天王星と海王星の入れ替わりがニースモデルのメインイベントと認識しているのですが、入れ替わらないシミュレーションもしている。土星から海王星軌道までの微惑星を一掃することは出来ても海王星の質量を短時間に集積する説明がつくのかね。以下、機械翻訳。
ニースモデル移行中の氷物質の上昇による天王星と海王星の大気の大規模汚染
要約
太陽系形成のニースモデルでは、天王星と海王星は軌道激変を起こし、微惑星円盤を一掃します。進化のこの段階で氷の巨人によって物質が降着される円盤の領域はこれまで特定されていなかった。私たちは、この軌道激変中の固体降着の量と起源を決定するために、4 つの巨大な惑星の直接 N 体軌道シミュレーションを実行します。私たちは、氷の巨人が極端な砲撃イベントを起こしており、その衝突率は〜3 km サイズの微惑星を仮定すると、惑星の総質量は最大で 1 時間あたり0.35%増加します。
すべての場合において、最初に最も外側にあった氷の巨人は最大の総合強化を経験します。私たちは、いくつかのもっともらしい微惑星の特性について、結果として生じる大気の濃縮により、既存のモデルに従って惑星の冷却時間スケールを変更するのに十分な潜熱が生成される可能性があると判断しました。私たちの発見は、惑星進化のこの段階でのかなりの降着は、大気の組成と巨大な氷の熱進化に影響を与えるのに十分であった可能性を示唆しており、堆積した固体物質の運命に関する今後の研究の動機となっている。
1はじめに
ニースモデル (Tsiganis et al., 2005; Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005) は太陽系形成に関して広く提唱されているシナリオであり、元々は天王星と海王星の形成に必要な長い時間スケールによって動機付けられました。ガス媒介の降着プロセスが考慮されていない場合、現在の位置での測定 (例: Helled & Bodenheimer、2014)。小石降着のモデル (例: Lambrechts & Johansen、2012) は氷の巨人を急速に成長させることができますが (例: Frelikh & Murray-Clay、2017)、動的に励起された小天体集団を生成する能力があるため、ニースモデルタイプの激動シナリオは依然として人気があります。太陽系でも同様です (例、Levison et al.、2008)。
ニースのモデルの基本的な前提は、4 つの巨大な惑星が今日見られるものよりもはるかにコンパクトな構成で始まり、4 つすべてがその間に存在していたということです。
〜5−20AU。木星と土星は共鳴配置で始まりますが (例: Morbidelli & Crida, 2007)、最も遠い惑星の軌道のすぐ向こうから地球まで伸びる微惑星円盤との相互作用による混沌とした激動によって乱されます。
〜30 AU。天王星と海王星は円盤内を一掃し、微惑星が降着したり散乱したりしながら、最終的に動摩擦によって現在のほぼ位置に静止します。数値シミュレーション (例: Tsiganis et al., 2005) では、次のことがわかります。
50% 多くの場合、天王星と海王星は初期の軌道ランクを交換します。天王星と海王星の位置が入れ替わったかどうかは、現在未解決の問題と考えられています。円盤の表面密度は半径とともに減少することが理解されているため、海王星が天王星の軌道の内側から始まったシナリオでは、その質量がより大きくなることが説明できる可能性があります (Helled & Fortney、2020)。
ニースモデルによって提案されたこの大規模な外向きの移動中に、天王星と海王星はかなり巨大な円盤と相互作用したでしょう(30−50𝑀⊕）（モルビデリ＆クリダ、2007）。これらの惑星によって飛散する物質と降着する物質の割合は調べられていますが(Matter et al., 2009)、これらの降着微惑星の円盤内での起源についてはまだ詳細に検討されていません。降着微惑星の個体数をより深く調査するために、試験粒子と惑星の間の衝突を直接シミュレートします。これは、Matter らとは対照的です。 (2009) では、Wetherill (1967) によって説明されているように、各タイム ステップですべての粒子の軌道要素を使用して衝突が遡及的に計算され、衝突確率が決定されました。さらに、微惑星円盤の内縁がより半径方向の距離にある後期段階の降着に焦点を当て、形成の初期段階ですでに惑星に組み込まれていた可能性のある一部の微惑星を除外しました。
この研究では、直接法を使用して、ニースモデルの軌道移動中の後期降着の範囲を導出します。
𝑁-体シミュレーション。私たちは、この微惑星降着の「後期の表面」が、巨大氷塊の大気や外皮への実質的な重元素汚染に寄与した可能性があるかどうかを調査します。我々は、異なる移動シナリオ、特に天王星と海王星が最初の順序を交換するか維持する 2 つのケースで、2 つの氷の巨人の間で予想される降着の相対的な違いを決定します。
氷の巨人である天王星と海王星は、半径、質量、平均密度など、ほぼ同様の物理的特性を持っています。両方の惑星の大気は、水素、ヘリウム、メタンによって支配されています (Guillot & Gautier、2015)。原始太陽における水素に対するヘリウムの存在量は両惑星の観測結果と一致しているが(Conrath et al., 1991a, 1987)、それらの大気はメタンが過剰に濃縮されている。
50× 原始太陽の値 (Ba
天王星と海王星は円盤内で異なる経路をたどり、さまざまな組成の異なる量の微惑星が降着します。以前の研究（Tsiganis et al., 2005; Batygin & Brown, 2010; Levison et al., 2011）では、大変動による太陽系外周の軌道の彫刻に焦点を当てていましたが、ここでは、その結果として生じる氷の巨人への影響に焦点を当てます。私たちは、降着微惑星の量と組成の違いと、その結果として生じるこの劇的な軌道激変期が天王星と海王星の組成と熱進化に影響を与える可能性を定量化します。
セクション 2 では、次の構築とともに初期条件の選択について説明します。
𝑁-body Nice Model シミュレーション。セクション 3 では、シミュレーションによって得られたさまざまな降着履歴を正規化して分類します。セクション 4 では、天王星と海王星の熱進化に影響を与える可能性とともに、外殻と大気に降着した重元素の量についてコメントします。
図 1. 木星と土星は、振れ角 φJ = 3λS − 2λJ − ϖJ で 3:2 の平均運動共鳴で初期化されました。
φS = 3λS − 2λJ − ϖS ここで、λ は平均経度、ϖ は周心経度を表します。 角度 φJ は周囲を自由にします
0 である一方、φS は π 付近で自由になります。 わかりやすくするために、最初の 1 × 10^5 年のみを示しています。 共鳴の生存能力 10^8
このシミュレーションで使用される一連の初期条件 (表 1) を決定するために年が使用され、これ以降のすべてのシミュレーションで使用されます。
本作におけるシミュレーション。 ここで明らかな比較的弱くて騒々しい共鳴挙動は、4 つの巨大な要素がすべて含まれていることに起因します。
惑星だけでなく、木星と土星の低い初期離心率も同様です。
図 2. 微惑星円盤の配置を決定するために、テスト粒子を初期条件 (セクション 2.2) と統合しました。 300 万年間の積分後のすべてのテスト粒子の最終長半径と初期長半径が表示されます。 惑星
この非カオス シミュレーションの初期位置が示されています。
テスト粒子 (黒い点) は 20 au の内側でほぼ完全に除去されたため、これが内側のエッジとして選択されました。
ディスクの。 密度が高いほど、濃い紫色で表示されます。
図 3. 各惑星のシミュレートされた平均長半径と離心率 (色付きの長方形) と JPL Horizons から取得された対応する現在の値 (黒い点) と比較。 長方形の幅と高さは、
選択した 4 つの実行の過去 500 万年の最大値と最小値。 そのうち 2 回の実行では、天王星が始まり、終わりました。
他の 2 つの天王星は海王星の外側から始まりました (1 と 2 を入れ替えません)。
図 4. 木星 (ピンク)、土星の長半径 (a)、天心距離 a(1+e)、および周心距離 a(1−e) と時間の関係(濃い紫)、天王星 (青)、海王星 (薄紫)、およびテスト粒子との衝突の時間と場所。
混沌期の天王星（青い三角形）と海王星（紫の星）。 このシナリオ (スワップ 1 なし) では、氷の巨人は
位置の交換で終わるのではなく、海王星は天王星の外側で始まり、天王星の外側で終わりました。 海王星は全体の約 80% を占めました
粒子の衝突をテストします。
図 5. 左の列は、降着物の初期位置を示しています。
円盤内の粒子と、それらが衝突した惑星をテストします。
右の列は、天王星 (青) の衝突の合計を示します。
と海王星 (紫)。惑星は最終的な配置での位置によって識別されます。 最初の 2 行は次のことを示しています
天王星が最初は海王星の外側にあるシミュレーション
(1 と 2 を入れ替えます) 一方、下の 2 行はシナリオを示しています
海王星は天王星の外側で始まり、天王星の外側で終わります（いいえ）
1と2を交換します）。 衝突は合計数に正規化されます
各シミュレーションで両方の氷の巨人が経験しました。 粒子の大部分は、最初に最も外側にあった氷によって堆積された
円盤の内縁から巨大化。 残りの部分は、
降着粒子は円盤のすべての領域から発生し、
バリエーションが少ない。
図 6. 最初に各 2 au 半径ビンに位置し、最終的に海王星 (紫) と天王星に衝突する粒子の割合
（青）。 これにより、任意の初期表面密度に対する、特定の初期テスト粒子の長半径に対する衝突の確率が得られます。
