衝突合体からの放射性同位元素の崩壊熱で重い核が中心部に集まって回転アップからの表面の氷放出シナリオです。以下、機械翻訳。
Let It Go: 地球物理学的に駆動されたハウメア族の放出
2022 年 9 月 29 日公開• © 2022. 著者。アメリカ天文学会が発行。惑星科学ジャーナル、 第 3 巻、 第 9 号
引用Jessica L. Noviello et al 2022 Planet. 科学。J.3 225 _
DOI 10.3847/PSJ/ac8e03
概要
ハウメアの形成と進化の新しいモデルを提示します。これは、ハウメアと隕石の観測から得られた地球物理学的および地球化学的データに依存して、ハウメアとその力学的ファミリーの特性を説明します。部分的に分化した 2 つのカイパー ベルト天体の衝突の後、ハウメアの岩のコアが成長し、慣性モーメント (MOI) が減少し、氷のような物質が表面から放出されるまで回転したと仮定しています。ハウメアの質量の約 3% と初期角運動量の 14% を運ぶこの氷は、ハウメアの動力学族と、現在観測されているリング システムと月を構成しています。その後、溶けた氷がハウメアのコアを水和させて成長し、ハウメアの MOI を増加させ、現代の値までスピンダウンさせました。地球物理学コード九州を使用これらの仮定された段階のそれぞれで、静水圧平衡にあるハウメアの解が存在することを実証すること。IcyDwarfコードを使用した地球化学モデリングは、ハウメアのコアの形成と衝突ファミリーの作成が、太陽系進化のおよそ 150 ～ 160 Myr (4.41 ± 0.01 Gyr 前) の後に発生したことを制約します。コアの水和は約 0.20 Gyr で完了しましたが、地球の海洋の半分の質量を持つかなりの量の地下海が、約 0.45 Gyr で凍結するまで持続し、ハウメアを太陽系の最も遠い潜在的な海洋世界にしました。
1.はじめに
カイパー ベルト天体 (KBO) 2003 EL 61ハウメアは世界のパズルです。大規模な KBO の中でも独特であるが、ほぼ一様 (>90%) に水の氷で覆われている (Barkume et al. 2006 ; Pinilla-Alonso et al. 2009 )。ハウメアに縦方向に不均一な表面組成を与える異常な「赤い斑点」の証拠があります (Lacerda et al. 2008 ; Lockwood et al. 2014 ; Gourgeot et al. 2016 )。この赤い斑点は、ハウメアの表面に有機物が存在する証拠であると解釈されてきました。これらの変動は、ハウメアが 3.91531 ± 0.00005 時間ごとに急速に自転しているため、約 0.3 等の明るさの顕著な変動を示すハウメアの光度曲線を説明することはできません (Rabinowitz et al. 2006; ルルーシュ等。2010年; ロックウッド等。2014 )、太陽系の大型天体の中で最速の自転速度。代わりに、バリエーションはハウメアが 3 軸の楕円体 ( a > b > c ) 形状を持ち、b / a軸比が 0.77 から 0.87 の間であると推定されている (Lacerda & Jewitt 2007 ; Lockwood et al. 2014 )。ハウメアには 2 つの衛星、ナマカと (より遠い) ヒイアカ (Ragozzine & Brown 2009 ) があり、ハウメアの質量は 4.006 × 10^ 21 kg (Ragozzine & Brown 2009 ) と見積もられています。）。ハウメアは、食中に発見されたリングも持っています (Ortiz et al. 2017 )。掩蔽イベントにより、半軸a = 1050、b = 840、およびc = 537 kmのハウメアのサイズの正確な推定が可能になり、観測と最も一致しているようです (Dunham et al. 2019 )。
最近の議論は、ハウメアが静水圧平衡状態で流体体になり得るかどうか、または内部せん断応力をサポートする必要があるかどうかに集中しています。ハウメアは流体として振る舞うのに十分な大きさであり、実際、最も初期の光度曲線解析は、ハウメアの形状が 980 × 759 × 498 km の半軸と約 2600 kg mの一様密度を持つヤコビ楕円体と一致することを示しました。 3 (Rabinowitz et al. 2006 )。ヤコビ楕円体の解は密度が一様であると仮定するため、このモデルでは、ハウメアの大部分が含水ケイ酸塩であり、表面の反射率を説明するために水の氷の薄いベニヤがあることが求められます。氷がハウメアの質量のかなりの部分を構成する限り、ヤコビ楕円体から逸脱している必要があります。オルティス等。(2017 ) 1161 × 852 × 513 km のハウメアの食影の半軸と約 1885 kg m^−3の平均密度から推測。これには、ハウメアの内部組成が、たとえば粒状流体として、せん断応力をサポートする必要があります (Holsapple 2001 )。同様に、ハウメア内の層は共焦点楕円体に適合しなければならないという不当な仮定の下で、Kondratyev ( 2016 ) はまた、せん断流体と矛盾するハウメアの構造を推測しました。異なる解釈は、Dunham らによって解決されました。( 2019 )、九州を使用して分化した (岩石のコア、氷のマントル) ハウメアの内部構造をモデル化した重力ポテンシャルを計算するために彼らが書いたコード。純粋な水の氷のマントルを仮定すると、彼らは、ハウメアが 1050 × 840 × 537 km の半軸、20^18 kg m -3の平均密度、および 2680 kg m -3の密度の岩石コアが83% を構成することと一致することを発見しました。ハウメアの質量。そのような構成のせん断流体、Dunham et al。( 2019 ) は、ハウメアが経験した高いスピン速度で静水圧平衡にあることを示しました。
ハウメアは、カイパーベルトで知られている唯一のダイナミカルファミリーの一部であるため、KBO の中でもユニークです (Brown et al. 2007 )。家族のメンバーがここで集合的に呼ばれているように、ハウメン人はすべて水の氷が豊富な表面を持ち、<150 ms -1の比較的低い分散速度によって動的にリンクされています(重心の接触軌道要素と比較して; Volk & Malhotra 2012）。発見されたとき、ハウメア人は衝突によって放出され、ハウメアの氷のマントルも剥ぎ取られ、平均密度が高くなり、スピン速度が今日見られる高い値に増加したと推定されました (Brown et al. 2007）。この考えは、いくつかの興味深い事実が説明されていないため、支持を失いました. まず、ハウメアの衛星 (ハウメアの衛星を含む) の総質量は、衝突中に失われたと思われる氷の総量を説明するのに十分な大きさではありません。家族は、ハウメアの総質量の約 3% しか占めていません (Pike et al. 2020 )。Hi'iaka と Nāmaka は Haumea の総質量の 0.5% の推定質量を構成します (Ragozzine & Brown 2009 )。寛大な仮定をしても、ハウメアの初期の氷の質量分率は約 25% を超えないように思われ、これは不思議なことに低い。
