を追跡し、星系全体に物質を散乱させます。 これには、
純氷の噴出物が土星のロシュ限界に入る軌道上に放出され、リングが形成されたり若返ったりする可能性がある。 で
さらに、エンケラドゥスの質量を超える岩や氷の破片や破片を置くことができます
の近くを周回する前駆衛星と交差する高度に離心した軌道に乗る。
ミマスとかエンケラドゥスとかテティスとか。 これはさらなる混乱を促し、衝突カスケードを促進する可能性がある
潜在的なリング形成、現在の衛星の再形成のために、より多くの破片を配布するため、
最終的には惑星中心衝突体のクレーター集団への進化。
キーワード: 土星の衛星 (1427); 衝撃現象 (779); 惑星環 (1254); 流体力学シミュレーション (767)。


1. はじめに
起源が何であれ、土星の輪は次のように見えます。
若い。 カッシーニのミッション中に行われた重要な観測により、環の質量 (Iess) の新しい測定値が得られました。
他。 2019)、年輪内の非氷物質の割合(Zhang et al. 2017b,a)、および外因性微小隕石
土星のフラックス (Kempf et al. 2023)。 これらを合わせて、3 つの要因により、指輪の年齢は数年未満に抑えられます。
1億ドル (Estrada et al. 2018; Kempf et al. 2023; Durisen & エストラーダ 2023)。 これは、主に氷のリングが存在するためです。
(>95 質量%、Doyle et al. 1989; Cuzzi & Estrada 1998年; 張ら。 2017b,a) は引き続き対象となります
微小隕石の衝突により暗くなった。したがって、リングの露出年齢の上限は、
それらが純粋なものとして始まったと仮定することによって決定される
氷 (Cuzzi & Estrada 1998; Estrada et al. 2015)。 主な環の現在の質量は約 0.4 ミマス質量です(〜1.5 × 10^19 kg)。
さらに、リングの質量は急速に減少しているようです。
顕著な割合 (Waite et al. 2018; Hsu et al. 2018;オドナヒューら 2019)、それだけではないことを示唆しています。
若いけど、儚いものでもある。 ドゥリセンとエストラーダ (2023)
ミクロンテオロイドの直接堆積のプロセスとその衝突噴出物の弾道輸送を示した
これらの質量損失率を説明できます。また、Estrada と
Durisen (2023) は、これらの結果を使用して次のことを実証しました。
粘度が弱くなりすぎると、微小隕石のオロイド衝突による質量負荷と弾道輸送がリングの動的進化を促進し続けます。 これら
研究では、リングの質量が減少している場合は、
多かれ少なかれ現在の速度で考えると、彼らはミマスの質量の 1 倍から数倍の質量を持つ銃を持っている可能性があります。
数億年前。 彼らはまた、弾道的な場合には、輸送を含めると、リングの動的年齢と露出年齢は類似していますが、これらの見解とは反対に、
タイムスケールは大幅に異なる可能性があります。
リングが若々しく見えますが、動的に古くなります。
(Crida et al. 2019)。リングの地質学的若さと見かけの儚さ
それらは、それらが原始的なものであるという、その起源に関する最新の考えとは矛盾しています（Pollack et al.
1976年。 Canup 2010)、または衝突によって破壊されたミマス質量衛星 (ハリス) の残骸から派生したもの
1984年。 シャルノズら。 2009年; Dubinski 2019) または潮汐分割彗星 (Dones 1991; Dones et al. 2007; Hyodo et al.
