COの氷を何と呼ぶか知らんけど、集積しても昇華して多孔質の天体として残る。説です。以下、機械翻訳。
486958アロコス内のCO氷とガスの保持
2023年 9月 16日
概要
カイパーベルト天体 (KBO) は、太陽活動の最も古い残骸の一部を表しています。
重大な熱処理または進化的処理を回避したシステム。 これにより、彼らは
材料を精査するユニークな機会を提供するため、探査の重要なターゲット
それは惑星形成の時代の名残です。 さらに、最近では、
KBO の今後の観測により、その範囲を理解することへの関心が高まっています
これらの物体は、最も原始的な過揮発性の氷を保存できます。 ここで、私たちは
小規模でコールドな古典的な KBO に対してこの問題を再検討する理論的枠組みを提示する
アロコスのように。 私たちの分析アプローチは先行研究と一致していますが、
アロコスの極寒の端成分の熱物理体制により、
計算コストのかかるシミュレーションを行わずに、本質的な物理学を実現します。 合理的未満
内部温度、熱伝導率、浸透率の仮定を基に、
Arrokoth が組み立てられた場合、Gyrs 用に元の CO ストックを保持できることを実証する
放射性核種の崩壊からずっと後。 CO氷の昇華により、効果的な
アロコスの多孔質マトリックス内の CO「大気」はほぼ蒸気圧に保たれています
直下の氷層と平衡状態にあるため、CO の損失が制限されます。 によると
私たちの調査結果によれば、アロコスは 10^22 個以下の粒子 s−1 を排出しません。
上限はニューホライズンズの2019年のフライバイ観測から推測されました。 私たちのフレームワークは
最近の予測に疑問を投げかけますが、既存の数値のベンチマークとして機能します
モデルを作成し、次世代望遠鏡による将来の KBO 観測に適用することができます。
1. はじめに
彗星とカイパーベルト天体 (KBO) は、小さな氷の天体の多様な集団です。
内部にはさまざまな量の原始的な耐火性物質と揮発性物質が含まれています。 この多様性
太陽系内部からの、彼らが生息する温度環境の範囲の結果です。
そこではほとんどの氷が急速に昇華し、太陽系の外側に到達し、そこではほとんどの氷が凍ったままになっています。
惑星形成の時代。
コールド クラシック KBO ファミリーのメンバーとして、486958 Arrokoth (以下、Arrokoth) が観察されました。
New Horizons 宇宙船によって (図 1A; Stern et al. 2019)、独自のウィンドウを提供します
太陽系の初期段階へ。 アロコスは太陽の中で最も原始的な天体の 1 つです。
内部太陽系内で大幅に加熱されたことはありません。 二葉構造なので、
組成、形状、および力学的ファミリーは、それ以来現在の軌道に留まっていた可能性が高いことを示唆しています。
その形成（Spencer et al. 2020; Grundy et al. 2020; Keane et al. 2022; McKinnon et al. 2020）。
アロコスは太陽系星雲のクラス II 時代、400 万年以上に形成された可能性があります。
CAI 後 (Bierson & Nimmo 2019)。 したがって、その化学的性質は、
それが形成された原始星と原始惑星の円盤環境は過揮発性物質が豊富です
CO のような氷 (Chiar et al. 1994; Pontoppidan 2006; Caselli et al. 1999; McClure et al. 2023)。
図 1. A: Ralph 機器の多色可視イメージング カメラ (MVIC) コンポーネントによって撮影された画像
ニューホライズンズ号に搭載されたこの画像は、2019年 1月 1日、探査機が接近遭遇する 7 分前に撮影されました。
最接近は地表から6700キロの距離にあった。 クレジット: NASA/ジョンズ・ホプキンス
大学応用物理研究所/サウスウェスト研究所; B: の軌道上の平均温度
季節表皮深さ rt。これは、Umurhan et al. で詳述されているアプローチに従って計算されました。 （2022年）。
アロコスの物理的なスケールはキロメートル単位で示され、方向はパネルの方向と同等です。