第二に、家族のメンバーは異常に低い分散速度を持っているようです。小惑星帯の衝突ファミリーのファミリーメンバーの典型的な分散速度は、脱出速度のオーダーであり (Benz & Asphaug 1999 )、ハウメアでは約 800 ms -1であり、かなり大きい。ただし、これは最大のフラグメントのみを考慮します。その後の分析では、衝突中の粒子の大部分が脱出速度の数倍の速度で放出されることがわかりました (Leinhardt & Stewart 2012 )。ハウメアの場合、これが影響モデルと観察結果の不一致をより極端なものにしています。
第三に、軌道要素は、ラインハルトらによって提唱されているように、低速の「かすめ合体」衝突の後に発生する可能性があるような、平面に沿った物質の放出と完全には一致しません (Proudfoot & Ragozzine 2019 )。( 2010 ) では、衝突後の体は高い角運動量を残され、基本的に回転分裂を起こします。ハウメアの高いスピン レートは巨大な影響と一致しているように見えますが、ハウメアンの作成はこのイベントから切り離されているようです。
ハウメア族の特徴の奇妙な組み合わせにより、単一のフォーメーション モデルでそのすべての要素を説明することは困難です。すべてのモデルは、Haumea に高速スピン レートを与えた最初の衝突イベントから始まりますが、このステップ以降の詳細は不明です。ブラウンらによって提示された単一の大きな影響イベント。( 2007 ) と Ragozzine & Brown ( 2007 ) は、原始ハウメアが氷のマントルを剥ぎ取った同様の大きさの物体と衝突したことを提案しています。放出されたマントル物質はハウメアンになりました。このモデルは、ハウメアの素早い自転速度とハウメアン間のスペクトルの類似性をうまく説明していますが、家族のメンバーとそれらの全体的な軌道要素の小さな速度分散を説明するのに苦労しています。Schlichting & Sari による別のモデル ( 2009) は、大規模な衝突イベントの後、原始ハウメアから放出された物質が単一の大きな ( R ~ 260 km) 衛星に再集合したことを提案しました。その後、衛星はハウメアから潮汐移動を起こし、すぐに別の壊滅的な影響を受けました。ほとんどの物質は星系を離れたが、衛星ヒイアカとナマカとなった 2 つの主要部分が残った。衛星破壊モデルは、ハウメアの高速自転速度、ハウメアンのスペクトルの類似性、および比較的小さな速度分散を説明しますが、ハウメアの軌道要素と、ハウメアの数、サイズ、および速度の間の関係を説明するのに苦労しています (Proudfoot &ラゴッツィーネ2019）。人工衛星を破壊した衝突は、現代のカイパー ベルト構成 (～10 -3 ) を考えると発生する可能性が非常に低いため、カイパー ベルトが励起される前に発生したに違いありません。この文脈の中で、Schlichting と Sari ( 2009 ) は、このモデルで記述されたイベントの確率が太陽系の年齢の 10% であると推定しました。最後の主要なモデルは、グレーズ アンド マージ モデルです (Leinhardt et al. 2010）。このシナリオでは、ハウメアは同様のサイズの天体の影響を受け、その天体は引力的に結合したままであり、最終的に原始ハウメアと再衝突して融合しました。このシステムは、材料が最も長い軸からスピンオフするほどの高速なスピン速度を獲得しました。物質は最終的にハウメアンに再付着し、今日観測された環系になった。オルティス等。( 2012 ) 同様に、ファミリーメンバーとサテライトは回転分裂によって作成されたと提案しました。このモデルは、ハウメアンのスペクトルの類似性、ハウメアの高速自転速度、およびハウメアの数-サイズ-速度の関係をうまく説明しますが、ハウメアの軌道要素は説明しません (Proudfoot & Ragozzine 2019 )。
ここでは、図1に 6 つの段階として描かれている、ハウメアンの形成に関する新しい仮説を提示します。ステージ 1 と 2 では、古典的なカイパー ベルトの 2 つの同様のサイズで部分的に区別された KBO が、ラインハルトらのかすめ合体シナリオで斜めに衝突したと考えられます。（2010）。我々は、ニースモデルのような動的不安定性の一部として原始カイパーベルトを通って海王星が移動した結果として衝突が起こったと仮定している (Tsiganis et al. 2005）しかし、海王星が外向きの移動を完了する前に、この段階で放出された天体はコヒーレントな軌道要素を保持していなかったため、今日では家族として識別できません. また、衝撃は体の進化の特別な時期に発生したと仮定しています。それらは分化を始め、未分化の岩氷地殻の下に岩石のコアと氷のマントルを形成していましたが、部分的に (おそらく 20%) しか分化していませんでした。衝突後、ハウメアの質量は現在のハウメア ( M H ) の約 1.03 倍、またはM = 1.03 M Hであり、現在のハウメアの角運動量 ( J H ) の 1.14 倍、またはJ = 1.14JH。_ ハウメアは、中心部に小さな岩のコアがあり、表面に少量の水の氷がある、主に未分化の岩と氷の混合物として始まりました。
図1。 仮定されたハウメアの進化の段階。ステージ 1 では、2 つの類似した KBO が部分的に分化しており、未分化の岩石/氷の下に小さな岩のコアと氷のマントルがあります。ステージ 2 では、物体はかすめ合体タイプの衝突で衝突し、失われた岩石/氷の物質を落とします。ステージ 3 では、放射性加熱がさらなる分化を促進し、ハウメアの MOI が減少し、スピンアップします。第4段階では、コアの最終的な形成中に、スピン速度はハウメアの長軸から物質を放出するのに十分であり、氷のような物質の円盤を形成します. 角運動量が失われると、ハウメアのスピンが遅くなり、ステージ 5 では、コアの水和と膨張によってハウメアの MOI が増加し、スピン速度がさらに遅くなります。円盤で形成された氷の小衛星は、家族の一員として失われます。ステージ 6 の現在のハウメアは、2 つの大きな衛星と 1 つの薄いリングを保持しており、大部分が含水ケイ酸塩の大きな岩のコアの上にある氷のマントルによって特徴付けられます。画像クレジット：スー・セルカーク、ASU。
ステージ 3 と 4 では、インパクト後のハウメアが分化しました。ハウメアが加熱され、より多くの岩石物質がマントルを通って沈降して核を拡大すると、慣性モーメント (MOI) が減少し、(角運動量を保存して) スピン速度が増加したと考えられます。コア形成の頂点で、「飛行前」のハウメアは、赤道上の氷のような物質が飛び散るまで回転し、おそらくハウメアの周りの軌道に入り、最終的にリング、月、小衛星を形成します。これらの小衛星が相互に散在することで、それらのほとんどがハウメア星系から完全に離れ、ハウメア族が形成されました。この物質は質量と角運動量の両方を取り除き、最終的にM = 1.00 M HとJ = 1.00 Jを残します。H. _ ハウメア人の放出は海王星の移動後に発生したと推定されているため、この段階で飛び散った氷の破片は、大部分が首尾一貫した動的な家族のままでした.
