ニュースにも成った様に土星の現在見えている輪の寿命は４億年未満。原料はタイタン級の衛星が土星のロシュ限界内に徐々に落ち込んで破壊されたか彗星を捕獲して潮汐力で彗星核を破壊が有力候補。以下、機械翻訳。
微小隕石衝突による汚染と輸送を含む粘性進化 土星の輪の初期質量、年齢、寿命に関する制約
2023年 5月 23日提出
概要
カッシーニ探査機は、12年以上のミッション中に、土星環境を制約する重要な測定結果を提供しました。
土星の輪の絶対年齢。 これらには、土星の外因性微小隕石フラックス、土星の体積分率が含まれます。
環内の非氷性汚染物質、および環の質量の測定。 これらの観測結果を総合すると、リングが限定されます。
{その時間にわたってフラックスが持続した場合、曝露年齢は≲数億年となる(Kempf et al., 2023)。 さらに、カッシーニ
グランドフィナーレ中の観察は、リングが質量を失っていることをさらに示しています（Hsu et al., 2018; Waite et al., 2018）
指輪も一時的なものであることを示唆しています。 関連論文 (Durisen と Estrada、2023) では、
これらの損失率は、微小隕石の衝突とその衝突噴出物の弾道輸送の影響で説明できる可能性があります。
合理的なパラメータの選択のために。 この論文では、系統的に進化するリングの数値シミュレーションを実行します。
これらの観察と一致する初期条件を決定する方法。
まず、Salmon らの古代の大規模なリングのシナリオを再検討することから始めます。 (2010、イカロス 209、771-785)。 ここで、私たちは
粘性進化をモデル化するだけでなく、地球上での微小隕石衝突による汚染に環をさらします。
太陽系の年齢。 初期の質量に関係なく、リングには常に最終的により多くの汚染物質が含まれることがわかりました。
リングはその寿命の大部分を比較的低い質量で過ごすため、現在観察されています。
黒ずみになりやすい。 次に、初期円盤質量が 〜 1 − 3 Mimas 質量のモデルが体積に達することを示します。
汚染物質の割合は、地球内部の A 環と B 環で観測された非氷物質の体積割合と一致します。
〜数億年の時間スケール。
最後に、Durisen と Estrada (2023) の分析を使用して、隕石衝突の動的効果を追加します。
進化方程式、すなわち質量負荷と弾道輸送に当てはめます。 質量負荷の処理は正確であり、
一方、弾道輸送は近似的な方法で処理されます。 シミュレーションにより次のことがわかります: (1) 質量負荷と弾道
最初に高い光学的深さの輪に適用される輸送により、必然的に低密度の C リングアナログ内部が生成されます。
環状部。 (2) 持続的な微小隕石衝突にさらされる高密度リングには漸近線がない
質量はありますが、その代わりに漸近寿命は太陽系の年齢よりもはるかに短くなります。 これは、粘性が弱まると、微小隕石の衝突と弾道輸送がリングの動的進化を引き起こすためです。
これは、リングの暴露年齢とその動的年齢が関連していることを示しています。
キーワード: 円盤、土星、環、惑星環、惑星間塵
1. はじめに
太陽系の巨大な惑星にはすべて環がある。システムの大部分は比較的軽量です。
リングレット、アーク、または蜘蛛の糸のリングで構成され、
その測光特性は、それらがスペクトル的に暗く、水の氷は本質的に存在しない
または主要な構成要素ではない（ニコルソンら、1984年。 ポルコら、1987年、1995年。 デ・ペイターら、2018）。 これは土星の環とはまったく対照的です
比較的大規模で、95% 以上で構成されています。
質量による水の氷 (Grossman、1990; Doyle et al.、1989;クッツィとエストラーダ、1998年。 Zhang 他、2017a、b)。 それか
土星の輪は非常に巨大で、ほぼ確実に氷になっている
彼らの起源と年齢を知る手がかり。 いくつかを簡単に振り返ってみましょう
現在のアイデア。
1.1. リングの原点
起源についてはいくつかのモデルが提案されている
土星の環。 原初のシナリオではリングを考慮する
土星亜星雲からの未降着の残骸であると考えられ (Pollack et al., 1976)、それにはリングが
星雲下が消散するのに十分な長さのガス抵抗の除去に耐えます。 より最近の考えでは、最初は巨大なリングが潮汐によって形成された可能性があると想定されています。
タイタンサイズの分化した衛星の剥ぎ取られた氷のマントル
衛星降着の最後尾にある (Canup、2010)。 の
このモデルは、タイタンサイズの分化した衛星が移動します
惑星の潮汐と土星の内部のガス潮汐トルクを介して
マントルが剥ぎ取られ、コアが剥ぎ取られるロシュ限界。
惑星に失われた。 マントルから派生した瓦礫の円盤が、外側に主に氷のレアサイズの新しい衛星を形成する
ロシュ限界（ただし同期半径内）最終的にはガスディスクの後に内側に戻るだろう
ほとんど消滅したが、それでも数十億年前、潮流によって破壊されて巨大なリングになる（補足資料、Canup、2010 年を参照）。
他の環起源シナリオでは、太陽中心起源のかなりの規模の侵入者が必要です。 これらのイベントはそうではありませんが、
それらはすべて「原始的」であり、通常は起こると想定されています
数十億年前、そして今でも「古代」のリングにつながっています。
このアイデアは Harris (1984) に遡ります。
リングは以前に形成されたものから派生したものである
氷の衛星。 最初の変形では、リングを次のようにみなします。
衝突によって破壊されたミマス質量衛星の残骸 ガス潮汐トルクやガスによって内側に移動したもの
ドラッグされ、ほぼ円形の軌道で取り残された ガス円盤が消滅したときの土星のロッシュ限界近く
(例、Mosqueira と Estrada、2003a、b)。 の破壊
この衛星にはおそらく太陽中心衝突体が必要である
大きさは数十キロメートル（Charnoz et al., 2009）、土星の潮汐だけでは破壊できない可能性があるため
そして、それが惑星に非常に近い場合を除いて（C リング内、Goldreich と Tremaine、1982 年; Davidsson、1999 年）、冷たく固体のミマス質量衛星を粉砕します。 それは持っています ミマスサイズの土星から 10^5 km にある衛星は次の方法で破壊できます。