左側のプロットはスワップなし 1 と 2 の合計統計を示し、右側のプロットはスワップ 1 と 2 の同じ統計を示します。 天王星と
海王星は、最終構成における位置によって識別されます。
4。討議
氷の巨人のニースモデル移動中に、これらの惑星では、最大でエンベロープ質量分率に相当する氷微惑星の後期降着が発生したことがわかりました。
〜3.5%。太陽系形成のこの段階は、天王星と海王星にとって極端な衝突イベントとなったでしょう。質量の大部分がキロメートルサイズの天体であると仮定すると、これらの惑星の 1 つが最大で衝突したことになります。
3巨大惑星の軌道が不安定になった最初の100万年間における1時間あたりの微惑星の数。さらに、最初は外側にあった巨大氷は、より多くの微惑星を降着させます。私たちは現在、この実質的な衝突体フラックスと天王星と海王星の初期の熱進化との関連性の可能性について検討します。
セクション 1 で説明したように、これらの惑星は多くの外見上の類似点を共有しているという事実にもかかわらず、現在観測されている天王星の熱流量は海王星よりもはるかに小さいです。私たちは、シミュレーションと公開されたモデルを比較して、シミュレーションで明らかな大量の揮発性降着が、ガス円盤の分散後の太陽系形成の初期段階で天王星が海王星と比較して急速な冷却を経験した可能性があるかどうかを評価し、その違いの説明を提供します。熱の流れの中で。微小惑星のアブレーションが発生する深さによって、惑星のどの部分が影響を受けるかが決まるため、エンベロープ全体を上部エンベロープや大気とは別に考慮します。
4.1前作との比較
ニースモデルの隆起中に巨大氷塊が受けた降着の程度は、Matter et al. で考察された。 （2009年）。セクション 1 で述べたように、Matter らが利用したような衝突確率を使用して遡及的に衝突を判定するのではなく、REBOUND 内で衝突検出モジュールを採用し、惑星と微惑星間の衝突を直接シミュレートしました。 （2009年）。すべての場合において、この以前の研究よりも降着質量が 2 ～ 10 倍少ないことがわかりました。マッターらによって使用された微惑星円盤の総質量は、 (2009) は私たちの研究で使用されたものと同等です。この以前の研究で使用された円盤は 15.5 天文単位で始まり、私たちの円盤は 20 天文単位で始まります。これは、初期の惑星形成中に惑星に組み込まれたと想定されるこれらの動的に除去された粒子を除外したためです。セクション 2.2 で説明します。私たちのシミュレーションにおける降着の大部分は円盤の内縁にある微惑星によるものであったため、20 天文単位までの内部に微惑星を含めることで、ここで研究した場合と比較して総降着量が大幅に増加すると推測できます。この違いを考慮すると、N 体モデルと解析モデルで異なる結果が得られる可能性を排除できません。しかし、我々は、最初は外側にあった氷の巨人が最も多くの降着を受けるという発見を再現します。
4.2天王星と海王星の外殻の重元素汚染
重力観測を満たすために、モデルには次の金属モル分率が必要です。
≥10%そして
<1%それぞれ海王星と天王星の封筒の中にあります（Bailey & Stevenson、2021）。氷の微惑星によるこれらの惑星のエンベロープの汚染は、アブレーションが発生する場所を制御するため、微惑星のサイズに依存します。ピニャスら。 (2016) 半径を持つ氷の衝突体を発見
〜1km は大気中を落下し、ほぼ完全に消滅します。
1000-抗力と熱の影響による惑星内部のバーレベル。この発見を考慮すると、次のことが考えられます。
100-kmサイズの微惑星もエンベロープ内でアブレートし、エンベロープは地球にまで広がります。
10^5-bar レベル (Nettelmann et al., 2013)。
大きな微惑星のこれらのアブレーションレベルに動機付けられて、我々はまず、降着物質が水素主体のエンベロープ全体で対流によって混合されるシナリオを検討します。
10%惑星の質量 (表 1) (Hubbard & MacFarlane、1980)。
セクション 1 で述べたように、天王星と海王星の観察された違いを説明するために、1 つまたは複数の巨大衝突が以前に提案されています。私たちの研究で調べた降着は、考えられる微惑星のサイズと質量の分布によって引き起こされたと考えることができます。つまり、完全な質量増加とそれに対応するエンベロープ組成の変化は、多くの小さな衝突体によって時間をかけて、または衝突体によって一度に送達されると考えることができます。
〜1/20𝑀⊕インパクター、最大総降着質量。表 4 に示すように、シミュレーション時間全体にわたる各惑星の全質量増加を使用して、揮発性物質 (「金属」または「水」とも呼ばれる) で増加した質量を取得します。微惑星が完全に水であると仮定するのは非現実的ですが、これは限定的なケースを提供し、Kurosaki & Ikoma (2017) など、これと同じ仮定を利用した以前に計算されたモデルとの直接比較を可能にします。私たちが発見した降着質量を微惑星組成に変換することは簡単です (例についてはセクション 4.4 を参照)。
我々は、エンベロープの残りの質量が太陽比での H2-He 混合物 (平均モル質量) であると仮定して、降着によるエンベロープ内の水分モル分率を計算しました。s2.3g/mol）。
天王星と海王星は一部のシミュレーションでは位置を交換しましたが、他のシミュレーションでは交換しなかったため、これら 2 つの異なる移動の結果が降着物質の量とどのように関係するのかという疑問が生じます。 4 つのシミュレーションすべてで、天王星は〜0.1%
エンベロープ内の水分モル分率。図5に見られるように、海王星の降着は大幅に変化しました。最高の降着 (スワップなし 1) を使用したシミュレーションでは、海王星は次の揮発性質量分率を取得しました。
〜3%
エンベロープ内で、〜0.5%
水のモル分率。交換シミュレーションでは、海王星は水のモル分率のみを取得しました。
〜0.04%。
天王星の強化は限界値を下回っていることが判明しました。
〜1%
これは、長期的な沈降にもかかわらず、天王星がより中心に集中していることを示唆する現在の重力観測と一致しています（例：Helled et al., 2010; Nettelmann et al., 2013; Podolak et al., 1995）。しかし、海王星の最大降着のシミュレーションを行った場合でも、今日観測されている海王星の重元素濃縮を提供するには不十分です。したがって、エンベロープの重元素濃縮度の実質的な違いは、この研究で調査したような「後期ベニア」の異なる降着とは異なるプロセスを通じて、天王星と海王星によって得られたに違いありません。ニースモデル移行中のエンベロープの揮発性濃縮は、海王星のエンベロープの重元素含有量全体を説明するには十分ではありませんでしたが、この後期段階の増加はエンベロープの平均分子量を最大で増加させるのに十分でした。
〜3%。
4.3大気および上部エンベロープの重元素汚染
セクション 1 で議論したように、大気および上部エンベロープにおける水とメタンの凝縮は、巨大氷の熱進化に役割を果たしている可能性があります。黒崎と生駒 (2017) は、50%
若い天王星の大気と上部エンベロープ中の水のモル分率は、現在までに観測されたフラックスまで惑星を冷却するのに十分です。さらに、この明るさは、
45%モル分率。 Markham & Stevenson (2021) は、潜熱放出と並行して安定成層が惑星の光度に及ぼす影響を考察しています。彼らは、メタンの凝縮により明るさが増加する一方で、水の凝縮により冷却時間が長くなることが示されています。
したがって、この研究で定量化された後期降着が初期に巨大氷の大気と上部エンベロープを豊かにし、冷却における一時的だが重要な変化をもたらした可能性を我々は考察する。スワッピングシミュレーションでは、天王星が海王星よりも強化されていることがわかりました。私たちは、天王星の過剰な大気汚染の影響を定量化しようとしました。黒崎と生駒 (2017) の論理に従って、この議論の目的のために、衝突体の質量は完全に水中にあると仮定します。アンモニアとメタンの平均分子量は水と似ているため、次の結論は「氷」全体に大まかに適用できます。私たちはさらに、地球の大気領域と地球に広がる上部エンベロープを考慮することで、彼らのアプローチに従います。
100気圧レベル。
小さな水氷微惑星はこのレベル以上でアブレートします。このシナリオを検討するには、これらの小さな微惑星が存在する可能性を調べる必要があります。アルマ望遠鏡の観測では、
〜1 mm の微惑星（しばしば「小石」と呼ばれる）は、最小質量の太陽星雲の集合質量に匹敵する集合質量を持つガス円盤内に存在します（例、Andrews et al., 2009; Andrews, 2015）が、このサイズの粒子が存在するかどうかは不明です。ディスクの分散後も存在します。もしそれらが残った場合、衝突による粉砕により、最大サイズの小石の数はおそらく次の時間スケールで減少するでしょう。
𝑡 = (4/3）(𝜌int^𝑠/Σ）Ω^−1。小石の表面密度を推定します。
Σ ≳ 5×10^−6 g cm^-2 で
25 au は、1Myr、以下の時間スケールで衝突研削による破壊をもたらすでしょう。 内部の小石密度を使用しました
𝜌int = 2 g cm^-3、およびΩ は 25 au における粒子の角軌道速度です。あるいは、小さな微惑星が円盤の分散に耐えられなかった場合、微惑星は、微惑星の貯留層によって生成される衝突カスケードを通じて形成された可能性があります。
1 kmボディ。古典的な衝突カスケードでは、𝜌int = 2 g cm^-3、およびΩ は 25 au における粒子の角軌道速度です。あるいは、小さな微惑星が円盤の分散に耐えられなかった場合、微惑星は、微惑星の貯留層によって生成される衝突カスケードを通じて形成された可能性があります。
