原始地球とティアの巨大衝突だけでは地球と月の組成の微妙な違いが説明ができないと言う。素人考えですが、メインベルトにも彗星が隠れてるぐらいだから地球とティアに衝突してくる彗星や小惑星の産地が違うのは太陽系あるあるじゃないの？以下、機械翻訳。
太陽系内惑星形成の制約としての月形成の影響
2024年11月22日
要約
太陽系の惑星は、惑星形成理論のベンチマークです。しかし、4つの地球型惑星には2つのパラダイムが共存しています:微惑星間の長期にわたる衝突成長が持続します
>100 100万年(Myr)と、10Myr以内の小石を降着させる微惑星による高速形成。その劇的な違いにもかかわらず、どちらの理論が地球型惑星の形成の真の歴史により関連性が高いかはほとんどわかりません。 ここでは、月の起源が小石の降着シナリオに厳しい制約を課し、それを不利にしていることを示しています。 小石降着モデルでは、原始地球とテイアの間の一回限りの巨大衝突は、月の形成に適したタイミングと構成で発生することはめったにありません(確率1‰)。たとえ偶然に衝突が起こったとしても、巨大衝突シミュレーションでは、原始地球とテイアの間には完全な混合が見られ、観測された原始地球のマントルの不均一性や、地球と月の間の組成の違い(わずかながらも)の余地はありません。したがって、他の地球型惑星に沿った地球-月系は、好ましくは太陽系内惑星のカオス的な衝突成長から形成されるべきである。
キーワード：地球、月、惑星、衛星:形成、惑星と衛星:地球型惑星、惑星、衛星:組成
†パブイヤー:2024年
†pagerange: The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation–The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation(太陽系内惑星系形成の制約としての月形成影響)
1紹介
センチメートル以下のサイズの塵、または小石は、原始惑星系円盤のいたるところにあります。それらは、ガスとの相互作用によって密集した塊に濃縮され、崩壊してその向こうの微惑星を形成する可能性があります サイズが数十キロメートル(Nesvornỳ et al.,2019).これらの微惑星は衝突して合体し、原始惑星を形成し、次に地球型惑星を形成します(小久保&井田、2000).この衝突成長は、太陽系地球型惑星の古典的な形成理論のバックボーンであり、長期にわたる巨大衝突(原始惑星間の衝突)段階を特徴としています(チェンバース、2004;レイモンドら、2009;ハンセン2009).特に、地球の成長は、非常にエネルギー的な巨大衝突によって完結します(キンタナ他、2016)、それはまた月の形成にもつながります(キャナップ&アスファウグ、2001;Deng et al.,2019b年;Yuanら、2023).
あるいは、微惑星は小さな小石の群れを降らせて効率的に成長させることができ、惑星形成理論のパラダイムシフトにつながります(ランブレヒト & ヨハンセン、2012;ヨハンセン&ランブレヒト、2017).新たに提案された小石の降着は、地球型惑星の形成における衝突成長に取って代わる可能性があり、地球が数百万年以内に形成されることを可能にする可能性があります(ヨハンセンら、2021).しかし、地球の降着時間スケール(3 Myrから30 Myrまで)についての私たちの理解が限られているため、地球型惑星がどのパラダイムによって形成されたのかはわかりません(Onyett et al.,2023;Yinら、2002;ユウ&ヤコブセン、2011;Kleineら、2009).いくつかの同位体証拠は、地球型惑星における太陽系外縁部物質の寄与が限られていることを示唆しているが、小石降着モデルは好ましくない(Burkhardtら、2021).
ここでは、古典的な微惑星降着モデルでその形状の観点から徹底的に調査されてきた月形成衝突を示します(ジェイコブソンら、2014;キンタナ他、2016)業績(キャナップ&アスファウグ、2001)と影響(Deng et al.,2019b年;Yuanら、2023;周ら、2024)は、地球型惑星の形成の小石降着シナリオに厳しい制約を課す可能性があり、それを不利なものにする可能性があります。セクション2では、N体シミュレーションを使用して潜在的な月形成衝突の統計を決定し、巨大衝突シミュレーションによりこれらの衝突の影響をさらに明らかにする数値計算方法について説明します。シミュレーション結果を第3章で示し、第4章で結論を出します。
2 メソッド
2.1 惑星形成のN体シミュレーション
小石降着モデルでは、地球型惑星(金星、地球、テイア、火星、ただし水星を除く)は、軌道移動と小石降着によって決定されるのと同じ特徴的な質量成長経路に沿って進化します(ヨハンセンら、2021)ここで、原始惑星の質量はその太陽中心距離に関連しています
rによって
M(r)=Mマックス[1−(r/r0)^1−ζ]^3/4, (1)
どこr0(1.6天文単位、AU)は、内部への移動の出発点です。
Mマックスそしてζは原始惑星系円盤の特性に関連するパラメータで、地球の1.74質量(M⊕)と3/7。Johansen et al. (2021)4つの原始惑星が、ほぼ排他的な小石の付着で適切な質量と位置に進化できることを実証しました。水星は、鉄分が豊富な小石を付着させることによって別々に形成する必要があります(ヨハンセン&ドーン、2022)微惑星降着モデルとは対照的です。(例:Fang&Deng、2020;ケ2020).しかし、彼らは原始地球(0.6
M⊕)とTheia(0.4M⊕)は、単に地球下間の衝突が月を形成するかもしれないと引用しています(キャナップ、2012).
このギャップを埋めるために、オープンソースのN体シミュレーションコードREBOUNDを使用して、4つの原始惑星の進化をシミュレートしました (レイン&リュー、2012)Mercurius インテグレーターの採用(Reinら、2019)初期時間ステップは 0.005 年です。のディスクモデルを採用しましたJohansen et al. (2021)そして、200 Myrのシステムを進化させ、その可能性、タイミング、および衝撃パラメータの観点から地球内の衝突を研究しました。ガス表面密度は
Σg=610(r/天文単位)^−1/2経験値(−t/τ)グラム/cm^2, (2)
どこτは 1.5 Myr に設定され、ディスクの縦横比はh=0.024(r/天文単位)^2/7.原始惑星のタイプIの移動は、追加のトルクとして扱われます(クレスウェル&ネルソン、2008;ディアンジェロ&ルボウ、2010)REBOUNDx拡張機能を利用する(玉代ら、2020).ガス状円盤の惑星移動率は、
dr/dt=−kミグm/M太陽・Σgr^2/M太陽h^−2vK, (3)
どこmは惑星の質量、vKはr.kミグは、ディスクのプロパティに関連する定数です(ディアンジェロ&ルボウ、2010;ヨハンセンら、2019)ここでは3.708として取得します。 原始惑星の離心率と傾斜減衰は、移動と同様に含まれています(Fangら、2023).