土星形成後約 7 億年後の後期重爆撃 (LHB) の間にかなりの確率が存在する (Tsiganis et al., 2005)。 鍵は衛星をそこに留めておくことだ
混乱イベントが発生するのに十分な長さ。 Dubinski (2019) は最近、このシナリオをモデル化しました。
土星の現在の同期軌道はロシュ限界をはるかに下回っており、したがって、そのような衛星は土星に落下する運命を回避するでしょう。 しかし、土星の干潮時の Q 値が更新された (Lainey et al., 2012,2017 年）、従来の潮汐力を利用してかなり早く外側に移動します。
問題のある理論。 レイニーら。 (2020) これらを早く提案してください
移行速度は共鳴ロック機構と一致している可能性がある(フラー他、2016)。
ミマス質量天体が平均運動共鳴に閉じ込められたために土星の近くに留まったと仮定する
エンケラドゥスとディオネと一緒に。
別のシナリオでは、リングが潮汐が乱れた彗星の残骸 (Dones, 1991;Dones et al.、2007)。
この写真では、大きな (≳ 200−300)km) 土星のすぐ近くを通過する彗星またはケンタウロス
から形成されるリングによって潮汐力が乱される可能性があります。
瓦礫の一部。 シャルノズら。 (2009) も LHB でこのシナリオを検討し、数十ミマスの質量の一部は土星のヒル球体を通過した可能性があり、この物質の一部は最終的に土星のロシュ半径内に到達した可能性があります。 そこにあるのが注意事項です (Charnoz et al., 2009, 2018 を参照)、次のようなアイデアがあります。
これらは、環の起源について最ももっともらしい「外部」モデルと考えられています。 しかし、太陽系の弧の後半に形成されるリングでは重大な問題が発生します。歴史上、適切な侵入者の数が減少するため、LHB の後は急激に減少し (Zahnle et al., 2003)、リング形成はますます信じられないものになります。
氷の粒の中に小さな内包物として混ざっている。 その間 可視波長と赤外波長では粒子の表層のみがサンプリングされ、マイクロ波測定ではリング粒子の大部分がサンプリングされるため、リング全体にわたる汚染物質の半径方向の変化は実際に次のことを示しています。
リング全体はあまり汚染されておらず、さらに、間の汚染レベルには明確な対照がある 光学深度の低い領域と高い領域。
第三に、探査機カッシーニによる観測 アナライザー (CDA) は、土星の外因性微小隕石フラックスを測定することにより、環年齢を決定するための重要なパラメーターに関する不確実性を軽減しました (ケンプ)ら、2023)。 CDA は、フラックスがヒル圏内に流入していることを発見しました。
球体 (これを「無限遠」と呼びます) より小さくなります
係数 2 (Altobelli et al., 2015; Altobelli et al.,2018年; ケンプ他、2017年。 Kempf et al.、2023) よりも
以前に受け入れられた値 (Grun et al., 1985; Cuzzi および ドゥリセン、1990年。 Cuzzi と Estrada、1998)。 さらに、
収集された衝突体の軌道再構成は次のことを示しています
集団が起源と一致していることオールトの雲ではなく、エッジワース・カイパーベルト (EKB)
事前に想定されていたとおり。 このダイナミックからの粒子
土星のヒルの球体に入るとき、人口は彗星の粒子よりもはるかに低い平均速度（無限大で）を持っているため、惑星の重力により約10倍集中します（Estrada et al.、2018）。 これはつまり、環への衝突束は、彗星粒子について以前に推定されたものよりも一桁大きいということ
(セクション 2.1 を参照)。
さらに、カッシーニグランドフィナーレでの測定 探査機が通過した軌道 土星のDリングと上部の間の2000kmの領域
大気圏では、リングの質量が減少していることが明らかになりました。
驚くべき割合である（Hsu et al., 2018; Waite et al., 2018;ミッチェル他、2018)。 質量流束の一部が低下する
高緯度では「リング状の雨」として、H^+3
発生すると考えられる赤外線放射パターン リングからの帯電した水生成物の流入による
(オドナヒュー他、2019)。 ただし、リングレイン現象を説明するには寄与が必要
中性イオン質量分析計 (INMS) を使用して測定された総質量流入よりもかなり少ない
4,800 〜 45,000 kg /s(Waite et al., 2018)、必要とする
小さな荷電粒子の損失以外のメカニズムを説明します。 これらの観察は、リングが
はかないものです。
表面積対質量比が大きいため、〜10^4−10^5程度
同じ質量の衛星の倍以上(Estrada et al., 2015)、環は外因性微小隕石による衝撃に継続的にさらされています。
これには主に 2 つの効果があります。 まず、微小隕石衝突（MB）は、地球の構造進化を引き起こす可能性があります。
リングは、隕石の直接の堆積と、リングとの衝突によって生成される噴出物によるもの
粒子。 噴出物は、発生した場所とは異なる場所で再吸収されることが多いため、質量と角運動量の移動を引き起こします (Durisen, 1984;Durisen et al.、1989)、弾道と呼ばれるプロセス
輸送（Ip、1984）。 Durisen と Estrada (2023) は、CDA 測定フラックスを使用して最近示されました (Kempf et al., 2023)
MB のこれらの効果は十分に大きいということ 測定された規模の質量流入速度を説明するため
ウェイトらによる。 （2018年）。 第二に、MB は氷の輪を引き起こす
～によって時間の経過とともにますます暗くなる 流入する氷以外の成分による汚染 流星体 (Cuzzi と Estrada、1998)。
MB のこれらの影響を考慮すると、カッシーニの測定は これらを総合すると、リングの年齢は ≲ 数に制限されます
微小隕石のフラックスが続く限り、1億年
現在観測されている値が多かれ少なかれ維持される