赤道から氷の物質が放出された後、ステージ 5 の間に、氷が溶け、水が岩のコアと反応して蛇紋岩化するため、「飛行後」のハウメアはさらに進化したと考えられます。これにより、より小さな氷のマントルを犠牲にして、より低密度の含水ケイ酸塩のより大きなコアがもたらされたでしょう。質量M = 1.00 M Hと角運動量J = 1.00 J Hを保持しながら、より大きな MOI はスピン速度を現在観測されている値まで減少させ、現代のハウメアを離れた (ステージ 6)。
このモデルでは、ハウメアンの放出は衝突イベントから切り離されており、放出された質量の量が少ないこと、および放出された物体の分散速度が遅いことを説明できる可能性があります。巨大な衝突は、小惑星帯のような衝突族と考えられていた力学族の存在から最初に推測されましたが (Brown et al. 2007 )、巨大な衝突の間に放出された物質が家族の一員。第一に、システムから逃げるほとんどの物質はインパクターの表面から来ており、これは一般に未分化の岩と氷の混合物です。ラインハルト等。( 2010) は、表面が氷であると想定していましたが、ハウメアとその家族は、ほぼ純粋な水の氷の表面を持つという点で、カイパー ベルトでユニークです。放出されたオブジェクトは、スペクトル的に異なるハウメアンとは異なり、他の KBO のようにスペクトル的に表示されます。第 2 に、 5.2.1節で説明した理由により、衝突は海王星の移動に伴う力学的不安定性の前に発生する可能性がはるかに高い (たとえば、Tsiganis et al. 2005の Nice モデル)。ただし、この間に放出されたオブジェクトは、動的コヒーレンスを保持しません (Levison et al. 2008 )。第三に、ラインハルトらのシミュレーションの場合。( 2010) 代表的なものであるが、放出されたオブジェクトの質量 (ハウメアの質量の約 6%) は、ファミリー メンバーの見かけの質量 (ハウメアの質量の約 2% ～ 5%) よりもいくらか大きく見える (Pike et al. 2020 ) 。動的ファミリは、以前の衝突ファミリとは異なります。
回転核分裂は、物体 P/2013 R3 のように、特に YORP 効果によってスピンアップされた小さな天体から物質を放出するための一般的なメカニズムのようです (Jewitt et al. 2010 )。私たちのモデルが有効であることが証明されれば、ハウメアは、地球物理学的に駆動されるプロセスによって引き起こされる回転スピンアップによって生成された動的ファミリーの最初でおそらく唯一の例となるでしょう。
本書の概要は以下の通りです。セクション2では、地球物理モデルを実行するために使用される九州コード (Dunham et al. 2019 )について説明します。これには、使用される物理学と計算上の不確実性が含まれます。セクション3では、仮説におけるハウメアの進化のさまざまな段階について説明し、九州コードを使用して各段階で静水圧平衡解が存在するかどうかをテストします。最初の衝突イベントの直後の時間にリセットする前に、現在の状態の潜在的な解決策から始め、そこから時間を進めます。セクション4では、 IcyDwarfを使用した巨大衝突後のハウメアの熱進化の計算を提示します。コード (Neveu et al. 2015a )。これを使用して、ハウメアの進化における分化の開始やその後の内部水和イベントなどのさまざまなイベントが発生する必要がある時間を制限します。セクション5では、ハウメアの潜在的なコアとマントルの組成に対するこの研究の意味と、他の惑星体の分化のタイムラインを含む、太陽系外縁部の進化に関する重要なイベントの全体的なタイミングについて説明します。また、ハウメア族のダイナミクス、提案するモデルのダイナミクスが観測とどのように一致するか、観測の不確実性がモデルに与える影響についても説明します。セクション6で、私たちの仮説と、この論文で詳述されているそれを裏付けるために行われた作業を要約し、ハウメアの歴史の簡潔なタイムラインを提示します. このハウメアの研究を、太陽系外縁部の生命の探索と海洋世界の探査に結びつけることで締めくくります。
図 2.現代のハウメアの場合の、計算された半軸cの 推定マントル密度ρ m、平均密度ρ avg、コア密度ρ cによる変動。
図 3.九州コードを使用して計算されたさまざまな出力の 想定マントル密度ρ mによる変化。一般に、マントル密度の増加は、コア密度ρ cの増加とコア サイズの減少、および全体的な氷の割合の増加に対応します。
6. 結論
準惑星が発見されて以来、ハウメア星系の起源は不明ですが、多くの有力な仮説があります。ラインハルトらの「放牧と併合」シナリオ。( 2010 ) ハウメアの高い角運動量の説明に成功し、原則として、放出された氷の破片の質量と低速分散を詳細に説明できます。Schlichting & Sari ( 2009 ) のモデルは、材料が衝突直後に回転分裂によって放出され、ハウメアの衛星、リング システム、およびファミリー メンバーを形成した可能性があることを示唆しています。Sumida らによる最近のN体シミュレーション。( 2020 ) リングとサテライトが回転分裂によって逃げる物質から形成されるというケースを強化します。同様に、Campo Bagatin 等。(2016 ) は、どの衝突が可能性が高いかに基づいて、回転核分裂モデル (このモデルに似ている) が他のモデルよりも可能性が高いと結論付けました。これらのモデルは、いくつかの詳細を除いて成功しています。1つは、インパクターの表面物質が純粋な氷ではなく、岩と氷の混合物の未分化の地殻であると予想されることです。2番目の詳細は、海王星の移動に関連する動的不安定性を除いて、〜0.9 km s -1の必要な衝突速度での大きな（> 1000 km）KBO間の衝突はありそうもないが、家族のメンバーの動的コヒーレンスを維持することはそれらは、ハウメアが散らばった円盤に配置され、海王星が移動を停止するまで排出されません。