円盤が大部分に分散し、4つの惑星がほぼ完全に形成されたとき、t = 5 Myrから始めます。金星と火星の質量は質量成長軌道に沿って成長するため、式1に従って太陽中心の距離によって決定されます。 しかし、相互作用する原始地球とテイアの質量成長は、そのダイナミックな性質と利用可能な固体が限られているため、オフにしました。
t>5Myr。原始地球とテイアが衝突するまで、または予想される月の形成イベントをはるかに超える最大200 Myrまで、システムを追いかけます(Halliday & Canup,2023)
原始地球とテイアの進化は、彼らの分離に敏感です Δ、彼らの 相互の丘の半径
RH = [(m1+m2)/3M太陽]^1/3[(ある1+ある2)/2], (4)
惑星の質量はどこにあるかm1,m2そして、それらのセミメジャー軸は次のとおりです
ある1,ある2.特に、Δ<2√3、不安定性が急速に進行する(グラッドマン、1993).それを念頭に置いて、原始地球とTheiaのペアを分離して初期化します(
ある2−ある1)1〜30倍の範囲RH.それまでの間、m1+m2=M⊕
完全に合体した衝突後に適切な質量で地球を形成するために必要です。私たちは、相互作用する原始地球とテイアの最小限の小石の付着を、5〜200 Myrの大部分に分散した円盤に無視しました。これら2つの条件が、原始地球とテイアの開始質量と位置を決定します(図1)。
図 1:原始地球とテイアの質量比
シミュレーションでは、2900の基準N体シミュレーションの中で原始地球とTheiaの衝突を経験しました。1 Myr以内の衝突は高速衝突インスタンスと見なされ、それ以外の場合は遅延衝突インスタンスと見なされます(図2を参照)
図 2:2900フィデューシャル原始惑星降着シミュレーションにおける原始地球とTheiaの運命。a、原始地球と初期分離を持つTheiaのペアの場合
Δ<2√3では、不安定性が急速に進行し、シミュレーションの 67.5% で 1 Myr 以内の衝突が発生します (高速衝突インスタンス)。遅延衝突が発生するのは、初期状態のシステムの 1.5% にすぎません。
2√3<Δ<20、および noneΔ>20.4つのインスタンスが適切な月の形成タイミングで発生します。b、衝突は、原始地球とテイアの間の脱出速度の周りで、ほぼ一様に分布した角度で発生します。
私たちの基準モデルは、2900のN-ボディシミュレーションと2300のカバーで構成されています
Δ∈[1,21] 均一で600カバー
Δ∈(21,31] 原始地球とテイアのペアについては一様に。原始地球とテイアの初期離心率は0.01です(ヨハンセンら、2021).木星もシミュレーションに含まれていますが、偏心率は0.05、半長軸は5AUに固定されています。水星は、その低質量と分離した形成の歴史のために、ここでは無視されています(ヨハンセンら、2021).すべての惑星の近点の引数はランダムに割り当てられます。
さらに、わずかに異なる5つのテストシミュレーショングループを実施し、それぞれが1200回のランを均一にカバーしました
Δ[1,21]の範囲です。これらのシミュレーションでは、離心率、木星、ガス円盤が衝突結果に及ぼす影響をテストしました。グループは次の通りでした:1.原始地球とテイアの初期離心率はなく、木星はありませんが、散逸するガス円盤があります。2.木星とガス円盤による初期離心率なし。3.木星では初期離心はありませんが、ガス円盤はありません。4.初期離心率0.01、木星なし、ガス円盤あり。5.初期離心率は0.01で、木星がありますが、ガスディスクはありません。
さらに、初期の巨大惑星の不安定性による巨大惑星の移動の影響も検証しました(クレメント他、2018,2019)これは、地球内惑星の離心率を強く励起し、衝突確率を最大化することができます(アグナー&リン、2012).私たちは、移動する巨人をモデルに組み込んで、4つの内部原始惑星の軌道励起を研究し、原始地球とテイアの間の衝突率の増加を評価しました。私たちはそれに続きましたブラッサー他(2009)木星と土星の軌道移動を、初期の軌道周期比からシミュレーションする
PS/PJ= 1.5 で、移行 e-折り畳みタイムスケールは 5 Myr です。土星には、動的摩擦の影響を模倣し、不安定性を避けるために偏心減衰が適用されました(ブラッサー他、2009;Morbidelliら、2009).標準的なシナリオと同様に、次の3つのセットアップをテストしました:1.原始地球とテイアの初期離心率はなく、散逸するガスディスクはありません。2.ガスディスクを使用した初期偏心なし。3.ガスディスクを使用した場合の初期偏心率0.01。各セットアップには、均一にカバーする4000ランが含まれています
Δ[2, 21] の範囲です。
衝突の確率と、巨大衝突の時間、衝突速度、衝突角度などのさまざまなパラメータを分析しました。最終的な衝突パラメータは、巨大衝突シミュレーションの初期条件としても機能しました。
2.2ジャイアントインパクトシミュレーション
地球下間の巨大衝突は、メッシュレス有限質量(MFM)法を採用したGIZMOコードでシミュレートされます(ホプキンス、2015)これは、衝撃を捕捉するためにSPHで必要な人工的な粘性を含まないゴドノフ型ラグランジュ法です。したがって、MFMは、同等の解像度でSPHよりも忠実に、衝撃時の乱流と関連する混合を捕捉します(Deng et al.,2019年あ).公開PythonパッケージSEAGENを使用して、地下モデルを構築します(Kegerreisら、2019)、ANEOS状態方程式の更新バージョンを使用(トンプソン&ローソン、1974;スチュワートら、2020)マントル(フォルステライト、70wt%)、コア(鉄、30wt%)用。このコードは、火星サイズのインパクター、つまり標準的な月形成シナリオを含む同様の月形成シミュレーションに適用され、衝突後の層状の原始地球を明らかにしています(Deng et al.,2019b年)100倍の分解能の要素を使用したSPHシミュレーションに対応(Yuanら、2023).ここでは、各シミュレーションは 1/400 万の流体要素によって解決されており、これは MFM が衝突後の原始地球を特徴付けるのに十分です(Deng et al.,2019b年).
