木星、土星、天王星と海王星は太陽から5から15AUで形成され外側に移動する過程でトリトンを捕獲、冥王星を程よく行方不明の氷惑星は遠くに放り出したというシナリオ。トリトンと冥王星は一酸化炭素と窒素が凍る場所で形成された。以下、機械翻訳。
第1章トリトンと冥王星：同じ起源だが、誕生時に別々に生まれた
要約
冥王星とトリトンの起源を評価することは、太陽系の形成と進化の全体像に深い意味を持つ。このような状況において、本章では、既知または推定の揮発性物質含有量から導き出される、原始太陽系星雲における冥王星とトリトンの構成要素の形成条件に関する現在の知識をレビューする。冥王星とトリトンで検出された超揮発性物質の一酸化炭素と窒素が原始的であると仮定すると、これらの分子の存在は、2つの天体が一酸化炭素と窒素の氷線の近傍に起源を持つ物質を集積したことを示唆する。C/2016R2 (PanSTARRS) 彗星などの窒素が豊富で水の少ない彗星は、明らかに冥王星とトリトンとの組成上のつながりを示しており、これらの天体間の水の存在量のばらつきにもかかわらず、それらの構成要素が原始太陽系星雲の近くの領域で形成されたことを示している。また、トリトンが海王星の周惑星系円盤内で成長したという仮定には、その構成要素が原始太陽系星雲のより初期の時代に形成され、その推定組成と一致することが必要である。
キーワード: 冥王星 – トリトン – 形成 – 進化 – 原始太陽系星雲 – 氷線
1.1導入
冥王星とトリトンの現在の構成に関する知識は、これらの天体がそれぞれどこでいつ形成され、どのようにして現在の位置に到達したかを判断するための出発点となります。これらの天体の起源を評価することは、太陽系の形成と進化の全体像、特に 4 つの巨大惑星の形成場所と成長のタイムスケール、形成後の移動の範囲、そしてこれが小天体の現在の物理的特性と軌道特性にどのように影響したかに深い影響を与えます。
トリトンと冥王星は、大きさ、密度、さらには組成が似ている双子の世界として長い間認識されてきました。これらの不思議な類似性は、原始太陽系星雲（PSN）におけるそれらの構成要素の形成条件に関する重要な制約を提供しますが、それらの組成の違いの微妙な違いも同様に重要です。両方の天体は主に窒素（N2）を主成分とする大気を持ち、少量のメタン（CH 4）と一酸化炭素（CO）が含まれています。これは、それらの構成要素がPSNの窒素に富む領域で形成されたに違いないことを意味しています[*] *Br89、Cr93、Le17、Yo18。大気は昇華平衡によって緩衝されており、表面には同様の氷（主にN2）が混在している[*] *Ye95,Be16. 太陽の紫外線フラックスは、両方の大気中でN2 -CH4光化学反応を開始し、より複雑な炭化水素種とヘイズの生成につながります[*しかし、大気中のCH 4とCOの存在量とその光化学に関しては、トリトンと冥王星の間には顕著な違いがあります（Nordheimらのこの本を参照）。
トリトンと冥王星の表面と大気の組成に関する私たちの知識は、 2015年に探査機ニューホライズンズが冥王星系に接近したことにより、冥王星に偏っています。対照的に、これまでトリトンを訪れた唯一の探査機は、 1989年のボイジャー2号です。近い将来、トリトンへのミッションは、この衛星、海王星系、そして潜在的な海洋世界全般についての理解を深めるために絶対に必要ですが、現在のところ、ボイジャー2号の観測と、冥王星で学んだ教訓をトリトンに適用することに限られています。
この章では、冥王星とトリトンの構成要素の形成条件に関する現在の知識を概説します。これらの形成条件は、既知または推定の揮発性物質含有量から導き出されます。冥王星とトリトンの既知の大気、表面、およびバルクの組成は、セクション 2 で示されます。このセクションでは、時間の経過とともに冥王星とトリトンの揮発性物質の予算を形成するために作用した可能性のあるさまざまなメカニズムについても説明します。セクション 3 では、彗星の組成、特に C/2016R2 (PanSTARRS) (R2) 彗星などの N2に富む天体の組成と、冥王星とトリトンの組成との関係を確立します。PSN における冥王星とトリトンの構成要素の形成条件についても、ディスクの外側領域における揮発性物質の放射状存在度プロファイルの進化を示す最近の研究に照らして説明します。トリトンの動的起源を示すさまざまなシナリオは、セクション4 で示されます。セクション5 は、考察と結論に費やされます。
1.2冥王星とトリトンの構成
このセクションでは、プルトンとトリトンの両方のさまざまな揮発性物質の貯留層の既知または推定存在量について説明します。また、時間の経過とともに 2 つの天体の揮発性物質含有量に影響を与えた可能性のあるプロセスについても説明します。
1.2.1大気と地表の組成
ニューホライズンズ探査機は、冥王星の大気が主に99%以上の窒素で構成されていることを発見した。
～0.30% CH4 [*] *Yo18、そして～0.05% CO [*] *Le17.炭化水素のエタン（C2H6）、アセチレン（C2H2）、エチレン（C2H4）も以下で検出された。
～500km、中程度の大気混合比は3種すべてで～0.001となり、2×10^−5、5×10^−6そして6×10^−7
中間大気圏ではそれぞれ～100 km [*] *Yo18. 地表付近のCO/N2とCO/CH4の混合比は、～4×10^−3そして～1.7×10^−3、 それぞれ[*] *Le17.
一方、ボイジャー2号のフライバイでは、トリトンの大気中のCH4は冥王星で行われたニューホライズンズの測定と比較して約1桁少ないことが示された。ボイジャーの観測では、トリトンの大気中のCOの上限しか示されなかった[*] *Br89ですが、地上観測による表面氷のCO/N2比は
～0.1%となり、大気の混合比は1.5 x 10^-4 [*] *Cr93。その後の地上観測では、表面氷の観測と同程度のCOが検出されました[*] *Le10.トリトンの大気中のCO/CH4比は〜3.5であり、冥王星の大気よりも約3桁高い。その結果、トリトンの大気中のCO/N2比は〜0.015%、つまり
〜冥王星の大気より6倍大きい。
トリトンに関する私たちの知識の最大の欠陥の1つは、ボイジャー2号に搭載された機器がトリトンの表面の組成を測定しなかったという事実です。そのため、トリトンの表面の組成に関する情報は限られており、地上での分光観測とモデリングの取り組みからのみ得られます。私たちが知っていることは、冥王星と同様に、トリトンの表面は主にN2氷で、CH4とCO氷はそれほど多くないということです[*] *Ho16. これらの氷はトリトンの表面で固溶体を形成する可能性が高いが、純粋なCH4氷が個別のパッチを形成する可能性もある。宇宙船の測定が不足しているため、トリトンの表面の氷の分布については十分な知識がない。それでも、これらの氷は季節によって変化する太陽放射に応じて表面を移動すると予想される[*] *Cr84、Cr93、Ba10、Bu11。
冥王星では、 N2氷の大部分はスプートニク平原と呼ばれる盆地に集中しているようですが、CH4氷は表面全体に広く分布しています[*] *Sc21. トリトンと冥王星の岩盤の氷成分にはH2O氷が含まれています。しかし、トリトンの表面には検出可能な量のCO2も含まれています [*] *Cr93は、露出した堆積物の形で存在する可能性が高いが、この凝縮物は冥王星の表面には存在しないようだ。少量のCO氷、H 2 O氷、NH 3水和物も冥王星の表面で検出された[*] *Gr16、Da18、Co19。メタノール（CH3OH）や炭化水素氷などのより重い光化学生成物も微量に表面に存在する[*] *Co19. 表面のより重い炭化水素とニトリルの層[*] *Br89も光化学反応により生成する可能性があり、低高度でも煙霧が観測されている（Gao et al.、本書を参照）。希ガスのアルゴン（Ar）は冥王星の大気中でニューホライズンズによって直接検出されなかったが、CH 4の柱密度の上限は6％と推定されている[*] *St20. 同様に、Arもトリトン上に存在すると提案されており、その上限はN2の柱密度の10%である[*] *McKinnon_NT.