1kmボディ。古典的な衝突カスケードでは、特定のサイズの粒子の数は、
𝑁(𝑠）、サイズ分布があります
𝑑𝑁/𝑑𝑠- ∝ 𝑠^−𝑞、したがって、特定のサイズでの質量は次のようになります。
𝑠^4−𝑞。私たちは取る
𝑞=3.5。セクション 3.2 で説明した表面密度の場合、衝突間の時間は次のようになります。
1 km サイズのオブジェクトは
〜2千万年、つまり少なくともニースモデルの大変動が起こる限りは2千万年 円盤の分散後、おそらく衝突カスケードが確立される可能性があります。
〜8億年 遅延 Gomes らによって提案された。 (2005)。このシナリオが発生した場合、微惑星の表面密度は小さくなると予想できます。
2.5×10^−4 g cm-2 (mm サイズの物体)。
このセクションの残りの部分では、次の基準表面密度を考慮します。
2.5×10^−4
潜在的な影響の基本的な理解を得るために、1 mm の微小惑星の g cm-2 を調べます。このサイズは、大気中および上部エンベロープ内で完全にアブレーションできるほど小さいです。
1𝜇気圧レベル (Moses、1992)。アブレーションされる微小惑星の最大サイズを決定するには、追加のアブレーション モデルが必要になります。
100気圧レベル、これは将来の作業のトピックになる可能性があります。
セクション 3.2 に従ってシミュレーションされた衝突を正規化し、大気の大きさと比較して降着による質量増加を考慮しました。私たちは、衝突率が最も高かった最初の百万年に焦点を当てます。衝突率のピークは
10^15 1 時間あたり (海王星、スワップ 1 なし)、天王星は平均10^14 4 つのシミュレーションすべてで、この期間中の 1 時間あたりの割合。これらの小さな衝突物は、約100 年 (Mordasini、2014)。
さらに、十分な制約はありませんが、海王星の対流転倒のタイムスケールは次のように推定されています。
100 年（ハバード、1984）。したがって、インパクターが完全にアブレーションされたか、ほとんどアブレーションされただけであるかに関係なく、インパクターは少なくとも大気中および上部エンベロープ内に留まるはずです。
100 年。
大気と上部エンベロープの質量を推定しました (〜10^22g) 惑星の質量のごく一部であり、次のように計算されます。
4𝜋𝑟𝑝^2𝛾𝐻𝜌𝑝 どこ𝑟𝑝 そして
𝜌𝑝 はそれぞれ惑星の半径と密度です。私たちは決めました
𝜌𝑝上のエンベロープの根元に
𝑃/𝑐𝑠^2、 と𝑃 100バールの圧力として。音速𝑐𝑠
次のように計算されます
𝑅𝑇/𝑀 どこ𝑅 は気体定数、𝑇 は温度です(350 K (Mousis et al., 2021))、および𝑀 の平均モル質量2.3 g/ml (太陽光 H2-He 混合物)。断熱領域を仮定した。
𝛾 ≈ 7/5、H2 の断熱指数、
100 bar は一般に予想される放射対流境界より下にあるため、対流であると想定されます。スケールの高さ𝐻
として見つかりました
𝑐𝑠^2Ｘ𝑟𝑝^2/(𝐺𝑀𝑝）、 どこ
𝑀𝑝 惑星の質量です。大気と上部エンベロープの質量を使用して、微惑星降着によるこの領域の水のモル分率を決定しました。
対流混合のタイムスケールは、天王星の大気と上部エンベロープが降着するためのスワップシミュレーションでは十分長い
〜6×10^−5
その元の質量から、水のモル分率が得られます。
〜8×10^−6。ネプチューンは最大0.002まで利益を得る
このときの大気と上部エンベロープの質量は、水のモル分率に相当します。
〜10^−4。
ただし、この地域がこの地域に混在するかどうかは定かではありません。
100 年間のタイムスケール: 対流湧昇または抑制された対流により、重元素が空中に留まる可能性があります。巨大氷の内部モデルには、氷の表面から始まる抑制された対流の層が含まれる場合があります。
200気圧レベル (Leconte et al., 2017)。この場合、最初の 100 万年間の総降着量を考慮します。私たちが計算する金属量は転倒不安定の影響を受ける可能性が高いほど十分に大きいですが、Kurosaki & Ikoma (2017) に従って、この大気濃縮は直接考慮されます。強化は、
100- 年の混合タイムスケール、海王星は最大で取得25× 大気と上層のエンベロープの質量。 (この強化は、小さな小石に含まれる質量の少数に限定しているため、降着した微惑星質量のすべてを含む表 4 で提供される強化よりもはるかに小さいことに注意してください。) すべてのモデル化されたシナリオにおける両方の巨大氷について、大気および上部エンベロープ中の揮発性モル分率は、>0.2、最大値は0.8 ネプチューンと0.5 天王星の場合。これは、非常に揮発性物質が豊富な大気と上部エンベロープを意味します。
この強化は、公開されたモデルに従って巨大氷の熱進化を変えるのに十分です。 (Kurosaki & Ikoma, 2017) の場合もほぼ同様です。セクションで述べたように
イオン 1、Markham & Stevenson (2021) は、メタンと水の凝縮によって冷却時間スケールが最大で変化する可能性があると結論付けています。
15%、所要時間が加速または延長されます。想定よりもはるかに高いモル分率が見つかりました
5% メタンと12% 水用。これらは研究された最高のモル分率であり、冷却時間スケールの変化が重元素濃度とともに増加することがわかりました。この傾向は今後も続くと推測できます。現時点で円盤内の水とメタンの組成を制限しないと、シミュレーションされた惑星の冷却時間スケールが増加する（主に水が付着）か減少する（主にメタンが付着）と予想されるかは不明です。しかし、我々は、巨大氷塊の大気と上部外皮が初期の時点で揮発性物質で満たされており、この地域の組成を支配していることを発見した。
天王星が進化の初期段階で加速された冷却タイムスケールを経験するには、小石が主にメタンで構成され、初期の時点で惑星の明るさが増加し、それによって冷却が加速されるという交換シミュレーションが必要です。天王星が大気中の水のモル分率を引き起こしていることを発見しました
〜2
スワッピングシミュレーションでは海王星の 2 倍です。逆に、スワップなしのシミュレーションでは、Neptune は次の結果を取得しました。
1.5
天王星の大気中の水のモル分率の倍です。非交換シナリオでは、主に水が降着する必要があるため、海王星の冷却タイムスケールが天王星と比較して増加します。いずれの場合でも、降着は十分に重大であるため、両方の惑星の冷却時間スケールが同時に影響を受ける可能性があります。この期間中に小石中の水とメタンの相対量を測定できれば、巨大氷塊の初期構成を理論化できるでしょう。我々は、小石の付着により上層大気への粒子の流入が増加する一方、Mordasini (2014) は外側放射帯ではこの塵の増加が粒子の不透明度を大幅に増加させないことを発見したとコメントしている。さらに、ガスの不透明度は熱の発生により強く影響します (Lunine et al., 1989)。
我々は、大気の詳細が、惑星が時間の経過とともにどのように冷えるかを決定する上で重要な側面であることに注目している（例えば、Fortney et al., 2011）。フォートニーら。 (2011) 熱進化を決定するために天王星と海王星の大気モデルを計算したところ、海王星の既知の光度と一致することができましたが、天王星については一致できませんでした。このモデルは大気の境界条件に焦点を当てており、大気中での微惑星の溶解の可能性を含む、氷の巨大進化モデルの大気境界条件の新たな計算の必要性を強調しています。不透明度が高くなると冷却が遅くなる可能性がありますが、大気の不透明度の詳細は複雑です。微惑星の溶解に伴う物質の流入により惑星の不透明度が増し、太陽エネルギーの入力が増加する一方でエネルギーの出力が減少すると予想されるかもしれませんが、このフィードバックをよりよく理解するにはさらに最新の研究が必要です。
4.4 N2 そしてKrアイスライン
ここで、降着微惑星による天王星と海王星の大気増強に対する微惑星円盤内の氷線の影響を検討します。天王星と海王星は、この研究で説明されている大変動を経験する前に、円盤の異なる場所で形成を開始したため、当初は異なる大気組成を持っていた可能性があることに注意してください。このモデルは、後期の降着中に受ける濃縮度のみを計算し、初期の金属量の違いは考慮しません。セクション 4.3 で議論したように、100 年の対流混合タイムスケールの場合、この降着による金属量の増加は、初期の増強に比べて小規模から中程度であり、今日観察されているものを予測するには初期の大気組成が必要となります。ただし、対流が抑制され、エンベロープ全体の混合が妨げられている場合、強化はこの研究で調査された付着物によって支配され、初期の大気組成は無視できます。これは、海王星の大気の金属性が以前に今日の観測値まで強化されていたとしても当てはまります。
図 4 で強調されているように、降着微惑星の半径方向の発生源は、交換シミュレーションと非交換シミュレーションの間で異なります。私たちは、微惑星源個体群のこの違いが、力学的な激変中に氷の巨人が方向を交換したかどうかの測定可能な組成的兆候を提供するかどうかを検討しました。このような有用性を実現するには、微惑星が発生する円盤の半径方向領域全体にわたって変化する組成トレーサーが必要になります。 N2アイスライン
〜26 au とクリプトン (Kr) アイスライン〜22 au (Öberg & Wordsworth、2019) はおそらく最も有望な可能性を提供します。このモデルは、水の雪線に基づいています。
〜2 au および対応するミッドプレーン温度 140K、温度
∝ 𝑟^−0.65。これらの氷線の内側では、N2 と Kr は主にガス状ですが、氷線の外側では主に固体微惑星の成分であるため、この研究で説明されている衝突中に巨大氷によって降着する可能性があります。特に、非交換シナリオでは、天王星では主に外部から微惑星が降着するため、天王星ではクリプトン（および程度は低いが窒素）の降着が予想されるが、海王星ではほとんどまたはまったく降着しないと予想される。