A、南極を見下ろします。
図 2. モデルのセットアップ: 密に混合された CO 氷で構成される固体マトリックスを備えた多孔質の瓦礫の山
細孔半径 rp の耐火性非晶質 H2O 氷。 最上層（茶色）は熱処理されています
単一軌道内で、いかなる体積の CO (氷とガス) も存在しないと想定されます。 昇華フロント rb (濃い青色) の下の物質は、初期の CO 氷の体積を保持します。 昇華フロントが下に移動するにつれて
時間の経過とともに (右)、非晶質 H2O 氷マトリックス内の CO が昇華します。 発生したガス（光）
青）は細孔空間を満たし、昇華フロントから離れて放射状に上向きに移動します。
図 3. Arrokoth の CO 昇華フロントの深さと CO ガス生成速度の推移。 (A)
想定される細孔半径の範囲における 4.55 Gyr 後の昇華フロント (ζ) の相対深さ (初期)
温度と導電率 (表 1 を参照)。 rb/rs = 1 の比率は、次のようなアロコスを表します。
昇華を受けていない(t=0)が、値が小さいほど(青)昇華が大きいことを示します。 (B)
4.55 Gyr 後の随伴ガス生成率 (N˙ )。これは残っている CO 氷の量に依存します。
アロコス内（パネルA）。
図 4. 軌道平均の関数として表した、アロコスサイズの多孔質物体内の CO の寿命
室温での温度 (Tt)、導電率 (K)、および細孔半径 (rp)。 アロコスの軌道平均の推定値
温度範囲は 30 ～ 40 K (Umurhan et al. 2022)、最も可能性の高い温度は 34 K 付近です。
ほとんどのシナリオでは、CO は太陽系の寿命にわたってアロコス内に保持されます (固体で示されています)。
白い線）。
図 5. τt ≪ τsub を必要とする準定常進化理論の妥当性限界の評価。
(A) 準静的理論が破綻する rb ≤ rb,min の値。 (B) Pvap(Tb)/Pval の比
rb/rs = 1/φ、Pval = Pφ。 大まかに言うと、条件 Pvap(Tb)/Pval ≪ 1 は τt ≪ τsub であることを意味します。 によると
行 B に示されている傾向は、Keff << 10−4 として妥当性の条件に違反しています。
, この場合、τt ≫ τsub となります。 で
そのイベントでは、前の図で報告されたタイムスケールを下限として考慮する必要があります。 私たちはそれを発見しました、
非常に一般的に、私たちが検討した入力パラメータについては、rb,min/rs ≪ 0.1 と Pvap(Tb)/Pval ≪ 1 の両方です。
5. 他の最近の研究との関係、考察
私たちは、原始的な CO (およびその他の過揮発性) ガスと氷の貯留層が存在する可能性があることを実証しました。
アロコスや同様の KBO の内部。 このような貯留層は重大な影響を与える可能性がある
CO と非晶質 H2O の氷が原始惑星系円盤内でどのように相互作用するか、また、その影響が徐々に起こるかどうかについて
アロコスの内部からの二酸化炭素の漏出は、現在のアロコスの表面を変える可能性があります（例：グランディ）
他。 2020年）。 理論的予測の裏付けは、周囲の CO を観察することで得られます。
他の KBO は今後の宇宙および地上の望遠鏡を使用します。 このような観察は次のように機能します。
これは私たちの研究の重要な検証であり、内部進化のより詳細な計算を可能にします。
これらのオブジェクト。
分析を通じて、私たちは分析処理の限界に留意してきました。
アロコス内部の気温が低いため、特定の条件下でのみ有効です。
(図1B)。 特に、私たちの仮定は太陽内部の木星ファミリー彗星には当てはまらない可能性があります
システム。 しかし、遠く離れた太陽系の外側では、私たちが使用した仮定により、以下を単純化することができました。
一連の偏微分方程式を単一の常態に組み込んだ複雑な非線形システム
微分方程式。 のような詳細なモデルと比較して、新しい物理学を導入するわけではありません。
NIMBUS (Davidsson 2021) または Festou らのもの。 (2004) の代わりに、より簡単なアプローチを提供します。
