冥王星系の起源について

冥王星系の起源について
この章の目的は、冥王星系の起源に関する仮説を検討することです。
冥王星の発見と探査機による探査の間の85年の間隔にわたってかなり洗練された観測上の制約の。ジャイアントインパクトに焦点を当てます
冥王星-カロン連星系の最も可能性の高い起源として現在理解されている仮説は、外側の太陽系における惑星の形成と移動の新しいモデルに特に注意を払う。
システムの4つの小さな衛星によって引き起こされる起源の難問について説明します。また、詳しく説明します
初期の太陽系外縁天体の動的環境に対するこれらのシナリオの影響について
ディスク、冥王星衝突族を見つける可能性、および他の連星系の起源
カイパーベルトで。最後に、の起源に関する未解決の未解決の問題を強調します
冥王星システムと将来の進歩の領域を提案します。

図1.冥王星系の起源に関する主な制約。冥王星の太陽周回軌道は離心率（約0.25）で傾斜（約17°）です
黄道と比較して、海王星の軌道と3：2の平均運動共鳴で。冥王星とカロンの相互軌道の軸
小さな衛星の軌道は冥王星とカロンの回転軸と整列し、システムの回転軸と122°の角度を形成します。
太陽周回軌道軸。システムの角運動量が非常に大きいため、冥王星とカロンを組み合わせた材料の場合
単一のオブジェクトに折りたたまれた場合、このオブジェクトは質量を落とすのに十分な速さで回転する可能性があります。小さな衛星は近くの連星を周回します
相互軌道との平均運動共鳴。それらは氷であり、同じサイズの太陽系外縁天体よりもはるかに明るいです。
カロンの質量は冥王星の質量のかなりの部分です（カロンと冥王星の質量比は0.12）。カロンは少し氷が多い
冥王星（Bierson et al。、2018）ですが、冥王星とカロンのかさ密度は、
すべての大きなカイパーベルトオブジェクト（KBO）にわたる密度推定。


図2.惑星のバイナリの形成のための可能なシナリオ。 それぞれが責任があると仮定されています
冥王星-カロンまたは他の衛星を運ぶ太陽系外縁天体の形成：巨大な衝撃、現在の主要なシナリオ
冥王星-カロン（McKinnon、1984; Canup、2005、2011）; 分裂（Lin、1981; Mignard、1981）; 共降着（Nesvornýetal。、
2010、2019）; および捕獲（Goldreich et al。、2002）。


図3.半径約10＾3kmの衝突前駆体の可能な内部構造（非常に大まかに縮尺どおりに描かれている）の縮退
冥王星とカロンが観測された密度で生成される可能性があります。 完全に均質な構造または完全に微分された構造（非常にかすめられる衝撃の限界で）は冥王星-カロン連星系を生成することができます（Canup、2005; Arakawa et
al。、2019）、部分的に分化した構造は、分散した塵円盤を同時に生成するために必要であるように見えます。
小さな衛星が蓄積する可能性があります（Canup、2011）。 ただし、これらの端成分間のスペクトルでは、地球物理学
前駆体の形成時と衝撃の時の間に作用するプロセスは、岩石と水の混合物につながる可能性があります
コア、マントル、および/または地殻のさまざまな比率。 運動量の40％以上の場合、海は描かれているよりもはるかに厚い可能性があります
付着した微惑星のエネルギーは保持されます（図4e–fを参照）。