22
その間、海王星は内部からこの半径まで降着します。交換シナリオでは、両方の惑星が微惑星を降着させるため、窒素の降着は天王星に限定されますが、両方の惑星でクリプトンの増加が期待される可能性があります。
22−26 au 領域ですが、海王星の降着はこれ以外では最小限です。円盤の範囲内には炭素氷線が存在しないため、すべてのシミュレーションで炭素が蓄積され、比較のベースラインとなります。
以下で説明する形成後の濃縮度は、惑星の初期軌道ランクに関連付けられているため、この点での制約として使用できます。このアイデアをテストするために、シミュレーションで微惑星に組成を割り当てました。微惑星は、Öberg & Wordsworth (2019) に従い、質量がケイ酸塩と揮発性物質 (CO、CO2、エタン、窒素、アンモニア、水、微量) に均等に分割され (Greenberg、1998)、豊富な太陽星雲と同等の組成を持つと仮定されました。希ガス。セクション 4.3 で説明した、揮発性濃縮物が大気と上部エンベロープを支配するシナリオのサブセットについては、私たちの予測が正しいことがわかります。降着量はシミュレーションごとに異なるため、次のように定義します。
𝑓𝑖 の比率として𝑖:C は太陽の値に応じて惑星によって蓄積されます。
𝑖:C、ここで𝑖は Kr または N を指します。クリプトンの場合、天王星はすべてのシミュレーションでほぼ太陽の増強を取得します (𝑓𝐾𝑟 〜0.9−1.1）。交換シナリオでは、海王星には太陽が豊富です (𝑓𝐾𝑟 〜1.1）一方、非スワッピングの場合、この強化は太陽光発電以下です（𝑓𝐾𝑟 〜0.2−0.3）。
窒素富化を考慮すると、海王星のすべてのケースで亜太陽比がわかります (𝑓𝑁 〜0.1−0.3）。スワッピングシナリオでは、天王星は〜2
非スワッピングケースでは太陽光発電の強化がサブソーラーである場合の倍数：𝑓𝑁 〜0.6−0.8。この時代以来、巨大氷の外皮全体で対流混合が起こっている可能性が高く、これらの少量の相対濃縮は現在の大気中では検出できないでしょう。しかし、その結果として生じる濃縮は、氷の巨人の衛星でより明らかになる可能性があります。
4.5モデルに関する注意事項
私たちのモデルではいくつかの簡略化が採用されています。セクション 1 で説明したように、ニースモデルの進化における巨大惑星の軌道進化は詳しく研究されています。私たちは、大量のテスト粒子の使用を回避することで計算コストを削減しながら、これを再現することを目指しました。既存の Nice モデル シミュレーションと同様に、動的不安定性を引き起こし、動的摩擦によって引き起こされる減衰をシミュレートするために架空の力を仮定しました。セクション 2.3 と 2.4 で議論したように、私たちの移動力は、微惑星駆動の移動モデル (例: Fernandez & Ip、1984) と一致して、木星と土星に分岐移動を引き起こします。ただし、巨大な試験粒子による動的摩擦は無視し、離心率の減衰力を優先します。これにより、氷の巨人の長半径が離心率とともに減少します。実際の動摩擦では長半径の減少は起こりませんが、必要な減衰を提供しながらこの影響を軽減するために、偏心力を可能な限り弱くしました。衝突の大部分は、長半径、したがって偏心減衰力が低かったシミュレーションの最初の 100 万年間に発生しました。さらに、シミュレートされた移動中に巨大惑星がカバーする長半径空間は、ニースモデルの移動の公表された例と一致するように十分に制限されています。したがって、この研究の目的には、巨大な試験粒子の代わりに架空の偏心力で十分です。
さらに、詳細にシミュレーションされたのは 4 つの異なる軌道進化シナリオのみです。質量のないテスト粒子であっても、計算は
数万のテスト粒子を使用したシミュレーションの費用は高額であり、可能性の完全な範囲を取得するのではなく、いくつかの結果を詳細に調査しようとしました。小さなサンプル サイズ内で結果に大きなばらつきが見られます。交換なし 1 では、海王星の総降着量は、他のシナリオのいずれの惑星よりも 4 倍高かったです。これらのシミュレーションは、2 つのシナリオ間の付加体の違いを理解するための出発点となります。より詳細な統計を取得するには、多数の軌道進化シナリオごとに大規模なスイートが必要になります。将来の研究では、あらゆる可能性をより詳細に探究する可能性があります。
私たちは、最初に 3 つの氷の巨人が存在するシナリオを考慮しませんでした (例: Batygin et al., 2011; Nesvornỳ, 2011)。私たちの 2 惑星シミュレーションと同様に、最初は最も外側にあった巨大な氷が微惑星の大部分を降着させると推測するのは公平かもしれません。これが巨大な氷の惑星が放出された場合、天王星と海王星に残される微惑星の数が減り、熱進化や大気組成への極端な影響が避けられる可能性があります。逆に、最初に最も内側にあった巨大な氷が放出された場合、降着は 2 つの巨大な氷の場合と同様になる可能性があります。しかし、特に観測可能な性質が関係している可能性があるため、3 つの惑星のシナリオは将来の研究から恩恵を受ける可能性があります。
さらに、我々は 1 つの微惑星表面密度のみを考慮しました。提案されている微惑星分布はさまざまであるため (例: Weidenschilling, 2011; Schlichting et al., 2013; Johansen et al., 2014)、サイズスペクトルの両端での推定値を提供します。結果は、あらゆる表面密度に合わせて拡大縮小できます。
∝ 𝑟^−1。さらに、図 6 にある初期ディスク表面密度に正規化された結果を使用して、径方向依存性の異なる関数形式を調べることができます。アブレーションの深さはインパクターのサイズに依存します。によってアブレーションされるインパクターのサイズを決定するには、追加のアブレーション計算が必要です。
100気圧レベル。
5。結論
私たちは、ニースモデルの移行中に天王星と海王星による微惑星降着の量を推定し、この降着の後期段階が既存のモデルに従ってこれらの惑星の現在の特性にどのような影響を与えたのかを調査しました。私たちは一連の直接的な取り組みを実施しました
𝑁-天体軌道シミュレーションの結果、氷の巨人は100万年続く極端な衝突期間を経験し、質量降着率は最大100万年の衝突率に相当することが判明した。
3 微惑星と1時速 - km の半径。この推定では、表面密度の標準的な仮定が考慮されています。
∝ 𝑟^−1 30 au で 0.25 g/cm2。
天王星と海王星はニースモデルの移行中に異なる量の揮発性物質を蓄積し、具体的な結果は惑星が軌道ランクを切り替えるかどうかに応じて異なることが判明した。最初は外側にあった巨大な氷が、最も多くの微惑星を降着させます。天王星が最初は海王星の外側にあるシミュレーションでは、両方の氷の巨人が 22 ～ 26 天文単位の間に形成された微惑星に降着します。天王星が海王星の内部で始まり、終わるシミュレーションでは、海王星は微惑星の大部分を内部円盤から降着します。
惑星の外側領域、大気および巨大氷塊の上部エンベロープにおける重元素の高い割合を維持する上で、抑制された対流または対流湧昇が果たせる可能性のある役割を考慮すると、
〜100 バールは、この期間中に降着した揮発性物質によって組成的に支配される可能性があります。一時的な水分モル分率は最大80%
軌道シミュレーションから推定されます。この推定値は、流体力学的混合の不安定性の可能性を考慮していません。この物質が推定で大気圏と上部エンベロープから出た場合、
100-年の対流タイムスケールでは、惑星の外側領域の金属量は、初期の熱進化の速度を変えるほど十分に強化されていません。たとえ対流の抑制や対流湧昇によって惑星の初期の熱進化中に上部エンベロープや大気の混合が妨げられたとしても、太陽系の年齢に伴う混合によって、今日観察される可能性のあるこの衝突現象による増強が消去された可能性があることに我々は注目する。
熱進化に対する揮発性物質の降着の影響を理解するには、対流混合のタイムスケールと巨大氷のエンベロープ内の対流が抑制された領域を制限する今後の研究が必要である。これらのシミュレーションの結果に基づいて、水のモル分率を提案します。
> 0.5 Leconteらによって示唆されているように、大気下で対流が抑制されていれば、上部エンベロープ内の空気は一時的に維持された可能性があります。 （2017年）。重要なのは、Kurosaki & Ikoma (2017) が地球と地球とを比較すると、惑星の明るさが何桁も急激に増加していることを発見したため、たとえ短期間の大気濃縮であっても、長期的な惑星の進化に影響を与える可能性があることです。
45% そして 50%
大気中の揮発性モル分率。したがって、この研究は、水のモル分率を超えると潜熱放出と対流の抑制の影響をさらに調査する動機になります。
50%。天王星と海王星の熱力学の歴史と内部構造は、太陽系の生涯にわたってさまざまな複雑な要因に依存してきました。私たちはここで、これらの惑星が長距離の外側への移動中に巨大な原始円盤からの揮発性物質の大量の降着を経験したことを証明しました。したがって、天王星と海王星によるこの降着の後期段階は、これらの惑星の観察可能な特性に対する潜在的に重要な影響として、さらなる検討に値する。
この研究は、ハイシング・サイモンズ財団 51 Pegasi b 惑星天文学における博士研究員フェローシップと、カリフォルニア大学サンタクルーズ校からの科学技術学部研究賞からの資金提供によって可能になりました。 NSF MRI 助成金 AST 1828315 の資金提供を受けて、カリフォルニア大学サンタクルーズ校で lux スーパーコンピューターが使用されていることを認めます。有益なコメントをくださった Jonathan Fortney と匿名の査読者に感謝します。