2017) – 現在の太陽系では非常に起こりそうもない大災害であり、したがって古代のものと推定されています。 の中に
後者の潮汐破壊の場合、彗星またはケンタウロスが数個
近くを通過するには数百キロメートルの大きさが必要です
土星は環によって潮汐力が乱されるのに十分である
破片の一部から形成されています。 ミマス質量衛星の衝突破壊には、数十の体が必要です。
キロメートルの大きさ。 さらに、前駆衛星は、十分な期間にわたって土星の近くに留まらなければなりません
衝突事象が起こるが、これはエンケラドゥスとの平均運動共鳴によって促進される可能性がある。
ディオーネ (Dubinski 2019)。 しかし、後期重爆撃の後、そのような物体の流動は急激に減少します。
(Zahnle et al. 2003)、発生確率は約 10^−4 のみである
過去数億年（Ip 1988; Lis sauer et al. 1988; Dones 1991; Dones et al. 2007; Charnoz他。 2009）。
ウィズダムら。 (2022) 最近、土星がかつて形成していた最近の環形成に関する新しいシナリオを模索しました。
タイタンとイアペトゥスの間に追加の衛星。 これ
イアペトゥス質量衛星は、土星の傾斜を高める海王星との永年共鳴関係を維持するのに役立ちました。
その後のタイタンとの共鳴による衛星の軌道の不安定化により、かすめ衝突が起こった可能性がある
土星と最近の環の起源は約1億年前、土星を共鳴から追い出すことに加えて。 これ
土星がもはや共鳴状態にないことを意味するだろう
しかし、これを確認するには、土星の極歳差運動速度のより正確な測定が必要になる可能性があります
(ジェイコブソン 2022)。 詳細な予測もまだできていません
不安定になった月の岩と氷の運命のために作られた
物質が交差する楕円軌道に乗って送られた場合
Roche 限界 (Dones 1991) に達するか、その可能性について
衛星システムの残りの部分に破壊的な影響を与える – おそらく衝突シナリオと同様の線に沿って、以下で検討してください。
環に加えて、土星の現在の氷のシステム
衛星（タイタンの内部）もいくつかの証拠を示しています
最近の結成の。 Cukら。 ´（2016年、以下C16´）
現在の中型衛星であれば、
このシステムは古代からあり、その後、最近の潮流の進化により、
動的共鳴が衛星を興奮させたであろう
今日見られるものを超えた軌道。 特に、
古代ではない衛星に対する「決定的な証拠」はレアのものである
現在の傾きは一桁低い
今日、約 8.3 RY の移動共振 1 を通過して生き残った場合よりも、RY = 60, 268 km が
土星の赤道半径 (1 bar、Lindal et al. 1985)、そしてそのような傾向は容易には弱まらない(Murray &
ダーモット 1999; チェンら。 2014）。 今日のレアの位置は外側の外角、8.7 RY、傾斜のみ0.35°
したがって、ずっと前に形成され、移動したとは考えられません。
外側に。 潮汐の進化速度が非常に遅いことも考えられます。
現在の衛星の非励起軌道を説明することはできたが、これは見かけの軌道と矛盾するだろう。
レアの高速軌道進化（Lainey et al. 2020; Ja cobson 2022）とエンケラドゥスの激しい潮汐加熱
(Meyer & Wisdom 2007)。 代替案はレアです
共鳴（C16 ´ ）の外側で形成（または再形成）されます。 これ
これは、これらの氷の衛星ライトの少なくとも一部について、同様に最近、したがっておそらく共有されたリングの形成を暗示しています。
さらに最近の研究では、少なくともいくつかの衛星は、
土星の進化は、C16 によって想定される平衡潮汐によって予測されるよりもはるかに速く進化しており (Lainey et al. 2020; Ja cobson 2022)、おそらく土星の共鳴ロックを示していると考えられます。
内部に重力モードまたは慣性波がある衛星
土星 (Fuller et al. 2016)。 明らかな存在