図4.冥王星-カロン前駆体の熱的および構造的進化の例。 （a）、（b）形成された前駆細胞の進化
5 m.y.降着加熱のないCa-Alに富む介在物の後。前駆体は冷たくなります（内部温度=表面
温度）と均質。主に長寿命の放射能が内部を暖め[（a）]、氷岩の分化を引き起こします。
部分的に分化した構造につながり、外側は約20 kmで、未分化の地殻として残っています[（b）]。 （a）で
（c）輪郭と色はケルビン単位の温度を示し、H2O-NH3では176Kで青色に遷移します。
共晶およびオレンジ色への遷移は、273 Kでの水氷の融解を示します。（c）、（d）7m.yに形成された前駆体の進化。
CAIの後、降着運動エネルギーの20％を想定して、降着加熱によって設定された初期半径温度プロファイル
保持されます（h = 0.2;セクション3.3.1を参照）。分化は、前駆細胞の外側の領域で以下の範囲内で始まります
10 m.y.、水-NH3海の上にある外側の氷の殻を作成します。 （e）、（f）5m.yで形成された前駆体の進化。 CAIの後、
降着エネルギーの40％が保持されていると仮定します（h = 0.4）。外層は最初から部分的または完全に溶けていますが、
しかし、熱はより深く埋もれているため、深部の暖かい氷はこれらの上層から下向きに熱を伝導します
ゆっくりと、30m.yまで中央領域の融解を失速させます。降着後。その間、差分が進行します
結果として生じる材料と熱の移流はここではシミュレートされていませんが、溶融層内の外側から内側へ
中央の層が溶けるまで。差分後、溶けた氷はすべて、厚さ100 kmを超える海にあり、さらに30m.y続きます。
対流する氷の殻の下に薄い海だけが残るまで。ここでの進化モデルでは、アンモニアは
H2Oに対して1質量％で存在し、氷の融点を下げます。差別化された地域の岩が想定されています
100％をコアに分割し、明確な構成レイヤーを作成します。ただし、この図は単純化されすぎている可能性があります。
岩のコアは間隙水を保持する可能性があり、細粒の岩はむしろ海や氷のマントルに浮遊したままになる可能性があります
コアに落ち着くよりも。 Desch and Neveu（2017）のモデルに基づく結果。


図5.巨大なディスクを生成する潜在的な冥王星-カロン形成の影響。 示されているのは、2つの同じサイズの高度に微分された物体（鉄のコアが赤、岩のマントルがオレンジ、および
衝突前の7時間の回転日で両方とも回転していた（青色の氷の殻）、衝突前のスピン軸
衝突角運動量ベクトルと整列します。 最初の斜筋の後、vi
= vesc衝突（a）、一時的に物体
再衝突および結合して急速に回転する構造（c）を形成する前に、分離（b）します。 高密度コンポーネントとして
中央に移動すると、低密度の氷が外側に広がり、最終的には12％の氷を含む巨大なアイスディスクを形成します。
中央惑星の質量（d）。 単位は10^3kmの距離です。 Canup（2005）から。


図6.分散ディスクを生成する巨大な衝撃から生じる予測された衛星対惑星の質量比（q）
最終的な束縛された惑星+ディスクシステムのスケーリングされた角運動量の関数（Jf
）。凡例はシミュレーションを示します
パラメーター;最初の値は総質量（γ）に対するインパクターの比率であり、2番目の値は
衝突するオブジェクト（IDI =鉄、ダナイト、および氷の層で分化、SER =未分化、均一な蛇紋岩組成、SIM = 50％の氷と50％の蛇紋岩の未分化混合物）、3番目は衝撃速度とインクルード
脱出速度、および4番目は、インパクター（ "i"）および/またはターゲット（ "t"）の衝突前の順行スピン期間（時間単位）です。
ここで、衝突前のスピン軸は衝突角運動量ベクトルと整列していました。ほとんどの場合、20,000SPHを使用しました
粒子; 120,000個の粒子シミュレーションは「HR」で示されます。破線はqとJfの関係です
から
質量Mpおよび慣性モーメント定数K = 0.29のIDI惑星の式（6）は、その周期に等しい周期で回転します。
回転安定性の最小値であり、質量qMpの月が約3つの主半径の距離を周回しています。変更
冥王星-カロンシステムのニューホライズンズ後の値を含む、Canup（2005）に基づく図（明るい青色の実線）。


図7.無傷のカロンを生成する潜在的な冥王星-カロン形成衝撃のSPHシミュレーション。 2つの非回転、
未分化/均一な組成体は斜めになり、vi
= vesc衝突、インパクターには30％が含まれています
冥王星系の質量（a）。 インパクターのかなりの部分は、最初の衝突後も重力によって拘束されたままです（b）。
そしてそれは、歪んだ形状との重力相互作用により、最終的な惑星の周りに束縛された安定した軌道を達成します。
惑星（b）、（c）。 最終的な月のq = 0.12、軌道離心率e = 0.5、ロッシュ限界の外側の周縁部
（d）。 色は、カラーバーごとの衝撃による温度の上昇を示します。 Canup（2005）から。