同様の解を得る – 低温限界で適切 – これにより、計算上の必要性が回避されます。
高価なモデル。 実際、当社の分析ソリューションはそのような検証に使用できると予想しています。
ここで扱っている極端な熱物理的条件下でのモデル。
KBO のさらなる調査により、内部の内部熱源の影響が調査される可能性があります。
短寿命および長寿命の放射性核種からの加熱など、加熱時間スケールが長時間に及ぶ場合
私たちの予測では、非晶質 H2O 氷の結晶化 (Malamud et al. 2022; Parhi &プリアルニク 2023)。
アロコスのような KBO に対する私たちの申請では、活性放射性核種は
26Alのようなグループは、他のKBOと完全に結成された可能性があるため、その結成時には不在でした。
おそらく太陽系形成後 400 万年後 (Bierson & Nimmo 2019)、これは半減期の数倍です
26Alの。 同様に、アロコスは非晶質の H2O 氷が結晶化するには遠すぎます。 KBO、
および同様の天体も、複雑な形状とそのスピン軌道の進化の変化を持っており、
昇華最前線で非対称性と二分性を引き起こします。 アロコス自体は複雑な二葉性を持っています
形状 (図 1) であり、そのような影響は他の KBO (Jutzi と Benz) にも共通する可能性があります。
2017年; ショーウォルターら。 2021）。 可能性は低いものの、そのような要因の複合的な影響を調査する
したがって、セクション 4 で概説した全体的な結論を大幅に変更すると、より多くの変更が可能になるでしょう。
より広範な KBO ファミリへの一般的な適用。
私たちの研究は他の最近の研究とは異なります（Parhi & Prialnik 2023; Lisse et al. 2021, 2022; Kral et al. 2023）。
2021) 同様の質問を調査しました。 クラールら。 (2021) 揮発性を保持するというアイデアを検討
何十億年にもわたってKBO内に氷が存在します。 彼らは私たちと同様の分析アプローチを採用し、
は、揮発性物質が現在まで KBO に残留する可能性があるという同様の予測に達しました。 しかし、
私たちの結論はさまざまな考慮事項に基づいています。 Kralらによると、 (2021)、の割合
揮発性損失は主に、地表で太陽放射が吸収されるのにかかる時間によって決まります。
内部深くまで浸透して昇華させます。 彼らはさらに、τt ≫ τsub が次であると説明します。
KBO は熱慣性が非常に小さいため、一般的に当てはまります。そのためには、非常に低い熱慣性が必要です。
Keff = O(10−5)Wm−1K−1 の値は、
TNO は Lellouch et al. で報告されています。 (2013)、これはそのような大規模な内部を表していない可能性があります。
オブジェクト 2. このように低い熱慣性により、熱緩和時間スケールは実際に同等である可能性があります。
τsub に等しいかそれよりも大きく、損失率の制御において τt が支配的になります。 これらの下に
条件に応じて、私たちの寿命推定値は保守的な下限として機能し、同等に、私たちの予測値として機能します。
損失率は上限とみなすことができます。
しかし、我々は、Kral らと同様に、KBO にとって τt ≫ τsub が一般的であるという提案には同意しません。
(2021) の主張。 私たちの調査結果は、私たちが調査した妥当な rp 値の範囲について、次のことを示しています。
Keff = O(10−4) Wm−1K−1 の場合、状況はまったく逆になります。τt はかなり小さくなります。
τsubよりも。 実際、Kral の付録 A に記載されている τt と τsub の推定値を調べると、
他。 (2021) の研究では、彼らの計算がガス拡散時間 (τd 〜 10^4 年) を示唆していることを観察しました。
彼らの推定昇華時間スケール（約 10^3 年）よりもさらに遅い。
二つの矛盾
昇華のタイムスケールの推定は、治療の基礎となる物理的な仮定に基づいています。
τsub の値。これは昇華が物質の表面積の増加に比例して起こると仮定しています。