共鳴潮流は年齢に対する制約を弱める
過去の欠如によるシステム テティス・ディオネ 3:2 C16 によって発見された平均運動共鳴 ´ 、それはもはや存在しない
これらの衛星が現在収束またはビットしていることは明らかです。 ただし、観察されたレアの高速移動は、
共鳴ロックによって駆動されている (Lainey et al. 2020) が、依然として古代のレアが交差して存在していたであろうことを暗示しています。
太陽反射共鳴によって励起されるその軌道は、数億年前。
ここでは、作品に基づいた新しいシナリオを検討します
これは、約 1 億年前の前駆体衛星システムにおける最近の動的不安定性を仮説としています。 どれでも
現在のディオネとレアに大まかに匹敵する軌道と質量を持つ一対の衛星は、レアに類似した外側の衛星が移動中に排出共鳴に対抗するとき、突然励起されるだろう。 両方
衛星の軌道は、かなりの離心率 (約 0.1 ～ 0.2) と数度の傾きまで励起されています。 これ
対励起は結合から自然に発生する可能性があります
平均運動共鳴における衛星の移動。 から
土星に近いほど強い潮汐効果により、内衛星が追いつきます。 そして最初は別々のアウターから
衛星は長い間、射出のすぐ内側に閉じ込められている
時間、一時的な内向きの移動のサイクルによって引き起こされる
移動による偏心 (C16 ´ ) の減衰によって。
ここまでの正確な進化とは関係なく、両方の衛星の大きな離心率の共通の結果
軌道横断や高速衝突につながります。 この衝突によって放出された破片や破片は、現在の衛星に再降着し、大幅に浸食される可能性があります。
衝突カスケードを引き起こす他の前駆衛星、
そしておそらくは、土星のロッシュ限界内に物質を直接送り込んで、リングを形成したり若返らせたりすることさえあるかもしれない。
このシナリオは以前の仮説を除外するものではありません
土星の周りの古代の衛星の形成など
原始環からの降着によるもの（クリダとシャルノーズ）
2012、2014）。 このようなメカニズムは現在では単純に適用されるでしょう
前駆衛星システムの形成まで
その後、最近不安定になり、（再）形成するために中断されました
今日私たちが見ている衛星。
C16 ' シナリオのいくつかの側面が調査されました
平滑化粒子流体力学 (SPH) と、衝突する 2 つのレア質量衛星の N 体シミュレーション (Hy odo & Charnoz 2017) を使用した結果、次のことが示唆されました。
デブリはリングを形成せずに衛星に再降着するだろう。 ただし、この結論は時期尚早である可能性があります
理由は次のとおりです。 衝突角度が 1 つだけである
45° は、長期モデルの入力例として考慮されました。 SPH シミュレーションでは低解像度が使用されました
2 × 10^5 個の粒子; その後の進化が想定される
破片の再付着のための簡略化された硬質球と散逸反発係数モデル、 – さらなる断片化の可能性なし。 そしてその
系内の他の前駆体衛星の存在とそれらとの潜在的なカスケード相互作用は無視されました。
他の衛星の最後の問題であるC16については、シナリオは複数の月を持つ原始系に基づいています
現在のものと同等です。 そんな前駆衛星
このシステムは、おそらく現在のシステムとほぼ同様の質量と構造を持ち、おそらく総質量はいくらか大きくなるでしょう。 両方の現在のシステム
土星と天王星 (そしておそらくかつてはネプチューン; Goldreich et al. 1989) には中型の家族がいます。
親惑星の近くで内側に伸びる衛星、したがって、この期待は十分に正当であると思われます。 さらに、
衛星の初期分布はランダムであることはできません。
それらの半径方向の位置は、軌道安定性の基準 (例: Wisdom 1980; Lissauer 1995) を満たさなければなりません。
衛星が安定して周回できる領域 (例: 図 1b、モケイラとエストラーダ、2003a)。 サイズも期待できます
ソーティング（距離とともに半径が増加）は、中規模の衛星を形成するモデルの自然な結果であるため、