1.2.2バルク構成
表面の氷と大気の組成は揮発性物質の重要な貯蔵庫であるが、惑星の起源と進化を理解するためには、惑星全体の組成を評価する必要がある。現在の全体の存在量の推定には、表面と大気中に存在する揮発性物質と非揮発性物質、および内部に存在すると予測されるものを含める必要がある。内部の組成に関する不確実性は大きい可能性がある[*] *Mc19 とあらゆる可能性を考慮する必要があります。
H 2 Oの体積量は体積密度を使って推定することができ、体積密度は存在する岩石と水（氷と潜在的な地下海）の割合に関する潜在的な情報を提供します。冥王星の平均体積密度は〜1854 kg m^-3 [*] *Ni17とトリトンのかさ密度は
〜2061 kg m -3 [*] *McKinnon_NT. 冥王星の場合、バルク中の水の質量分率は0.28〜0.36です[GL18]。トリトンについても同様の計算をすると、バルク中の水の質量は0.21～0.28の範囲となる。冥王星とトリトンの質量をモル数に換算すると、バルク中のH2Oの量は（2～2.58）と推定される。
×10^23モルおよび（1.5～2.03）×10^23それぞれモル。
冥王星とトリトンの窒素の総量は、初期の太陽系内でそれらの形成領域を限定し、それらの形成が互いにどれほど密接に関連していたかを理解するために特に重要です。現在の窒素がもともと窒素、アンモニア、または窒素含有有機物として集積されたかどうかは、これらの双子世界が形成された条件に重要な意味を持ちます（セクション 1.3 を参照）。赤外線吸収測定に基づくと、冥王星の表面窒素貯蔵庫は主にスプートニク平原に集中しています。この貯蔵庫は、大気中の窒素貯蔵庫を桁違いに上回ると推定されています。したがって、表面貯蔵庫をバルク内の現在の窒素量を表すと見なすことは、合理的な第一の仮定です[*] *McKinnon_2021,Gl18.スプートニク平原のN2の見かけの量は
〜（0.4～3）×10^20モル。表1.1は冥王星とトリトンの全体組成におけるN2とH2Oの推定モル数をまとめたものである。
表1.1:冥王星とトリトンの全体組成におけるN2と H2O の推定モル数。表面の含有量は全体の含有量を代表するものと想定されています。
N2のモル数 H2Oのモル数
冥王星 （0.4−3）×10^20（2−2.58）×10^23
トリトン（0.7−1.4）×10^21（1.5−2.03）×10^23
残念ながら、トリトンの表面の吸収測定は行われていないが、既存の観測から揮発性物質の量を推定することはできる。ボイジャー2号の大気測定、エネルギー制限されたN2の質量フラックス、およびN2極地の霜の堆積物の厚さの制限を考慮すると、トリトンの表面全体で平均0.5～1 kmのN2の厚さの上限が得られる[マッキノン_NTこれらの値を用いると、トリトンの窒素の量は次のように推定される。
（0.7−1.4）×10^21ほくろ。
2番目に多い成分であるCH4のモル分率は（3～3.6）である。
×10^−3 [**冥王星の表面のN2で希釈されたProtopapa_2017。CH4は表面のN2氷にモル分率で取り込まれると予測されています。
〜(1–5)× 10^−4
トリトンの表面には、地球全体の同等の層が
〜
1メートル[*] *Mandt23. COのN2に対するモル分率は
〜（2.5～5）×10^−3
冥王星の表面[*冥王星のCO/N2比は、チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pで測定された比よりも約6桁低い（〜35; \citeasnoun **McKinnon_2021）。トリトンのCO/N2表面モル分率の推定値は、<0.01 から 0.15 の範囲で、大気中の CO/N2推定値、および CO が氷に混ざっていると仮定するか、または COが N2氷とは物理的に分離しているかによって異なります。表1.2は、冥王星とトリトンの全インベントリにおける N2に対する最も豊富な揮発性種のモル分率をまとめたものです。
表1.2:冥王星とトリトンの全在庫における、 N2に対する最も豊富な揮発性物質のモル分率。
2番
冥王星 トリトン
水 (0.7～6.5)×10^3 <107.2～291.5
CH4 （3–3.6）×10^−3 〜（1～5）×10^−4
CO （2.5～5）×10^−3 <0.01～0.15
二酸化炭素 検出されず (1.5～100)×10^−3
1.2.3冥王星とトリトンの揮発性物質予算の時間発展
冥王星とトリトンの現在の揮発性物質を元の構成要素に結び付けるプロセスは、セクション1.2.2で説明されているように、各天体の現在の揮発性物質全体の組成を評価することから始まります。形成と進化の研究に最も役立つ測定値は、希ガスの存在量、希ガスの同位体、炭素、窒素、酸素の存在量、およびそれらの同位体です。残念ながら、冥王星とトリトンの炭素、窒素、酸素に関する情報は現在限られており、冥王星のアルゴンと窒素同位体については上限しかありません。
現在の組成を決定した後、次のステップは、どのプロセスが各天体の全体組成を変えるような方法で揮発性物質に影響を与えるかを評価することです。冥王星とトリトンはどちらも、形成中と形成後に揮発性物質の組成を変える可能性のある多くのプロセスを経験しています。これらのプロセスは、NH3から N2のように、ある形態の揮発性分子から別の形態の揮発性分子に変換しますが、どちらの天体でも揮発性物質の全体元素組成には影響しません。このような限られた情報を考慮すると、最も単純なアプローチは、N/C や O/C などの相対的な元素存在比で揮発性物質の存在量を評価することです。これにより、彗星やコンドライトなどの構成要素類似体の測定値や、さまざまな形態の氷を考慮した氷床モデルと比較できるようになります (月の揮発性物質については、 \citeasnoun **Ma22 のアプローチを参照)。以下では、冥王星とトリトンの揮発性物質の組成に影響を与えたと考えられるプロセスを概説し、時間の経過とともに全体元素組成に影響を及ぼすかどうかについて説明します。
