木星の形成、進化、内部に関する啓示：Junoの結果からの挑戦

木星内部は綺麗に整然と層状に分かれているわけではなく。対流かジャイアントインパクトの影響で混ざっているらしい。知らんけど以下、機械翻訳。
木星の形成、進化、内部に関する啓示：Junoの結果からの挑戦
2022年2月21日に提出]
Junoミッションは、木星の理解に革命をもたらし、挑戦しました。ジュノがその拡張された任務に移行したとき、木星の形成と進化の理解に関連する木星の内部構造の主要な発見をレビューします。木星の内部構造に関するJunoの調査の結果は、惑星が組成勾配を持っており、したがって非断熱的であり、複雑な内部構造を持っていることを示唆しています。これらの新しい結果は、木星の形成と進化の現在のモデルを修正する必要があることを意味します。このホワイトペーパーでは、Junoデータと一致する内部構造モデルにつながる可能性のある形成パスと進化パス、およびそれらが提供する制約について説明します。標準的なコア降着形成モデル、惑星の成長中の重元素の濃縮を含むことは、その深い内部の組成勾配と不均一な内部と一致しています。しかし、そのような形成モデルは通常、原始的な希薄コアとして解釈される可能性のあるこの領域が木星の総質量の約10％に制限されることを予測します。対照的に、Junoデータに適合する構造モデルは、この領域に質量の30％以上が含まれていることを意味します。この拡張された領域の起源を説明する1つの方法は、成長する惑星がガスを降着させ、微惑星が暴走するガスの降着を遅らせる比較的長い（約2 Myrs）形成段階を呼び出すことです。あるいは、木星のファジーコアは、形成後の巨大な衝撃または対流の結果である可能性があります。これらの新しいシナリオには、やや特殊で特定の条件が必要です。
キーワード：惑星と衛星：内部構造; 惑星と衛星：構成

図1.左：最近の構造モデルから推測された木星の密度プロファイル。 いくつかのモデルは
惑星の全半径の約50-60％での密度の不連続性の存在。 この場所は可能性があります
希薄コアのサイズを表します。 希薄コア領域の囲まれた質量は、総質量の約30％であり、
つまり、100M⊕のオーダーですが、定義が不十分です。 同時に、小型コンパクトで構造モデル
コアを除外することはできません。 右：さまざまな構造モデルの密度の違い。 参照モデル
n = 1のポリトロープを持つ木星と見なされます。


図2.の重元素の質量分率
正規化された半径の関数としての木星。
小さなパネルがその領域にズームインします
コアを超えて。 さまざまな曲線
公開されているさまざまなモデルに対応する
図に示されています。 一部のモデルでは、
の最も内側の〜1質量％（半径で〜10％）
惑星は純粋な重元素領域、つまりコンパクトなコアであると想定されていますが、
他の人は、内部なしで重力データに適合できます
純粋な重元素コア。 すべてのモデルで
惑星の重元素の質量分率
深いインテリアは適度です。


図3.重元素の質量のスケッチ
構造によって予測される割合（点線）およびフォーメーション（ソリッド）モデル。 は明らかです
両方のモデルはの存在を示唆していますが組成勾配、推定される勾配
構造モデルからはるかに拡張されます　Z値は大幅に低くなります。 光
灰色のボックスは深遠に対応します　エンベロープの金属量の不確実性
形成モデルと構造モデルの両方における木星。


図4.左：木星の形成のさまざまな段階で付着した重元素の質量分率
コアは、小石の降着、微惑星の降着、そして最後に急速なガスの降着によって形成されます（例：
Venturini＆Helled、2019年、Valletta＆Helled、2020年）。 3つの異なる曲線は、異なる仮定に対応します
固体表面密度。 プロファイルは、内部の深部における原始的な重元素の分布を表しています。
右：時間の関数としての惑星の質量。 点線と破線は、それぞれ重元素とHHeの質量に対応します。