ガス状の惑星周円盤 (モケイラとエストラーダ)
2003b) または衛星が粘性物質から「スピンアウト」した場合
惑星形成後に進化する巨大な原始的な環 (Crida & Charnoz 2012, 2014)、衝突しながら
起源により、サイズと組成に多少のばらつきが生じる可能性があります (Asphaug & Reufer 2013)。 したがって、我々は、
現在の土星システムをコンテキストのガイドとして使用し、前兆の影響の影響。
ここでは 2 次を超える SPH シミュレーションを使用します。
兵藤氏とシャルノー氏よりもはるかに高い解像度
(2017) C16 の統合に基づいて衝突をモデル化します。
このような衝撃が大量の破片を送り込む可能性があることがわかっています
土星の内部を含む惑星系全体にわたってロシュ限界、および拡張分布を生成することができます
大量の破片の。 これらの天体は、今後も断片化または侵食され、将来の軌道上で互いに環状化し続ける可能性が高く、また、準主要な軌道を持っています。
軌道の交差につながる軸と離心率、接近遭遇、および他のプレカーソル衛星との衝突の可能性。 これにより、衝突の可能性が高まります
さらなる瓦礫の山や瓦礫をもたらすカスケード
ロシュ限界内での横断（潮汐の可能性があります）
破壊されたり、衝突によって捕捉されたもの（一部の素材が破損した場合）
すでに存在します）をリングにします。


図 1. p-Rhea、p-Dione、および p-Dione の衝突前の軌道
土星の周りの重心 (CoM) は暗赤色、青色、x-y 投影および x-z 投影では、
それぞれ緑と緑 (ここで、z = 0 は土星の赤道面です)、3 km / s
シナリオ
詳細については §2.4 を参照してください。 灰色の円は土星を正確な縮尺で示しています。 の
差し込みズームイン パネルには、ラベルが付けられているように、衛星とその衛星が表示されます。
土星のフレームと衝突直前の速度
重心フレーム。 右下のパネルには、SPH シミュレーションの方向と接触時の速度が表示されます。
x 方向と衝突角 β (潮汐は無視)
変形)、さらに X 軸を中心とした追加の回転の可能性
このフレーム内で角度 ϕ だけ回転させて、
衝突は土星のフレーム内に配置されます。 シミュレーションの初期間隔は、衝突までの時間が次のように設定されます。
1時間。


図 2. 衝突角度および衝突角度について 10^7.5 粒子を使用したシミュレーションによる SPH ボックス フレームの最終スナップショットの例
(左) β = 15° の無限大での速度、v∞ = 2.0 km / s
(右) β = 35°、v∞ = 3.0 km / s。 下部パネルと上部パネル
それぞれ x-y 平面と x-z 平面を示します。 オレンジと青はそれぞれ、p-レアの核岩とマントル氷の物質を示しています。
黄色と紫はp-ジオンと同じです。 アニメーションは、icc.dur.ac.uk/giant Impacts/icy Moons 2kms py.mp4 および
... 3kms py.mp4 と、同じデータを 3D でレンダリングしたもの (icc.dur.ac.uk/giant Impacts/icy Moons 2kms.mp4 および ... 3kms.mp4)。


図 3. 物体の累積質量分布
v∞ = 3 km / s の衝撃によって生成される、9 時間後、10^7.5 SPH 粒子でシミュレートされ、衝突角度によって色分けされています。
追加の物質は、拡散デブリまたはより小さな未解決の物体として放出され、すべての物質の累積総質量をもたらします。
水平の下限を超えて同じ値になる場合
軸が示されています。 各原色の上と下の薄い線
結果は、20% 小さいリンク長と大きいリンク長の分布を示しています。


図 4. 離心率と長半径
周回するデブリ、例: β = 35°、v∞ = 3.0 km / s
図 2 に示すような衝撃です (図 12 も参照)。 各点
質量が約 10^14 kg の 1 つの SPH 粒子です。 点線