最も初期のプロセスは、形成中に起こる衝突による集積加熱である。集積加熱は、N2、CO、CH4などの超揮発性物質の蒸発を引き起こす可能性がある [*] *Mc19は初期の大気の形成につながった。失われる可能性があるのは、後述する大気のプロセスによるものである。冥王星-カロン系を形成した可能性のある巨大衝突[*] *Ca21、および海王星によるトリトンの捕獲の一環として発生した衝突[** Ru17も加熱を引き起こした可能性がある[*] *Ca21は、初期の大気の形成と大気の消失プロセスに寄与した可能性がある。形成が完了すると、衝突によって超揮発性物質を含む揮発性物質が大気中に追加される[*これらのプロセスは、存在する分子の全体組成に影響を与えるだけでなく、窒素、炭素、酸素、水素を追加または除去することで相対的な元素組成を変えることもできます。
形成後、内部の分化により地下海が形成され、そこで熱水作用により元々集積していた分子種の組成が変化した可能性があると考えられています[*] *Sh93,Gl18。これらのプロセスは、内部の温度と圧力、水の pH、システムの酸化状態、窒素と炭素のバルク存在量に依存します。冥王星とトリトンでは、表面と大気中に N2、 CH4、 COが存在するため、 N2と NH3、および CO2と CH4の間の変換が特に興味深いです[*] *Gl08. N2と CO2の生成は一緒に起こる傾向があり、高温、低圧、そしてより酸化され窒素のバルク存在量が多いシステムで好まれます[*] *Gl08. さらに、COは内部の水性化学反応によってCO2またはCH4に変換されることもあります[*] *Gl17. これらのプロセスは、存在する揮発性物質の分子組成を変化させますが、N/Cなどのバルク元素組成には影響しません。変換反応に加えて、初期の冥王星/トリトンでの水熱反応により、100〜300 ∘ Cで反応性揮発性物質（NH 3など）が失われ、複雑な有機分子が形成された可能性があります[*] *Se17. 岩石核の温度が高くなると、例えば、> 〜500 ∘ Cでは、岩石核に含まれる有機物も一連の不可逆反応を経て熱分解され、CO2、CH4、N2などの大量の揮発性物質を生成した可能性がある [*] *Ok11,Re23. しかし、COの永久的な損失につながる可能性のある水性反応があります[*] *Sh93、Ne15、Gl17。これにより、構成要素に存在するバルク元素比が、炭素と酸素の量が減少した値に変化します。
冥王星とトリトンの表面組成は、これらの熱水プロセスの有効性に何らかの制約を与える可能性がある[*] *Mandt23. 冥王星とトリトンの両方の表面と大気にはN2、CH4 、CO分子があります。CH4の存在は、現在表面にあるCH 4のすべてが後の衝突によって運ばれない限り、内部でN2とCO2の生成が完了しなかったことを示唆しています[*] *Si15. 同様に、COの存在は、現在観測されているCOのすべてが後の衝突によっても運ばれない限り、COからCO2またはCH4への変換も完了しなかったことを示唆している[*] *Gl17. トリトンの表面にはCO2が存在するが、冥王星では検出されていない[** Ah22は、トリトンの内部化学反応が冥王星よりも効果的であったことを示唆している可能性がある[*] *Mandt23. さらに、冥王星の表面ではNH3が検出されており、N2への内部変換は完全ではなかったという考えをさらに裏付けています[*] *Gl17、Mc19、Mandt23。トリトンの表面ではNH 3は検出されていないが、これは冥王星でニューホライズンズが行ったような高空間分解能および高スペクトル分解能の観測が不足しているためである可能性がある。
2つの追加プロセスにより、分子を全体組成から除去することなく、観測されたインベントリから分子を除去できます。1つ目は、海底下の海でクラスレートに分子を隔離することです。クラスレートは、他の分子や原子を閉じ込める水氷ケージです。クラスレートは冥王星の氷殻の底で形成されたと考えられており、クラスレートの断熱層によって保持された熱のおかげで海が存在し続けながら、氷殻が硬化します。[*] *Ka19. N2、 CO、 CO2、 CH4はすべてクラスレートに捕捉されますが、 CO クラスレートは N2クラスレートよりも安定しています。また、 CH4と CO2クラスレートは COクラスレートよりも安定しています[*] *Mc19。これは、水化学反応によって内部で生成された炭素含有分子のいずれかが、クラスレートの層に内部で長期間閉じ込められ、バルク炭素インベントリから欠落している可能性があることを意味します。もう1つのプロセスは、冥王星のスプートニク平原のような場所でのN2氷の下にCO氷が埋もれることです[*] *Gl17. これにより、観測されたインベントリからCO と潜在的に CH4が除去され、見かけ上のバルク炭素存在量が減少します。
最後に、大気中の光化学反応と放出により分子組成が変化し、もやの形成や大気圏上部からの消失により揮発性物質の一部が永久に失われる可能性がある[*] *Ma17. 光化学反応によりN2とCH4はより大きな有機分子に変換され、最終的にはヘイズを形成します[*] *Lu17、Ma17、Wo17、タイタンのプロセスに類似[*] *Ma09,Ma14。これにより、時間の経過とともに観測される Nと Cの量は減少しますが、冥王星とトリトンに到達できる光子の数によって制限されます。脱出は、上層大気の加熱によって分子と原子が惑星の重力から脱出するのに十分なエネルギーを得る熱プロセスを通じて発生する可能性があります。また、太陽風またはトリトンの磁気圏でのピックアッププロセスによるイオン化とイオンの除去によっても発生する可能性があります。冥王星とトリトンの大気の場合、光化学と脱出の両方で CH4 [*] *Mandt23.
