天王星の自転軸が横倒しになっているのは、形成中の天王星に地球の2~3倍の重さの原始惑星が衝突した説が1番目に出てきますが、天王星に近い衛星は衝突時に飛び出た物質が原材料になってる説です。以下、機械翻訳。
天王星の通常の衛星は、岩石の巨大な衝突体を介して形成されましたか?
2021年5月28日に提出
天王星の通常の衛星の形成は、その巨大な自転軸傾斜角 (~98°) の起源に関連していることが示唆されています。原始天王星と 2~3倍地球質量インパクター間の巨大な衝突は、大きな傾斜と、順行衛星と円形衛星が付着するデブリディスクの形成につながる可能性があります。現在の通常の天体衛星システムの最も興味深い特徴は、質量距離分布に正の傾向があり、おそらくかさ密度にも正の傾向があることです。これは、巨大衝突後のデブリ円盤の粘性拡散が形成に重要な役割を果たすことを意味します。最終システムのアーキテクチャ。この論文では、衝突後のデブリディスクの粘性拡散に関する 1D 半解析ディスクモデルである巨大衝突の SPH シミュレーションの結果を組み合わせて、天王星の衛星の形成を調査します。ムーンレットのディスクから衛星を組み立てるための N 体シミュレーション。凝縮された岩 (すなわち、ケイ酸塩) が小さく、比較的急速に成長する凝縮された水の氷に付着できると仮定すると、天王星の衛星システムの観測された質量とバルク組成を再現するための最良のケースは、純粋な岩のインパクターであることがわかります。 3 M_Earth が若い天王星と衝突し、衝突パラメータ b = 0.75 で。このような斜めの衝突は、天王星の大きな傾きと、おそらくその内部熱流束の低さを説明することもできます。巨大衝突シナリオは、天王星とその通常の衛星の主要な特徴を自然に説明できます。したがって、私たちは、天の衛星システムが周惑星円盤からではなく、衝突の結果として形成されたことを示唆しています。水面の雪線を超える天体は、冥王星やトリトンに似た岩の多い天体に支配される可能性があります。天王星とその衛星システムへの将来のミッションは、天王星とその衛星の特性をさらに制限し、それらの形成プロセスに関するさらなる洞察を提供します。
図 1 - 3.32 日後の SPH シミュレーションからの衝撃生成ディスクのスナップショット
影響 (ディスク A2A; 表 1)。 左のパネルはマテリアルを示しています (ロック: オレンジ、氷: ブルー、H-He:
白) 2 x 103 からの右の 1 つの温度
(青) から 104 K (赤)。 1つのスナップショットのサイズ
25 RU (ウンブリエルの軌道について) です。 左パネルの赤い丸とパネルの白い丸
右側のパネルは、平均ディスク半径 rdisc = 2.55 RU を示しており、その中にはディスク質量の約半分が含まれています。
含まれています。 軌道を回る物質は、総結合質量の 5% で構成され、5768 で解決されます。
SPH粒子。 このディスクは、最初は非常に高温 (T ~ 10,000 K) であり、さまざまな材料が良好です
混合され、ディスク全体に均一に分散されます。 軌道上にあるすべての岩は、インパクター。
図 2 - 左のパネルは、気体成分 (青) の表面密度の変化を示しています。
衝突円盤から発生した衝突円盤の凝縮氷(マゼンタ)と凝縮ケイ酸塩(赤)
tdisc = 0 ~ 10,000 年。 ディスクは、原始天王星に衝突する完全に岩の多いインパクターによって生成されます。
b = 0.75 (表 1 のディスク A2A)。 右側のパネルは、ディスクの温度プロファイルを示しています。
ケイ酸塩の凝縮温度 (2000 K; 赤い破線) と水の氷との比較
凝縮温度 (240 K; マゼンタ一点鎖線)。 最後に全体が凝縮された
軌道上の固体 (6.3 セプケイ 10-5 MU の氷 + 5.5 CUC 10-5 MU のシリケート) は、表面密度プロファイルに従います。
~4 から 20 RU までの正の勾配で、内側の領域 (4 RU
図 3 - N 体シミュレーションにおける等しい質量のムーンレットのディスクからの衛星の成長
