大きい海王星以遠天体の潮汐加熱の可能性

大きい海王星以遠天体に衛星が有るのは確認されていますが、潮汐加熱だけで４０億年以上地下海洋を維持できるのか？以下、機械翻訳。
大きい TNOs に関する潮汐加熱の可能性

要約
我々は、融けて、そして表面下の液体水の層を維持するその可能性に対するフォーカスで、大きい海王星以遠天体のために潮汐加熱の可能性を調べます。 それらの過去の軌道の進展によって、潮汐加熱が見いだされた、そして仮説の TNO システムの数で熱収支の重要な部分であるかもしれなくて、そして形成を可能にするかもしれないの、そしてアクセスをそうするために、表面下の液体水増やしました. 自転減衰 のプロセスによって誘発された潮汐加熱は特に放射性核種崩壊に帰せられる加熱と多くの異なったシナリオの点で競争することが可能であることが判明します。 放射に起因する加熱だけが液体水のための表面下の条件を確証するかもしれないケースで、我々は（それによって）潮の活動が表面により近いこのような状態の深さを撤廃する程度に焦点を合わせます。 強い潮の暖房と長命の潮流が相互に排他的であることが普通である間に、我々は、これらの２つの特徴が一緒に存在するとき、これが常にケースとハイライトであるとは限らないことに気付きます。
キーワード： TNO 、潮汐加熱、冥王星、表面下の水、 冷凍火山活動

図１：冥王星とカロンアナログは強制された奇行（一番上のロー）と引き寄せレート（一番下のロー）を受けさせられます。 前方へ冥王星が 1.5×でその現在の半主要な軸（たたきつけられた点）を始めるという状態で、冥王星とカロンが見せられる（固体で、そしてそれぞれ打ち砕かれます）日を提供してください。 均衡の流動性のＨ2Ｏ深さのパーセンテージがそれぞれの離心率あるいはスピンにおいて見いだされます。 加熱が現代 コンドライト アイソトープ集結とそれぞれの風変わり / 引き寄せの潮の消散に相当する固定されている放射性レートの要約であると計算されます。 最大流動性の水のパーセンテージ（青い左のｙ軸）は、均衡がゴムひもの厚さ ＋ 粘弾性の 氷殻の厚さであると思うことによって、計算されます。 放射性同位元素の崩壊 だけが潮の相互作用にかかわらず冥王星の上に些少でない量の液体水を生産します。 しかしながら、潮流（特にスピンによって産み出されたそれら）が大いに液体の水の成長を高めることができます。 （（ｘが風変わりあるいはスピンである）ｘ / ｘと定義される）タイムスケールを沈ませることは右のｙ軸の上に赤で示されます。 流動性のＨ2Ｏのパーセンテージとタイムスケール両方が強くこれらの結果で固定されているままでいる軌道の動きに結びつけられることに注意を払ってください。 さまざまな軌道の申請の影響はセクション３.１で探究されます。 若干のアンドラーデ レオロジー 結果で見られた速い上昇は発熱量と均衡がジャンプすることができるような方法で非常に小さい変化とのバランスを保っている ケイ酸塩 核心対流に帰せられます。 この相互作用は未来の研究で探究されるでしょう。


図２：冥王星アナログ（col １）の上に単純化された熱の軌道のスピンの進展のために歴史の時間を測定してください、Ｈ2Ｏ（col ２）と減少した大量の冥王星 - カロンシステム（それらの現在の量の半分を持っている両方とも）（col ３）の ? の５％ NH3 ミックスと一緒の 冥王星類似体 。 最初の条件が衝突後の軌道の / 引き寄せパラメータがセクション１で論じられるのをまねます。
最初の ケイ酸塩核心温度がｔ ＝ ０においてただ１つの 放射性同位元素の崩壊 と一緒に均衡すると算定されます。 奇行と同時でないスピンが潮の加熱（横列２ & ３）のために失われます。 同じく、主星と伴星の間の距離が同じく、さらにセクション３.１で論じられて、 - いつ ＞ ｎと減少 - いつかについてその程度を増加する傾向があること - ｎとｅ０（横列４） － で、システムの角コンフィギュレーションによって修正されます。 住むに適した地平線（? Ｄ、横列１）は両方のスピン & 奇行の潮流がそれだけで 放射性同位元素の崩壊の上に起こす海の厚さの増加を測ります。 この厚さは、純粋に伝導性の氷ふた（Hussmann と Spohn 、２００４）の成長 / 敗北をモニターすることによって、見いだされます。