第1章トリトンと冥王星：同じ起源だが、誕生時に別々に生まれた
要約
冥王星とトリトンの起源を評価することは、太陽系の形成と進化の全体像に深い意味を持つ。このような状況において、本章では、既知または推定の揮発性物質含有量から導き出される、原始太陽系星雲における冥王星とトリトンの構成要素の形成条件に関する現在の知識をレビューする。冥王星とトリトンで検出された超揮発性物質の一酸化炭素と窒素が原始的であると仮定すると、これらの分子の存在は、2つの天体が一酸化炭素と窒素の氷線の近傍に起源を持つ物質を集積したことを示唆する。C/2016R2 (PanSTARRS) 彗星などの窒素が豊富で水の少ない彗星は、明らかに冥王星とトリトンとの組成上のつながりを示しており、これらの天体間の水の存在量のばらつきにもかかわらず、それらの構成要素が原始太陽系星雲の近くの領域で形成されたことを示している。また、トリトンが海王星の周惑星系円盤内で成長したという仮定には、その構成要素が原始太陽系星雲のより初期の時代に形成され、その推定組成と一致することが必要である。
キーワード: 冥王星 – トリトン – 形成 – 進化 – 原始太陽系星雲 – 氷線
1.1導入
冥王星とトリトンの現在の構成に関する知識は、これらの天体がそれぞれどこでいつ形成され、どのようにして現在の位置に到達したかを判断するための出発点となります。これらの天体の起源を評価することは、太陽系の形成と進化の全体像、特に 4 つの巨大惑星の形成場所と成長のタイムスケール、形成後の移動の範囲、そしてこれが小天体の現在の物理的特性と軌道特性にどのように影響したかに深い影響を与えます。
トリトンと冥王星は、大きさ、密度、さらには組成が似ている双子の世界として長い間認識されてきました。これらの不思議な類似性は、原始太陽系星雲（PSN）におけるそれらの構成要素の形成条件に関する重要な制約を提供しますが、それらの組成の違いの微妙な違いも同様に重要です。両方の天体は主に窒素（N2）を主成分とする大気を持ち、少量のメタン（CH 4）と一酸化炭素（CO）が含まれています。これは、それらの構成要素がPSNの窒素に富む領域で形成されたに違いないことを意味しています[*] *Br89、Cr93、Le17、Yo18。大気は昇華平衡によって緩衝されており、表面には同様の氷（主にN2）が混在している[*] *Ye95,Be16. 太陽の紫外線フラックスは、両方の大気中でN2 -CH4光化学反応を開始し、より複雑な炭化水素種とヘイズの生成につながります[*しかし、大気中のCH 4とCOの存在量とその光化学に関しては、トリトンと冥王星の間には顕著な違いがあります（Nordheimらのこの本を参照）。
トリトンと冥王星の表面と大気の組成に関する私たちの知識は、 2015年に探査機ニューホライズンズが冥王星系に接近したことにより、冥王星に偏っています。対照的に、これまでトリトンを訪れた唯一の探査機は、 1989年のボイジャー2号です。近い将来、トリトンへのミッションは、この衛星、海王星系、そして潜在的な海洋世界全般についての理解を深めるために絶対に必要ですが、現在のところ、ボイジャー2号の観測と、冥王星で学んだ教訓をトリトンに適用することに限られています。
この章では、冥王星とトリトンの構成要素の形成条件に関する現在の知識を概説します。これらの形成条件は、既知または推定の揮発性物質含有量から導き出されます。冥王星とトリトンの既知の大気、表面、およびバルクの組成は、セクション 2 で示されます。このセクションでは、時間の経過とともに冥王星とトリトンの揮発性物質の予算を形成するために作用した可能性のあるさまざまなメカニズムについても説明します。セクション 3 では、彗星の組成、特に C/2016R2 (PanSTARRS) (R2) 彗星などの N2に富む天体の組成と、冥王星とトリトンの組成との関係を確立します。PSN における冥王星とトリトンの構成要素の形成条件についても、ディスクの外側領域における揮発性物質の放射状存在度プロファイルの進化を示す最近の研究に照らして説明します。トリトンの動的起源を示すさまざまなシナリオは、セクション4 で示されます。セクション5 は、考察と結論に費やされます。
1.2冥王星とトリトンの構成
このセクションでは、プルトンとトリトンの両方のさまざまな揮発性物質の貯留層の既知または推定存在量について説明します。また、時間の経過とともに 2 つの天体の揮発性物質含有量に影響を与えた可能性のあるプロセスについても説明します。
1.2.1大気と地表の組成
ニューホライズンズ探査機は、冥王星の大気が主に99%以上の窒素で構成されていることを発見した。
～0.30% CH4 [*] *Yo18、そして～0.05% CO [*] *Le17.炭化水素のエタン（C2H6）、アセチレン（C2H2）、エチレン（C2H4）も以下で検出された。
～500km、中程度の大気混合比は3種すべてで～0.001となり、2×10^−5、5×10^−6そして6×10^−7
中間大気圏ではそれぞれ～100 km [*] *Yo18. 地表付近のCO/N2とCO/CH4の混合比は、～4×10^−3そして～1.7×10^−3、 それぞれ[*] *Le17.
一方、ボイジャー2号のフライバイでは、トリトンの大気中のCH4は冥王星で行われたニューホライズンズの測定と比較して約1桁少ないことが示された。ボイジャーの観測では、トリトンの大気中のCOの上限しか示されなかった[*] *Br89ですが、地上観測による表面氷のCO/N2比は
～0.1%となり、大気の混合比は1.5 x 10^-4 [*] *Cr93。その後の地上観測では、表面氷の観測と同程度のCOが検出されました[*] *Le10.トリトンの大気中のCO/CH4比は〜3.5であり、冥王星の大気よりも約3桁高い。その結果、トリトンの大気中のCO/N2比は〜0.015%、つまり
〜冥王星の大気より6倍大きい。
トリトンに関する私たちの知識の最大の欠陥の1つは、ボイジャー2号に搭載された機器がトリトンの表面の組成を測定しなかったという事実です。そのため、トリトンの表面の組成に関する情報は限られており、地上での分光観測とモデリングの取り組みからのみ得られます。私たちが知っていることは、冥王星と同様に、トリトンの表面は主にN2氷で、CH4とCO氷はそれほど多くないということです[*] *Ho16. これらの氷はトリトンの表面で固溶体を形成する可能性が高いが、純粋なCH4氷が個別のパッチを形成する可能性もある。宇宙船の測定が不足しているため、トリトンの表面の氷の分布については十分な知識がない。それでも、これらの氷は季節によって変化する太陽放射に応じて表面を移動すると予想される[*] *Cr84、Cr93、Ba10、Bu11。
冥王星では、 N2氷の大部分はスプートニク平原と呼ばれる盆地に集中しているようですが、CH4氷は表面全体に広く分布しています[*] *Sc21. トリトンと冥王星の岩盤の氷成分にはH2O氷が含まれています。しかし、トリトンの表面には検出可能な量のCO2も含まれています [*] *Cr93は、露出した堆積物の形で存在する可能性が高いが、この凝縮物は冥王星の表面には存在しないようだ。少量のCO氷、H 2 O氷、NH 3水和物も冥王星の表面で検出された[*] *Gr16、Da18、Co19。メタノール（CH3OH）や炭化水素氷などのより重い光化学生成物も微量に表面に存在する[*] *Co19. 表面のより重い炭化水素とニトリルの層[*] *Br89も光化学反応により生成する可能性があり、低高度でも煙霧が観測されている（Gao et al.、本書を参照）。希ガスのアルゴン（Ar）は冥王星の大気中でニューホライズンズによって直接検出されなかったが、CH 4の柱密度の上限は6％と推定されている[*] *St20. 同様に、Arもトリトン上に存在すると提案されており、その上限はN2の柱密度の10%である[*] *McKinnon_NT.