原月円盤が十分に確立されるまで、35時間以上にわたって衝突を追跡しました。私たちは、衝突後の惑星半径よりも近点が大きい重力結合デブリを反復解くことにより、原月円盤を特定しました(Canupら、2001).原始月円盤内で形成されると予想される月の質量は、以下のN体シミュレーションによって得られた経験式に基づいて推定されますキャナップ (2012)ただし、蒸気が優勢な円盤はまったく月を形成しない可能性があります(中島ら、2022,2024).
3 業績
3.1 影響統計
4つの原始惑星(水星を除く)は、小石の降着シナリオで同じ成長軌道に沿って形成されます。月は、原始地球とテイア(原始地球と衝突して月を形成した仮想の原始惑星)との間の1回限りの衝突から生じたに違いありません(ヨハンセンら、2021).しかし、地球-月系を形成するためには、いくつかの重要な制約条件を満たさなければならない:1)原始地球とテイアの質量を合わせると地球質量の約1になる、2)2つの原始惑星が十分に近いため、軌道が不安定になる(グラッドマン、1993)、3)ジャイアントインパクトは月の形成に適したタイミングで発生します(70-120 Myr)(Halliday & Canup,2023).地球型惑星形成のための小石降着モデル(セクション2.1参照)における月形成衝突の特徴を明らかにするために、惑星降着シミュレーションを行い、その結果を図1にまとめました。2.
原始地球とテイアの間の軌道分離(Δ、それらの相互のヒル半径で測定され、セクション2.1を参照)は、
2√3、2つの半地球が不安定になります(グラッドマン、1993)そしておそらく1Myr以内で衝突します。ただし、衝突確率は、次のシステムでは 1.5% に低下します。
2√3<Δ<20(図を参照。2a)。この近接分離は、類似の降着履歴を意味し、2つの原始惑星の質量が類似していることを意味しています(ヨハンセンら、2021).実際、で引用されているように、地下の衝突は質量比が1.5ですJohansen et al. (2021)、私たちの長期シミュレーションでは決して起こりませんでした(図を参照)。一方、月はCa-Al-rich inclusions(CAI)の形成後に70〜120 Myrの間に形成されると考えられています(Halliday & Canup,2023)であり、2900 回のシミュレーションのうち 4 つのインスタンスのみが適切なタイミングで発生します。
図 3:異なるテストシミュレーショングループ(セクション2.1を参照)における原始地球とTheiaの衝突確率は、図2.1の基準シミュレーションと比較されます。2a. a、木星、ガス円盤、初期離心率の影響をテストする5つのシミュレーショングループ、各グループは1200のシミュレーションで構成されています
Δ∈[1,21]一様に。b、移動する巨大惑星のシミュレーション、各グループは4000のシミュレーションでカバー
Δ∈[2,21]一様に。明るい色の領域は AMD 制約のない衝突ケースを表し、暗い色の領域は AMD が現在の AMD の 2 倍未満に制限されているケースを表します。
表1:ジャイアントインパクトシミュレーション。テーブル列:シミュレーション番号(ID)と添え字「s」は、月の質量の近くに鉄分不足の月を形成する可能性のある月形成の衝突が成功したことを示します(キャナップ、2012) (0.8<MF,L/ML<2.0) で、下付き文字 'h' は高解像度シミュレーションを示します。原始地球とテイアの間の質量比(MpE/MT)とそれらの分離(Δ)マス成長軌道上。impact パラメータ (b)、つまり、衝撃角の正弦。脱出速度(vimp/vesc キー);月面質量(Md/ML);月の質量に対する円盤内の鉄の質量(Md、鉄/ML);地球-月系の角運動量に対する円盤の角運動量(Ld/LEM);地球-月系の角運動量に対する惑星と円盤の最終角運動量(LF/LEM);原月円盤中のTheia起源物質の質量分率(MTo/Md);月の質量に対する月の予測質量(MF,L/ML).
衝撃角度はほぼ均一に分布していますが、衝突速度はそれらの相互脱出速度に近くなっています(図2)。2b)。遅延衝突は、ガス円盤が完全に分散し、偏心減衰がないため、比較的高い衝突速度を示します。
私たちは、異なる原始惑星系円盤の特性に対して調査結果をテストし(セクション2.1を参照)、同様の結果を観察しました(図2.1)。3)フィデューシャルモデル(図2)2a)。広く分離された原始地球(0.6M⊕)とTheia(0.4M⊕) ペア (によって想定されるとおり)Johansen et al. (2021)、2900 N体シミュレーションでは衝突しませんでした。
図中。図3aに示すように、木星の存在は、との広い分離衝突に不可欠です。
Δ>10.最も高い衝突発生率は、偏心した原始地球とテイアがガスのない環境で進化したときに達成されます。ただし、原始地球とテイアの衝突確率は
Δ>10は常に最小限です(図2)。3a)。巨大惑星が移動すると、ほとんどのシミュレーションでは、内側の地球型惑星は過度に励起されます。角運動量不足 (AMD) が現在の AMD 値 (水銀を除く) の 2 倍未満のシミュレーションのみが成功したと見なすことができます(例えば、Clementら、2018).図中。図3bに示すように、原始地球とテイアの衝突は、次の場合に容易に発生する。
Δ次の値より小さい23.ただし、Δ増加すると、特に前述のAMD基準を適用すると、Earth-Theia衝突の可能性が大幅に減少します。Earth-Theiaとの衝突はほとんどありません
Δ適切な程度の軌道励起を持つシステムで8を超えます。
地球型惑星形成の小石降着モデルでは、月形成衝突は、質量が近い原始地球とテイアのペアでのみ発生し、後期衝突(70-120 Myr)は、分離が
23そして16ヒル半径。この範囲での分離のためにそのような衝突が発生する確率は3‰未満です(それらの1/3だけが潜在的に月を形成することができます、セクション3.2を参照)。時間枠を40-200 Myrに延長した場合、レイトインパクトの確率は1.2%未満にとどまります。
3.2インパクトシミュレーション
上記の衝突の影響を明らかにするために、上記で特定された衝突パラメータ空間をカバーする地球半期の衝突(表1)について、一連の流体力学シミュレーション(セクション2.2を参照)を実行しました。私たちのモデルは、月形成の一般的な地球下衝突モデルとは異なり、ほぼ同じ質量と低速の衝突を持つ地球の半分に厳密に限定されています(キャナップ、2012;Timpeら、2023;Meierら、2024).ここでは、衝突後の原始地球である原月円盤の状態と、それらの地球化学的意味に焦点を当てます(Deng et al.,2019b年).
