巨大惑星と氷巨大惑星における惑星核の運命

巨大惑星のコアの明日はどっちだ的な話ではなく、組成と温度と圧力によって状態が進化していく。岩石コアの質量が地球の10倍を超えると原始惑星系円盤の中から水素とヘリウムを引き付ける。数百地球質量以上に暴走成長すると熱を帯びる。微惑星の追加と冷却によってコアが成長したりエンベロープに溶け込んだりと安定していない。以下、機械翻訳。
巨大惑星と氷巨大惑星における惑星核の運命

（2019年9月17日に提出）
抽象
状況。現在木星を周回している探査機Junoは、その重力モーメントを非常に正確に測定しています。
予備
結果は、惑星のコアが侵食される可能性があることを示唆しています。要素の材料特性に大きな注意が払われている一方で
エンベロープを構成しているが、コアを構成しているものについてはほとんど知られていない。この状況は、ジュノの解釈を混乱させています
データだけでなく、巨大な惑星や太陽系外惑星のモデリングも含まれています。
ねらい巨大惑星のコアの3つの潜在的な構成要素である水、鉄、
深部内核の状態を調べるための単純なケイ酸塩MgSiO3。
メソッド。 ab initio分子動力学シミュレーションを使用して、3つのポテンシャルの高圧融解温度を計算します
コアコンポーネント。惑星の断熱は、再現するように調整された3層モデルの静水圧方程式を解くことによって得られます。
測定された重力モーメント。最近開発されたab initio状態方程式は、エンベロープとコアの両方に使用されます。

結果。太陽系の巨大な惑星と氷の巨大な惑星のコアは、圧力と温度の条件によって異なることがわかります
各オブジェクトで検出されるのは、フェーズ図の異なる領域に対応しています。木星と土星の場合、結果は互換性があります
拡散コアとエンベロープ内の金属元素のかなりの部分の混合により、対流および/または二重拡散レジームに至ります。また、それらの固体核は、これらの惑星の寿命を通して性質とサイズが異なることを発見しました。の固体コア
2つの巨大な惑星は原始的ではなく、核が形成され、惑星が冷えるにつれて成長します。木星の固体核は3 Gyrsと推定されます
一方、土星はたった1.5 Gyrsです。コアが部分的にしか溶けていない天王星と海王星の状況はそれほど極端ではありません。

結論。木星のモデリングでは、巨大な惑星や太陽系外惑星の内部構造の時間進化、
光度、およびその寿命にわたる潮effects効果の進化、コアは結晶化および成長していると見なされる必要があります
その成分の溶解性のためにエンベロープに徐々に混入するのではなく。
キーワード。状態方程式、水素、ヘリウム、木星、惑星内部、巨大惑星、太陽系外惑星
1.はじめに
巨大な惑星が形成されることを想定したコア降着モデル
固体コアの周りの水素とヘリウムの付着により、
惑星モデリングの参照モデル。説明に使用されます
数百の地球の大きな巨大惑星の急速な形成
コアサイズが次の場合、惑星状星雲からのガス状水素ヘリウム物質の急速暴走降着による質量
限界サイズを超えています（Pollack et al。1996）。とともに
基本的な流体力学の議論、それは単純化された画像をもたらします
これらの惑星の内部構造は、静水圧平衡の異なる密度の2つの断熱層として、
水素ヘリウムのエンベロープと、原始核に対応する2番目の核。重元素が豊富です。この簡単な絵
時変が進化モデルに持ち越される
光度の時間は、時間を後方に積分することによって得られます
惑星の寿命中に組成が固定されているとしばしば想定されるこれらの層状構造によって散逸されるエネルギー
（Guillot et al。1995; Guillot＆Gautier 2014）。
巨人の重力モーメントの測定
太陽系の惑星、それらの光度、大気組成、および得られた質量半径関係
現在検出されている数千の太陽系外惑星は、惑星内部のこのモデルが必要であるという証拠を提供しています
改善されました（Baraffe et al。2014; Helled＆Guillot 2018）。のために
太陽系の巨大惑星、木星または土星のいずれかで測定された重力モーメントは、
均一な水素-ヘリウムエンベロープ（Nettelmann et al。
2012、2013）。これは、さまざまなヘリウム濃度に加えて、水やケイ酸塩などの金属元素を示唆しています。
エンベロープの奥深く、コアの近くに存在する場合があります。この
木星の内部のビューは、最近の分析によって強化されました
拡散コアを呼び出して測定された重力モーメントを説明するJuno測定（Wahl et al。2017a;
Debras＆Chabrier 2019）。
最新の形成モデルは、惑星系の形成のグローバルシミュレーションとより一致しています。
微惑星の晩期の付加はまた、巨大惑星の大気で観察される多様な金属性を説明するかもしれないこと
（Zhou＆Lin 2007; Alibert et al.2018）。このアプローチも
エンベロープ内の密度が不均一になり、
惑星の寿命中の原始核は現在
コア付加モデル、およびその結果としての2層または3層モデルの根底にある仮説をどのように緩和するかを決定する主要な不明点。これは主に、構成する要素の正確な物理的特性の欠如に起因します
極度の圧力-温度条件でのコアは、エンベロープの深部とコア-エンベロープ境界で遭遇しました（Baraffe et al。2014）。
この問題に対処する最初のステップが最近取得されました
潜在的なコア成分の混和性を考慮することにより
純水素プラズマ内（Wilson＆Militzer 2012;
ゴンザレス・カタルド等2014; Soubiran＆Militzer 2015）。この
固体コアがエンベロープにゆっくりと溶けていると仮定します
惑星が冷えるにつれて。これらの計算ではさらに、
純粋な水素プラズマ内の特定の元素の混和性は、
不純物を含む水素-ヘリウム混合物。したがって、このアプローチは、潜在的な追加要素の影響を無視します。
また、かなりの割合でエンベロープに溶解します
コアに近づくにつれて支配します。このステップを超えるには
すべての可能性の混和性として急速に手に負えなくなる
コアとエンベロープ内のさまざまな濃度の成分を考慮する必要があります。現在の仕事では、
コアを構成する潜在的元素の高圧融解特性を考慮することは、定量的
内部構造モデルは、冷却履歴に沿ってモデル化されています。
図1.（a）PPVで得られた高圧融解温度
MgSiO3の相。 でシミュレーションが平衡化する条件　液体または固体の状態は、それぞれ赤と青の四角で示されます。
PVおよびPPV融解温度の以前の理論的結果　凡例に示されています。 2フェーズの結果はTPAとして示されます。
PVフェーズの実験データは（Exp。）として示されています。 日陰面積は、融解が発生する可能性がある条件を表します。
（b）10 Mbarおよび高圧を超えるMgSiO3に対して予測される解離経路　解離生成物SiO2およびMgOの融解温度。


図2（a）の高圧融解温度の比較
前に得られたFCCおよびBCC相の超イオン水　作業。 シミュレーション結果はシンボルとして示されます。 赤い線は、この研究で得られた超イオン水の安定領域を表しています。
（b）鉄の高圧融解温度の比較
前の仕事で計算された。 シミュレーション結果は、安定領域が研究されている間、研究された異なるフェーズに対応する記号として示され
さまざまなフェーズの境界が図に示されています　Stixrude（2012）により計算。