1.2.2バルク構成
表面の氷と大気の組成は揮発性物質の重要な貯蔵庫であるが、惑星の起源と進化を理解するためには、惑星全体の組成を評価する必要がある。現在の全体の存在量の推定には、表面と大気中に存在する揮発性物質と非揮発性物質、および内部に存在すると予測されるものを含める必要がある。内部の組成に関する不確実性は大きい可能性がある[*] *Mc19 とあらゆる可能性を考慮する必要があります。
H 2 Oの体積量は体積密度を使って推定することができ、体積密度は存在する岩石と水（氷と潜在的な地下海）の割合に関する潜在的な情報を提供します。冥王星の平均体積密度は〜1854 kg m^-3 [*] *Ni17とトリトンのかさ密度は
〜2061 kg m -3 [*] *McKinnon_NT. 冥王星の場合、バルク中の水の質量分率は0.28〜0.36です[GL18]。トリトンについても同様の計算をすると、バルク中の水の質量は0.21～0.28の範囲となる。冥王星とトリトンの質量をモル数に換算すると、バルク中のH2Oの量は（2～2.58）と推定される。
×10^23モルおよび（1.5～2.03）×10^23それぞれモル。
冥王星とトリトンの窒素の総量は、初期の太陽系内でそれらの形成領域を限定し、それらの形成が互いにどれほど密接に関連していたかを理解するために特に重要です。現在の窒素がもともと窒素、アンモニア、または窒素含有有機物として集積されたかどうかは、これらの双子世界が形成された条件に重要な意味を持ちます（セクション 1.3 を参照）。赤外線吸収測定に基づくと、冥王星の表面窒素貯蔵庫は主にスプートニク平原に集中しています。この貯蔵庫は、大気中の窒素貯蔵庫を桁違いに上回ると推定されています。したがって、表面貯蔵庫をバルク内の現在の窒素量を表すと見なすことは、合理的な第一の仮定です[*] *McKinnon_2021,Gl18.スプートニク平原のN2の見かけの量は
〜（0.4～3）×10^20モル。表1.1は冥王星とトリトンの全体組成におけるN2とH2Oの推定モル数をまとめたものである。
表1.1:冥王星とトリトンの全体組成におけるN2と H2O の推定モル数。表面の含有量は全体の含有量を代表するものと想定されています。
N2のモル数 H2Oのモル数
冥王星 （0.4−3）×10^20（2−2.58）×10^23
トリトン（0.7−1.4）×10^21（1.5−2.03）×10^23
残念ながら、トリトンの表面の吸収測定は行われていないが、既存の観測から揮発性物質の量を推定することはできる。ボイジャー2号の大気測定、エネルギー制限されたN2の質量フラックス、およびN2極地の霜の堆積物の厚さの制限を考慮すると、トリトンの表面全体で平均0.5～1 kmのN2の厚さの上限が得られる[マッキノン_NTこれらの値を用いると、トリトンの窒素の量は次のように推定される。
（0.7−1.4）×10^21ほくろ。
2番目に多い成分であるCH4のモル分率は（3～3.6）である。
×10^−3 [**冥王星の表面のN2で希釈されたProtopapa_2017。CH4は表面のN2氷にモル分率で取り込まれると予測されています。
〜(1–5)× 10^−4
トリトンの表面には、地球全体の同等の層が
〜
1メートル[*] *Mandt23. COのN2に対するモル分率は
〜（2.5～5）×10^−3
冥王星の表面[*冥王星のCO/N2比は、チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pで測定された比よりも約6桁低い（〜35; \citeasnoun **McKinnon_2021）。トリトンのCO/N2表面モル分率の推定値は、<0.01 から 0.15 の範囲で、大気中の CO/N2推定値、および CO が氷に混ざっていると仮定するか、または COが N2氷とは物理的に分離しているかによって異なります。表1.2は、冥王星とトリトンの全インベントリにおける N2に対する最も豊富な揮発性種のモル分率をまとめたものです。
表1.2:冥王星とトリトンの全在庫における、 N2に対する最も豊富な揮発性物質のモル分率。
2番
冥王星 トリトン
水 (0.7～6.5)×10^3 <107.2～291.5
CH4 （3–3.6）×10^−3 〜（1～5）×10^−4
CO （2.5～5）×10^−3 <0.01～0.15
二酸化炭素 検出されず (1.5～100)×10^−3
1.2.3冥王星とトリトンの揮発性物質予算の時間発展
冥王星とトリトンの現在の揮発性物質を元の構成要素に結び付けるプロセスは、セクション1.2.2で説明されているように、各天体の現在の揮発性物質全体の組成を評価することから始まります。形成と進化の研究に最も役立つ測定値は、希ガスの存在量、希ガスの同位体、炭素、窒素、酸素の存在量、およびそれらの同位体です。残念ながら、冥王星とトリトンの炭素、窒素、酸素に関する情報は現在限られており、冥王星のアルゴンと窒素同位体については上限しかありません。
現在の組成を決定した後、次のステップは、どのプロセスが各天体の全体組成を変えるような方法で揮発性物質に影響を与えるかを評価することです。冥王星とトリトンはどちらも、形成中と形成後に揮発性物質の組成を変える可能性のある多くのプロセスを経験しています。これらのプロセスは、NH3から N2のように、ある形態の揮発性分子から別の形態の揮発性分子に変換しますが、どちらの天体でも揮発性物質の全体元素組成には影響しません。このような限られた情報を考慮すると、最も単純なアプローチは、N/C や O/C などの相対的な元素存在比で揮発性物質の存在量を評価することです。これにより、彗星やコンドライトなどの構成要素類似体の測定値や、さまざまな形態の氷を考慮した氷床モデルと比較できるようになります (月の揮発性物質については、 \citeasnoun **Ma22 のアプローチを参照)。以下では、冥王星とトリトンの揮発性物質の組成に影響を与えたと考えられるプロセスを概説し、時間の経過とともに全体元素組成に影響を及ぼすかどうかについて説明します。
最も初期のプロセスは、形成中に起こる衝突による集積加熱である。集積加熱は、N2、CO、CH4などの超揮発性物質の蒸発を引き起こす可能性がある [*] *Mc19は初期の大気の形成につながった。失われる可能性があるのは、後述する大気のプロセスによるものである。冥王星-カロン系を形成した可能性のある巨大衝突[*] *Ca21、および海王星によるトリトンの捕獲の一環として発生した衝突[** Ru17も加熱を引き起こした可能性がある[*] *Ca21は、初期の大気の形成と大気の消失プロセスに寄与した可能性がある。形成が完了すると、衝突によって超揮発性物質を含む揮発性物質が大気中に追加される[*これらのプロセスは、存在する分子の全体組成に影響を与えるだけでなく、窒素、炭素、酸素、水素を追加または除去することで相対的な元素組成を変えることもできます。
形成後、内部の分化により地下海が形成され、そこで熱水作用により元々集積していた分子種の組成が変化した可能性があると考えられています[*] *Sh93,Gl18。これらのプロセスは、内部の温度と圧力、水の pH、システムの酸化状態、窒素と炭素のバルク存在量に依存します。冥王星とトリトンでは、表面と大気中に N2、 CH4、 COが存在するため、 N2と NH3、および CO2と CH4の間の変換が特に興味深いです[*] *Gl08. N2と CO2の生成は一緒に起こる傾向があり、高温、低圧、そしてより酸化され窒素のバルク存在量が多いシステムで好まれます[*] *Gl08. さらに、COは内部の水性化学反応によってCO2またはCH4に変換されることもあります[*] *Gl17. これらのプロセスは、存在する揮発性物質の分子組成を変化させますが、N/Cなどのバルク元素組成には影響しません。変換反応に加えて、初期の冥王星/トリトンでの水熱反応により、100〜300 ∘ Cで反応性揮発性物質（NH 3など）が失われ、複雑な有機分子が形成された可能性があります[*] *Se17. 岩石核の温度が高くなると、例えば、> 〜500 ∘ Cでは、岩石核に含まれる有機物も一連の不可逆反応を経て熱分解され、CO2、CH4、N2などの大量の揮発性物質を生成した可能性がある [*] *Ok11,Re23. しかし、COの永久的な損失につながる可能性のある水性反応があります[*] *Sh93、Ne15、Gl17。これにより、構成要素に存在するバルク元素比が、炭素と酸素の量が減少した値に変化します。