2 たとえば、彗星 67P は、実質的により高い熱実効値を持つ層状の内部を持っていると考えられています。
慣性 (Groussin et al. 2019)。
有効な細孔間隔 rp を備えた格子間揮発性氷ブロック (Prialnik et al. 2004 も参照)。 しかし、
この処理は、圧力 P を伴うガス状の地下大気が、それ自体が着実にどのように発生するかを見逃します。
比較的遅い速度で外側に拡散します - 揮発性物質からの正味の昇華を減らすように作用します。
氷の塊。 特に、彼らのτsub の推定では、揮発性昇華の速度が考慮されていません。
式の右側で表されるように、 は Pvap − P にも依存します。 (3)。 その結果、彼らの
昇華モデルは主に、ガス分子の放出が遅いのは時間の延長に起因すると考えています。
昇華を促進する熱エネルギーが、昇華する氷が到達する深さに到達するために必要です。
位置しています。 これは、長い時間スケールで昇華された結果として生じる私たちの仕事とは対照的です。
体内のガスは深部の揮発性氷とほぼ蒸気圧平衡にあり、
昇華速度を大幅に抑制します。
Parhi & Prialnik (2023) の場合、CO は以下の地域で大幅に枯渇するはずだと予測しています。
アロコスの太陽中心距離での球状 5km KBO の場合は 100 Myr、400 Myr弱で
〜 10 km の球状 KBO (表 3 を参照) の場合、これらの違いは 3 つの主な理由で生じます。
まず、軌道上の平均温度 Tt = 42K を採用します。これは、次のような温度よりも高くなります。
は Arrokoth にとって合理的です (たとえば、図 1B を参照; Umurhan et al. 2022)。 第二に、蒸気圧
Parhi & Prialnik (2023) が分析で使用するプロファイルは、与えられた T に対する Pvap の値を予測します。
私たちが使用する最新のもの (つまり、Grundy et al. 2023 のもの) よりも 100 倍大きい。 どちらの研究も採用しています
彗星に特有の特徴的な Keff 値。TNO ではより高い可能性があります (Lellouch et al.2013）。
最後に、彼らは、26Al の加熱が CO を除去する重要な要素であり、また、その原因にもなっていると指摘しています。
CO 枯渇プロセス (約 25K) を通じて内部温度を非常に低く保ちます。 したがって、
Parhi & Prialnik (2023) の枠組みでは、τsub ≈ τt であるだけでなく、妥当性領域の外にあります。
私たちの分析では、その時間スケールは、図に示されているどの計算でも右上に相当します。
図 4. 同様の仮定があれば、私たちの結果は彼らのモデルによって復元できると予想されます。
上記で作ったものに合わせて作りました。
私たちの結論は、Lisse らの結論とも異なります。 （2021年、2022年）
アロコスのようなKBOのハイパーボラティリティ。 これらの研究では、質量損失率は次のように仮定されています。
周囲に何も存在せずに表面に直接到達する昇華蒸気の自由流束によって与えられます。
蒸気圧に近い雰囲気を代表する前面での昇華時のガス圧制御
火星と冥王星のような均衡。 つまり、昇華したガスは昇華しないと考えられます。
昇華フロントの上の揮発性の劣化した耐火物マトリックスを通って拡散しますが、代わりに流れます。
そのまま表面へ。 以下に、私たちの仕事が他のものとどのように異なるかについて簡単に説明します。
リッセら。 (2021、2022)、追加の導出についてはセクション B で詳しく説明します。
実際、そのような物体の周囲ガス圧力が以下の場合には、フリーストリーム状態が発生する可能性は明らかです。
粒子間結合強度（σg 〜kPa）または粒子骨材同士の結合よりも大きい
強度 (σagg 〜 1Pa、付録 A の説明も参照) が大きくなり、それによって崩壊が引き起こされます。
耐火性地下多孔質マトリックスの。 しかし、そのような高い蒸気圧はそうではないことがわかりました。
現在の太陽中心距離が 45 A.U で、KBO を想定しているアロコスのような天体では可能です。