ニースモデル移行中の氷物質の上昇による天王星と海王星の大気の大規模汚染
要約
太陽系形成のニースモデルでは、天王星と海王星は軌道激変を起こし、微惑星円盤を一掃します。進化のこの段階で氷の巨人によって物質が降着される円盤の領域はこれまで特定されていなかった。私たちは、この軌道激変中の固体降着の量と起源を決定するために、4 つの巨大な惑星の直接 N 体軌道シミュレーションを実行します。私たちは、氷の巨人が極端な砲撃イベントを起こしており、その衝突率は〜3 km サイズの微惑星を仮定すると、惑星の総質量は最大で 1 時間あたり0.35%増加します。
すべての場合において、最初に最も外側にあった氷の巨人は最大の総合強化を経験します。私たちは、いくつかのもっともらしい微惑星の特性について、結果として生じる大気の濃縮により、既存のモデルに従って惑星の冷却時間スケールを変更するのに十分な潜熱が生成される可能性があると判断しました。私たちの発見は、惑星進化のこの段階でのかなりの降着は、大気の組成と巨大な氷の熱進化に影響を与えるのに十分であった可能性を示唆しており、堆積した固体物質の運命に関する今後の研究の動機となっている。
1はじめに
ニースモデル (Tsiganis et al., 2005; Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005) は太陽系形成に関して広く提唱されているシナリオであり、元々は天王星と海王星の形成に必要な長い時間スケールによって動機付けられました。ガス媒介の降着プロセスが考慮されていない場合、現在の位置での測定 (例: Helled & Bodenheimer、2014)。小石降着のモデル (例: Lambrechts & Johansen、2012) は氷の巨人を急速に成長させることができますが (例: Frelikh & Murray-Clay、2017)、動的に励起された小天体集団を生成する能力があるため、ニースモデルタイプの激動シナリオは依然として人気があります。太陽系でも同様です (例、Levison et al.、2008)。
ニースのモデルの基本的な前提は、4 つの巨大な惑星が今日見られるものよりもはるかにコンパクトな構成で始まり、4 つすべてがその間に存在していたということです。
〜5−20AU。木星と土星は共鳴配置で始まりますが (例: Morbidelli & Crida, 2007)、最も遠い惑星の軌道のすぐ向こうから地球まで伸びる微惑星円盤との相互作用による混沌とした激動によって乱されます。
〜30 AU。天王星と海王星は円盤内を一掃し、微惑星が降着したり散乱したりしながら、最終的に動摩擦によって現在のほぼ位置に静止します。数値シミュレーション (例: Tsiganis et al., 2005) では、次のことがわかります。
50% 多くの場合、天王星と海王星は初期の軌道ランクを交換します。天王星と海王星の位置が入れ替わったかどうかは、現在未解決の問題と考えられています。円盤の表面密度は半径とともに減少することが理解されているため、海王星が天王星の軌道の内側から始まったシナリオでは、その質量がより大きくなることが説明できる可能性があります (Helled & Fortney、2020)。
ニースモデルによって提案されたこの大規模な外向きの移動中に、天王星と海王星はかなり巨大な円盤と相互作用したでしょう(30−50𝑀⊕）（モルビデリ＆クリダ、2007）。これらの惑星によって飛散する物質と降着する物質の割合は調べられていますが(Matter et al., 2009)、これらの降着微惑星の円盤内での起源についてはまだ詳細に検討されていません。降着微惑星の個体数をより深く調査するために、試験粒子と惑星の間の衝突を直接シミュレートします。これは、Matter らとは対照的です。 (2009) では、Wetherill (1967) によって説明されているように、各タイム ステップですべての粒子の軌道要素を使用して衝突が遡及的に計算され、衝突確率が決定されました。さらに、微惑星円盤の内縁がより半径方向の距離にある後期段階の降着に焦点を当て、形成の初期段階ですでに惑星に組み込まれていた可能性のある一部の微惑星を除外しました。
この研究では、直接法を使用して、ニースモデルの軌道移動中の後期降着の範囲を導出します。
𝑁-体シミュレーション。私たちは、この微惑星降着の「後期の表面」が、巨大氷塊の大気や外皮への実質的な重元素汚染に寄与した可能性があるかどうかを調査します。我々は、異なる移動シナリオ、特に天王星と海王星が最初の順序を交換するか維持する 2 つのケースで、2 つの氷の巨人の間で予想される降着の相対的な違いを決定します。
氷の巨人である天王星と海王星は、半径、質量、平均密度など、ほぼ同様の物理的特性を持っています。両方の惑星の大気は、水素、ヘリウム、メタンによって支配されています (Guillot & Gautier、2015)。原始太陽における水素に対するヘリウムの存在量は両惑星の観測結果と一致しているが(Conrath et al., 1991a, 1987)、それらの大気はメタンが過剰に濃縮されている。
50× 原始太陽の値 (Ba
天王星と海王星は円盤内で異なる経路をたどり、さまざまな組成の異なる量の微惑星が降着します。以前の研究（Tsiganis et al., 2005; Batygin & Brown, 2010; Levison et al., 2011）では、大変動による太陽系外周の軌道の彫刻に焦点を当てていましたが、ここでは、その結果として生じる氷の巨人への影響に焦点を当てます。私たちは、降着微惑星の量と組成の違いと、その結果として生じるこの劇的な軌道激変期が天王星と海王星の組成と熱進化に影響を与える可能性を定量化します。
セクション 2 では、次の構築とともに初期条件の選択について説明します。
𝑁-body Nice Model シミュレーション。セクション 3 では、シミュレーションによって得られたさまざまな降着履歴を正規化して分類します。セクション 4 では、天王星と海王星の熱進化に影響を与える可能性とともに、外殻と大気に降着した重元素の量についてコメントします。
図 1. 木星と土星は、振れ角 φJ = 3λS − 2λJ − ϖJ で 3:2 の平均運動共鳴で初期化されました。
φS = 3λS − 2λJ − ϖS ここで、λ は平均経度、ϖ は周心経度を表します。 角度 φJ は周囲を自由にします
0 である一方、φS は π 付近で自由になります。 わかりやすくするために、最初の 1 × 10^5 年のみを示しています。 共鳴の生存能力 10^8
このシミュレーションで使用される一連の初期条件 (表 1) を決定するために年が使用され、これ以降のすべてのシミュレーションで使用されます。
本作におけるシミュレーション。 ここで明らかな比較的弱くて騒々しい共鳴挙動は、4 つの巨大な要素がすべて含まれていることに起因します。
惑星だけでなく、木星と土星の低い初期離心率も同様です。
図 2. 微惑星円盤の配置を決定するために、テスト粒子を初期条件 (セクション 2.2) と統合しました。 300 万年間の積分後のすべてのテスト粒子の最終長半径と初期長半径が表示されます。 惑星
この非カオス シミュレーションの初期位置が示されています。
テスト粒子 (黒い点) は 20 au の内側でほぼ完全に除去されたため、これが内側のエッジとして選択されました。
ディスクの。 密度が高いほど、濃い紫色で表示されます。
図 3. 各惑星のシミュレートされた平均長半径と離心率 (色付きの長方形) と JPL Horizons から取得された対応する現在の値 (黒い点) と比較。 長方形の幅と高さは、
選択した 4 つの実行の過去 500 万年の最大値と最小値。 そのうち 2 回の実行では、天王星が始まり、終わりました。
他の 2 つの天王星は海王星の外側から始まりました (1 と 2 を入れ替えません)。
図 4. 木星 (ピンク)、土星の長半径 (a)、天心距離 a(1+e)、および周心距離 a(1−e) と時間の関係(濃い紫)、天王星 (青)、海王星 (薄紫)、およびテスト粒子との衝突の時間と場所。
混沌期の天王星（青い三角形）と海王星（紫の星）。 このシナリオ (スワップ 1 なし) では、氷の巨人は
位置の交換で終わるのではなく、海王星は天王星の外側で始まり、天王星の外側で終わりました。 海王星は全体の約 80% を占めました
粒子の衝突をテストします。
図 5. 左の列は、降着物の初期位置を示しています。
円盤内の粒子と、それらが衝突した惑星をテストします。
右の列は、天王星 (青) の衝突の合計を示します。
と海王星 (紫)。惑星は最終的な配置での位置によって識別されます。 最初の 2 行は次のことを示しています
天王星が最初は海王星の外側にあるシミュレーション
(1 と 2 を入れ替えます) 一方、下の 2 行はシナリオを示しています
海王星は天王星の外側で始まり、天王星の外側で終わります（いいえ）
1と2を交換します）。 衝突は合計数に正規化されます
各シミュレーションで両方の氷の巨人が経験しました。 粒子の大部分は、最初に最も外側にあった氷によって堆積された
円盤の内縁から巨大化。 残りの部分は、
降着粒子は円盤のすべての領域から発生し、
バリエーションが少ない。
図 6. 最初に各 2 au 半径ビンに位置し、最終的に海王星 (紫) と天王星に衝突する粒子の割合
（青）。 これにより、任意の初期表面密度に対する、特定の初期テスト粒子の長半径に対する衝突の確率が得られます。
左側のプロットはスワップなし 1 と 2 の合計統計を示し、右側のプロットはスワップ 1 と 2 の同じ統計を示します。 天王星と
海王星は、最終構成における位置によって識別されます。