冥王星とトリトンの表面組成は、これらの熱水プロセスの有効性に何らかの制約を与える可能性がある[*] *Mandt23. 冥王星とトリトンの両方の表面と大気にはN2、CH4 、CO分子があります。CH4の存在は、現在表面にあるCH 4のすべてが後の衝突によって運ばれない限り、内部でN2とCO2の生成が完了しなかったことを示唆しています[*] *Si15. 同様に、COの存在は、現在観測されているCOのすべてが後の衝突によっても運ばれない限り、COからCO2またはCH4への変換も完了しなかったことを示唆している[*] *Gl17. トリトンの表面にはCO2が存在するが、冥王星では検出されていない[** Ah22は、トリトンの内部化学反応が冥王星よりも効果的であったことを示唆している可能性がある[*] *Mandt23. さらに、冥王星の表面ではNH3が検出されており、N2への内部変換は完全ではなかったという考えをさらに裏付けています[*] *Gl17、Mc19、Mandt23。トリトンの表面ではNH 3は検出されていないが、これは冥王星でニューホライズンズが行ったような高空間分解能および高スペクトル分解能の観測が不足しているためである可能性がある。
2つの追加プロセスにより、分子を全体組成から除去することなく、観測されたインベントリから分子を除去できます。1つ目は、海底下の海でクラスレートに分子を隔離することです。クラスレートは、他の分子や原子を閉じ込める水氷ケージです。クラスレートは冥王星の氷殻の底で形成されたと考えられており、クラスレートの断熱層によって保持された熱のおかげで海が存在し続けながら、氷殻が硬化します。[*] *Ka19. N2、 CO、 CO2、 CH4はすべてクラスレートに捕捉されますが、 CO クラスレートは N2クラスレートよりも安定しています。また、 CH4と CO2クラスレートは COクラスレートよりも安定しています[*] *Mc19。これは、水化学反応によって内部で生成された炭素含有分子のいずれかが、クラスレートの層に内部で長期間閉じ込められ、バルク炭素インベントリから欠落している可能性があることを意味します。もう1つのプロセスは、冥王星のスプートニク平原のような場所でのN2氷の下にCO氷が埋もれることです[*] *Gl17. これにより、観測されたインベントリからCO と潜在的に CH4が除去され、見かけ上のバルク炭素存在量が減少します。
最後に、大気中の光化学反応と放出により分子組成が変化し、もやの形成や大気圏上部からの消失により揮発性物質の一部が永久に失われる可能性がある[*] *Ma17. 光化学反応によりN2とCH4はより大きな有機分子に変換され、最終的にはヘイズを形成します[*] *Lu17、Ma17、Wo17、タイタンのプロセスに類似[*] *Ma09,Ma14。これにより、時間の経過とともに観測される Nと Cの量は減少しますが、冥王星とトリトンに到達できる光子の数によって制限されます。脱出は、上層大気の加熱によって分子と原子が惑星の重力から脱出するのに十分なエネルギーを得る熱プロセスを通じて発生する可能性があります。また、太陽風またはトリトンの磁気圏でのピックアッププロセスによるイオン化とイオンの除去によっても発生する可能性があります。冥王星とトリトンの大気の場合、光化学と脱出の両方で CH4 [*] *Mandt23.
最近の元素比の調査では、冥王星とトリトンの観測された揮発性物質は炭素含有量が少ないことがわかった[*] *Mandt23 図1.1に示すように。これらの観察結果を生み出す唯一の方法は、大気プロセスを通じてCH 4を優先的に除去して炭素を除去することです。これは、CH4が大気中で最も軽く、最も簡単に除去される主要物質であることを考えると、非常に合理的な可能性です[*] *Mandt23. この研究では、ニューホライズンズの観測に基づく冥王星の大気中のArの上限が、太陽の値よりもはるかに大きいN/Arの下限を提供することも指摘されています。大気の損失プロセスではアルゴンよりも窒素の損失が優先されるため、原始的な比率は下限よりもさらに大きくなる可能性があり、冥王星の窒素はNH3または有機物として発生したことを示唆しています[*] *Mandt23.
1.3PSNにおける冥王星とトリトンの構成要素の形成
このセクションでは、彗星の組成、特に C/2016R2(PanSTARRS) (R2) 彗星などの窒素に富む天体の組成と、冥王星およびトリトンの組成との関係を示します。また、冥王星とトリトンの構成要素が形成された可能性のある PSN 条件についても説明します。
1.3.1非定型彗星との関連
冥王星とトリトンは窒素に富んだ表面を呈しているが[*] *Cr93、Ow93、Qu99、Me18、奇妙なことに、彗星では通常この分子が枯渇している[*微彗星は誕生した場所のPSNで利用可能な物質から形成され、その生涯の大半を太陽系外縁部に留まると考えられているため、その正確な場所と時点における円盤の組成が保存されています。PSNのコアサンプルであり、現在太陽系に存在する最も原始的な天体の1つとなっています。ただし、固有の動的不安定性のため、彗星の動的履歴をその形成場所までさかのぼることは不可能です。氷を多く含む組成は、それらが木星の外側の太陽系の外側で形成されたことを示しているだけです。
それらの組成は、大部分が原始太陽系の組成と似ており、炭素や酸素の枯渇はないが、窒素が明らかに不足している[*] *Ge87。例えば、ハレー彗星1PのN/O元素含有量は太陽の3分の1に減少している[*] *Je91、C/1995 O1（ヘール・ボップ彗星）のガス相中のN/O元素減少は15と推定される[*] *Bo00. この低い存在比は、窒素含有種の中で最も反応性が低く、PSNにおける窒素の主な運搬体であると考えられているN2の枯渇に起因しています[*] *Fe04。実験室での研究では、約50Kで彗星に取り込まれた氷にはN2 /CO
≈N2 /COが0.06の場合
≈
1 太陽系星雲内[*] *Ow95. しかし、ほとんどの彗星の典型的なN2 /CO比は<10^−3
これは予想よりもはるかに低い[*] *Co00. \citeasnoun **Mo12は、彗星の窒素欠乏は2つの可能な形成条件によって説明できると提案している。第一に、彗星はより寒い条件下で形成された可能性がある（≤20K) で窒素を取り込むと、その後の放射性核種の崩壊による内部加熱により窒素は消滅する。あるいは、彗星は 20K よりも暖かい条件で形成され、窒素の捕捉を回避した可能性がある。この二分法は低温 (〜
純粋な N2凝縮体の形成と彗星へのN2の包含については、 20K 以上の高温ガスが関係していると考えられます。
最近、長周期彗星R2がCOに富む彗星であることが明らかになった[*] *Wi18であり、水中では非常に減少しており、H2O/CO比は0.0032である[*] *McK19の上限は< 0.1 [*] *Bi18。スペクトルはCO +とN+2のバンドが支配的であった。