その間 (Kempf et al., 2023; Durisen and Estrada,2023年）。 太陽中心天体の現在のフラックスは、居住者を破壊するのに十分な大きさか、差別化された ミマス質量衛星、または潮汐の乱れによってそれ自体が環母天体になる確率は、〜10^−4 過去 〜 10^8 年間の環形成 (例:リサウアーら、1988年。 Ip、1988年。 ドンズ、1991年。 シャルノー
et al., 2009)、明らかにそのような起源を除外しています。
指輪。 したがって、セクションでレビューしたシナリオはどれもありません
1.1 は実行可能であるように見えますが、現在、受け入れられている最近の起源のシナリオが不足しています (Crida et al., 2019)。 の由来
土星の環は依然として興味深い問題です。
1.3. リングの進化
セクション 1.2 で引用されている推定年齢が計算されます。
静的リングの場合であり、リングの動的進化は考慮されません。 かどうかを判断することが重要です。
推定年齢は適切な進化論的な扱いに耐えます。 そこでこの論文では、次のような数値シミュレーションを報告します。
リングは粘性の影響下で展開し、MB のさまざまな影響を受けます。 以前はサーモン
他。 (2010) 世界的かつ長期的な 1D を調査
初めは巨大なリングが粘性を持って進化する
太陽系の年齢。 現実的な粘度を使用しました
粘度の向上を考慮したモデル
重力不安定性によるものである（Daisaka et al., 2001）。 私たち
ここでは同様のモデルを採用していますが、次のように時間の経過に伴う汚染物質の体積分率の変化も追跡します。
リングが進化します。 原始/古代の両方を調査します
リングシナリオと、より最近のより低い初期質量のリング
どちらがより一貫性があるかを判断するために
観察結果。 これらの最初のモデルでは、次のことのみを考慮します。
衝突体が排出する汚染物質に加えて、衝突体の直接物質沈着（DD として示される）、つまりこれらのモデルは粘性のみによって動的に進化します。
次に、質量荷重の動的効果を追加します。
(ML) と弾道輸送 (BT) を数値的に進化させます。 この文脈では、質量負荷とは、
隕石の衝突の結果として生じる質量の堆積とその後の角運動量の変化。 ML と BT はどちらも容赦ない問題を引き起こします。
内側への半径方向のドリフトとそれによるリング材料の流入
中心惑星に向かって。 これが最終的に粘度を超えてリングの動的進化を引き起こすことがわかりました。
質量が数から数以下になるリングの場合
ミマスの大衆。 ML は正確に含めることができますが、
シミュレーションでは、グローバル シミュレーションでの BT のモデリングは、
複雑 (Durisen et al., 1992; Estrada et al., 2015,
2018)、この初期研究の範囲を超えています。 その代わり、
一部のモデルではほぼ BT を導入しています
Durisen と同様のアプローチを採用することで、
エストラーダ（2023）。 この場合質量は保存されますが、
このアプローチでは、BT によって課せられた構造変化を捉えることはできません (例: Estrada et al., 2015, 2018 を参照)。
異なるリング領域間の物質交換に、
これらは角運動量の保存に必要です。 したがって、BT 効果がここに含まれる場合、それらは
定性的な指標としてのみ考慮する必要があります
その影響の大きさと方向について、
慎重に服用してください。 BTもちゃんと入れる予定です
今後の仕事で。
本稿は以下のように構成されている。 セクション 2 では、
最初に以下を導入して数値モデルを説明します。
弾道輸送の基本方程式と半径方向のドリフト速度成分の導出。 の形式を説明します。
ディスクが存在する条件の粘性の法則と、
自己引力ではありません。 の進化を追跡する方法を含む数値的手法についても説明します。
汚染物質。 セクション 3 では、シミュレーションを紹介します。
まず、次の影響下で巨大なリングをモデル化します。
太陽系の年齢にわたる粘度だけですが、
微小隕石による汚染の影響も含まれます。 これを同様の低質量ケースで追跡します
わずか数億年かけて進化したものです。 最後に、私たちは
ML (および BT) の動的効果を粘性のあるものに追加します。
シミュレーションを行い、ML (および BT) がどのように奥深く行われるかを示します。
リングの進化に影響を与える。 セクション 4 では、調査結果の意味について説明します。 セクション 5 では概要を説明します
主な結論の要約。
図 1: さまざまな初期質量に対する時間の関数としてのリング質量
これは、Salmon et al.の図 10 と比較できます。 （2010年）。 の
最も大量の場合（M ≥ 5 MMimas）の質量損失は非常に大きくなります。
これは、リングが寿命のほとんどを低温度で過ごすことを示しています。
質量。 Salmon らによって実証されているように。 (2010)、当初は巨大なリング
現在観察されている質量に近い漸近質量まで粘性的に進化する
リングの質量は 1.54 ± 0.49 kg (0.41 ± 0.13 MMimas) (赤い太い一点鎖線; Iess et al., 2019)。 対応する誤差をプロットします
完全を期すために、バーは赤い点線で囲まれて示されています。
私たちの計算的アプローチとサーモンらは、 （2010年）。
図 2: 初期円盤質量の EKB 磁束 (セクション 2.4.2) を含むシミュレーションにおける質量と角運動量の保存
図 1 と同じ初期条件を使用して 100 MMima を計算します。プロットされているのは、リングの質量と角運動量の変化 Mgrid と Lgrid です。
(黒い曲線) と、質量と角運動量が失われた場合のそれらの合計
内側と外側の境界（赤い曲線）を通る、初期質量と堆積質量の合計、および関連する角運動量の比率
微小隕石の衝突。
図 3: 条件が適用される最初の 100 MMimas リングのシミュレーション
fext = 50% および η = 10% の彗星微小流星体フラックス。
上のパネル: 表面質量密度をさまざまな時点でプロット
太陽系の年齢 tSS。 このような巨大な輪はすでに広がっています