図 4:地球半期の衝突のシミュレーション(表1の実行20)。スライス プロットは、赤道面付近の材料のみを示しており、厚さは現在の地球半径 (R⊕). 色は、ターゲット(原始地球)とインパクター(Theia)の間の物質の混合をトレースし、異なる色はコアとマントルの材料を示し、ターゲットのマントルの下半分と上半分は青と緑でさらに区別されます。破線は、コアとマントルの境界と、衝突後のターゲットの表面が1.6に達することを示しています
R⊕その速いスピンのため。 補助ムービーは https://drive.google.com/file/d/1DdH59kOv3Y3pc5PQXQnSIInDGfO3jZ64/view?usp=drive_link でダウンロードできます。
右月の質量を生成するモデル(セクション2.2および表1を参照)は、通常、現在の地球-月系(LEM) (Timpeら、2023).30度から45度の衝突角度が望ましく、図1の遅延衝突の1/3を占めています。2b.ターゲット(原始地球)とインパクター(Theia)の質量が同じ場合、それらは区別がつかず、あらゆる場所で衝突後の構造に等しく寄与することが期待されます。効率的なミキシングは、顕著な質量差のあるシミュレーションでも行われます。図中。図4に示すように、ターゲット対インパクター質量比が1.18(Δ=9.01).インパクターは、最初の接触時にターゲットを破壊し、ターゲットマントルの下半分を露出させます。その後、それらは融合し、ケルビン・ヘルムホルツ型の不安定性により、異なる起源の材料が効率的に混合されます。衝突後、扁平な高速回転する地球の赤道半径は、現在の地球半径の1.6倍になります(R⊕) で、角運動量が 2 を超えているLEM.しかし、この過剰な角運動量を取り除くことができるかどうかは議論の余地があります(ルフ&キャナップ、2020).
衝突後のターゲットの組成プロファイルを計算して、混合状態を定量化しました。扁平な回転楕円体の長軸は、その短軸の約1.25倍です。その結果、惑星の形状に似た同心円状の楕円体内の量を平均化することにより、組成プロファイルと熱プロファイルを計算します。長軸(赤道半径)を後のプロットの半径の参照として使用します。 シミュレーションでは、ターゲットは基底マントルをわずかに支配しており、ターゲットとインパクターの質量の不均衡が顕著です(図2)。しかし、インパクターとターゲットは、原始月円盤まで伸びる地球半径1個を超えてよく混ざり合っています。驚くべきことに、原始地球の下部マントル物質は、上部マントル物質の寄与に匹敵する原月円盤に大きく寄与することができます(図2)。6). 下部マントルと上部マントルの交換も、衝突がいくつかの段階で原始地球を裏返しにするため、顕著です(図1)。その結果、もし原始の貯留層が月形成の衝突よりも前に存在していたとすれば、それらは衝突中に効率的に混合され、完全に溶融した衝突後の初期の地球で対流によってさらに均質化されていたはずである(中島&スティーブンソン、2015).この徹底的な混合は、調和させるのが困難です 地球で観測された原始の不均一性は、月形成の衝突に先立つものです(ムコパディヤイ、2012;Touboulら、2012;リゾーら、2016).その後、地球の深部マントル内の不均一性も初期の分化プロセスから生じる可能性があります(Labrosseら、2007;Leeら、2010)、海洋地殻の沈み込み(クリステンセン&ホフマン、1994;Yuanら、2024)コアからの酸化マグネシウムの流出(鄧 & 杜,2023;リゾーら、2019).しかし、原始マントルの不均一性の生存は、地球の基底マントル異常の大きさについて説得力のある説明を提供します(Yuanら、2023)これは、他のメカニズムにはない。
図 5:成功した高解像度シミュレーションにおける、さまざまな半径での衝突後構造におけるターゲット起源材料の割合(表1を参照)。ラベルは、ターゲットとインパクターの質量比と衝撃パラメーターを示しています。縦の点線は、コア・マントル境界と惑星の表面を示しています(図1)。4) で、水平の点線は 0.5 の参照値を提供します。
原月円盤での混合度合いも非常に高いです。成功したシミュレーションでは、ディスク内のTheia起源の材料の一部が48〜55%であると予測されます。原始地球とテイアのこの完璧な混合と同様の降着の歴史は、地球と月の間の組成の違いの余地をほとんど残していません。高分解能酸素同位体測定では、地球と月の間の組成差が22ppmであることも明らかになりました。
Δ17O (カノら、2020)どこΔ17O=(δ17O−λ⋅δ18O)×10^3
(ただし、Youngらを参照してください。2016).同位体質量収支の計算に続いてCano et al. (2020)(彼らの拡張データ図4を参照)、任意の衝突混合モデルを考慮して、原始地球とTheiaの初期組成の違いを推定できます。ラン20で徹底的に混合すると仮定すると、原始地球とテイアの初期同位体差は695ppmとなり、これは地球と火星の酸素組成の違いよりもさらに大きくなります。一方、小石降着モデルでは、原始地球とテイアは最も近い兄弟であり、地球とオーブライトの差(22 ppm)よりも酸素組成の差が小さい可能性があります(グリーンウッドら、2018).それにもかかわらず、地球と月の本質的な組成の違いを明らかにするには、異なる領域にわたるより多くの月のサンプルが必要であり、例えば、ベニヤの遅延によって引き起こされる組成の不均一性によるバイアスを回避します。
図 6:表1の高解像度シミュレーションを成功させるための、衝突後のターゲットの下部マントル(LM)および上部マントル(UM)材料の再分布。ラベルは、ターゲットとインパクターの質量比と衝撃パラメーターを示しています。縦の点線は、コア・マントル境界と惑星の表面を示しています(図1)。4) で、水平の点線は 0.25 の参照値を提供します。
4 結論
私たちは、N体と巨大衝突のシミュレーションを組み合わせて、太陽系内惑星形成の小石付着モデルにおける月形成の影響を研究しました。このモデルでは、近接軌道上で非常によく似た原始地球とテイアが関与する月形成衝突が見つかります。彼らがそこにたどり着く方法の不確かさは言うまでもなく、適切なタイミングと角度で適切な月形成の衝突の可能性は1‰未満です。このような地球の半期の衝突は、徹底的に混合することで、原始的な不均一性を破壊し、地球と月で同一の(類似しない)同位体組成をもたらすが、これは最近の地球化学的観測と緊張関係にある。したがって、小石降着モデルは地球-月系をほとんど説明できないと結論付けます。月は、太陽系内惑星の不可欠なメンバーとして、地球型惑星の形成モデルを区別するのに役立ちます。
太陽系内惑星形成の制約としての月形成の影響