後者は彗星でこれほど豊富に見られることは稀である[*] *Co18,Op19。また、CNが弱く、ダストが少ないことも判明した[*] *Op19。このCOに富み、水分の少ない組成は、ほとんどの彗星のスペクトルに見られる通常の中性元素をまったく含まないため、R2はユニークで興味深い標本となっている。観測された放射フラックスは、N+2のイオン比を計算するために使用されてきた。
/CO + 0.09の昏睡状態[*] *An22は、高解像度分光法でこれまで観測されたどの彗星よりも高い比率であり、\citeasnoun **Ow95の予測と一致しています。これは、N2 /CO比が1.5のチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の最高測定値よりも大きいです。
〜
2.87×10^-2 [** Ru20ですが、これらの測定は質量分析計を使用して原子核にかなり近い位置で行われました。R2で測定された高いN 2 /COおよびCO/H2O比を説明するために、その前駆体粒子がCOおよびN 2氷線の近くで凝縮したという提案がなされています[*これは、R2 型彗星が、より一般的な組成を共有する他の彗星よりも寒い環境で形成されたことを示しています。
R2彗星はH2Oが不足しているにもかかわらず、COとN2に富む組成は、これまで観測されたどの彗星よりも冥王星とトリトンの組成に近く、同様の構成要素から形成された可能性があることを示唆している（セクション1.3.2を参照）。しかし、R2のCO、CH4、N2の相対的存在量を冥王星の表面スペクトルと比較すると矛盾がある。これらの不一致は、大型KBOの表面組成の変動に起因する可能性があり、その表面はセクション1.2.3で述べたプロセスによって改変されている可能性が高い。さらに、\citeasnoun **Bi18は、R2が分化したKBO天体の断片である可能性があることを示唆しており、これは塵の少ない組成によっても裏付けられている。\citeasnoun **De21は、R2が窒素氷山、つまり動的不安定性の期間中に形成された分化したKBO表面の断片である可能性があることを提案した。この仮説はR2の構成について興味深い説明を提示しているが、そのような破片を作るのに必要な高エネルギー衝突中にN2含有量を維持するのが難しいという問題がある[*] *Le21. したがって、R2のN2に富む組成は説得力のある洞察を提供するが、そのN2保持のメカニズムと正確な形成条件については、今後の研究でさらに調査する必要がある。
1.3.2 COとN2の氷床線の役割
太陽系は星間ガスとマイクロメートルの塵粒子の雲として始まり、それが崩壊して原始惑星系円盤（PPD）、通称PSNを形成しました。このようなガス主体のPPD内では、塵粒子がくっついてmm-cmサイズの小石を形成しました。PPD内のガスと固体粒子の動きの違いにより流動不安定性が生じ、局所的に微惑星の形成が促進されました[*] *Yo05、Jo12、Jo15。これらの数キロメートルの天体は太陽系の構成要素であり、一部は重力によって球形になるほど大きくなり、惑星の胚となった。ガスがまだ円盤内に残っている間、これらの惑星の胚は巨大惑星の核となり、円盤内に埋め込まれて移動する可能性があり、動的不安定性を引き起こした。円盤内のガスが枯渇すると、これらは岩石惑星、準惑星、および大きな衛星の形成の基礎となった。
利用可能な微惑星の組成は、ディスク内の特定の氷線への近さによって決まります。氷線 (氷線、雪線、霜線、または単に凝結線とも呼ばれる) は、PPD、PSN、および衛星が形成される周惑星ディスクにおいて、特定の種の蒸気の表面密度が固体の密度と等しくなる距離として定義されます。雪線の内側では、水氷は蒸発して水蒸気になります。雪線の外側では、蒸気の凝結により氷が存在しますが、ディスク内の粒子の動きにより、凝結/昇華の運動により、この線の前に固体が存在することもあれば、その線を超えて蒸気が存在することもあります。
初期の氷線の位置は、ディスク内の揮発性物質の分布を決定し、それが微惑星の形成と惑星の構成要素に影響を与えました。太陽の明るさ、塵粒子のサイズ、ディスクの乱流などの要因も、PSN 内の氷線の位置に影響を与えました。太陽の明るさは、さまざまな距離でのディスクの温度を決定するため、重要な役割を果たしました。ディスクが時間の経過とともに進化するにつれて、太陽系内の氷線の位置も変化しました。この進化は、ディスクの散逸など、さまざまな要因によって引き起こされる可能性があります[*] *Mo20、内部ギャップの存在[*] *Li21と惑星形成、小石集積、ディスク進化の相互作用[*] *Bi19. 塵粒子の大きさも役割を果たした。粒子が小さいほど円盤の乱流によって容易に持ち上げられ、揮発性物質の輸送に影響を与え、氷床の位置を変えるからである。小惑星帯の研究によると、水氷床の位置は、帯内の水和鉱物の分布を決定する上で重要な役割を果たした。[*] *Ri03. 同様に、CH 4、CO、N2氷床の位置は、外惑星とその衛星の形成と組成に大きな影響を与えました[*] *Ag22,An21. 氷の小石と氷河周辺の蒸気の相互作用は、PSNの組成に大きな変化をもたらし、太陽系の巨大惑星で観測される揮発性物質の濃縮の原因となる可能性のある組成勾配を作り出す可能性があります。[*] *Mo15、Bo17、De17、Mo19、Ag22。
図1.2は、PSNにおけるN2 /COおよびCO/H2O比の放射状プロファイルの時間変化を、濃縮係数によって定義される初期存在量と比較して表している。
ふ
、固体と気体の両方の相で、粘度パラメータの値
𝛼=10 ^-3に設定され、詳細はMo21のディスクおよび輸送モデルに基づいている。採用された
𝛼この値はPPDモデルで一般的に使用される値の範囲内に十分収まっている[*] *He01、Ne13、Si15。図は、PSN のほぼ全域で平坦ですが、CO 氷線と N2氷線付近は例外です。CO 氷線と N2氷線は、PSN の 10-15 AU 領域で互いに非常に近い距離、つまり AU の数十分の 1 未満に位置しており、CO 氷線はディスク内でもう少し内側に位置しています。
図はN2 /CO比が
〜
10 は、2 つの氷線のあるエリアのガス相で観測される。このピークは、N2に富む塵が N2氷線の内側に漂う際に供給される N2蒸気に対応し、これは CO 氷線を超えて後方拡散によって供給される CO 蒸気に比べて過剰である。このピークが顕著な場合、その前に N2 /CO 比の減少が見られる。これは、CO に富む塵が CO 氷線の内側に漂う際に供給される CO 蒸気に対応している。固相の N2 /CO 比も、数桁に達する重要な減少を経験しており、これは N2 が基本的に蒸気を形成し、CO が固相のままである場所に対応している。この計算は、PSN の狭い領域、つまり 10～15 AU 内で塵を形成することが可能であり、N2 /CO 比は、R2 彗星で推定される値だけでなく、冥王星とトリトンのバルク インベントリで推定される値にも一致する可能性があることを示している (表1.2を参照)。一方、CO氷床に近づくと、CO/H2O比は数桁にわたって変化する。氷床の位置でピークを形成し、その大きさは採用された
𝛼
–ディスク内の値[** Mo21は、CO蒸気の裏庭での拡散と凝縮の結果として生じた。R2の構成要素がそのような粒子から組み立てられた場合、観測結果と一致して、 COに富みH2Oに乏しい組成を示すはずである。しかし、この種は気体であるため、CO氷線より内側の距離にある固体ではCO/H2O比が大幅に減少している。CO氷線より内側の非常に近い場所に存在する固体は、冥王星とトリトンで推定されるものと一致するCO/H2O比を示すであろう。
上で述べたように、氷河の位置の太陽中心からの距離は、モデルに大きく依存するため、単なる指標に過ぎません。また、純粋な凝縮体の熱力学データは、数桁も高い実験室データから推定されたものであることから、低圧条件では注意して考慮する必要があります。[*] *Fr09.