ここでは、これらの以前のモデルに基づく新しい仮説を提案しました。ハウメアは、かすめ合体する巨大な衝突の際に高い角運動量を獲得したと考えられます。また、質量の約 6% を破片として放出しましたが、現在は特定できません。しかし、観察されたハウメアン族のメンバーは、地球物理学的に引き起こされたプロセスによって後の段階で排出されました。具体的には、インパクターが分化し始めたばかりの場合、ハウメアはほとんど未分化になります。ハウメアのコアが成長し、MOI が減少するにつれて、スピン レートが増加し、最終的にはロングでの有効重力が消失します() 軸。物質はハウメアの環、衛星、動力学族になるために飛び散り、ハウメアの質量の約 3% と角運動量の 14% を運び去りました。コアが水和してサイズが大きくなると、MOI は再び増加し、ハウメアはスピンダウンして現在の状態になりました。このモデルは、巨大な衝突からおよそ 80 Myr 後にハウメアンの放出が発生したことを予測しており、衝突は力学的不安定性の間に発生するが、放出はハウメアが散乱円盤に入った後に発生することを可能にします。
九州コードを使用して、提案された進化に従って、静水圧平衡にある流体ハウメアがその歴史の重要な時点で持つ可能性のある内部構造を計算することにより、この拡張された仮説の実現可能性をテストしました(Dunham et al. 2019 )。その質量と角運動量、コアのサイズと密度を計算し、ステージ間の連続性を提供するソリューションを探しました。質量M = 1.03 M Hおよび角運動量J = 1.14 J Hで、衝突直後のハウメアを近似する均一密度のヤコビ楕円体の解析解を見つけました。; これは、コア密度が 3724 kg m -3、質量が 3.25 × 10 ^21 kg、コアとマントルの境界圧力P CMB = 53 MPaで、質量と角運動量が同じである完全に微分された飛行前の計算解と一致します。質量M = 1.00 M H、角運動量 1.01 J H、コア密度 3625 kg m^ -3、質量 3.16 × 10^21 kg、コア-マントル境界圧力P CMB= 51MPa。問題の計算上の不確実性の範囲内で、これらのコア特性は一致しており、ハウメアが必要な量の角運動量を失う可能性があることを示していますδ J = 4.6( δ M / M H ) J H同じ内部構造を維持する軸。フリング後の溶液の平均密度 2049 kg m^ -3は、フリング前の溶液の平均密度 1960 kg m 0.03 M Hの損失まで純粋な氷の。最後に、Dunham らの解決策を確認しました。( 2019 ) 現在のハウメアについて、 a = 1056、b = 840、c = 537 km、平均密度 2008 kg m^ -3、質量M = 1.00 M Hの同様の一連のパラメーターを支持しています。この溶液は、コアの水和により、2697 kg m^ -3の均一なコア密度と 3.37 × 10^21 kg の質量を持ちます。完全に水和した均一な密度のコアを仮定すると、ハウメアの角運動量は 1.05 J Hになります。
IcyDwarf (Neveu et al. 2015a ) コードを使用して、ハウメアの可能性のある熱的および地球化学的歴史を計算しました。ハウメアのコアは部分的に脱水されているはずであり、わずかに低い MOI を生成し、ハウメアの現在の角運動量がJ = 1.00 J Hであることを示唆しています。ここで、J H ≡5.49 × 10 29 kg m 2 s −1. 私たちの熱進化の計算は、コアの完全な分化とハウメアの表面からの氷の飛散が、ジャイアントインパクトに続くハウメアの形成から約70〜80 Myrで起こったことを示唆しています。また、コアの水和はその後約 1 億 3000 万から 1 億 4000 万マイルで始まり、その後約 2 億 5000 万マイルの地下海が存在したと予測しています。
ハウメアに大きな角運動量を与えた巨大な衝突は、力学的不安定性と海王星の移動中に発生したため、衝突の可能性はあるが、衝突の破片は海王星の継続的な移動によって散乱し、ハウメアは散乱した円盤に移動する可能性があるという議論を提示しました。他の制約に一致させる必要性に基づいて、不安定性の開始を約t = 55–60 Myr で発生するように制約し、初期太陽系のイベントの次のタイムラインを作成します (表5 )。
地球物理学的および熱的進化モデリングの統合は、太陽系の力学的進化に関する詳細とともに、一度に 1 行の証拠のみを使用して取得できるよりも詳細なタイムラインを可能にします。
私たちの仮説は、ハウメアがすでに散らばった円盤の中にあり、海王星がハウメア人が排出されるまでに移動を停止していたことを意味しています。ハウメアの長a軸からの物質の放出は平面放出と同等であり、これは Proudfoot & Ragozzine ( 2019 )によって除外されました。しかし、重要な違いは、地球物理学的に駆動されたハウメアンの放出は、それらが約 10 7年のスパンで放出されたことを意味するということです。その期間にわたって、ハウメアの極が歳差運動をしたり、小衛星が互いに散らばったりした可能性があり、家族のメンバーの放出軌道が平面よりもやや等方的になり、不一致が解決される可能性があります.