図5.ジャイアントインパクトの前、最中、後のジュピターの密度分布のスナップショット
Liu etal。 （2019）。 木星のプレインパクトは10M⊕のコンパクトなコアを備えていると想定され、インパクターは
質量は10M⊕です。 衝撃により混合が発生し、木星のコア密度が3分の1に減少します。
拡張された希薄コアにつながります。


5.まとめと展望
Junoミッションは、現在木星の新しくエキサイティングな測定値を提供しています。
木星の形成、進化、内部をよりよく理解するために適用されます。からの重要な結果
Junoの正確な重力データに適合するインテリアモデルは、惑星が完全に混合されていないことです。
中心に向かって増加するが、代わりに「希薄」で構成される重元素の質量分率
または、木星の半径の半分まで伸びる「ファジー」コア。余分な重い
その領域の元素質量はまだ調査中です。
ここで説明するように、降着を説明する標準的なコア降着形成モデル
惑星の成長中の重元素は、自然に組成勾配を予測します
ファジーコアを模倣できる深いインテリア。惑星の成長時間が短い場合、そして
原始惑星の質量が約30M⊕の場合、暴走ガス降着が発生します。
組成勾配は、構造モデルから予測されたものよりも大幅に小さい
（例：Helled＆Stevenson、2017、Bodenheimer et al。、2018、Mülleretal。、2020）。ただし、
惑星があれば、Z〜0.3の重元素濃縮を伴う拡張希薄コアを形成することができます
微惑星降着が支配的な長いフェーズ2があり、遅延するのに十分なエネルギーを提供します
ガス降着（Alibert et al。、2018、Venturini＆Helled、2019、Valletta＆Helled、2020）。その中で
この場合、暴走ガスの降着は、質量が約100M⊕と互換性があるまで遅らせることができます。
木星の構造モデル。あるいは、木星の希薄なコアは正面からの結果である可能性があります
原始的なコンパクトコアを希釈する巨大なインパクターの巨大な衝撃（Lui et al。、2019）。
Junoデータは、木星型惑星の理解に明らかに革命をもたらしました。
ミッションはより多くのデータを約束します。たとえば、重力と磁場を接続すると、
重要：半径が0.5 RJを超える希薄で安定したコアを持つ領域は、導入するだけではありません。
惑星形成理論への挑戦だけでなく、木星の生成にも影響を及ぼします
磁場。 ■地震学から土星に推定される静的安定性の存在
（Mankovich etal。2021）は、木星の内部構造を間接的に理解するのに役立つ可能性があります。潮汐
イオによる木星の応答が測定されており、静的安定性について教えてくれるかもしれません
（「希薄コア」）。歳差運動定数の測定は、私たちの理解をテストすることができます
慣性モーメント。現在、測定された重力によって厳密に制約されると予測されています。
追加のマイクロ波測定と組み合わせたインテリアモデルの継続的な改良は
水の豊富さをよりよく制限し、木星がその水量をどのように獲得したかについてのアイデアをさらに狭めます
特にZが豊富な封筒。長期的には、地震学（おそらくドップラーイメージング）
木星の構造を理解するための鍵となるかもしれません。その間に、改善
さまざまな要素のEoSとそれらの相互作用に関する知識は、組み合わせて重要です
入手可能なすべての情報（重力場、磁場、大気組成など）を含む
木星の内部構造をさらに制約します。
木星は巨大惑星の私たちのローカルグラウンドトゥルースであるため、その形成への洞察と
進化は巨大な太陽系外惑星に適用可能であり、それらの形成をよりよく理解することを目的としています
そして進化と私たちの太陽系を見通しに入れます。 多くの質問が未解決のままですが、
これは、巨大惑星探査の黄金時代です。 進行中の拡張Junoの測定
ミッション、他の星の周りの多くの巨大惑星の特徴づけ、そして理論的努力
ガス巨大惑星の性質に関する新しい洞察を提供します。