2024年11月22日
要約
太陽系の惑星は、惑星形成理論のベンチマークです。しかし、4つの地球型惑星には2つのパラダイムが共存しています:微惑星間の長期にわたる衝突成長が持続します
>100 100万年(Myr)と、10Myr以内の小石を降着させる微惑星による高速形成。その劇的な違いにもかかわらず、どちらの理論が地球型惑星の形成の真の歴史により関連性が高いかはほとんどわかりません。 ここでは、月の起源が小石の降着シナリオに厳しい制約を課し、それを不利にしていることを示しています。 小石降着モデルでは、原始地球とテイアの間の一回限りの巨大衝突は、月の形成に適したタイミングと構成で発生することはめったにありません(確率1‰)。たとえ偶然に衝突が起こったとしても、巨大衝突シミュレーションでは、原始地球とテイアの間には完全な混合が見られ、観測された原始地球のマントルの不均一性や、地球と月の間の組成の違い(わずかながらも)の余地はありません。したがって、他の地球型惑星に沿った地球-月系は、好ましくは太陽系内惑星のカオス的な衝突成長から形成されるべきである。
キーワード：地球、月、惑星、衛星:形成、惑星と衛星:地球型惑星、惑星、衛星:組成
†パブイヤー:2024年
†pagerange: The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation–The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation(太陽系内惑星系形成の制約としての月形成影響)
1紹介
センチメートル以下のサイズの塵、または小石は、原始惑星系円盤のいたるところにあります。それらは、ガスとの相互作用によって密集した塊に濃縮され、崩壊してその向こうの微惑星を形成する可能性があります サイズが数十キロメートル(Nesvornỳ et al.,2019).これらの微惑星は衝突して合体し、原始惑星を形成し、次に地球型惑星を形成します(小久保&井田、2000).この衝突成長は、太陽系地球型惑星の古典的な形成理論のバックボーンであり、長期にわたる巨大衝突(原始惑星間の衝突)段階を特徴としています(チェンバース、2004;レイモンドら、2009;ハンセン2009).特に、地球の成長は、非常にエネルギー的な巨大衝突によって完結します(キンタナ他、2016)、それはまた月の形成にもつながります(キャナップ&アスファウグ、2001;Deng et al.,2019b年;Yuanら、2023).
あるいは、微惑星は小さな小石の群れを降らせて効率的に成長させることができ、惑星形成理論のパラダイムシフトにつながります(ランブレヒト & ヨハンセン、2012;ヨハンセン&ランブレヒト、2017).新たに提案された小石の降着は、地球型惑星の形成における衝突成長に取って代わる可能性があり、地球が数百万年以内に形成されることを可能にする可能性があります(ヨハンセンら、2021).しかし、地球の降着時間スケール(3 Myrから30 Myrまで)についての私たちの理解が限られているため、地球型惑星がどのパラダイムによって形成されたのかはわかりません(Onyett et al.,2023;Yinら、2002;ユウ&ヤコブセン、2011;Kleineら、2009).いくつかの同位体証拠は、地球型惑星における太陽系外縁部物質の寄与が限られていることを示唆しているが、小石降着モデルは好ましくない(Burkhardtら、2021).
ここでは、古典的な微惑星降着モデルでその形状の観点から徹底的に調査されてきた月形成衝突を示します(ジェイコブソンら、2014;キンタナ他、2016)業績(キャナップ&アスファウグ、2001)と影響(Deng et al.,2019b年;Yuanら、2023;周ら、2024)は、地球型惑星の形成の小石降着シナリオに厳しい制約を課す可能性があり、それを不利なものにする可能性があります。セクション2では、N体シミュレーションを使用して潜在的な月形成衝突の統計を決定し、巨大衝突シミュレーションによりこれらの衝突の影響をさらに明らかにする数値計算方法について説明します。シミュレーション結果を第3章で示し、第4章で結論を出します。
2 メソッド
2.1 惑星形成のN体シミュレーション
小石降着モデルでは、地球型惑星(金星、地球、テイア、火星、ただし水星を除く)は、軌道移動と小石降着によって決定されるのと同じ特徴的な質量成長経路に沿って進化します(ヨハンセンら、2021)ここで、原始惑星の質量はその太陽中心距離に関連しています
rによって
M(r)=Mマックス[1−(r/r0)^1−ζ]^3/4, (1)
どこr0(1.6天文単位、AU)は、内部への移動の出発点です。
Mマックスそしてζは原始惑星系円盤の特性に関連するパラメータで、地球の1.74質量(M⊕)と3/7。Johansen et al. (2021)4つの原始惑星が、ほぼ排他的な小石の付着で適切な質量と位置に進化できることを実証しました。水星は、鉄分が豊富な小石を付着させることによって別々に形成する必要があります(ヨハンセン&ドーン、2022)微惑星降着モデルとは対照的です。(例:Fang&Deng、2020;ケ2020).しかし、彼らは原始地球(0.6
M⊕)とTheia(0.4M⊕)は、単に地球下間の衝突が月を形成するかもしれないと引用しています(キャナップ、2012).
このギャップを埋めるために、オープンソースのN体シミュレーションコードREBOUNDを使用して、4つの原始惑星の進化をシミュレートしました (レイン&リュー、2012)Mercurius インテグレーターの採用(Reinら、2019)初期時間ステップは 0.005 年です。のディスクモデルを採用しましたJohansen et al. (2021)そして、200 Myrのシステムを進化させ、その可能性、タイミング、および衝撃パラメータの観点から地球内の衝突を研究しました。ガス表面密度は
Σg=610(r/天文単位)^−1/2経験値(−t/τ)グラム/cm^2, (2)
どこτは 1.5 Myr に設定され、ディスクの縦横比はh=0.024(r/天文単位)^2/7.原始惑星のタイプIの移動は、追加のトルクとして扱われます(クレスウェル&ネルソン、2008;ディアンジェロ&ルボウ、2010)REBOUNDx拡張機能を利用する(玉代ら、2020).ガス状円盤の惑星移動率は、
dr/dt=−kミグm/M太陽・Σgr^2/M太陽h^−2vK, (3)
どこmは惑星の質量、vKはr.kミグは、ディスクのプロパティに関連する定数です(ディアンジェロ&ルボウ、2010;ヨハンセンら、2019)ここでは3.708として取得します。 原始惑星の離心率と傾斜減衰は、移動と同様に含まれています(Fangら、2023).