図8.均一組成体間の衝撃のSPHシミュレーションからの衛星対惑星の質量比（q）
無傷の衛星を生成しました。 凡例のラベルは、図6と同じデータを提供します。 ICE =均一な氷の組成、および「R」
自転周期の後は、逆行性のプレインパクトスピン（つまり、アンチアラインされたプレインパクトスピンベクトル）に対応します。
衝突角運動量ベクトル）。 Canup（2005）の図、ポストニューホライズンズの値を表示するように変更
冥王星-カロンシステム（明るい青色の実線）。


図9.質量収量で50％の氷（青）と50％の玄武岩（赤）を持つ2つの分化した物体の高度に斜めの衝突
q = 0.13の無傷のCharonアナログ。 荒川らから。 （2019）。


図10.（a）、（b）2つの部分的に分化した物体（90％の水和ケイ酸塩、10％の氷の殻）間の衝突は、
無傷のCharonアナログと拡張された低質量ディスクの形成。 （c）低質量の組成と外縁
ディスク。 四角はγ= 0.3の場合に対応し、×はγ= 0.5の場合を示します。 比較のために、祖先
物体（ターゲットとインパクターの両方）には、質量で10％の氷がありました。 Canup（2011）から。


図11.冥王星システムにおける起源イベントの暫定的なタイムライン。 降着と地動説の移行については、
セクション2、セクション3のバイナリの形成、およびセクション4の小さな月の形成。


図12.軌道特性のみに基づいて冥王星の衝突族を検出する際の課題。 （a）、（b）紫
ピンクの輪郭は、ハウメア衝突族のメンバーの可能な軌道属性の空間を表しています。
識別された家族の平均位置を中心とした、それぞれ140および400 m s–1の分散速度。
ハウメアは離心率0.19、傾斜角28°の白丸です。海王星との共鳴相互作用はその増加しました
衝突時からの離心率（Brown et al。、2007）。垂直線は海王星との平均運動共鳴を示し、
黒、赤、緑の点は、共鳴し、安定した非共鳴で、海王星に遭遇するKBOを示します。から変更
ブラウンらの図3。 （2007）およびLevison etal。の図1。 （2008）。 （c）デブリについて予測された偏心対半主軸
1.5G.y後に冥王星システムから放出されました。海王星のスムーズな移動の効果を含む動的進化の
（Smullen and Kratter、2017年）。冥王星のヒル球での脱出速度に合わせて駆出速度がスケーリングされたカラースケール（注
後者は、本文で定義されているvescとは異なります）。生き残った排出された破片のうち、ほとんど（〜60–80％）が残っています
3：2の共振に閉じ込められ、5：3（数％から5％）およびその他の共振に少数が含まれます。冥王星系からの噴出物
共鳴が続くと、冥王星との軌道角の強いクラスター化は表示されません。したがって、それは挑戦的である可能性があります
この材料を、軌道特性のみに基づいて独立して共鳴に閉じ込められた材料と区別するため。変更
Smullen and Kratter（2017）の図7から。


図13.元々巨大な衝撃によって形成された潮汐的に進化したKBO-moonシステムに期待される特性。固体
曲線は、二次対一次質量比（q）と、にスケーリングされた半主軸との関係を示しています。
ペアが制限内で（冥王星-カロンのような）二重同期状態を占めるプライマリの半径（a / RP）
単一の衝撃によって与えることができる最大角運動量の場合（J≈0.45;式（2）および（3）を参照、
また、一次および二次の慣性モーメント定数を仮定しますK = 0.35）。下角運動量システムの対応する曲線は、この線の下にあります。 2番目の制限は、達成できる軌道分離から生じます。
太陽系の有限の寿命にわたる潮汐進化を介したペアによって。これは、（Q / k2）= 300、100、および30のプライマリボディの潮汐パラメータの破線、一点鎖線、および点線の曲線としてそれぞれ示されています。期待される地域
衝撃によって生成されたシステムは、実線の曲線の下で、適切な潮汐曲線の左側にあります。おおよその特性
KBO衛星システムの数はラベルで示されます（P =冥王星、E =エリス、Q =クワオアー、M =マケマケ、H =ハウメア）。にとって
Makemake、青い矢印は、軌道サイズの下限のみがわかっていることを示します。ほとんどそしておそらくすべての衛星
大きなKBOは、影響の発生源と一致する可能性があります。