対応する粒子の色は、軌道の場所を示します。
近点はロシュ限界または他の衛星の軌道を横切る
現代のシステム、または終末の場所で
タイタンの場合。 長半径を持つその他の粒子
着弾点の内側と外側は灰色で色付けされ、
それぞれライトグレー。 ダークレッドとダークブルーのペアは、
軸の目盛りは衝突前の衛星軌道パラメータを示します。


図 5. 軌道上のデブリの傾き、
昇交点 Ω の経度が以下であるかどうかによって設定される符号
衝撃点またはその反対側、例: β = 35°、v∞ = 3.0 km / s
インパクト (図 13 も参照)、次のように色付けされています。
図 4. 軸目盛りの濃い赤と濃い青のペアは、次のことを示します。
衝突前の衛星の軌道パラメータ。

4. 結論
土星の中型氷衛星の前駆体系における力学的不安定性は、高速衝突を引き起こし、破片が土星全体に飛散する可能性があります。
システム (Cuk et al. ´ 2016)。 SPH シミュレーションを使用する
以前の研究よりも 2 桁以上解像度が高く、さまざまな影響が考えられることがわかりました。
Roche 内に直接大量の質量を供給できます。
純粋な氷のリング状の組成を持つ限界。 さらに、ミマスの大量の素材を超えて、さらには
場合によってはエンケラドゥスの塊よりも多くのものが配置されます
現在のミマス、エンケラドゥスと交差する軌道に乗り、
そしてテティス（そしてタイタン）、衝突カスケードにより材料をさらに分散させるシステム。
正面衝突から中角衝突では、大量の凝集破片や再付着物体が生成されます。
10^18 ～ 10^19 kg (約 0.1 ～ 1 ミマス質量) を超える質量。
これらのほとんどは、衝突後 9 時間の時点で、主に
噴出した氷のより拡散したフィールド内の岩石で構成されています。
かすめ衝突では小さな破片が発生しますが、衝突すると
衛星の軌道もほとんど変化しないため、このシナリオでは、衛星が交差し続けるにつれて、将来の軌道上でより破壊的な衝突が起こる可能性が残されています。
パス。 衝突が遅いと分散効果が低くなります
しかし、それでも少量の破片がロシュの制限を越えて送られる可能性があり、さらに大幅に多くの破片が送られる可能性があります。
それは他の前駆衛星と交差し、さらなる混乱を引き起こす可能性があります。 二人の間の影響
同じ大きさの衛星でも同様の結果と傾向が得られます。
その後の衝突や、さらなる作成と再配布の将来のモデリングを考慮する前であっても
がれきの影響を考慮した例では、ここでは、5×10^19 kgを超える氷をロシュ交差点に置くことができます
軌道 (岩石なし)、および約 10^18 ～ 10^19 kg の純氷
ロシュ限界内の同等の円軌道。 しかし、これらの質量は上記のいくつかの要素であり、
現在のリングの質量を下回っていることは、この概念実証研究ではそれほど重要ではなく、ロシュとロシュの上に有意な質量を定性的に配置することよりも重要です。
さまざまな衝突シナリオにわたって月を横切る軌道を周回します。これに対して、ロシュが即座に環状化する物質の生産は心強いボーナスとなります。 さらに、ロシュと交差する軌道上の質量は、
衝突する衛星の質量に比例するので、前駆体で予想される大きな衛星
システムはより容易に大規模なリングを生成できるようになります。
ロシュ限界に突入したデブリの塊が収束
ほとんどの場合、適度に高い数値解像度の場合、
一方、質量分布には少なくとも 〜10^7 SPH が必要です
粒子は、より小さなオブジェクトはもちろん、中程度から大きなフラグメントの集団にも確実に収束します。
我々は、2つの不安定な氷の影響が影響したと結論付けています。
衛星は、最近の土星の輪の形成または若返りと、土星の再降着の有望なシナリオです。
中くらいの大きさの衛星。 軌道を横切るデブリの長期的な進化に関する今後の研究と、さらなる研究との組み合わせ
両者間の衝突のより詳細なモデリング
氷の衛星と小さな破片は、拘束に役立ちます
このシナリオが土星の環に与える影響、衛星、そのクレーター、その他の表面環境。