外側の境界までは ≲ 105 年かかり、内側の境界には到達します
106年後。 t = tSS におけるリングの質量は 0.94 MMimas です。 下部パネル:
蓄積された汚染物質の対応する表面密度。
図 4: 初期 100 MMimas リングのシミュレーションの比較
fext = 50%、η = 10% の彗星フラックスの t = tSS、および
η = 100%。 前者は図 3 のケースに対応します。上のパネル:
η = 10% (点線の曲線) および
η = 100% (実線)。 黒い曲線は合計に対応します。
表面密度、赤い曲線は汚染物質の表面密度を表します。 の
破線の曲線は、最初の環状部の半径方向の範囲を示します。 ご了承ください
全体の表面質量密度を示す黒い曲線は、それぞれの上にあります。
他の。 下のパネル: 両方の汚染物質の累積体積分率
モデル。 η = 10% モデルの場合、過去 (セクション 2.4) で流星体の流入が高かった追加のモデルが含まれています。 の
この差により、非氷部分が約 2 倍増加します。
5. 主な結論
の数値シミュレーションを行ってきました。
一連の主要なカッシーニ観測 (表 1) と一致する初期条件を決定するために、リングの進化が行われます。これらの条件を組み合わせると、年代が制約されます。
土星の輪の長さは ≲ 数億ミリです。 これらのキー
観察にはリングの質量が含まれます (Iess et al., 2019)。
環内の非氷汚染物質の体積分率
(Zhang et al., 2017a,b)、および土星の外因性微小隕石フラックス(Kempf et al., 2023)。 観測結果はリングの残りの寿命にも制約を与えます
質量のために年齢と同じ（またはそれ以下）であること
地球への損失 (Hsu et al., 2018; Waite et al., 2018;
オドナヒュー他、2019年。 Durisen と Estrada、2023)。
これらのシミュレーションでは、微小隕石衝突の影響を 1 次元の粘性進化モデルに追加しました。
Salmonらのものと同様です。 (2010)、同じ
重力不安定による粘度の増加を考慮した現実的な粘度処理
(Daisaka et al., 2001)、私たちはその進化を追跡しました。
原始/古代の環起源シナリオおよび環の起源がより低い場合の微小隕石の堆積による蓄積された汚染物質の体積分率
大量であり、より最近に起源があります。 次に紹介したのは、
シミュレーションでは、流星体による質量負荷によるリングへの質量流入と、簡略化された方法で
(Durisen と Estrada、2023)、
隕石衝突噴出物の弾道輸送。
リングの進化に対する我々の結果の意味
リングの寿命は奥が深いです。
1) 原始または古代の指輪モデル。
太陽の年齢と同じくらいの期間にわたって持続する
システム、微小隕石に基づいて除外されます
堆積と汚染のみの場合を除く。
彗星起源の流星体のηは非常に低く、微小流星体の流入は一定値です。 観察
彗星の微小流星体は現在存在しないことを示す
支配的なインパクター集団。 を使用した進化
観察されたEKB微小隕石集団は、許容できないほど高レベルの環汚染を引き起こしています。
2) 現在測定されている微小隕石流入速度と観測的に決定された流星速度を使用する場合
インパクター集団の EKB の性質、現状
環状汚染の発生は比較的最近に始まったことを示唆しており、
元の破片の輪から数億年まで質量は約 1 ～ 3 MMima です。
3) 質量負荷と弾道輸送によって引き起こされる微小隕石衝突による放射状質量流入を含めると (Durisen と Estrada、2023)、次の 2 つの要因が考えられます。
重要な結果: (a) より低い光学的深さの領域が必然的に初期の高密度のデブリ環状体の内部を形成します。 これは流入速度が速くなるために起こります。
質量負荷および弾道輸送によって誘発される
光学的深度が低いほど大きくなるため、内側の底部は
最初の環状部の端ははるかに速く内側に広がります
エッジの上部よりも。 C に似た構造
リングはわずか数千万年で形成されます。
(b) 質量荷重と弾道輸送によって引き起こされる内向きのドリフトにより、密なリングは相対的に
これらのプロセスが支配的になると寿命が短くなります
粘性のある拡散を超えてリングの動的挙動を駆動する
進化。 太陽における漸近的な最終質量の代わりに
場合のように、すべての初期リング質量のシステム寿命
純粋な粘性の進化の場合、質量負荷のみが強制されます
リング寿命の有限漸近上限は、
初期リングの質量が増加します。 この漸近寿命は、
非常に大きな初期質量の場合は ≲ 2 Gyr。 小さいイニシャルの場合
質量が大きい場合、寿命ははるかに小さくなる可能性があり、わずか約 〜
同じリングが 1 MMima で 1.4 Gyr に到達します。
現在観測されている土星の輪の質量は約9億ミリである。
弾道輸送の近似処理を含めると、寿命は数倍になります。
に応じて、一桁以上短くなります
想定される影響収量 Y。
4) 議論 (例えば、Durisen と Estrada を参照)
2023) を示すために複数の方向から収束するようになりました。
土星の輪は非常に若い（〜数億年）こと、そして
高密度リングと同様に将来の寿命が短い
システム。 これにより、私たちは実行可能な編成を探すことになります
機構。
5) 弾道輸送は、粘性が弱まると、緻密なリングが地球規模で進化する主要なメカニズムであることは明らかです。 この論文では、Durisen の定常状態モデルに基づく近似処理を使用し、エストラーダ（2023）。 正確なグローバルシミュレーション
理解するには弾道輸送の扱いが必要である
微小隕石衝突の完全な影響
地球規模のリングの進化と運命のために。
の結果の意味を考慮して、私たちは推測します。
この作品では、最初は巨大なリングであっても、
非常に長い時間スケールで隕石が衝突する可能性があります。
最終的には高度に汚染され、天王星の環系に似た低密度で希薄な状態に達します。
大量積載と弾道輸送が行われる海王星
もはや効率的な進化メカニズムではありません。
これはCrida と Charnoz (2012) に同意し、最初に
これらの氷の巨人が最初に持っていた可能性があることを示唆しています。