4。討議
氷の巨人のニースモデル移動中に、これらの惑星では、最大でエンベロープ質量分率に相当する氷微惑星の後期降着が発生したことがわかりました。
〜3.5%。太陽系形成のこの段階は、天王星と海王星にとって極端な衝突イベントとなったでしょう。質量の大部分がキロメートルサイズの天体であると仮定すると、これらの惑星の 1 つが最大で衝突したことになります。
3巨大惑星の軌道が不安定になった最初の100万年間における1時間あたりの微惑星の数。さらに、最初は外側にあった巨大氷は、より多くの微惑星を降着させます。私たちは現在、この実質的な衝突体フラックスと天王星と海王星の初期の熱進化との関連性の可能性について検討します。
セクション 1 で説明したように、これらの惑星は多くの外見上の類似点を共有しているという事実にもかかわらず、現在観測されている天王星の熱流量は海王星よりもはるかに小さいです。私たちは、シミュレーションと公開されたモデルを比較して、シミュレーションで明らかな大量の揮発性降着が、ガス円盤の分散後の太陽系形成の初期段階で天王星が海王星と比較して急速な冷却を経験した可能性があるかどうかを評価し、その違いの説明を提供します。熱の流れの中で。微小惑星のアブレーションが発生する深さによって、惑星のどの部分が影響を受けるかが決まるため、エンベロープ全体を上部エンベロープや大気とは別に考慮します。
4.1前作との比較
ニースモデルの隆起中に巨大氷塊が受けた降着の程度は、Matter et al. で考察された。 （2009年）。セクション 1 で述べたように、Matter らが利用したような衝突確率を使用して遡及的に衝突を判定するのではなく、REBOUND 内で衝突検出モジュールを採用し、惑星と微惑星間の衝突を直接シミュレートしました。 （2009年）。すべての場合において、この以前の研究よりも降着質量が 2 ～ 10 倍少ないことがわかりました。マッターらによって使用された微惑星円盤の総質量は、 (2009) は私たちの研究で使用されたものと同等です。この以前の研究で使用された円盤は 15.5 天文単位で始まり、私たちの円盤は 20 天文単位で始まります。これは、初期の惑星形成中に惑星に組み込まれたと想定されるこれらの動的に除去された粒子を除外したためです。セクション 2.2 で説明します。私たちのシミュレーションにおける降着の大部分は円盤の内縁にある微惑星によるものであったため、20 天文単位までの内部に微惑星を含めることで、ここで研究した場合と比較して総降着量が大幅に増加すると推測できます。この違いを考慮すると、N 体モデルと解析モデルで異なる結果が得られる可能性を排除できません。しかし、我々は、最初は外側にあった氷の巨人が最も多くの降着を受けるという発見を再現します。
4.2天王星と海王星の外殻の重元素汚染
重力観測を満たすために、モデルには次の金属モル分率が必要です。
≥10%そして
<1%それぞれ海王星と天王星の封筒の中にあります（Bailey & Stevenson、2021）。氷の微惑星によるこれらの惑星のエンベロープの汚染は、アブレーションが発生する場所を制御するため、微惑星のサイズに依存します。ピニャスら。 (2016) 半径を持つ氷の衝突体を発見
〜1km は大気中を落下し、ほぼ完全に消滅します。
1000-抗力と熱の影響による惑星内部のバーレベル。この発見を考慮すると、次のことが考えられます。
100-kmサイズの微惑星もエンベロープ内でアブレートし、エンベロープは地球にまで広がります。
10^5-bar レベル (Nettelmann et al., 2013)。
大きな微惑星のこれらのアブレーションレベルに動機付けられて、我々はまず、降着物質が水素主体のエンベロープ全体で対流によって混合されるシナリオを検討します。
10%惑星の質量 (表 1) (Hubbard & MacFarlane、1980)。
セクション 1 で述べたように、天王星と海王星の観察された違いを説明するために、1 つまたは複数の巨大衝突が以前に提案されています。私たちの研究で調べた降着は、考えられる微惑星のサイズと質量の分布によって引き起こされたと考えることができます。つまり、完全な質量増加とそれに対応するエンベロープ組成の変化は、多くの小さな衝突体によって時間をかけて、または衝突体によって一度に送達されると考えることができます。
〜1/20𝑀⊕インパクター、最大総降着質量。表 4 に示すように、シミュレーション時間全体にわたる各惑星の全質量増加を使用して、揮発性物質 (「金属」または「水」とも呼ばれる) で増加した質量を取得します。微惑星が完全に水であると仮定するのは非現実的ですが、これは限定的なケースを提供し、Kurosaki & Ikoma (2017) など、これと同じ仮定を利用した以前に計算されたモデルとの直接比較を可能にします。私たちが発見した降着質量を微惑星組成に変換することは簡単です (例についてはセクション 4.4 を参照)。
我々は、エンベロープの残りの質量が太陽比での H2-He 混合物 (平均モル質量) であると仮定して、降着によるエンベロープ内の水分モル分率を計算しました。s2.3g/mol）。
天王星と海王星は一部のシミュレーションでは位置を交換しましたが、他のシミュレーションでは交換しなかったため、これら 2 つの異なる移動の結果が降着物質の量とどのように関係するのかという疑問が生じます。 4 つのシミュレーションすべてで、天王星は〜0.1%
エンベロープ内の水分モル分率。図5に見られるように、海王星の降着は大幅に変化しました。最高の降着 (スワップなし 1) を使用したシミュレーションでは、海王星は次の揮発性質量分率を取得しました。
〜3%
エンベロープ内で、〜0.5%
水のモル分率。交換シミュレーションでは、海王星は水のモル分率のみを取得しました。
〜0.04%。
天王星の強化は限界値を下回っていることが判明しました。
〜1%
これは、長期的な沈降にもかかわらず、天王星がより中心に集中していることを示唆する現在の重力観測と一致しています（例：Helled et al., 2010; Nettelmann et al., 2013; Podolak et al., 1995）。しかし、海王星の最大降着のシミュレーションを行った場合でも、今日観測されている海王星の重元素濃縮を提供するには不十分です。したがって、エンベロープの重元素濃縮度の実質的な違いは、この研究で調査したような「後期ベニア」の異なる降着とは異なるプロセスを通じて、天王星と海王星によって得られたに違いありません。ニースモデル移行中のエンベロープの揮発性濃縮は、海王星のエンベロープの重元素含有量全体を説明するには十分ではありませんでしたが、この後期段階の増加はエンベロープの平均分子量を最大で増加させるのに十分でした。
〜3%。
4.3大気および上部エンベロープの重元素汚染
セクション 1 で議論したように、大気および上部エンベロープにおける水とメタンの凝縮は、巨大氷の熱進化に役割を果たしている可能性があります。黒崎と生駒 (2017) は、50%
若い天王星の大気と上部エンベロープ中の水のモル分率は、現在までに観測されたフラックスまで惑星を冷却するのに十分です。さらに、この明るさは、
45%モル分率。 Markham & Stevenson (2021) は、潜熱放出と並行して安定成層が惑星の光度に及ぼす影響を考察しています。彼らは、メタンの凝縮により明るさが増加する一方で、水の凝縮により冷却時間が長くなることが示されています。
したがって、この研究で定量化された後期降着が初期に巨大氷の大気と上部エンベロープを豊かにし、冷却における一時的だが重要な変化をもたらした可能性を我々は考察する。スワッピングシミュレーションでは、天王星が海王星よりも強化されていることがわかりました。私たちは、天王星の過剰な大気汚染の影響を定量化しようとしました。黒崎と生駒 (2017) の論理に従って、この議論の目的のために、衝突体の質量は完全に水中にあると仮定します。アンモニアとメタンの平均分子量は水と似ているため、次の結論は「氷」全体に大まかに適用できます。私たちはさらに、地球の大気領域と地球に広がる上部エンベロープを考慮することで、彼らのアプローチに従います。
100気圧レベル。
小さな水氷微惑星はこのレベル以上でアブレートします。このシナリオを検討するには、これらの小さな微惑星が存在する可能性を調べる必要があります。アルマ望遠鏡の観測では、
〜1 mm の微惑星（しばしば「小石」と呼ばれる）は、最小質量の太陽星雲の集合質量に匹敵する集合質量を持つガス円盤内に存在します（例、Andrews et al., 2009; Andrews, 2015）が、このサイズの粒子が存在するかどうかは不明です。ディスクの分散後も存在します。もしそれらが残った場合、衝突による粉砕により、最大サイズの小石の数はおそらく次の時間スケールで減少するでしょう。
𝑡 = (4/3）(𝜌int^𝑠/Σ）Ω^−1。小石の表面密度を推定します。
Σ ≳ 5×10^−6 g cm^-2 で
25 au は、1Myr、以下の時間スケールで衝突研削による破壊をもたらすでしょう。 内部の小石密度を使用しました
𝜌int = 2 g cm^-3、およびΩ は 25 au における粒子の角軌道速度です。あるいは、小さな微惑星が円盤の分散に耐えられなかった場合、微惑星は、微惑星の貯留層によって生成される衝突カスケードを通じて形成された可能性があります。
1 kmボディ。古典的な衝突カスケードでは、𝜌int = 2 g cm^-3、およびΩ は 25 au における粒子の角軌道速度です。あるいは、小さな微惑星が円盤の分散に耐えられなかった場合、微惑星は、微惑星の貯留層によって生成される衝突カスケードを通じて形成された可能性があります。
1kmボディ。古典的な衝突カスケードでは、特定のサイズの粒子の数は、
𝑁(𝑠）、サイズ分布があります