地球物理学的モデリングの詳細 (例えば、空隙率の崩壊、特定の鉱物密度) と一致する熱進化の必要性は、ハウメアの特性を制約します。私たちの地球化学モデルは、ハウメアが 130 から 380 Myr のポストフォーメーション (250 Myr の期間) で液体の水の海洋を生成し、維持できたことを示しています。ハウメアは確かに、知られている中で最も遠い太陽系の古代の潜在的な海洋世界である可能性があります. 生命の物理的限界の理解は、生存できる環境によって決まるため、これは太陽系内およびそれ以降の居住可能性の探索に大きな影響を与える可能性があります。海洋世界の研究にとって潜在的な重要性に加えて、ハウメアの進化と時間スケールを制限することは、太陽系外縁部、特に海王星の移動が関与するイベントに制限を課します。
ここで提示された多くのアイデアのきっかけとなった有益な会話をしてくれた Emilie Dunham に感謝します。Haumea のフォーメーションのアートを作成した Sue Selkirk に感謝します。思慮深いコメントとフィードバックをくださった匿名の査読者、およびジャーナルの管理者兼編集者である Edgard Rivera-Valentín 博士に感謝します。最後に、ハウメアの形成と光度曲線の分析について議論してくれた Darin Ragozzine に感謝します。この作品は、NASA ソーラー システム ワーキング (PI: スティーブ デッシュ) からの助成金 80NSSC19K0028 によってサポートされていました。MN は、CRESST II 協力協定 (賞番号 80GSFC21M0002) に基づく NASA からのサポートを認めます。JLN の研究は、NASA との契約に基づいてオークリッジ関連大学が運営する、ゴダード宇宙飛行センターの NASA ポスドク プログラムへの任命によって支援されました。このドキュメントに含まれる見解と結論は著者のものであり、米国航空宇宙局 (NASA) または米国政府の明示または黙示の公式ポリシーを表すものとして解釈されるべきではありません。米国政府は、本書の著作権表記にかかわらず、政府の目的で再版を複製および配布することを許可されています。
2022 年 9 月 29 日公開• © 2022. 著者。アメリカ天文学会が発行。惑星科学ジャーナル、 第 3 巻、 第 9 号
引用Jessica L. Noviello et al 2022 Planet. 科学。J.3 225 _
DOI 10.3847/PSJ/ac8e03
概要
ハウメアの形成と進化の新しいモデルを提示します。これは、ハウメアと隕石の観測から得られた地球物理学的および地球化学的データに依存して、ハウメアとその力学的ファミリーの特性を説明します。部分的に分化した 2 つのカイパー ベルト天体の衝突の後、ハウメアの岩のコアが成長し、慣性モーメント (MOI) が減少し、氷のような物質が表面から放出されるまで回転したと仮定しています。ハウメアの質量の約 3% と初期角運動量の 14% を運ぶこの氷は、ハウメアの動力学族と、現在観測されているリング システムと月を構成しています。その後、溶けた氷がハウメアのコアを水和させて成長し、ハウメアの MOI を増加させ、現代の値までスピンダウンさせました。地球物理学コード九州を使用これらの仮定された段階のそれぞれで、静水圧平衡にあるハウメアの解が存在することを実証すること。IcyDwarfコードを使用した地球化学モデリングは、ハウメアのコアの形成と衝突ファミリーの作成が、太陽系進化のおよそ 150 ～ 160 Myr (4.41 ± 0.01 Gyr 前) の後に発生したことを制約します。コアの水和は約 0.20 Gyr で完了しましたが、地球の海洋の半分の質量を持つかなりの量の地下海が、約 0.45 Gyr で凍結するまで持続し、ハウメアを太陽系の最も遠い潜在的な海洋世界にしました。
1.はじめに
カイパー ベルト天体 (KBO) 2003 EL 61ハウメアは世界のパズルです。大規模な KBO の中でも独特であるが、ほぼ一様 (>90%) に水の氷で覆われている (Barkume et al. 2006 ; Pinilla-Alonso et al. 2009 )。ハウメアに縦方向に不均一な表面組成を与える異常な「赤い斑点」の証拠があります (Lacerda et al. 2008 ; Lockwood et al. 2014 ; Gourgeot et al. 2016 )。この赤い斑点は、ハウメアの表面に有機物が存在する証拠であると解釈されてきました。これらの変動は、ハウメアが 3.91531 ± 0.00005 時間ごとに急速に自転しているため、約 0.3 等の明るさの顕著な変動を示すハウメアの光度曲線を説明することはできません (Rabinowitz et al. 2006; ルルーシュ等。2010年; ロックウッド等。2014 )、太陽系の大型天体の中で最速の自転速度。代わりに、バリエーションはハウメアが 3 軸の楕円体 ( a > b > c ) 形状を持ち、b / a軸比が 0.77 から 0.87 の間であると推定されている (Lacerda & Jewitt 2007 ; Lockwood et al. 2014 )。ハウメアには 2 つの衛星、ナマカと (より遠い) ヒイアカ (Ragozzine & Brown 2009 ) があり、ハウメアの質量は 4.006 × 10^ 21 kg (Ragozzine & Brown 2009 ) と見積もられています。）。ハウメアは、食中に発見されたリングも持っています (Ortiz et al. 2017 )。掩蔽イベントにより、半軸a = 1050、b = 840、およびc = 537 kmのハウメアのサイズの正確な推定が可能になり、観測と最も一致しているようです (Dunham et al. 2019 )。
最近の議論は、ハウメアが静水圧平衡状態で流体体になり得るかどうか、または内部せん断応力をサポートする必要があるかどうかに集中しています。ハウメアは流体として振る舞うのに十分な大きさであり、実際、最も初期の光度曲線解析は、ハウメアの形状が 980 × 759 × 498 km の半軸と約 2600 kg mの一様密度を持つヤコビ楕円体と一致することを示しました。 3 (Rabinowitz et al. 2006 )。ヤコビ楕円体の解は密度が一様であると仮定するため、このモデルでは、ハウメアの大部分が含水ケイ酸塩であり、表面の反射率を説明するために水の氷の薄いベニヤがあることが求められます。氷がハウメアの質量のかなりの部分を構成する限り、ヤコビ楕円体から逸脱している必要があります。オルティス等。(2017 ) 1161 × 852 × 513 km のハウメアの食影の半軸と約 1885 kg m^−3の平均密度から推測。これには、ハウメアの内部組成が、たとえば粒状流体として、せん断応力をサポートする必要があります (Holsapple 2001 )。同様に、ハウメア内の層は共焦点楕円体に適合しなければならないという不当な仮定の下で、Kondratyev ( 2016 ) はまた、せん断流体と矛盾するハウメアの構造を推測しました。異なる解釈は、Dunham らによって解決されました。( 2019 )、九州を使用して分化した (岩石のコア、氷のマントル) ハウメアの内部構造をモデル化した重力ポテンシャルを計算するために彼らが書いたコード。純粋な水の氷のマントルを仮定すると、彼らは、ハウメアが 1050 × 840 × 537 km の半軸、20^18 kg m -3の平均密度、および 2680 kg m -3の密度の岩石コアが83% を構成することと一致することを発見しました。ハウメアの質量。そのような構成のせん断流体、Dunham et al。( 2019 ) は、ハウメアが経験した高いスピン速度で静水圧平衡にあることを示しました。