通常の衛星が形成された巨大な環。
微小隕石衝突による汚染と輸送を含む粘性進化 土星の輪の初期質量、年齢、寿命に関する制約
2023年 5月 23日提出
概要
カッシーニ探査機は、12年以上のミッション中に、土星環境を制約する重要な測定結果を提供しました。
土星の輪の絶対年齢。 これらには、土星の外因性微小隕石フラックス、土星の体積分率が含まれます。
環内の非氷性汚染物質、および環の質量の測定。 これらの観測結果を総合すると、リングが限定されます。
{その時間にわたってフラックスが持続した場合、曝露年齢は≲数億年となる(Kempf et al., 2023)。 さらに、カッシーニ
グランドフィナーレ中の観察は、リングが質量を失っていることをさらに示しています（Hsu et al., 2018; Waite et al., 2018）
指輪も一時的なものであることを示唆しています。 関連論文 (Durisen と Estrada、2023) では、
これらの損失率は、微小隕石の衝突とその衝突噴出物の弾道輸送の影響で説明できる可能性があります。
合理的なパラメータの選択のために。 この論文では、系統的に進化するリングの数値シミュレーションを実行します。
これらの観察と一致する初期条件を決定する方法。
まず、Salmon らの古代の大規模なリングのシナリオを再検討することから始めます。 (2010、イカロス 209、771-785)。 ここで、私たちは
粘性進化をモデル化するだけでなく、地球上での微小隕石衝突による汚染に環をさらします。
太陽系の年齢。 初期の質量に関係なく、リングには常に最終的により多くの汚染物質が含まれることがわかりました。
リングはその寿命の大部分を比較的低い質量で過ごすため、現在観察されています。
黒ずみになりやすい。 次に、初期円盤質量が 〜 1 − 3 Mimas 質量のモデルが体積に達することを示します。
汚染物質の割合は、地球内部の A 環と B 環で観測された非氷物質の体積割合と一致します。
〜数億年の時間スケール。
最後に、Durisen と Estrada (2023) の分析を使用して、隕石衝突の動的効果を追加します。
進化方程式、すなわち質量負荷と弾道輸送に当てはめます。 質量負荷の処理は正確であり、
一方、弾道輸送は近似的な方法で処理されます。 シミュレーションにより次のことがわかります: (1) 質量負荷と弾道
最初に高い光学的深さの輪に適用される輸送により、必然的に低密度の C リングアナログ内部が生成されます。
環状部。 (2) 持続的な微小隕石衝突にさらされる高密度リングには漸近線がない
質量はありますが、その代わりに漸近寿命は太陽系の年齢よりもはるかに短くなります。 これは、粘性が弱まると、微小隕石の衝突と弾道輸送がリングの動的進化を引き起こすためです。
これは、リングの暴露年齢とその動的年齢が関連していることを示しています。
キーワード: 円盤、土星、環、惑星環、惑星間塵
1. はじめに
太陽系の巨大な惑星にはすべて環がある。システムの大部分は比較的軽量です。
リングレット、アーク、または蜘蛛の糸のリングで構成され、
その測光特性は、それらがスペクトル的に暗く、水の氷は本質的に存在しない
または主要な構成要素ではない（ニコルソンら、1984年。 ポルコら、1987年、1995年。 デ・ペイターら、2018）。 これは土星の環とはまったく対照的です
比較的大規模で、95% 以上で構成されています。
質量による水の氷 (Grossman、1990; Doyle et al.、1989;クッツィとエストラーダ、1998年。 Zhang 他、2017a、b)。 それか
土星の輪は非常に巨大で、ほぼ確実に氷になっている
彼らの起源と年齢を知る手がかり。 いくつかを簡単に振り返ってみましょう
現在のアイデア。
1.1. リングの原点
起源についてはいくつかのモデルが提案されている
土星の環。 原初のシナリオではリングを考慮する
土星亜星雲からの未降着の残骸であると考えられ (Pollack et al., 1976)、それにはリングが
星雲下が消散するのに十分な長さのガス抵抗の除去に耐えます。 より最近の考えでは、最初は巨大なリングが潮汐によって形成された可能性があると想定されています。
タイタンサイズの分化した衛星の剥ぎ取られた氷のマントル
衛星降着の最後尾にある (Canup、2010)。 の
このモデルは、タイタンサイズの分化した衛星が移動します
惑星の潮汐と土星の内部のガス潮汐トルクを介して
マントルが剥ぎ取られ、コアが剥ぎ取られるロシュ限界。
惑星に失われた。 マントルから派生した瓦礫の円盤が、外側に主に氷のレアサイズの新しい衛星を形成する
ロシュ限界（ただし同期半径内）最終的にはガスディスクの後に内側に戻るだろう
ほとんど消滅したが、それでも数十億年前、潮流によって破壊されて巨大なリングになる（補足資料、Canup、2010 年を参照）。
他の環起源シナリオでは、太陽中心起源のかなりの規模の侵入者が必要です。 これらのイベントはそうではありませんが、
それらはすべて「原始的」であり、通常は起こると想定されています
数十億年前、そして今でも「古代」のリングにつながっています。
このアイデアは Harris (1984) に遡ります。
リングは以前に形成されたものから派生したものである
氷の衛星。 最初の変形では、リングを次のようにみなします。
衝突によって破壊されたミマス質量衛星の残骸 ガス潮汐トルクやガスによって内側に移動したもの
ドラッグされ、ほぼ円形の軌道で取り残された ガス円盤が消滅したときの土星のロッシュ限界近く
(例、Mosqueira と Estrada、2003a、b)。 の破壊
この衛星にはおそらく太陽中心衝突体が必要である
大きさは数十キロメートル（Charnoz et al., 2009）、土星の潮汐だけでは破壊できない可能性があるため
そして、それが惑星に非常に近い場合を除いて（C リング内、Goldreich と Tremaine、1982 年; Davidsson、1999 年）、冷たく固体のミマス質量衛星を粉砕します。 それは持っています ミマスサイズの土星から 10^5 km にある衛星は次の方法で破壊できます。