𝑑𝑁/𝑑𝑠- ∝ 𝑠^−𝑞、したがって、特定のサイズでの質量は次のようになります。
𝑠^4−𝑞。私たちは取る
𝑞=3.5。セクション 3.2 で説明した表面密度の場合、衝突間の時間は次のようになります。
1 km サイズのオブジェクトは
〜2千万年、つまり少なくともニースモデルの大変動が起こる限りは2千万年 円盤の分散後、おそらく衝突カスケードが確立される可能性があります。
〜8億年 遅延 Gomes らによって提案された。 (2005)。このシナリオが発生した場合、微惑星の表面密度は小さくなると予想できます。
2.5×10^−4 g cm-2 (mm サイズの物体)。
このセクションの残りの部分では、次の基準表面密度を考慮します。
2.5×10^−4
潜在的な影響の基本的な理解を得るために、1 mm の微小惑星の g cm-2 を調べます。このサイズは、大気中および上部エンベロープ内で完全にアブレーションできるほど小さいです。
1𝜇気圧レベル (Moses、1992)。アブレーションされる微小惑星の最大サイズを決定するには、追加のアブレーション モデルが必要になります。
100気圧レベル、これは将来の作業のトピックになる可能性があります。
セクション 3.2 に従ってシミュレーションされた衝突を正規化し、大気の大きさと比較して降着による質量増加を考慮しました。私たちは、衝突率が最も高かった最初の百万年に焦点を当てます。衝突率のピークは
10^15 1 時間あたり (海王星、スワップ 1 なし)、天王星は平均10^14 4 つのシミュレーションすべてで、この期間中の 1 時間あたりの割合。これらの小さな衝突物は、約100 年 (Mordasini、2014)。
さらに、十分な制約はありませんが、海王星の対流転倒のタイムスケールは次のように推定されています。
100 年（ハバード、1984）。したがって、インパクターが完全にアブレーションされたか、ほとんどアブレーションされただけであるかに関係なく、インパクターは少なくとも大気中および上部エンベロープ内に留まるはずです。
100 年。
大気と上部エンベロープの質量を推定しました (〜10^22g) 惑星の質量のごく一部であり、次のように計算されます。
4𝜋𝑟𝑝^2𝛾𝐻𝜌𝑝 どこ𝑟𝑝 そして
𝜌𝑝 はそれぞれ惑星の半径と密度です。私たちは決めました
𝜌𝑝上のエンベロープの根元に
𝑃/𝑐𝑠^2、 と𝑃 100バールの圧力として。音速𝑐𝑠
次のように計算されます
𝑅𝑇/𝑀 どこ𝑅 は気体定数、𝑇 は温度です(350 K (Mousis et al., 2021))、および𝑀 の平均モル質量2.3 g/ml (太陽光 H2-He 混合物)。断熱領域を仮定した。
𝛾 ≈ 7/5、H2 の断熱指数、
100 bar は一般に予想される放射対流境界より下にあるため、対流であると想定されます。スケールの高さ𝐻
として見つかりました
𝑐𝑠^2Ｘ𝑟𝑝^2/(𝐺𝑀𝑝）、 どこ
𝑀𝑝 惑星の質量です。大気と上部エンベロープの質量を使用して、微惑星降着によるこの領域の水のモル分率を決定しました。
対流混合のタイムスケールは、天王星の大気と上部エンベロープが降着するためのスワップシミュレーションでは十分長い
〜6×10^−5
その元の質量から、水のモル分率が得られます。
〜8×10^−6。ネプチューンは最大0.002まで利益を得る
このときの大気と上部エンベロープの質量は、水のモル分率に相当します。
〜10^−4。
ただし、この地域がこの地域に混在するかどうかは定かではありません。
100 年間のタイムスケール: 対流湧昇または抑制された対流により、重元素が空中に留まる可能性があります。巨大氷の内部モデルには、氷の表面から始まる抑制された対流の層が含まれる場合があります。
200気圧レベル (Leconte et al., 2017)。この場合、最初の 100 万年間の総降着量を考慮します。私たちが計算する金属量は転倒不安定の影響を受ける可能性が高いほど十分に大きいですが、Kurosaki & Ikoma (2017) に従って、この大気濃縮は直接考慮されます。強化は、
100- 年の混合タイムスケール、海王星は最大で取得25× 大気と上層のエンベロープの質量。 (この強化は、小さな小石に含まれる質量の少数に限定しているため、降着した微惑星質量のすべてを含む表 4 で提供される強化よりもはるかに小さいことに注意してください。) すべてのモデル化されたシナリオにおける両方の巨大氷について、大気および上部エンベロープ中の揮発性モル分率は、>0.2、最大値は0.8 ネプチューンと0.5 天王星の場合。これは、非常に揮発性物質が豊富な大気と上部エンベロープを意味します。
この強化は、公開されたモデルに従って巨大氷の熱進化を変えるのに十分です。 (Kurosaki & Ikoma, 2017) の場合もほぼ同様です。セクションで述べたように
イオン 1、Markham & Stevenson (2021) は、メタンと水の凝縮によって冷却時間スケールが最大で変化する可能性があると結論付けています。
15%、所要時間が加速または延長されます。想定よりもはるかに高いモル分率が見つかりました
5% メタンと12% 水用。これらは研究された最高のモル分率であり、冷却時間スケールの変化が重元素濃度とともに増加することがわかりました。この傾向は今後も続くと推測できます。現時点で円盤内の水とメタンの組成を制限しないと、シミュレーションされた惑星の冷却時間スケールが増加する（主に水が付着）か減少する（主にメタンが付着）と予想されるかは不明です。しかし、我々は、巨大氷塊の大気と上部外皮が初期の時点で揮発性物質で満たされており、この地域の組成を支配していることを発見した。
天王星が進化の初期段階で加速された冷却タイムスケールを経験するには、小石が主にメタンで構成され、初期の時点で惑星の明るさが増加し、それによって冷却が加速されるという交換シミュレーションが必要です。天王星が大気中の水のモル分率を引き起こしていることを発見しました
〜2
スワッピングシミュレーションでは海王星の 2 倍です。逆に、スワップなしのシミュレーションでは、Neptune は次の結果を取得しました。
1.5
天王星の大気中の水のモル分率の倍です。非交換シナリオでは、主に水が降着する必要があるため、海王星の冷却タイムスケールが天王星と比較して増加します。いずれの場合でも、降着は十分に重大であるため、両方の惑星の冷却時間スケールが同時に影響を受ける可能性があります。この期間中に小石中の水とメタンの相対量を測定できれば、巨大氷塊の初期構成を理論化できるでしょう。我々は、小石の付着により上層大気への粒子の流入が増加する一方、Mordasini (2014) は外側放射帯ではこの塵の増加が粒子の不透明度を大幅に増加させないことを発見したとコメントしている。さらに、ガスの不透明度は熱の発生により強く影響します (Lunine et al., 1989)。
我々は、大気の詳細が、惑星が時間の経過とともにどのように冷えるかを決定する上で重要な側面であることに注目している（例えば、Fortney et al., 2011）。フォートニーら。 (2011) 熱進化を決定するために天王星と海王星の大気モデルを計算したところ、海王星の既知の光度と一致することができましたが、天王星については一致できませんでした。このモデルは大気の境界条件に焦点を当てており、大気中での微惑星の溶解の可能性を含む、氷の巨大進化モデルの大気境界条件の新たな計算の必要性を強調しています。不透明度が高くなると冷却が遅くなる可能性がありますが、大気の不透明度の詳細は複雑です。微惑星の溶解に伴う物質の流入により惑星の不透明度が増し、太陽エネルギーの入力が増加する一方でエネルギーの出力が減少すると予想されるかもしれませんが、このフィードバックをよりよく理解するにはさらに最新の研究が必要です。
4.4 N2 そしてKrアイスライン
ここで、降着微惑星による天王星と海王星の大気増強に対する微惑星円盤内の氷線の影響を検討します。天王星と海王星は、この研究で説明されている大変動を経験する前に、円盤の異なる場所で形成を開始したため、当初は異なる大気組成を持っていた可能性があることに注意してください。このモデルは、後期の降着中に受ける濃縮度のみを計算し、初期の金属量の違いは考慮しません。セクション 4.3 で議論したように、100 年の対流混合タイムスケールの場合、この降着による金属量の増加は、初期の増強に比べて小規模から中程度であり、今日観察されているものを予測するには初期の大気組成が必要となります。ただし、対流が抑制され、エンベロープ全体の混合が妨げられている場合、強化はこの研究で調査された付着物によって支配され、初期の大気組成は無視できます。これは、海王星の大気の金属性が以前に今日の観測値まで強化されていたとしても当てはまります。
図 4 で強調されているように、降着微惑星の半径方向の発生源は、交換シミュレーションと非交換シミュレーションの間で異なります。私たちは、微惑星源個体群のこの違いが、力学的な激変中に氷の巨人が方向を交換したかどうかの測定可能な組成的兆候を提供するかどうかを検討しました。このような有用性を実現するには、微惑星が発生する円盤の半径方向領域全体にわたって変化する組成トレーサーが必要になります。 N2アイスライン
〜26 au とクリプトン (Kr) アイスライン〜22 au (Öberg & Wordsworth、2019) はおそらく最も有望な可能性を提供します。このモデルは、水の雪線に基づいています。
〜2 au および対応するミッドプレーン温度 140K、温度
∝ 𝑟^−0.65。これらの氷線の内側では、N2 と Kr は主にガス状ですが、氷線の外側では主に固体微惑星の成分であるため、この研究で説明されている衝突中に巨大氷によって降着する可能性があります。特に、非交換シナリオでは、天王星では主に外部から微惑星が降着するため、天王星ではクリプトン（および程度は低いが窒素）の降着が予想されるが、海王星ではほとんどまたはまったく降着しないと予想される。