tN-body = 10 年から 5000 年まで。 ムーンレットの初期状態は凝縮された固体に続くtdisc = 10,000 年における表面密度を図 2 に示します (表 1 のディスク A2A)。
青い大文字は、5 つの通常のウラニアン衛星の現在の質量を表しています。 私たちが形成する衛星は、総質量が ~10-4 MU であり、現行制度と同様の質量距離分布に従います。
図 4 - tN 体 = N 体から 5,000 年後の最終衛星の非圧縮密度
図 3 に示すシミュレーション (表 1 のディスク A2A)。 青い点とエラーバーは、
ジェイコブソンらから取得した天王星の衛星の電流密度。 (1992)。 の密度のみ
質量が6⨉10-7MUより大きいオブジェクトが表示されます。 私たちのシミュレーションでは、
密度の明らかな正の傾向。衛星の密度は一般に軌道とともに増加します。
一般的な距離。
図 5 - ディスクの進化 (左のパネル)、質量 (中央のパネル)、および非圧縮の結果
N 体シミュレーションからの最終衛星の密度 (右パネル)。 ディスクはによって生成されます
セクション 3 で示した結果と同じ b を持つ同じインパクターですが、原始天王星と
インパクターの内部構造は、Tillotson/理想気体 EOS (表 1 のディスク A2T) によって記述されます。
図の表記と色の説明については、図 2、図 3、および図 4 を参照してください。
図 6 - 図 5 と同じですが、衝撃パラメータがわずかに低いハーフロックハーフアイスインパクターの場合
b (表 1 のディスク CA)。 原始天王星の状態方程式は、AENOS によって次のように記述されています。
場合。
図 7 - 図 5 と同じですが、凝縮されたケイ酸塩と氷の両方がマイクロメートルサイズ (St
→ 0) そして、ディスクの拡散中に別々に進化します (つまり、ケイ酸塩が氷にくっつかない)。 は
この場合、原始天王星の状態方程式は AENOS によって記述されます (表 1 のディスク A2A)。
天王星の通常の衛星は、岩石の巨大な衝突体を介して形成されましたか?
2021年5月28日に提出
天王星の通常の衛星の形成は、その巨大な自転軸傾斜角 (~98°) の起源に関連していることが示唆されています。原始天王星と 2~3倍地球質量インパクター間の巨大な衝突は、大きな傾斜と、順行衛星と円形衛星が付着するデブリディスクの形成につながる可能性があります。現在の通常の天体衛星システムの最も興味深い特徴は、質量距離分布に正の傾向があり、おそらくかさ密度にも正の傾向があることです。これは、巨大衝突後のデブリ円盤の粘性拡散が形成に重要な役割を果たすことを意味します。最終システムのアーキテクチャ。この論文では、衝突後のデブリディスクの粘性拡散に関する 1D 半解析ディスクモデルである巨大衝突の SPH シミュレーションの結果を組み合わせて、天王星の衛星の形成を調査します。ムーンレットのディスクから衛星を組み立てるための N 体シミュレーション。凝縮された岩 (すなわち、ケイ酸塩) が小さく、比較的急速に成長する凝縮された水の氷に付着できると仮定すると、天王星の衛星システムの観測された質量とバルク組成を再現するための最良のケースは、純粋な岩のインパクターであることがわかります。 3 M_Earth が若い天王星と衝突し、衝突パラメータ b = 0.75 で。このような斜めの衝突は、天王星の大きな傾きと、おそらくその内部熱流束の低さを説明することもできます。巨大衝突シナリオは、天王星とその通常の衛星の主要な特徴を自然に説明できます。したがって、私たちは、天の衛星システムが周惑星円盤からではなく、衝突の結果として形成されたことを示唆しています。水面の雪線を超える天体は、冥王星やトリトンに似た岩の多い天体に支配される可能性があります。天王星とその衛星システムへの将来のミッションは、天王星とその衛星の特性をさらに制限し、それらの形成プロセスに関するさらなる洞察を提供します。