図1.2:N2 /COおよびCO/H2O比の放射状プロファイル（濃縮係数によって定義される）
∱はPSNにおける粘度パラメータの時間の関数として計算される。
𝛼 =×10^-3。破線と実線はそれぞれ気相と固相に対応します。紫色のバーは彗星R2で測定されたN2 /CO比に対応します。
1.4トリトンの力学的起源
トリトンは、太陽系の大きな衛星の中でも、海王星の周りを逆行し、大きく傾斜した（円形ではあるが）軌道を描いて回るという点で独特である。
トリトンの起源は未だに未解決の問題であり、2つの競合する仮説がある。1) トリトンが太陽中心軌道から捕獲されたという仮説[*] *Mc84、Mc95、Ag06、Vo08、No11、2)海王星周惑星円盤（CPD）におけるその場形成[*] *Ha79、Sz18、Li20。いずれの場合でも、トリトンの異常な軌道特性は、太陽系の外層の形成と初期の動的進化の自然な結果である可能性があります。
最終的な証拠はまだないが、巨大惑星が現在観測されている場所とは異なる太陽中心からの距離で形成された可能性があるという事実については、惑星科学界ではある程度の合意が得られている。初期太陽系における巨大惑星、特に天王星と海王星の放射状移動の考え方は、*] *Fe84、Ma93、Ma95は、ニースモデルを含むその後の多くの研究の基礎となった[*] *Ts05. このモデルとその後の進化において[*] *Ne12、Ne18、巨大惑星はコンパクトな配置で形成されたと想定されています（すべて～5と～15AUの間でトリトンは太陽から15 AU 離れたところに存在し、おそらくはもっと多くの数（現在の 4 つではなく 5 つ; \citeasnoun **Ne11、\citeasnoun **Ne12）を成し、微惑星円盤に囲まれていた。最終的に、巨大惑星の軌道は不安定になった。天王星と海王星は重力によって外側に散らばり、外側の円盤を貫通してその構成要素を太陽系全体に散らばらせた。このシナリオでは、トリトンと冥王星は原始的な外側の円盤で同様の起源を持ち、トリトンはガスの引きずりによって海王星に捕獲された可能性がある[*] *Mc84、Mc95または3体重力相互作用[*] *Ag06、Vo08、No11。後者の場合、トリトンの捕獲効率は2%と推定されている[*] *Vo08と50％[*] *No11.
ニースモデルのシナリオは、トリトンの原位置形成とも互換性があるかもしれないが、ニースモデルのいくつかのバージョンで主張されているように、初期の太陽系に5つの巨大惑星が存在することが必要である（上記参照）。5番目の巨大惑星は、太陽系から放出される前に、おそらく他の惑星にも遭遇した。これは海王星の場合に当てはまり、接近遭遇によりトリトンの当初の順行、円、赤道軌道が劇的に反転した可能性がある[*] *Li20. \citeasnoun **Li20 は、シミュレーションの 0.3～3% で、5 番目の巨大惑星との遭遇により、トリトンと同様の特定の角運動量を持つ逆行軌道に大型の衛星が投入されることを発見しました。これは、上記の捕獲シナリオよりも 1 桁効率が悪くなります。
トリトンが海王星の外側のPSNではなくCPDで形成された場合、その内部に大量のN2とCOが存在することは、CPD自体で凝縮したのではなく、PSNに由来する構成要素からの集積を示していることを示唆している（これら2つの種が原始的であると仮定）。これは、衛星が海王星の周りの冷たく遅いCPDで形成されたことを意味します。対照的に、CH4とNH3がトリトンの主なNおよびC含有種であった場合、これはそれらの構成要素が暖かく高密度のCPDで凝縮したことを示しています[*これは、検討されている形成シナリオがどのようなものであっても、トリトンが外部PSNに集積したか、海王星のCPDに集積したかにかかわらず、その構成要素は常にPSNに由来することを意味します。
1.5結論
CO と N2が形成中に冥王星とトリトンに取り込まれたと仮定すると、これらの分子が大量に存在することは、2 つの天体が PSN の外部領域に由来する物質を集積したことを示している。具体的には、PSN の揮発性輸送/凝縮モデルは、N2と CO の氷線付近で冥王星とトリトンの構成要素が形成されたことは、現在の組成と一致することを示唆している。CO と N2に富む組成で、冥王星やトリトンと比較すると H2O が大幅に不足しているにもかかわらず、珍しい彗星 R2 は明らかに 2 つの天体と組成上のつながりを示しており、構成要素が PSN の近隣領域で形成されたことを示している。N2と CO の氷線付近にあるこれらの領域は、凝縮固体の N2 /H2O 比と CO/H2O 比に大幅なばらつきがあり、R2、冥王星、トリトンに起因する特異な組成を包含している可能性がある。また、海王星の CPD におけるトリトンの形成の可能性は、その構成要素が以前に PSN で形成されたと仮定すると、現在の構成と一致しています。
一方、冥王星とトリトンの現在の不安定な予算が原始的であるという保証は何もなく、形成後の多くのプロセスが現在の構成を形成した可能性がある。これは、2 つの天体の起源に関する結論や現在の構成に基づく結論は、慎重に下さなければならないことを意味している。
冥王星とトリトンの構成要素の起源を評価するには、水素を含む揮発性物質の重水素と水素の比率を測定する必要がある。この値を彗星や氷の巨星である天王星と海王星で測定された値と比較すると、PSNにおける冥王星とトリトンの構成要素の形成について有用な文脈が得られる。トリトンと冥王星に存在するN2の14N/ 15N比の測定も有用である。この値を彗星で測定された値と比較すると（～127; citeasnoun **Ro14)、太陽風(441; citeasnoun **Ma11)、またはタイタン(143; citeasnoun **Ma09)は、2つの天体によって窒素が集積された原始的な形態についてのヒントを与えてくれるだろう。なぜなら、原始NH3の14N/ 15N比は、原始N2のそれとは大きく異なると予想されるからである[ *] *Ro14.
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