ハウメアは、カイパーベルトで知られている唯一のダイナミカルファミリーの一部であるため、KBO の中でもユニークです (Brown et al. 2007 )。家族のメンバーがここで集合的に呼ばれているように、ハウメン人はすべて水の氷が豊富な表面を持ち、<150 ms -1の比較的低い分散速度によって動的にリンクされています(重心の接触軌道要素と比較して; Volk & Malhotra 2012）。発見されたとき、ハウメア人は衝突によって放出され、ハウメアの氷のマントルも剥ぎ取られ、平均密度が高くなり、スピン速度が今日見られる高い値に増加したと推定されました (Brown et al. 2007）。この考えは、いくつかの興味深い事実が説明されていないため、支持を失いました. まず、ハウメアの衛星 (ハウメアの衛星を含む) の総質量は、衝突中に失われたと思われる氷の総量を説明するのに十分な大きさではありません。家族は、ハウメアの総質量の約 3% しか占めていません (Pike et al. 2020 )。Hi'iaka と Nāmaka は Haumea の総質量の 0.5% の推定質量を構成します (Ragozzine & Brown 2009 )。寛大な仮定をしても、ハウメアの初期の氷の質量分率は約 25% を超えないように思われ、これは不思議なことに低い。
第二に、家族のメンバーは異常に低い分散速度を持っているようです。小惑星帯の衝突ファミリーのファミリーメンバーの典型的な分散速度は、脱出速度のオーダーであり (Benz & Asphaug 1999 )、ハウメアでは約 800 ms -1であり、かなり大きい。ただし、これは最大のフラグメントのみを考慮します。その後の分析では、衝突中の粒子の大部分が脱出速度の数倍の速度で放出されることがわかりました (Leinhardt & Stewart 2012 )。ハウメアの場合、これが影響モデルと観察結果の不一致をより極端なものにしています。
第三に、軌道要素は、ラインハルトらによって提唱されているように、低速の「かすめ合体」衝突の後に発生する可能性があるような、平面に沿った物質の放出と完全には一致しません (Proudfoot & Ragozzine 2019 )。( 2010 ) では、衝突後の体は高い角運動量を残され、基本的に回転分裂を起こします。ハウメアの高いスピン レートは巨大な影響と一致しているように見えますが、ハウメアンの作成はこのイベントから切り離されているようです。
ハウメア族の特徴の奇妙な組み合わせにより、単一のフォーメーション モデルでそのすべての要素を説明することは困難です。すべてのモデルは、Haumea に高速スピン レートを与えた最初の衝突イベントから始まりますが、このステップ以降の詳細は不明です。ブラウンらによって提示された単一の大きな影響イベント。( 2007 ) と Ragozzine & Brown ( 2007 ) は、原始ハウメアが氷のマントルを剥ぎ取った同様の大きさの物体と衝突したことを提案しています。放出されたマントル物質はハウメアンになりました。このモデルは、ハウメアの素早い自転速度とハウメアン間のスペクトルの類似性をうまく説明していますが、家族のメンバーとそれらの全体的な軌道要素の小さな速度分散を説明するのに苦労しています。Schlichting & Sari による別のモデル ( 2009) は、大規模な衝突イベントの後、原始ハウメアから放出された物質が単一の大きな ( R ~ 260 km) 衛星に再集合したことを提案しました。その後、衛星はハウメアから潮汐移動を起こし、すぐに別の壊滅的な影響を受けました。ほとんどの物質は星系を離れたが、衛星ヒイアカとナマカとなった 2 つの主要部分が残った。衛星破壊モデルは、ハウメアの高速自転速度、ハウメアンのスペクトルの類似性、および比較的小さな速度分散を説明しますが、ハウメアの軌道要素と、ハウメアの数、サイズ、および速度の間の関係を説明するのに苦労しています (Proudfoot &ラゴッツィーネ2019）。人工衛星を破壊した衝突は、現代のカイパー ベルト構成 (～10 -3 ) を考えると発生する可能性が非常に低いため、カイパー ベルトが励起される前に発生したに違いありません。この文脈の中で、Schlichting と Sari ( 2009 ) は、このモデルで記述されたイベントの確率が太陽系の年齢の 10% であると推定しました。最後の主要なモデルは、グレーズ アンド マージ モデルです (Leinhardt et al. 2010）。このシナリオでは、ハウメアは同様のサイズの天体の影響を受け、その天体は引力的に結合したままであり、最終的に原始ハウメアと再衝突して融合しました。このシステムは、材料が最も長い軸からスピンオフするほどの高速なスピン速度を獲得しました。物質は最終的にハウメアンに再付着し、今日観測された環系になった。オルティス等。( 2012 ) 同様に、ファミリーメンバーとサテライトは回転分裂によって作成されたと提案しました。このモデルは、ハウメアンのスペクトルの類似性、ハウメアの高速自転速度、およびハウメアの数-サイズ-速度の関係をうまく説明しますが、ハウメアの軌道要素は説明しません (Proudfoot & Ragozzine 2019 )。
ここでは、図1に 6 つの段階として描かれている、ハウメアンの形成に関する新しい仮説を提示します。ステージ 1 と 2 では、古典的なカイパー ベルトの 2 つの同様のサイズで部分的に区別された KBO が、ラインハルトらのかすめ合体シナリオで斜めに衝突したと考えられます。（2010）。我々は、ニースモデルのような動的不安定性の一部として原始カイパーベルトを通って海王星が移動した結果として衝突が起こったと仮定している (Tsiganis et al. 2005）しかし、海王星が外向きの移動を完了する前に、この段階で放出された天体はコヒーレントな軌道要素を保持していなかったため、今日では家族として識別できません. また、衝撃は体の進化の特別な時期に発生したと仮定しています。それらは分化を始め、未分化の岩氷地殻の下に岩石のコアと氷のマントルを形成していましたが、部分的に (おそらく 20%) しか分化していませんでした。衝突後、ハウメアの質量は現在のハウメア ( M H ) の約 1.03 倍、またはM = 1.03 M Hであり、現在のハウメアの角運動量 ( J H ) の 1.14 倍、またはJ = 1.14JH。_ ハウメアは、中心部に小さな岩のコアがあり、表面に少量の水の氷がある、主に未分化の岩と氷の混合物として始まりました。
図1。 仮定されたハウメアの進化の段階。ステージ 1 では、2 つの類似した KBO が部分的に分化しており、未分化の岩石/氷の下に小さな岩のコアと氷のマントルがあります。ステージ 2 では、物体はかすめ合体タイプの衝突で衝突し、失われた岩石/氷の物質を落とします。ステージ 3 では、放射性加熱がさらなる分化を促進し、ハウメアの MOI が減少し、スピンアップします。第4段階では、コアの最終的な形成中に、スピン速度はハウメアの長軸から物質を放出するのに十分であり、氷のような物質の円盤を形成します. 角運動量が失われると、ハウメアのスピンが遅くなり、ステージ 5 では、コアの水和と膨張によってハウメアの MOI が増加し、スピン速度がさらに遅くなります。円盤で形成された氷の小衛星は、家族の一員として失われます。ステージ 6 の現在のハウメアは、2 つの大きな衛星と 1 つの薄いリングを保持しており、大部分が含水ケイ酸塩の大きな岩のコアの上にある氷のマントルによって特徴付けられます。画像クレジット：スー・セルカーク、ASU。
ステージ 3 と 4 では、インパクト後のハウメアが分化しました。ハウメアが加熱され、より多くの岩石物質がマントルを通って沈降して核を拡大すると、慣性モーメント (MOI) が減少し、(角運動量を保存して) スピン速度が増加したと考えられます。コア形成の頂点で、「飛行前」のハウメアは、赤道上の氷のような物質が飛び散るまで回転し、おそらくハウメアの周りの軌道に入り、最終的にリング、月、小衛星を形成します。これらの小衛星が相互に散在することで、それらのほとんどがハウメア星系から完全に離れ、ハウメア族が形成されました。この物質は質量と角運動量の両方を取り除き、最終的にM = 1.00 M HとJ = 1.00 Jを残します。H. _ ハウメア人の放出は海王星の移動後に発生したと推定されているため、この段階で飛び散った氷の破片は、大部分が首尾一貫した動的な家族のままでした.