土星形成後約 7 億年後の後期重爆撃 (LHB) の間にかなりの確率が存在する (Tsiganis et al., 2005)。 鍵は衛星をそこに留めておくことだ
混乱イベントが発生するのに十分な長さ。 Dubinski (2019) は最近、このシナリオをモデル化しました。
土星の現在の同期軌道はロシュ限界をはるかに下回っており、したがって、そのような衛星は土星に落下する運命を回避するでしょう。 しかし、土星の干潮時の Q 値が更新された (Lainey et al., 2012,2017 年）、従来の潮汐力を利用してかなり早く外側に移動します。
問題のある理論。 レイニーら。 (2020) これらを早く提案してください
移行速度は共鳴ロック機構と一致している可能性がある(フラー他、2016)。
ミマス質量天体が平均運動共鳴に閉じ込められたために土星の近くに留まったと仮定する
エンケラドゥスとディオネと一緒に。
別のシナリオでは、リングが潮汐が乱れた彗星の残骸 (Dones, 1991;Dones et al.、2007)。
この写真では、大きな (≳ 200−300)km) 土星のすぐ近くを通過する彗星またはケンタウロス
から形成されるリングによって潮汐力が乱される可能性があります。
瓦礫の一部。 シャルノズら。 (2009) も LHB でこのシナリオを検討し、数十ミマスの質量の一部は土星のヒル球体を通過した可能性があり、この物質の一部は最終的に土星のロシュ半径内に到達した可能性があります。 そこにあるのが注意事項です (Charnoz et al., 2009, 2018 を参照)、次のようなアイデアがあります。
これらは、環の起源について最ももっともらしい「外部」モデルと考えられています。 しかし、太陽系の弧の後半に形成されるリングでは重大な問題が発生します。歴史上、適切な侵入者の数が減少するため、LHB の後は急激に減少し (Zahnle et al., 2003)、リング形成はますます信じられないものになります。
氷の粒の中に小さな内包物として混ざっている。 その間 可視波長と赤外波長では粒子の表層のみがサンプリングされ、マイクロ波測定ではリング粒子の大部分がサンプリングされるため、リング全体にわたる汚染物質の半径方向の変化は実際に次のことを示しています。
リング全体はあまり汚染されておらず、さらに、間の汚染レベルには明確な対照がある 光学深度の低い領域と高い領域。
第三に、探査機カッシーニによる観測 アナライザー (CDA) は、土星の外因性微小隕石フラックスを測定することにより、環年齢を決定するための重要なパラメーターに関する不確実性を軽減しました (ケンプ)ら、2023)。 CDA は、フラックスがヒル圏内に流入していることを発見しました。
球体 (これを「無限遠」と呼びます) より小さくなります
係数 2 (Altobelli et al., 2015; Altobelli et al.,2018年; ケンプ他、2017年。 Kempf et al.、2023) よりも
以前に受け入れられた値 (Grun et al., 1985; Cuzzi および ドゥリセン、1990年。 Cuzzi と Estrada、1998)。 さらに、
収集された衝突体の軌道再構成は次のことを示しています
集団が起源と一致していることオールトの雲ではなく、エッジワース・カイパーベルト (EKB)
事前に想定されていたとおり。 このダイナミックからの粒子
土星のヒルの球体に入るとき、人口は彗星の粒子よりもはるかに低い平均速度（無限大で）を持っているため、惑星の重力により約10倍集中します（Estrada et al.、2018）。 これはつまり、環への衝突束は、彗星粒子について以前に推定されたものよりも一桁大きいということ
(セクション 2.1 を参照)。
さらに、カッシーニグランドフィナーレでの測定 探査機が通過した軌道 土星のDリングと上部の間の2000kmの領域
大気圏では、リングの質量が減少していることが明らかになりました。
驚くべき割合である（Hsu et al., 2018; Waite et al., 2018;ミッチェル他、2018)。 質量流束の一部が低下する
高緯度では「リング状の雨」として、H^+3
発生すると考えられる赤外線放射パターン リングからの帯電した水生成物の流入による
(オドナヒュー他、2019)。 ただし、リングレイン現象を説明するには寄与が必要
中性イオン質量分析計 (INMS) を使用して測定された総質量流入よりもかなり少ない
4,800 〜 45,000 kg /s(Waite et al., 2018)、必要とする
小さな荷電粒子の損失以外のメカニズムを説明します。 これらの観察は、リングが
はかないものです。
表面積対質量比が大きいため、〜10^4−10^5程度
同じ質量の衛星の倍以上(Estrada et al., 2015)、環は外因性微小隕石による衝撃に継続的にさらされています。
これには主に 2 つの効果があります。 まず、微小隕石衝突（MB）は、地球の構造進化を引き起こす可能性があります。
リングは、隕石の直接の堆積と、リングとの衝突によって生成される噴出物によるもの
粒子。 噴出物は、発生した場所とは異なる場所で再吸収されることが多いため、質量と角運動量の移動を引き起こします (Durisen, 1984;Durisen et al.、1989)、弾道と呼ばれるプロセス
輸送（Ip、1984）。 Durisen と Estrada (2023) は、CDA 測定フラックスを使用して最近示されました (Kempf et al., 2023)
MB のこれらの効果は十分に大きいということ 測定された規模の質量流入速度を説明するため
ウェイトらによる。 （2018年）。 第二に、MB は氷の輪を引き起こす
～によって時間の経過とともにますます暗くなる 流入する氷以外の成分による汚染 流星体 (Cuzzi と Estrada、1998)。
MB のこれらの影響を考慮すると、カッシーニの測定は これらを総合すると、リングの年齢は ≲ 数に制限されます
微小隕石のフラックスが続く限り、1億年
現在観測されている値が多かれ少なかれ維持される
