木星-イオにおける内部軌道共鳴の重力痕跡

探査機JUNOの観測により木星内部のコア（水素、ヘリウムより重い元素で出来ている）は中心に固まっているのではなく分散している事が分かった。衛星とコアの相互作用で木星の自転エネルギーが衛星の公転エネルギーに移り衛星が遠ざかる。地球と月の関係と同じ。衛星を加速する惑星側の構造がコアと海水の違いがあるけどね。以下、機械翻訳。
木星-イオにおける内部軌道共鳴の重力痕跡
投稿日:2022年3月24日
ミッション半ばの近木点通過17で、NASAのジュノーミッションは、木星の観測された高度の潮汐応答と理論的な平衡潮汐応答、すなわち愛数k42との間に7σの不一致を明らかにした。ここでは、木星の希薄なコアに閉じ込められた内部重力波とイオの軌道運動との間の内部軌道共鳴に基づいて、この不可解な不一致の解釈を提案する。単純な木星モデルを使用して、木星の希薄なコアに閉じ込められたk42モードの動的潮汐応答から来る平衡潮汐応答に対する分数補正Δgを計算します。我々の結果は、拡張された希薄なコア(r ≧　0.7RJ)がイオとの内部軌道共鳴を生成し、木星の潮汐応答をΔ k42～－11%で修正し、ジュノーのk42に適合させることを示唆している。我々が提案した自己整合的なシナリオでは、木星の希薄なコアは、イオの軌道移動と共鳴ロックで進化し、内部軌道共鳴が地質学的時間スケールにわたって持続することを可能にする。このシナリオでは、時間の経過とともに滑らかになるか縮小する希薄なコアと、共振潮汐散逸がａ 2_4 g1モード(l,m,n=4,2,1)_Q4 ～1000$に達するQ4が必要です。木星の希薄なコア進化経路と共鳴_4^2g1モードの散逸メカニズムは不確実であり、将来の分析を動機づける。Juno k42の7σの不一致を説明するための他の選択肢は今のところ存在しません。我々の提案する内部軌道共鳴は、延長ミッションの終了時(2025年半ば)にエウロパによって木星上に上昇したk42の潮汐のジュノー観測と、木星の_4^2g1モード振動周波数の将来の地震学的観測によってテストすることができる。
キーワード：太陽系ガス巨大惑星　惑星コア　惑星内部　


図1.コア軌道共鳴を使用してJunoのk42を説明するために必要な、絵による軌道移動と希薄なコア進化。
希薄なコアは、衛星の潮汐周波数よりも低いgモード周波数で形成されます。 最初は共振がなく、衛星
ほとんど無視できる速度で外側に移動します。 不確かな時間が経つと、希薄なコアはロックされた内部軌道に進化します
共鳴、衛星軌道移動の速度を増加させます。


図2.重元素の濃縮における勾配として定義された希薄コアを持つ木星内部モデル。 （a）ワイド
Debras＆Chabrier（2019）で提案されたものと同様の滑らかな組成勾配を持つ希釈コア、（b）狭い希釈
Militzeretal。で提案されたものと同様の鋭い組成勾配を持つコア。 （2022）、および（c）コンパクトな希薄コア
従来のコアと同様に、中央領域に制約された鋭い組成勾配。 密度プロファイルは正規化されています
5.8、4.6、および23.1g/cm^3に等しい中心密度ρcによって
、 それぞれ。 重元素の濃縮Zはに対応します
HおよびHeより重い元素の質量分率。 ブラントバイサラ（B-V）周波数は、木星の力学によって正規化されます
周波数ω^2　dyn = GMJ / R^3_J。


図3.潮汐周波数と散逸Q4の関数としての静水圧ラブ数k42の分数補正。 希薄コアモデル（図2b）は、潮汐周波数ω≈-1.5Ωと共振するg1モードを生成します。これは、に近い強制周波数です。
イオの潮汐周波数ωイオ≈-1.53Ω。



図4.いくつかの希薄コアモデルの4_2g1モード周波数。 垂直線は潮汐周波数|ω|を表します イオの、
エウロパ、ガニメデ、カリスト、それぞれ左から右へ。



図5.図4と同じですが、2
2g1モード周波数。 空の長方形は、より高い周波数の2を示しています
の4g1モード
同じ希薄コアモデル。


7.結論
単純な木星希薄コアモデルを使用して、木星の静水圧に対する部分的な動的補正を計算しました
ガリレオ衛星によって引き起こされた潮汐励起からのラブ数k42。以前に理解したことを考慮した後
動的効果、PJ17でのJunoのk42観測では、調整するために追加の分数補正∆k42≈-11％が必要です
静水圧k42との7σの不一致。私たちの結果は、必要な∆k42がインテリアによって生成できることを示唆しています–
Ioと2の間の軌道共鳴
4g1モード（つまり、 `、m、n = 4、2、1、固有ベクトルに1つの放射状ノードを持つgモード）
木星の希薄なコアに閉じ込められました。 2の潮の散逸
4g1モードはQ4に制限されています。 1000または動的潮汐は
必要なΔk42≈-11％未満に減衰します。私たちのシンプルな希薄コアモデルは2を達成します
4
と密接に共振するg1モード
イオの軌道運動は、r＆0.7RJまで伸びます。これは、以前の分析で示唆された希薄なコアの伸びです。
Junoによって記録された帯状重力データ。あまり拡張されていない希薄コアモデルは、Junoの観察されたk42が
高次2とのイオの共鳴
4gnモード（つまり、モード固有ベクトル内の追加の放射状ノード）、考えられるシナリオ
それを排除することはできません。
Junoの観察を説明する際に歴史的な偶然の一致を引き起こさないようにするために、2
4g1モードは、Ioの現在の軌道移動の速度と比較してほぼ同様の速度で進化し、次の状態に適合します。
呼び出された共振が地質学的タイムスケールにわたってアクティブなままでいることを可能にする共振ロック。潮が必要です
散逸Q4。 1000は、前述の共振ロックの状態を維持します。提案された自己矛盾のないシナリオ
木星の希薄なコアの長期的な進化については、ほとんど制約のない仮定に依存しています。要するに
期間中、Junoは、木星のk42のミッション終了時の観測から、私たちの提案の最初のテストを提供する可能性があります。
ヨーロッパによって引き起こされた潮汐。長期的には、木星のノーマルモードの将来の地震学的観測は、
私たちの予測された2の観察からの私たちの提案の妥当性
4g1モード周波数（ωg≈270µHz）。