円盤が大部分に分散し、4つの惑星がほぼ完全に形成されたとき、t = 5 Myrから始めます。金星と火星の質量は質量成長軌道に沿って成長するため、式1に従って太陽中心の距離によって決定されます。 しかし、相互作用する原始地球とテイアの質量成長は、そのダイナミックな性質と利用可能な固体が限られているため、オフにしました。
t>5Myr。原始地球とテイアが衝突するまで、または予想される月の形成イベントをはるかに超える最大200 Myrまで、システムを追いかけます(Halliday & Canup,2023)
原始地球とテイアの進化は、彼らの分離に敏感です Δ、彼らの 相互の丘の半径
RH = [(m1+m2)/3M太陽]^1/3[(ある1+ある2)/2], (4)
惑星の質量はどこにあるかm1,m2そして、それらのセミメジャー軸は次のとおりです
ある1,ある2.特に、Δ<2√3、不安定性が急速に進行する(グラッドマン、1993).それを念頭に置いて、原始地球とTheiaのペアを分離して初期化します(
ある2−ある1)1〜30倍の範囲RH.それまでの間、m1+m2=M⊕
完全に合体した衝突後に適切な質量で地球を形成するために必要です。私たちは、相互作用する原始地球とテイアの最小限の小石の付着を、5〜200 Myrの大部分に分散した円盤に無視しました。これら2つの条件が、原始地球とテイアの開始質量と位置を決定します(図1)。
図 1:原始地球とテイアの質量比
シミュレーションでは、2900の基準N体シミュレーションの中で原始地球とTheiaの衝突を経験しました。1 Myr以内の衝突は高速衝突インスタンスと見なされ、それ以外の場合は遅延衝突インスタンスと見なされます(図2を参照)
図 2:2900フィデューシャル原始惑星降着シミュレーションにおける原始地球とTheiaの運命。a、原始地球と初期分離を持つTheiaのペアの場合
Δ<2√3では、不安定性が急速に進行し、シミュレーションの 67.5% で 1 Myr 以内の衝突が発生します (高速衝突インスタンス)。遅延衝突が発生するのは、初期状態のシステムの 1.5% にすぎません。
2√3<Δ<20、および noneΔ>20.4つのインスタンスが適切な月の形成タイミングで発生します。b、衝突は、原始地球とテイアの間の脱出速度の周りで、ほぼ一様に分布した角度で発生します。
私たちの基準モデルは、2900のN-ボディシミュレーションと2300のカバーで構成されています
Δ∈[1,21] 均一で600カバー
Δ∈(21,31] 原始地球とテイアのペアについては一様に。原始地球とテイアの初期離心率は0.01です(ヨハンセンら、2021).木星もシミュレーションに含まれていますが、偏心率は0.05、半長軸は5AUに固定されています。水星は、その低質量と分離した形成の歴史のために、ここでは無視されています(ヨハンセンら、2021).すべての惑星の近点の引数はランダムに割り当てられます。
さらに、わずかに異なる5つのテストシミュレーショングループを実施し、それぞれが1200回のランを均一にカバーしました
Δ[1,21]の範囲です。これらのシミュレーションでは、離心率、木星、ガス円盤が衝突結果に及ぼす影響をテストしました。グループは次の通りでした:1.原始地球とテイアの初期離心率はなく、木星はありませんが、散逸するガス円盤があります。2.木星とガス円盤による初期離心率なし。3.木星では初期離心はありませんが、ガス円盤はありません。4.初期離心率0.01、木星なし、ガス円盤あり。5.初期離心率は0.01で、木星がありますが、ガスディスクはありません。
さらに、初期の巨大惑星の不安定性による巨大惑星の移動の影響も検証しました(クレメント他、2018,2019)これは、地球内惑星の離心率を強く励起し、衝突確率を最大化することができます(アグナー&リン、2012).私たちは、移動する巨人をモデルに組み込んで、4つの内部原始惑星の軌道励起を研究し、原始地球とテイアの間の衝突率の増加を評価しました。私たちはそれに続きましたブラッサー他(2009)木星と土星の軌道移動を、初期の軌道周期比からシミュレーションする
PS/PJ= 1.5 で、移行 e-折り畳みタイムスケールは 5 Myr です。土星には、動的摩擦の影響を模倣し、不安定性を避けるために偏心減衰が適用されました(ブラッサー他、2009;Morbidelliら、2009).標準的なシナリオと同様に、次の3つのセットアップをテストしました:1.原始地球とテイアの初期離心率はなく、散逸するガスディスクはありません。2.ガスディスクを使用した初期偏心なし。3.ガスディスクを使用した場合の初期偏心率0.01。各セットアップには、均一にカバーする4000ランが含まれています
Δ[2, 21] の範囲です。
衝突の確率と、巨大衝突の時間、衝突速度、衝突角度などのさまざまなパラメータを分析しました。最終的な衝突パラメータは、巨大衝突シミュレーションの初期条件としても機能しました。
2.2ジャイアントインパクトシミュレーション
地球下間の巨大衝突は、メッシュレス有限質量(MFM)法を採用したGIZMOコードでシミュレートされます(ホプキンス、2015)これは、衝撃を捕捉するためにSPHで必要な人工的な粘性を含まないゴドノフ型ラグランジュ法です。したがって、MFMは、同等の解像度でSPHよりも忠実に、衝撃時の乱流と関連する混合を捕捉します(Deng et al.,2019年あ).公開PythonパッケージSEAGENを使用して、地下モデルを構築します(Kegerreisら、2019)、ANEOS状態方程式の更新バージョンを使用(トンプソン&ローソン、1974;スチュワートら、2020)マントル(フォルステライト、70wt%)、コア(鉄、30wt%)用。このコードは、火星サイズのインパクター、つまり標準的な月形成シナリオを含む同様の月形成シミュレーションに適用され、衝突後の層状の原始地球を明らかにしています(Deng et al.,2019b年)100倍の分解能の要素を使用したSPHシミュレーションに対応(Yuanら、2023).ここでは、各シミュレーションは 1/400 万の流体要素によって解決されており、これは MFM が衝突後の原始地球を特徴付けるのに十分です(Deng et al.,2019b年).