22
その間、海王星は内部からこの半径まで降着します。交換シナリオでは、両方の惑星が微惑星を降着させるため、窒素の降着は天王星に限定されますが、両方の惑星でクリプトンの増加が期待される可能性があります。
22−26 au 領域ですが、海王星の降着はこれ以外では最小限です。円盤の範囲内には炭素氷線が存在しないため、すべてのシミュレーションで炭素が蓄積され、比較のベースラインとなります。
以下で説明する形成後の濃縮度は、惑星の初期軌道ランクに関連付けられているため、この点での制約として使用できます。このアイデアをテストするために、シミュレーションで微惑星に組成を割り当てました。微惑星は、Öberg & Wordsworth (2019) に従い、質量がケイ酸塩と揮発性物質 (CO、CO2、エタン、窒素、アンモニア、水、微量) に均等に分割され (Greenberg、1998)、豊富な太陽星雲と同等の組成を持つと仮定されました。希ガス。セクション 4.3 で説明した、揮発性濃縮物が大気と上部エンベロープを支配するシナリオのサブセットについては、私たちの予測が正しいことがわかります。降着量はシミュレーションごとに異なるため、次のように定義します。
𝑓𝑖 の比率として𝑖:C は太陽の値に応じて惑星によって蓄積されます。
𝑖:C、ここで𝑖は Kr または N を指します。クリプトンの場合、天王星はすべてのシミュレーションでほぼ太陽の増強を取得します (𝑓𝐾𝑟 〜0.9−1.1）。交換シナリオでは、海王星には太陽が豊富です (𝑓𝐾𝑟 〜1.1）一方、非スワッピングの場合、この強化は太陽光発電以下です（𝑓𝐾𝑟 〜0.2−0.3）。
窒素富化を考慮すると、海王星のすべてのケースで亜太陽比がわかります (𝑓𝑁 〜0.1−0.3）。スワッピングシナリオでは、天王星は〜2
非スワッピングケースでは太陽光発電の強化がサブソーラーである場合の倍数：𝑓𝑁 〜0.6−0.8。この時代以来、巨大氷の外皮全体で対流混合が起こっている可能性が高く、これらの少量の相対濃縮は現在の大気中では検出できないでしょう。しかし、その結果として生じる濃縮は、氷の巨人の衛星でより明らかになる可能性があります。
4.5モデルに関する注意事項
私たちのモデルではいくつかの簡略化が採用されています。セクション 1 で説明したように、ニースモデルの進化における巨大惑星の軌道進化は詳しく研究されています。私たちは、大量のテスト粒子の使用を回避することで計算コストを削減しながら、これを再現することを目指しました。既存の Nice モデル シミュレーションと同様に、動的不安定性を引き起こし、動的摩擦によって引き起こされる減衰をシミュレートするために架空の力を仮定しました。セクション 2.3 と 2.4 で議論したように、私たちの移動力は、微惑星駆動の移動モデル (例: Fernandez & Ip、1984) と一致して、木星と土星に分岐移動を引き起こします。ただし、巨大な試験粒子による動的摩擦は無視し、離心率の減衰力を優先します。これにより、氷の巨人の長半径が離心率とともに減少します。実際の動摩擦では長半径の減少は起こりませんが、必要な減衰を提供しながらこの影響を軽減するために、偏心力を可能な限り弱くしました。衝突の大部分は、長半径、したがって偏心減衰力が低かったシミュレーションの最初の 100 万年間に発生しました。さらに、シミュレートされた移動中に巨大惑星がカバーする長半径空間は、ニースモデルの移動の公表された例と一致するように十分に制限されています。したがって、この研究の目的には、巨大な試験粒子の代わりに架空の偏心力で十分です。
さらに、詳細にシミュレーションされたのは 4 つの異なる軌道進化シナリオのみです。質量のないテスト粒子であっても、計算は
数万のテスト粒子を使用したシミュレーションの費用は高額であり、可能性の完全な範囲を取得するのではなく、いくつかの結果を詳細に調査しようとしました。小さなサンプル サイズ内で結果に大きなばらつきが見られます。交換なし 1 では、海王星の総降着量は、他のシナリオのいずれの惑星よりも 4 倍高かったです。これらのシミュレーションは、2 つのシナリオ間の付加体の違いを理解するための出発点となります。より詳細な統計を取得するには、多数の軌道進化シナリオごとに大規模なスイートが必要になります。将来の研究では、あらゆる可能性をより詳細に探究する可能性があります。
私たちは、最初に 3 つの氷の巨人が存在するシナリオを考慮しませんでした (例: Batygin et al., 2011; Nesvornỳ, 2011)。私たちの 2 惑星シミュレーションと同様に、最初は最も外側にあった巨大な氷が微惑星の大部分を降着させると推測するのは公平かもしれません。これが巨大な氷の惑星が放出された場合、天王星と海王星に残される微惑星の数が減り、熱進化や大気組成への極端な影響が避けられる可能性があります。逆に、最初に最も内側にあった巨大な氷が放出された場合、降着は 2 つの巨大な氷の場合と同様になる可能性があります。しかし、特に観測可能な性質が関係している可能性があるため、3 つの惑星のシナリオは将来の研究から恩恵を受ける可能性があります。
さらに、我々は 1 つの微惑星表面密度のみを考慮しました。提案されている微惑星分布はさまざまであるため (例: Weidenschilling, 2011; Schlichting et al., 2013; Johansen et al., 2014)、サイズスペクトルの両端での推定値を提供します。結果は、あらゆる表面密度に合わせて拡大縮小できます。
∝ 𝑟^−1。さらに、図 6 にある初期ディスク表面密度に正規化された結果を使用して、径方向依存性の異なる関数形式を調べることができます。アブレーションの深さはインパクターのサイズに依存します。によってアブレーションされるインパクターのサイズを決定するには、追加のアブレーション計算が必要です。
100気圧レベル。
5。結論
私たちは、ニースモデルの移行中に天王星と海王星による微惑星降着の量を推定し、この降着の後期段階が既存のモデルに従ってこれらの惑星の現在の特性にどのような影響を与えたのかを調査しました。私たちは一連の直接的な取り組みを実施しました
𝑁-天体軌道シミュレーションの結果、氷の巨人は100万年続く極端な衝突期間を経験し、質量降着率は最大100万年の衝突率に相当することが判明した。
3 微惑星と1時速 - km の半径。この推定では、表面密度の標準的な仮定が考慮されています。
∝ 𝑟^−1 30 au で 0.25 g/cm2。
天王星と海王星はニースモデルの移行中に異なる量の揮発性物質を蓄積し、具体的な結果は惑星が軌道ランクを切り替えるかどうかに応じて異なることが判明した。最初は外側にあった巨大な氷が、最も多くの微惑星を降着させます。天王星が最初は海王星の外側にあるシミュレーションでは、両方の氷の巨人が 22 ～ 26 天文単位の間に形成された微惑星に降着します。天王星が海王星の内部で始まり、終わるシミュレーションでは、海王星は微惑星の大部分を内部円盤から降着します。
惑星の外側領域、大気および巨大氷塊の上部エンベロープにおける重元素の高い割合を維持する上で、抑制された対流または対流湧昇が果たせる可能性のある役割を考慮すると、
〜100 バールは、この期間中に降着した揮発性物質によって組成的に支配される可能性があります。一時的な水分モル分率は最大80%
軌道シミュレーションから推定されます。この推定値は、流体力学的混合の不安定性の可能性を考慮していません。この物質が推定で大気圏と上部エンベロープから出た場合、
100-年の対流タイムスケールでは、惑星の外側領域の金属量は、初期の熱進化の速度を変えるほど十分に強化されていません。たとえ対流の抑制や対流湧昇によって惑星の初期の熱進化中に上部エンベロープや大気の混合が妨げられたとしても、太陽系の年齢に伴う混合によって、今日観察される可能性のあるこの衝突現象による増強が消去された可能性があることに我々は注目する。
熱進化に対する揮発性物質の降着の影響を理解するには、対流混合のタイムスケールと巨大氷のエンベロープ内の対流が抑制された領域を制限する今後の研究が必要である。これらのシミュレーションの結果に基づいて、水のモル分率を提案します。
> 0.5 Leconteらによって示唆されているように、大気下で対流が抑制されていれば、上部エンベロープ内の空気は一時的に維持された可能性があります。 （2017年）。重要なのは、Kurosaki & Ikoma (2017) が地球と地球とを比較すると、惑星の明るさが何桁も急激に増加していることを発見したため、たとえ短期間の大気濃縮であっても、長期的な惑星の進化に影響を与える可能性があることです。
45% そして 50%
大気中の揮発性モル分率。したがって、この研究は、水のモル分率を超えると潜熱放出と対流の抑制の影響をさらに調査する動機になります。
50%。天王星と海王星の熱力学の歴史と内部構造は、太陽系の生涯にわたってさまざまな複雑な要因に依存してきました。私たちはここで、これらの惑星が長距離の外側への移動中に巨大な原始円盤からの揮発性物質の大量の降着を経験したことを証明しました。したがって、天王星と海王星によるこの降着の後期段階は、これらの惑星の観察可能な特性に対する潜在的に重要な影響として、さらなる検討に値する。
この研究は、ハイシング・サイモンズ財団 51 Pegasi b 惑星天文学における博士研究員フェローシップと、カリフォルニア大学サンタクルーズ校からの科学技術学部研究賞からの資金提供によって可能になりました。 NSF MRI 助成金 AST 1828315 の資金提供を受けて、カリフォルニア大学サンタクルーズ校で lux スーパーコンピューターが使用されていることを認めます。有益なコメントをくださった Jonathan Fortney と匿名の査読者に感謝します。