図 1 - 3.32 日後の SPH シミュレーションからの衝撃生成ディスクのスナップショット
影響 (ディスク A2A; 表 1)。 左のパネルはマテリアルを示しています (ロック: オレンジ、氷: ブルー、H-He:
白) 2 x 103 からの右の 1 つの温度
(青) から 104 K (赤)。 1つのスナップショットのサイズ
25 RU (ウンブリエルの軌道について) です。 左パネルの赤い丸とパネルの白い丸
右側のパネルは、平均ディスク半径 rdisc = 2.55 RU を示しており、その中にはディスク質量の約半分が含まれています。
含まれています。 軌道を回る物質は、総結合質量の 5% で構成され、5768 で解決されます。
SPH粒子。 このディスクは、最初は非常に高温 (T ~ 10,000 K) であり、さまざまな材料が良好です
混合され、ディスク全体に均一に分散されます。 軌道上にあるすべての岩は、インパクター。
図 2 - 左のパネルは、気体成分 (青) の表面密度の変化を示しています。
衝突円盤から発生した衝突円盤の凝縮氷(マゼンタ)と凝縮ケイ酸塩(赤)
tdisc = 0 ~ 10,000 年。 ディスクは、原始天王星に衝突する完全に岩の多いインパクターによって生成されます。
b = 0.75 (表 1 のディスク A2A)。 右側のパネルは、ディスクの温度プロファイルを示しています。
ケイ酸塩の凝縮温度 (2000 K; 赤い破線) と水の氷との比較
凝縮温度 (240 K; マゼンタ一点鎖線)。 最後に全体が凝縮された
軌道上の固体 (6.3 セプケイ 10-5 MU の氷 + 5.5 CUC 10-5 MU のシリケート) は、表面密度プロファイルに従います。
~4 から 20 RU までの正の勾配で、内側の領域 (4 RU
図 3 - N 体シミュレーションにおける等しい質量のムーンレットのディスクからの衛星の成長
tN-body = 10 年から 5000 年まで。 ムーンレットの初期状態は凝縮された固体に続くtdisc = 10,000 年における表面密度を図 2 に示します (表 1 のディスク A2A)。
青い大文字は、5 つの通常のウラニアン衛星の現在の質量を表しています。 私たちが形成する衛星は、総質量が ~10-4 MU であり、現行制度と同様の質量距離分布に従います。
図 4 - tN 体 = N 体から 5,000 年後の最終衛星の非圧縮密度
図 3 に示すシミュレーション (表 1 のディスク A2A)。 青い点とエラーバーは、
ジェイコブソンらから取得した天王星の衛星の電流密度。 (1992)。 の密度のみ
質量が6⨉10-7MUより大きいオブジェクトが表示されます。 私たちのシミュレーションでは、
密度の明らかな正の傾向。衛星の密度は一般に軌道とともに増加します。
一般的な距離。
図 5 - ディスクの進化 (左のパネル)、質量 (中央のパネル)、および非圧縮の結果
N 体シミュレーションからの最終衛星の密度 (右パネル)。 ディスクはによって生成されます
セクション 3 で示した結果と同じ b を持つ同じインパクターですが、原始天王星と
インパクターの内部構造は、Tillotson/理想気体 EOS (表 1 のディスク A2T) によって記述されます。
図の表記と色の説明については、図 2、図 3、および図 4 を参照してください。
図 6 - 図 5 と同じですが、衝撃パラメータがわずかに低いハーフロックハーフアイスインパクターの場合
b (表 1 のディスク CA)。 原始天王星の状態方程式は、AENOS によって次のように記述されています。
場合。
図 7 - 図 5 と同じですが、凝縮されたケイ酸塩と氷の両方がマイクロメートルサイズ (St
→ 0) そして、ディスクの拡散中に別々に進化します (つまり、ケイ酸塩が氷にくっつかない)。 は
この場合、原始天王星の状態方程式は AENOS によって記述されます (表 1 のディスク A2A)。
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