原月円盤が十分に確立されるまで、35時間以上にわたって衝突を追跡しました。私たちは、衝突後の惑星半径よりも近点が大きい重力結合デブリを反復解くことにより、原月円盤を特定しました(Canupら、2001).原始月円盤内で形成されると予想される月の質量は、以下のN体シミュレーションによって得られた経験式に基づいて推定されますキャナップ (2012)ただし、蒸気が優勢な円盤はまったく月を形成しない可能性があります(中島ら、2022,2024).
3 業績
3.1 影響統計
4つの原始惑星(水星を除く)は、小石の降着シナリオで同じ成長軌道に沿って形成されます。月は、原始地球とテイア(原始地球と衝突して月を形成した仮想の原始惑星)との間の1回限りの衝突から生じたに違いありません(ヨハンセンら、2021).しかし、地球-月系を形成するためには、いくつかの重要な制約条件を満たさなければならない:1)原始地球とテイアの質量を合わせると地球質量の約1になる、2)2つの原始惑星が十分に近いため、軌道が不安定になる(グラッドマン、1993)、3)ジャイアントインパクトは月の形成に適したタイミングで発生します(70-120 Myr)(Halliday & Canup,2023).地球型惑星形成のための小石降着モデル(セクション2.1参照)における月形成衝突の特徴を明らかにするために、惑星降着シミュレーションを行い、その結果を図1にまとめました。2.
原始地球とテイアの間の軌道分離(Δ、それらの相互のヒル半径で測定され、セクション2.1を参照)は、
2√3、2つの半地球が不安定になります(グラッドマン、1993)そしておそらく1Myr以内で衝突します。ただし、衝突確率は、次のシステムでは 1.5% に低下します。
2√3<Δ<20(図を参照。2a)。この近接分離は、類似の降着履歴を意味し、2つの原始惑星の質量が類似していることを意味しています(ヨハンセンら、2021).実際、で引用されているように、地下の衝突は質量比が1.5ですJohansen et al. (2021)、私たちの長期シミュレーションでは決して起こりませんでした(図を参照)。一方、月はCa-Al-rich inclusions(CAI)の形成後に70〜120 Myrの間に形成されると考えられています(Halliday & Canup,2023)であり、2900 回のシミュレーションのうち 4 つのインスタンスのみが適切なタイミングで発生します。
図 3:異なるテストシミュレーショングループ(セクション2.1を参照)における原始地球とTheiaの衝突確率は、図2.1の基準シミュレーションと比較されます。2a. a、木星、ガス円盤、初期離心率の影響をテストする5つのシミュレーショングループ、各グループは1200のシミュレーションで構成されています
Δ∈[1,21]一様に。b、移動する巨大惑星のシミュレーション、各グループは4000のシミュレーションでカバー
Δ∈[2,21]一様に。明るい色の領域は AMD 制約のない衝突ケースを表し、暗い色の領域は AMD が現在の AMD の 2 倍未満に制限されているケースを表します。
表1:ジャイアントインパクトシミュレーション。テーブル列:シミュレーション番号(ID)と添え字「s」は、月の質量の近くに鉄分不足の月を形成する可能性のある月形成の衝突が成功したことを示します(キャナップ、2012) (0.8<MF,L/ML<2.0) で、下付き文字 'h' は高解像度シミュレーションを示します。原始地球とテイアの間の質量比(MpE/MT)とそれらの分離(Δ)マス成長軌道上。impact パラメータ (b)、つまり、衝撃角の正弦。脱出速度(vimp/vesc キー);月面質量(Md/ML);月の質量に対する円盤内の鉄の質量(Md、鉄/ML);地球-月系の角運動量に対する円盤の角運動量(Ld/LEM);地球-月系の角運動量に対する惑星と円盤の最終角運動量(LF/LEM);原月円盤中のTheia起源物質の質量分率(MTo/Md);月の質量に対する月の予測質量(MF,L/ML).
衝撃角度はほぼ均一に分布していますが、衝突速度はそれらの相互脱出速度に近くなっています(図2)。2b)。遅延衝突は、ガス円盤が完全に分散し、偏心減衰がないため、比較的高い衝突速度を示します。
私たちは、異なる原始惑星系円盤の特性に対して調査結果をテストし(セクション2.1を参照)、同様の結果を観察しました(図2.1)。3)フィデューシャルモデル(図2)2a)。広く分離された原始地球(0.6M⊕)とTheia(0.4M⊕) ペア (によって想定されるとおり)Johansen et al. (2021)、2900 N体シミュレーションでは衝突しませんでした。
図中。図3aに示すように、木星の存在は、との広い分離衝突に不可欠です。
Δ>10.最も高い衝突発生率は、偏心した原始地球とテイアがガスのない環境で進化したときに達成されます。ただし、原始地球とテイアの衝突確率は
Δ>10は常に最小限です(図2)。3a)。巨大惑星が移動すると、ほとんどのシミュレーションでは、内側の地球型惑星は過度に励起されます。角運動量不足 (AMD) が現在の AMD 値 (水銀を除く) の 2 倍未満のシミュレーションのみが成功したと見なすことができます(例えば、Clementら、2018).図中。図3bに示すように、原始地球とテイアの衝突は、次の場合に容易に発生する。
Δ次の値より小さい23.ただし、Δ増加すると、特に前述のAMD基準を適用すると、Earth-Theia衝突の可能性が大幅に減少します。Earth-Theiaとの衝突はほとんどありません
Δ適切な程度の軌道励起を持つシステムで8を超えます。
地球型惑星形成の小石降着モデルでは、月形成衝突は、質量が近い原始地球とテイアのペアでのみ発生し、後期衝突(70-120 Myr)は、分離が
23そして16ヒル半径。この範囲での分離のためにそのような衝突が発生する確率は3‰未満です(それらの1/3だけが潜在的に月を形成することができます、セクション3.2を参照)。時間枠を40-200 Myrに延長した場合、レイトインパクトの確率は1.2%未満にとどまります。
3.2インパクトシミュレーション
上記の衝突の影響を明らかにするために、上記で特定された衝突パラメータ空間をカバーする地球半期の衝突(表1)について、一連の流体力学シミュレーション(セクション2.2を参照)を実行しました。私たちのモデルは、月形成の一般的な地球下衝突モデルとは異なり、ほぼ同じ質量と低速の衝突を持つ地球の半分に厳密に限定されています(キャナップ、2012;Timpeら、2023;Meierら、2024).ここでは、衝突後の原始地球である原月円盤の状態と、それらの地球化学的意味に焦点を当てます(Deng et al.,2019b年).
