木星の組成は、そのコアがN2スノーラインの外側で組み立てられていることを示唆しています

木星コアの組成的には３０ＡＵ以遠で形成されガスを吸い寄せながら５ＡＵまでマイグレーションして来た。微惑星の補充は誤差範囲？以下、機械翻訳。
木星の組成は、そのコアがN2スノーラインの外側で組み立てられていることを示唆しています
（2019年9月25日に提出）
木星の大気は、太陽の存在量に関して、C、N、S、P、Ar、Kr、およびXeが約3倍に濃縮されています。ガスジャイアントエンベロープは、主に大気中の固体の溶解によって濃縮されますが、上記の要素のいくつかは木星の摂食ゾーンの固相にあるとは予想されないため、この一定の濃縮係数は不可解です。最も深刻なのは、ArとN、N2の主なキャリアが、太陽系外星雲に関連する21〜26 Kという非常に低い温度でのみ凝縮することです。木星の均一な濃縮パターンの謎に対するもっともらしい解決策は、木星のコアが30 auを超えるN2およびArスノーラインの外側に形成され、その結果、Neよりも重いすべての揮発性物質の太陽組成コアになることです。エンベロープの付加と微惑星の砲撃の間、コアの一部がエンベロープと混ざり合って、濃縮パターンが観察されました。このシナリオは、Nが少ない小石からの実質的な汚染と木星の最終摂食ゾーンでの微惑星降着によっても、観測された大気組成を自然に生成することを示します。大きな星雲半径での巨大コア形成は、小石降着によるガス巨大コア形成の最近のモデルと一致しているため、コアは、コアおよびエンベロープ形成プロセス中の急速な内向き移動に対抗するために、木星の現在位置の外側を形成する必要があります。このシナリオが一般的である場合、ガス巨大コアの形成は、10秒から100 auの間の原始惑星系円盤で観察されたギャップの多くを説明するかもしれません。
図1. —上：太陽系星雲に採用された温度プロファイル
ミッドプレーン。 下の3つのパネル：豊富さとスノーラインの場所　O、C、およびNの主要な運送業者、および揮発性の低い氷に閉じ込められないと仮定した希ガス。


図2.—でのO、C、N、S間の予想される存在比
太陽星雲は太陽に正規化されました。 細い線は氷を占め、氷と耐火性穀物材料の太線。 透明な明るいオレンジ色の帯は、木星の現在の位置を示しています
5 au、および透明な濃いオレンジ色のバンドはそのコアの位置　基準モデルでの45 auでの形成、ただしコア形成30 auであれば、木星のN濃縮に十分対応できます。
水氷に実質的に閉じ込められない限り、C / Sと木星の現在の位置では、固体のN / S比が低くなっています。


図3 —木星の予想される元素強化比
太陽（太い青い線）と比較した基準モデルのエンベロープ、コアミキシング、微惑星溶解からの貢献、ガスエンベロープの付着。 黒い点は
ガリレオ（O、C、S、Ar、KrおよびXe（Mahaffy et al。2000; Wong et al。2004））、カッシーニ（P（Fletcher et al。2009））、およびJuno（N（ボルトン等。 2017））。


図4 —図3と同じですが、固体と気体の付着場所の異なる組み合わせです。
左：予測される要素の強化固体とエンベロープが同じディスク半径で付着したときのジュピターのエンベロープ。
中：ガスがコア形成位置の内部に付着している。
右：エンベロープの一部が溶解した場合の予測される強化
45 auで形成されたコアと5 auで降着した微惑星の一部から発生します。 Jupiterのコアとなるシナリオのみに注意してください
45 auのフォームはすべてのデータに適合します。 最近の未発表のデータで示唆されているように、ArがN2スノーラインの近くに凝縮すると、コア形成が超えます　観測を説明するには30 auで十分です。