赤道から氷の物質が放出された後、ステージ 5 の間に、氷が溶け、水が岩のコアと反応して蛇紋岩化するため、「飛行後」のハウメアはさらに進化したと考えられます。これにより、より小さな氷のマントルを犠牲にして、より低密度の含水ケイ酸塩のより大きなコアがもたらされたでしょう。質量M = 1.00 M Hと角運動量J = 1.00 J Hを保持しながら、より大きな MOI はスピン速度を現在観測されている値まで減少させ、現代のハウメアを離れた (ステージ 6)。
このモデルでは、ハウメアンの放出は衝突イベントから切り離されており、放出された質量の量が少ないこと、および放出された物体の分散速度が遅いことを説明できる可能性があります。巨大な衝突は、小惑星帯のような衝突族と考えられていた力学族の存在から最初に推測されましたが (Brown et al. 2007 )、巨大な衝突の間に放出された物質が家族の一員。第一に、システムから逃げるほとんどの物質はインパクターの表面から来ており、これは一般に未分化の岩と氷の混合物です。ラインハルト等。( 2010) は、表面が氷であると想定していましたが、ハウメアとその家族は、ほぼ純粋な水の氷の表面を持つという点で、カイパー ベルトでユニークです。放出されたオブジェクトは、スペクトル的に異なるハウメアンとは異なり、他の KBO のようにスペクトル的に表示されます。第 2 に、 5.2.1節で説明した理由により、衝突は海王星の移動に伴う力学的不安定性の前に発生する可能性がはるかに高い (たとえば、Tsiganis et al. 2005の Nice モデル)。ただし、この間に放出されたオブジェクトは、動的コヒーレンスを保持しません (Levison et al. 2008 )。第三に、ラインハルトらのシミュレーションの場合。( 2010) 代表的なものであるが、放出されたオブジェクトの質量 (ハウメアの質量の約 6%) は、ファミリー メンバーの見かけの質量 (ハウメアの質量の約 2% ～ 5%) よりもいくらか大きく見える (Pike et al. 2020 ) 。動的ファミリは、以前の衝突ファミリとは異なります。
回転核分裂は、物体 P/2013 R3 のように、特に YORP 効果によってスピンアップされた小さな天体から物質を放出するための一般的なメカニズムのようです (Jewitt et al. 2010 )。私たちのモデルが有効であることが証明されれば、ハウメアは、地球物理学的に駆動されるプロセスによって引き起こされる回転スピンアップによって生成された動的ファミリーの最初でおそらく唯一の例となるでしょう。
本書の概要は以下の通りです。セクション2では、地球物理モデルを実行するために使用される九州コード (Dunham et al. 2019 )について説明します。これには、使用される物理学と計算上の不確実性が含まれます。セクション3では、仮説におけるハウメアの進化のさまざまな段階について説明し、九州コードを使用して各段階で静水圧平衡解が存在するかどうかをテストします。最初の衝突イベントの直後の時間にリセットする前に、現在の状態の潜在的な解決策から始め、そこから時間を進めます。セクション4では、 IcyDwarfを使用した巨大衝突後のハウメアの熱進化の計算を提示します。コード (Neveu et al. 2015a )。これを使用して、ハウメアの進化における分化の開始やその後の内部水和イベントなどのさまざまなイベントが発生する必要がある時間を制限します。セクション5では、ハウメアの潜在的なコアとマントルの組成に対するこの研究の意味と、他の惑星体の分化のタイムラインを含む、太陽系外縁部の進化に関する重要なイベントの全体的なタイミングについて説明します。また、ハウメア族のダイナミクス、提案するモデルのダイナミクスが観測とどのように一致するか、観測の不確実性がモデルに与える影響についても説明します。セクション6で、私たちの仮説と、この論文で詳述されているそれを裏付けるために行われた作業を要約し、ハウメアの歴史の簡潔なタイムラインを提示します. このハウメアの研究を、太陽系外縁部の生命の探索と海洋世界の探査に結びつけることで締めくくります。
図 2.現代のハウメアの場合の、計算された半軸cの 推定マントル密度ρ m、平均密度ρ avg、コア密度ρ cによる変動。
図 3.九州コードを使用して計算されたさまざまな出力の 想定マントル密度ρ mによる変化。一般に、マントル密度の増加は、コア密度ρ cの増加とコア サイズの減少、および全体的な氷の割合の増加に対応します。
6. 結論
準惑星が発見されて以来、ハウメア星系の起源は不明ですが、多くの有力な仮説があります。ラインハルトらの「放牧と併合」シナリオ。( 2010 ) ハウメアの高い角運動量の説明に成功し、原則として、放出された氷の破片の質量と低速分散を詳細に説明できます。Schlichting & Sari ( 2009 ) のモデルは、材料が衝突直後に回転分裂によって放出され、ハウメアの衛星、リング システム、およびファミリー メンバーを形成した可能性があることを示唆しています。Sumida らによる最近のN体シミュレーション。( 2020 ) リングとサテライトが回転分裂によって逃げる物質から形成されるというケースを強化します。同様に、Campo Bagatin 等。(2016 ) は、どの衝突が可能性が高いかに基づいて、回転核分裂モデル (このモデルに似ている) が他のモデルよりも可能性が高いと結論付けました。これらのモデルは、いくつかの詳細を除いて成功しています。1つは、インパクターの表面物質が純粋な氷ではなく、岩と氷の混合物の未分化の地殻であると予想されることです。2番目の詳細は、海王星の移動に関連する動的不安定性を除いて、〜0.9 km s -1の必要な衝突速度での大きな（> 1000 km）KBO間の衝突はありそうもないが、家族のメンバーの動的コヒーレンスを維持することはそれらは、ハウメアが散らばった円盤に配置され、海王星が移動を停止するまで排出されません。
ここでは、これらの以前のモデルに基づく新しい仮説を提案しました。ハウメアは、かすめ合体する巨大な衝突の際に高い角運動量を獲得したと考えられます。また、質量の約 6% を破片として放出しましたが、現在は特定できません。しかし、観察されたハウメアン族のメンバーは、地球物理学的に引き起こされたプロセスによって後の段階で排出されました。具体的には、インパクターが分化し始めたばかりの場合、ハウメアはほとんど未分化になります。ハウメアのコアが成長し、MOI が減少するにつれて、スピン レートが増加し、最終的にはロングでの有効重力が消失します() 軸。物質はハウメアの環、衛星、動力学族になるために飛び散り、ハウメアの質量の約 3% と角運動量の 14% を運び去りました。コアが水和してサイズが大きくなると、MOI は再び増加し、ハウメアはスピンダウンして現在の状態になりました。このモデルは、巨大な衝突からおよそ 80 Myr 後にハウメアンの放出が発生したことを予測しており、衝突は力学的不安定性の間に発生するが、放出はハウメアが散乱円盤に入った後に発生することを可能にします。