図 4:地球半期の衝突のシミュレーション(表1の実行20)。スライス プロットは、赤道面付近の材料のみを示しており、厚さは現在の地球半径 (R⊕). 色は、ターゲット(原始地球)とインパクター(Theia)の間の物質の混合をトレースし、異なる色はコアとマントルの材料を示し、ターゲットのマントルの下半分と上半分は青と緑でさらに区別されます。破線は、コアとマントルの境界と、衝突後のターゲットの表面が1.6に達することを示しています
R⊕その速いスピンのため。 補助ムービーは https://drive.google.com/file/d/1DdH59kOv3Y3pc5PQXQnSIInDGfO3jZ64/view?usp=drive_link でダウンロードできます。
右月の質量を生成するモデル(セクション2.2および表1を参照)は、通常、現在の地球-月系(LEM) (Timpeら、2023).30度から45度の衝突角度が望ましく、図1の遅延衝突の1/3を占めています。2b.ターゲット(原始地球)とインパクター(Theia)の質量が同じ場合、それらは区別がつかず、あらゆる場所で衝突後の構造に等しく寄与することが期待されます。効率的なミキシングは、顕著な質量差のあるシミュレーションでも行われます。図中。図4に示すように、ターゲット対インパクター質量比が1.18(Δ=9.01).インパクターは、最初の接触時にターゲットを破壊し、ターゲットマントルの下半分を露出させます。その後、それらは融合し、ケルビン・ヘルムホルツ型の不安定性により、異なる起源の材料が効率的に混合されます。衝突後、扁平な高速回転する地球の赤道半径は、現在の地球半径の1.6倍になります(R⊕) で、角運動量が 2 を超えているLEM.しかし、この過剰な角運動量を取り除くことができるかどうかは議論の余地があります(ルフ&キャナップ、2020).
衝突後のターゲットの組成プロファイルを計算して、混合状態を定量化しました。扁平な回転楕円体の長軸は、その短軸の約1.25倍です。その結果、惑星の形状に似た同心円状の楕円体内の量を平均化することにより、組成プロファイルと熱プロファイルを計算します。長軸(赤道半径)を後のプロットの半径の参照として使用します。 シミュレーションでは、ターゲットは基底マントルをわずかに支配しており、ターゲットとインパクターの質量の不均衡が顕著です(図2)。しかし、インパクターとターゲットは、原始月円盤まで伸びる地球半径1個を超えてよく混ざり合っています。驚くべきことに、原始地球の下部マントル物質は、上部マントル物質の寄与に匹敵する原月円盤に大きく寄与することができます(図2)。6). 下部マントルと上部マントルの交換も、衝突がいくつかの段階で原始地球を裏返しにするため、顕著です(図1)。その結果、もし原始の貯留層が月形成の衝突よりも前に存在していたとすれば、それらは衝突中に効率的に混合され、完全に溶融した衝突後の初期の地球で対流によってさらに均質化されていたはずである(中島&スティーブンソン、2015).この徹底的な混合は、調和させるのが困難です 地球で観測された原始の不均一性は、月形成の衝突に先立つものです(ムコパディヤイ、2012;Touboulら、2012;リゾーら、2016).その後、地球の深部マントル内の不均一性も初期の分化プロセスから生じる可能性があります(Labrosseら、2007;Leeら、2010)、海洋地殻の沈み込み(クリステンセン&ホフマン、1994;Yuanら、2024)コアからの酸化マグネシウムの流出(鄧 & 杜,2023;リゾーら、2019).しかし、原始マントルの不均一性の生存は、地球の基底マントル異常の大きさについて説得力のある説明を提供します(Yuanら、2023)これは、他のメカニズムにはない。
図 5:成功した高解像度シミュレーションにおける、さまざまな半径での衝突後構造におけるターゲット起源材料の割合(表1を参照)。ラベルは、ターゲットとインパクターの質量比と衝撃パラメーターを示しています。縦の点線は、コア・マントル境界と惑星の表面を示しています(図1)。4) で、水平の点線は 0.5 の参照値を提供します。
原月円盤での混合度合いも非常に高いです。成功したシミュレーションでは、ディスク内のTheia起源の材料の一部が48〜55%であると予測されます。原始地球とテイアのこの完璧な混合と同様の降着の歴史は、地球と月の間の組成の違いの余地をほとんど残していません。高分解能酸素同位体測定では、地球と月の間の組成差が22ppmであることも明らかになりました。
Δ17O (カノら、2020)どこΔ17O=(δ17O−λ⋅δ18O)×10^3
(ただし、Youngらを参照してください。2016).同位体質量収支の計算に続いてCano et al. (2020)(彼らの拡張データ図4を参照)、任意の衝突混合モデルを考慮して、原始地球とTheiaの初期組成の違いを推定できます。ラン20で徹底的に混合すると仮定すると、原始地球とテイアの初期同位体差は695ppmとなり、これは地球と火星の酸素組成の違いよりもさらに大きくなります。一方、小石降着モデルでは、原始地球とテイアは最も近い兄弟であり、地球とオーブライトの差(22 ppm)よりも酸素組成の差が小さい可能性があります(グリーンウッドら、2018).それにもかかわらず、地球と月の本質的な組成の違いを明らかにするには、異なる領域にわたるより多くの月のサンプルが必要であり、例えば、ベニヤの遅延によって引き起こされる組成の不均一性によるバイアスを回避します。
図 6:表1の高解像度シミュレーションを成功させるための、衝突後のターゲットの下部マントル(LM)および上部マントル(UM)材料の再分布。ラベルは、ターゲットとインパクターの質量比と衝撃パラメーターを示しています。縦の点線は、コア・マントル境界と惑星の表面を示しています(図1)。4) で、水平の点線は 0.25 の参照値を提供します。
4 結論
私たちは、N体と巨大衝突のシミュレーションを組み合わせて、太陽系内惑星形成の小石付着モデルにおける月形成の影響を研究しました。このモデルでは、近接軌道上で非常によく似た原始地球とテイアが関与する月形成衝突が見つかります。彼らがそこにたどり着く方法の不確かさは言うまでもなく、適切なタイミングと角度で適切な月形成の衝突の可能性は1‰未満です。このような地球の半期の衝突は、徹底的に混合することで、原始的な不均一性を破壊し、地球と月で同一の(類似しない)同位体組成をもたらすが、これは最近の地球化学的観測と緊張関係にある。したがって、小石降着モデルは地球-月系をほとんど説明できないと結論付けます。月は、太陽系内惑星の不可欠なメンバーとして、地球型惑星の形成モデルを区別するのに役立ちます。
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