冥王星-カロンシステムの潮汐-熱進化

冥王星-カロンシステムの潮汐-熱進化
2021年9月27日に提出
巨大惑星や太陽系外縁天体の衛星に地下海洋が存在することは、しばらく前から予測されていました。氷の世界の海は、氷海システムのダイナミクスにかなりの影響を及ぼし、宇宙生物学の可能性のために、将来のミッションの重要な目的を表しています。冥王星-カロンシステムは、巨大な衝撃の残骸から形成された準惑星を周回する氷の月を表しています。氷の月の進化は、主に、不純物の存在、氷の殻の潮汐散逸、およびコアの放射性元素の収支によって影響を受ける、外側の氷の殻を通る熱伝達のモードと効率によって制御されます。冥王星-カロンシステムの進化に関する以前の研究では、熱進化または潮汐進化のいずれかのみが考慮されていました。そして、両方が考慮された場合、液体の海洋における不純物の存在の重要な影響は扱われませんでした。粘弾性潮汐応答を組み込んだ包括的な潮汐モデルと、氷の世界用に開発されたパラメータ化された対流モデルを組み合わせることにより、システムの潮汐と熱の共同進化を検討します。このアプローチにより、現在までの地下の液体海洋の形成と維持に必要な条件の広範な分析が可能になります。私たちの結果は、軌道の高速循環と同期のために、潮汐加熱は進化の初期段階（＜百万年）でのみ重要であることを示しています。初期軌道および熱パラメータに対する結果の感度をテストします。すべての場合において、冥王星の海は常に現在まで液体のままであると予測されています、カロンの海は固まっているのに対し、厚さは40kmから150kmの範囲です。これは、冥王星の伸長断層とカロンの伸長断層と圧縮断層の両方のニューホライズンズ観測によってサポートされています。

図1：Charon（a）とPluto（b）のもっともらしい内部構造モデルの断面図。 （a）と（b）では、
ケイ酸塩部分（したがって氷層も）の厚さは、Charonでは395〜430 km、冥王星の場合はそれぞれ820〜890kmで、物体の平均密度（表1）を固定します。 減衰値（Q）も
さまざまなレイヤーに示されています。 （c）は、この研究で考慮される主な熱源の位置を示しています。矢印は熱の流れの方向を示しています。


図2：冥王星-カロンシステムの潮汐進化。 a）スピンレート（θ̇∕ｎ）、b）準主軸（ａ∕ａｐ）、c）離心率（ｅ）、
d）長寿命の放射性同位元素の潮汐散逸と崩壊から発生した質量（m）あたりの熱（E）。 ｎとａｐは表1にリストされている平均近点角と冥王星とカロンの間の現在の距離です。


図3：冥王星とカロンの熱状態の時間的変化。 （a）冥王星の放射状温度プロファイル
各プロファイルは、2億年のタイムステップ（大きなパネル）と、タイムステップでの水と氷の層のズームイン（挿入図）を表しています。
15百万年の。 挿入図では、対流氷の殻は厚さが増加することから始まり（青-濃い緑）、終わります。
終わりに向かって減少することによって上昇します（薄緑色）。 （b）Charonの場合は（a）と同様。 対流氷殻が発生しないことに注意してください
カロンに。 （c）冥王星とカロンの液体地下海洋の厚さの時間的進化。 （d）冥王星とカロンの表面熱流の時間的進化。 コアの熱流は、表面の熱流に合わせて調整されています。


図4：冥王星-カロンシステムの進化（海の厚さ）への影響を示す熱パラメータ研究の要約。
（a）氷の参照粘度; （b）コア半径; （c）初期の海の厚さ; （d）不純物含有量。
プロット（a〜d）では、冥王星は黄色、オレンジ、赤の線で表されていますが、カロンは薄い灰色、灰色、
と黒い線。 進化の終わりに向かってすべてのカロン関連曲線で観察される勾配の変化
（〜35億年）は、海洋の結晶化挙動の変化を示しています。 詳細については、本文を参照してください。