（またはその一部）は、26Al のような放射性核種が長い間燃え尽きた後に形成されました。
それにもかかわらず、フリーストリーム流束を仮定することは、フロントで周囲ガス圧力 (Pb) を設定することに似ています。
式でゼロにします。 (3) と式 (3) (7-8)。 対応する自由流動質量流束 ˙Σfree は、次のようになります。
˙Σfree ≈ vk/c^2s・Pvap(T)。 (27)
当社の処理では、低密度ガスが多孔質媒体中を流れ、それに応じて質量損失が発生します。
レート ˙ΣF 。 セクション B では、フィックの法則に基づいて ˙ΣF を推定する簡単な計算を開発します。
Kn> 1 分子流域での研究で行われた計算の精神を捉えていることを示します。
限界。 式 (1) にある ˙ΣF の推定値を直接比較します。 (B28) と式。 (27) すぐに
˙ΣF = (rp/rs) · Σfree であることを示します。 どちらのアプローチでも、ガス昇華速度は次のように制御されます。
ガスが表面に向かって自由に流れる Pvap(T) は、体内の揮発性物質の寿命を過小評価している
何桁も大きい。
一般に、フリーストリームの記述は内部温度が以下の場合にのみ有効であると予想されます。
内部ガス圧力が σagg を超えるほど十分に上昇します。 P > σ である内部領域では、
システムのダイナミクスは、粒子とガスが相互作用する地上の流動層のダイナミクスにも似ている可能性があります。
運動量交換の物理学が役割を果たし始めるため、より慎重な処理が必要になります。
その流れで、我々は 2 つのものの特異な性質についての推測を提案することで分析を終えます。
小型天体: 29P/シュワスマン・ワハマン (29P) および C/2016 R2。 これらのオブジェクトは例外的な性質を示します
太陽中心距離が遠いところで活動し、CO などの過揮発性物質が存在し、そこでガスが放出されます。
1028 粒子 s-1 を超える速度 (Roth et al. 2023; Cordiner et al. 2022)。 これらのオブジェクトですが、
非晶質から結晶質の氷への転移を経験しており、他の活性揮発性物質を保有しています。
CO、私たちは、私たちのモデルフレームワークが潜在的にそれらの生産速度を説明できるのではないかと推測しています。
準備段階として、アロコスの場合と同様に、核を仮定して 29P の予測を行います。
直径 30 km、Tt = 110K、Keff = 0.01 − 0.1 Wm−1K−1 (Roth et al. 2023)、その他すべて
パラメータは表 1 に示されているものと一致します。私たちの計算によると、CO フロントが
地下約 50 m 未満に位置するため、それらと同様の CO 生成率を推定できます。
29P については以前に報告されています (Roth et al. 2023)。 これは、29Pが現在の軌道に入ったことを意味します。
太陽系の外縁から発見されたのはつい最近のことです (過去 3000 万年以内)。 COガス
その内部に含まれる物質も、骨材の結合強度近くに圧力がかかることになります。
これらの物体 (≈ 3 Pa) を構成していると我々が想定する粒子は、マトリックスを流動化し、潜在的に
29P の特徴である大幅な爆発を引き起こします (Roth et al. 2023 および参考文献を参照)
その中で）。 上で述べたように、より高度な数値計算が必要であることを認識しています。
このようなシステムを完全に調査することは、将来の一連の研究であり、テスト可能な予測につながる可能性があります。
将来の宇宙船ミッションと望遠鏡観測。
486958アロコス内のCO氷とガスの保持
2023年 9月 16日
概要
カイパーベルト天体 (KBO) は、太陽活動の最も古い残骸の一部を表しています。
重大な熱処理または進化的処理を回避したシステム。 これにより、彼らは
材料を精査するユニークな機会を提供するため、探査の重要なターゲット
それは惑星形成の時代の名残です。 さらに、最近では、
KBO の今後の観測により、その範囲を理解することへの関心が高まっています
これらの物体は、最も原始的な過揮発性の氷を保存できます。 ここで、私たちは