九州コードを使用して、提案された進化に従って、静水圧平衡にある流体ハウメアがその歴史の重要な時点で持つ可能性のある内部構造を計算することにより、この拡張された仮説の実現可能性をテストしました(Dunham et al. 2019 )。その質量と角運動量、コアのサイズと密度を計算し、ステージ間の連続性を提供するソリューションを探しました。質量M = 1.03 M Hおよび角運動量J = 1.14 J Hで、衝突直後のハウメアを近似する均一密度のヤコビ楕円体の解析解を見つけました。; これは、コア密度が 3724 kg m -3、質量が 3.25 × 10 ^21 kg、コアとマントルの境界圧力P CMB = 53 MPaで、質量と角運動量が同じである完全に微分された飛行前の計算解と一致します。質量M = 1.00 M H、角運動量 1.01 J H、コア密度 3625 kg m^ -3、質量 3.16 × 10^21 kg、コア-マントル境界圧力P CMB= 51MPa。問題の計算上の不確実性の範囲内で、これらのコア特性は一致しており、ハウメアが必要な量の角運動量を失う可能性があることを示していますδ J = 4.6( δ M / M H ) J H同じ内部構造を維持する軸。フリング後の溶液の平均密度 2049 kg m^ -3は、フリング前の溶液の平均密度 1960 kg m 0.03 M Hの損失まで純粋な氷の。最後に、Dunham らの解決策を確認しました。( 2019 ) 現在のハウメアについて、 a = 1056、b = 840、c = 537 km、平均密度 2008 kg m^ -3、質量M = 1.00 M Hの同様の一連のパラメーターを支持しています。この溶液は、コアの水和により、2697 kg m^ -3の均一なコア密度と 3.37 × 10^21 kg の質量を持ちます。完全に水和した均一な密度のコアを仮定すると、ハウメアの角運動量は 1.05 J Hになります。
IcyDwarf (Neveu et al. 2015a ) コードを使用して、ハウメアの可能性のある熱的および地球化学的歴史を計算しました。ハウメアのコアは部分的に脱水されているはずであり、わずかに低い MOI を生成し、ハウメアの現在の角運動量がJ = 1.00 J Hであることを示唆しています。ここで、J H ≡5.49 × 10 29 kg m 2 s −1. 私たちの熱進化の計算は、コアの完全な分化とハウメアの表面からの氷の飛散が、ジャイアントインパクトに続くハウメアの形成から約70〜80 Myrで起こったことを示唆しています。また、コアの水和はその後約 1 億 3000 万から 1 億 4000 万マイルで始まり、その後約 2 億 5000 万マイルの地下海が存在したと予測しています。
ハウメアに大きな角運動量を与えた巨大な衝突は、力学的不安定性と海王星の移動中に発生したため、衝突の可能性はあるが、衝突の破片は海王星の継続的な移動によって散乱し、ハウメアは散乱した円盤に移動する可能性があるという議論を提示しました。他の制約に一致させる必要性に基づいて、不安定性の開始を約t = 55–60 Myr で発生するように制約し、初期太陽系のイベントの次のタイムラインを作成します (表5 )。
地球物理学的および熱的進化モデリングの統合は、太陽系の力学的進化に関する詳細とともに、一度に 1 行の証拠のみを使用して取得できるよりも詳細なタイムラインを可能にします。
私たちの仮説は、ハウメアがすでに散らばった円盤の中にあり、海王星がハウメア人が排出されるまでに移動を停止していたことを意味しています。ハウメアの長a軸からの物質の放出は平面放出と同等であり、これは Proudfoot & Ragozzine ( 2019 )によって除外されました。しかし、重要な違いは、地球物理学的に駆動されたハウメアンの放出は、それらが約 10 7年のスパンで放出されたことを意味するということです。その期間にわたって、ハウメアの極が歳差運動をしたり、小衛星が互いに散らばったりした可能性があり、家族のメンバーの放出軌道が平面よりもやや等方的になり、不一致が解決される可能性があります.
地球物理学的モデリングの詳細 (例えば、空隙率の崩壊、特定の鉱物密度) と一致する熱進化の必要性は、ハウメアの特性を制約します。私たちの地球化学モデルは、ハウメアが 130 から 380 Myr のポストフォーメーション (250 Myr の期間) で液体の水の海洋を生成し、維持できたことを示しています。ハウメアは確かに、知られている中で最も遠い太陽系の古代の潜在的な海洋世界である可能性があります. 生命の物理的限界の理解は、生存できる環境によって決まるため、これは太陽系内およびそれ以降の居住可能性の探索に大きな影響を与える可能性があります。海洋世界の研究にとって潜在的な重要性に加えて、ハウメアの進化と時間スケールを制限することは、太陽系外縁部、特に海王星の移動が関与するイベントに制限を課します。
ここで提示された多くのアイデアのきっかけとなった有益な会話をしてくれた Emilie Dunham に感謝します。Haumea のフォーメーションのアートを作成した Sue Selkirk に感謝します。思慮深いコメントとフィードバックをくださった匿名の査読者、およびジャーナルの管理者兼編集者である Edgard Rivera-Valentín 博士に感謝します。最後に、ハウメアの形成と光度曲線の分析について議論してくれた Darin Ragozzine に感謝します。この作品は、NASA ソーラー システム ワーキング (PI: スティーブ デッシュ) からの助成金 80NSSC19K0028 によってサポートされていました。MN は、CRESST II 協力協定 (賞番号 80GSFC21M0002) に基づく NASA からのサポートを認めます。JLN の研究は、NASA との契約に基づいてオークリッジ関連大学が運営する、ゴダード宇宙飛行センターの NASA ポスドク プログラムへの任命によって支援されました。このドキュメントに含まれる見解と結論は著者のものであり、米国航空宇宙局 (NASA) または米国政府の明示または黙示の公式ポリシーを表すものとして解釈されるべきではありません。米国政府は、本書の著作権表記にかかわらず、政府の目的で再版を複製および配布することを許可されています。
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