その間 (Kempf et al., 2023; Durisen and Estrada,2023年）。 太陽中心天体の現在のフラックスは、居住者を破壊するのに十分な大きさか、差別化された ミマス質量衛星、または潮汐の乱れによってそれ自体が環母天体になる確率は、〜10^−4 過去 〜 10^8 年間の環形成 (例:リサウアーら、1988年。 Ip、1988年。 ドンズ、1991年。 シャルノー
et al., 2009)、明らかにそのような起源を除外しています。
指輪。 したがって、セクションでレビューしたシナリオはどれもありません
1.1 は実行可能であるように見えますが、現在、受け入れられている最近の起源のシナリオが不足しています (Crida et al., 2019)。 の由来
土星の環は依然として興味深い問題です。
1.3. リングの進化
セクション 1.2 で引用されている推定年齢が計算されます。
静的リングの場合であり、リングの動的進化は考慮されません。 かどうかを判断することが重要です。
推定年齢は適切な進化論的な扱いに耐えます。 そこでこの論文では、次のような数値シミュレーションを報告します。
リングは粘性の影響下で展開し、MB のさまざまな影響を受けます。 以前はサーモン
他。 (2010) 世界的かつ長期的な 1D を調査
初めは巨大なリングが粘性を持って進化する
太陽系の年齢。 現実的な粘度を使用しました
粘度の向上を考慮したモデル
重力不安定性によるものである（Daisaka et al., 2001）。 私たち
ここでは同様のモデルを採用していますが、次のように時間の経過に伴う汚染物質の体積分率の変化も追跡します。
リングが進化します。 原始/古代の両方を調査します
リングシナリオと、より最近のより低い初期質量のリング
どちらがより一貫性があるかを判断するために
観察結果。 これらの最初のモデルでは、次のことのみを考慮します。
衝突体が排出する汚染物質に加えて、衝突体の直接物質沈着（DD として示される）、つまりこれらのモデルは粘性のみによって動的に進化します。
次に、質量荷重の動的効果を追加します。
(ML) と弾道輸送 (BT) を数値的に進化させます。 この文脈では、質量負荷とは、
隕石の衝突の結果として生じる質量の堆積とその後の角運動量の変化。 ML と BT はどちらも容赦ない問題を引き起こします。
内側への半径方向のドリフトとそれによるリング材料の流入
中心惑星に向かって。 これが最終的に粘度を超えてリングの動的進化を引き起こすことがわかりました。
質量が数から数以下になるリングの場合
ミマスの大衆。 ML は正確に含めることができますが、
シミュレーションでは、グローバル シミュレーションでの BT のモデリングは、
複雑 (Durisen et al., 1992; Estrada et al., 2015,
2018)、この初期研究の範囲を超えています。 その代わり、
一部のモデルではほぼ BT を導入しています
Durisen と同様のアプローチを採用することで、
エストラーダ（2023）。 この場合質量は保存されますが、
このアプローチでは、BT によって課せられた構造変化を捉えることはできません (例: Estrada et al., 2015, 2018 を参照)。
異なるリング領域間の物質交換に、
これらは角運動量の保存に必要です。 したがって、BT 効果がここに含まれる場合、それらは
定性的な指標としてのみ考慮する必要があります
その影響の大きさと方向について、
慎重に服用してください。 BTもちゃんと入れる予定です
今後の仕事で。
本稿は以下のように構成されている。 セクション 2 では、
最初に以下を導入して数値モデルを説明します。
弾道輸送の基本方程式と半径方向のドリフト速度成分の導出。 の形式を説明します。
ディスクが存在する条件の粘性の法則と、
自己引力ではありません。 の進化を追跡する方法を含む数値的手法についても説明します。
汚染物質。 セクション 3 では、シミュレーションを紹介します。
まず、次の影響下で巨大なリングをモデル化します。
太陽系の年齢にわたる粘度だけですが、
微小隕石による汚染の影響も含まれます。 これを同様の低質量ケースで追跡します
わずか数億年かけて進化したものです。 最後に、私たちは
ML (および BT) の動的効果を粘性のあるものに追加します。
シミュレーションを行い、ML (および BT) がどのように奥深く行われるかを示します。
リングの進化に影響を与える。 セクション 4 では、調査結果の意味について説明します。 セクション 5 では概要を説明します
主な結論の要約。
図 1: さまざまな初期質量に対する時間の関数としてのリング質量
これは、Salmon et al.の図 10 と比較できます。 （2010年）。 の
最も大量の場合（M ≥ 5 MMimas）の質量損失は非常に大きくなります。
これは、リングが寿命のほとんどを低温度で過ごすことを示しています。
質量。 Salmon らによって実証されているように。 (2010)、当初は巨大なリング
現在観察されている質量に近い漸近質量まで粘性的に進化する
リングの質量は 1.54 ± 0.49 kg (0.41 ± 0.13 MMimas) (赤い太い一点鎖線; Iess et al., 2019)。 対応する誤差をプロットします
完全を期すために、バーは赤い点線で囲まれて示されています。
私たちの計算的アプローチとサーモンらは、 （2010年）。
図 2: 初期円盤質量の EKB 磁束 (セクション 2.4.2) を含むシミュレーションにおける質量と角運動量の保存
図 1 と同じ初期条件を使用して 100 MMima を計算します。プロットされているのは、リングの質量と角運動量の変化 Mgrid と Lgrid です。
(黒い曲線) と、質量と角運動量が失われた場合のそれらの合計
内側と外側の境界（赤い曲線）を通る、初期質量と堆積質量の合計、および関連する角運動量の比率
微小隕石の衝突。
図 3: 条件が適用される最初の 100 MMimas リングのシミュレーション
fext = 50% および η = 10% の彗星微小流星体フラックス。
上のパネル: 表面質量密度をさまざまな時点でプロット
太陽系の年齢 tSS。 このような巨大な輪はすでに広がっています
外側の境界までは ≲ 105 年かかり、内側の境界には到達します
106年後。 t = tSS におけるリングの質量は 0.94 MMimas です。 下部パネル:
蓄積された汚染物質の対応する表面密度。
図 4: 初期 100 MMimas リングのシミュレーションの比較
fext = 50%、η = 10% の彗星フラックスの t = tSS、および
η = 100%。 前者は図 3 のケースに対応します。上のパネル:
η = 10% (点線の曲線) および
η = 100% (実線)。 黒い曲線は合計に対応します。
表面密度、赤い曲線は汚染物質の表面密度を表します。 の
破線の曲線は、最初の環状部の半径方向の範囲を示します。 ご了承ください
全体の表面質量密度を示す黒い曲線は、それぞれの上にあります。
他の。 下のパネル: 両方の汚染物質の累積体積分率
モデル。 η = 10% モデルの場合、過去 (セクション 2.4) で流星体の流入が高かった追加のモデルが含まれています。 の
この差により、非氷部分が約 2 倍増加します。
5. 主な結論
の数値シミュレーションを行ってきました。
一連の主要なカッシーニ観測 (表 1) と一致する初期条件を決定するために、リングの進化が行われます。これらの条件を組み合わせると、年代が制約されます。
土星の輪の長さは ≲ 数億ミリです。 これらのキー
観察にはリングの質量が含まれます (Iess et al., 2019)。
環内の非氷汚染物質の体積分率
(Zhang et al., 2017a,b)、および土星の外因性微小隕石フラックス(Kempf et al., 2023)。 観測結果はリングの残りの寿命にも制約を与えます
質量のために年齢と同じ（またはそれ以下）であること
地球への損失 (Hsu et al., 2018; Waite et al., 2018;
オドナヒュー他、2019年。 Durisen と Estrada、2023)。
これらのシミュレーションでは、微小隕石衝突の影響を 1 次元の粘性進化モデルに追加しました。
Salmonらのものと同様です。 (2010)、同じ
重力不安定による粘度の増加を考慮した現実的な粘度処理
(Daisaka et al., 2001)、私たちはその進化を追跡しました。
原始/古代の環起源シナリオおよび環の起源がより低い場合の微小隕石の堆積による蓄積された汚染物質の体積分率
大量であり、より最近に起源があります。 次に紹介したのは、
シミュレーションでは、流星体による質量負荷によるリングへの質量流入と、簡略化された方法で
(Durisen と Estrada、2023)、
隕石衝突噴出物の弾道輸送。
リングの進化に対する我々の結果の意味
リングの寿命は奥が深いです。
1) 原始または古代の指輪モデル。
太陽の年齢と同じくらいの期間にわたって持続する
システム、微小隕石に基づいて除外されます
堆積と汚染のみの場合を除く。
彗星起源の流星体のηは非常に低く、微小流星体の流入は一定値です。 観察
彗星の微小流星体は現在存在しないことを示す
支配的なインパクター集団。 を使用した進化
観察されたEKB微小隕石集団は、許容できないほど高レベルの環汚染を引き起こしています。
2) 現在測定されている微小隕石流入速度と観測的に決定された流星速度を使用する場合
インパクター集団の EKB の性質、現状
環状汚染の発生は比較的最近に始まったことを示唆しており、
元の破片の輪から数億年まで質量は約 1 ～ 3 MMima です。
3) 質量負荷と弾道輸送によって引き起こされる微小隕石衝突による放射状質量流入を含めると (Durisen と Estrada、2023)、次の 2 つの要因が考えられます。
重要な結果: (a) より低い光学的深さの領域が必然的に初期の高密度のデブリ環状体の内部を形成します。 これは流入速度が速くなるために起こります。
質量負荷および弾道輸送によって誘発される
光学的深度が低いほど大きくなるため、内側の底部は
最初の環状部の端ははるかに速く内側に広がります
エッジの上部よりも。 C に似た構造
リングはわずか数千万年で形成されます。
(b) 質量荷重と弾道輸送によって引き起こされる内向きのドリフトにより、密なリングは相対的に
これらのプロセスが支配的になると寿命が短くなります
粘性のある拡散を超えてリングの動的挙動を駆動する
進化。 太陽における漸近的な最終質量の代わりに
場合のように、すべての初期リング質量のシステム寿命
純粋な粘性の進化の場合、質量負荷のみが強制されます
リング寿命の有限漸近上限は、
初期リングの質量が増加します。 この漸近寿命は、
非常に大きな初期質量の場合は ≲ 2 Gyr。 小さいイニシャルの場合
質量が大きい場合、寿命ははるかに小さくなる可能性があり、わずか約 〜
同じリングが 1 MMima で 1.4 Gyr に到達します。
現在観測されている土星の輪の質量は約9億ミリである。
弾道輸送の近似処理を含めると、寿命は数倍になります。
に応じて、一桁以上短くなります
想定される影響収量 Y。
4) 議論 (例えば、Durisen と Estrada を参照)
2023) を示すために複数の方向から収束するようになりました。
土星の輪は非常に若い（〜数億年）こと、そして
高密度リングと同様に将来の寿命が短い
システム。 これにより、私たちは実行可能な編成を探すことになります
機構。
5) 弾道輸送は、粘性が弱まると、緻密なリングが地球規模で進化する主要なメカニズムであることは明らかです。 この論文では、Durisen の定常状態モデルに基づく近似処理を使用し、エストラーダ（2023）。 正確なグローバルシミュレーション
理解するには弾道輸送の扱いが必要である
微小隕石衝突の完全な影響
地球規模のリングの進化と運命のために。
の結果の意味を考慮して、私たちは推測します。
この作品では、最初は巨大なリングであっても、
非常に長い時間スケールで隕石が衝突する可能性があります。
最終的には高度に汚染され、天王星の環系に似た低密度で希薄な状態に達します。
大量積載と弾道輸送が行われる海王星
もはや効率的な進化メカニズムではありません。
これはCrida と Charnoz (2012) に同意し、最初に
これらの氷の巨人が最初に持っていた可能性があることを示唆しています。
通常の衛星が形成された巨大な環。
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