小規模でコールドな古典的な KBO に対してこの問題を再検討する理論的枠組みを提示する
アロコスのように。 私たちの分析アプローチは先行研究と一致していますが、
アロコスの極寒の端成分の熱物理体制により、
計算コストのかかるシミュレーションを行わずに、本質的な物理学を実現します。 合理的未満
内部温度、熱伝導率、浸透率の仮定を基に、
Arrokoth が組み立てられた場合、Gyrs 用に元の CO ストックを保持できることを実証する
放射性核種の崩壊からずっと後。 CO氷の昇華により、効果的な
アロコスの多孔質マトリックス内の CO「大気」はほぼ蒸気圧に保たれています
直下の氷層と平衡状態にあるため、CO の損失が制限されます。 によると
私たちの調査結果によれば、アロコスは 10^22 個以下の粒子 s−1 を排出しません。
上限はニューホライズンズの2019年のフライバイ観測から推測されました。 私たちのフレームワークは
最近の予測に疑問を投げかけますが、既存の数値のベンチマークとして機能します
モデルを作成し、次世代望遠鏡による将来の KBO 観測に適用することができます。
1. はじめに
彗星とカイパーベルト天体 (KBO) は、小さな氷の天体の多様な集団です。
内部にはさまざまな量の原始的な耐火性物質と揮発性物質が含まれています。 この多様性
太陽系内部からの、彼らが生息する温度環境の範囲の結果です。
そこではほとんどの氷が急速に昇華し、太陽系の外側に到達し、そこではほとんどの氷が凍ったままになっています。
惑星形成の時代。
コールド クラシック KBO ファミリーのメンバーとして、486958 Arrokoth (以下、Arrokoth) が観察されました。
New Horizons 宇宙船によって (図 1A; Stern et al. 2019)、独自のウィンドウを提供します
太陽系の初期段階へ。 アロコスは太陽の中で最も原始的な天体の 1 つです。
内部太陽系内で大幅に加熱されたことはありません。 二葉構造なので、
組成、形状、および力学的ファミリーは、それ以来現在の軌道に留まっていた可能性が高いことを示唆しています。
その形成（Spencer et al. 2020; Grundy et al. 2020; Keane et al. 2022; McKinnon et al. 2020）。
アロコスは太陽系星雲のクラス II 時代、400 万年以上に形成された可能性があります。
CAI 後 (Bierson & Nimmo 2019)。 したがって、その化学的性質は、
それが形成された原始星と原始惑星の円盤環境は過揮発性物質が豊富です
CO のような氷 (Chiar et al. 1994; Pontoppidan 2006; Caselli et al. 1999; McClure et al. 2023)。
図 1. A: Ralph 機器の多色可視イメージング カメラ (MVIC) コンポーネントによって撮影された画像
ニューホライズンズ号に搭載されたこの画像は、2019年 1月 1日、探査機が接近遭遇する 7 分前に撮影されました。
最接近は地表から6700キロの距離にあった。 クレジット: NASA/ジョンズ・ホプキンス
大学応用物理研究所/サウスウェスト研究所; B: の軌道上の平均温度
季節表皮深さ rt。これは、Umurhan et al. で詳述されているアプローチに従って計算されました。 （2022年）。
アロコスの物理的なスケールはキロメートル単位で示され、方向はパネルの方向と同等です。
A、南極を見下ろします。
図 2. モデルのセットアップ: 密に混合された CO 氷で構成される固体マトリックスを備えた多孔質の瓦礫の山
細孔半径 rp の耐火性非晶質 H2O 氷。 最上層（茶色）は熱処理されています
単一軌道内で、いかなる体積の CO (氷とガス) も存在しないと想定されます。 昇華フロント rb (濃い青色) の下の物質は、初期の CO 氷の体積を保持します。 昇華フロントが下に移動するにつれて
時間の経過とともに (右)、非晶質 H2O 氷マトリックス内の CO が昇華します。 発生したガス（光）
青）は細孔空間を満たし、昇華フロントから離れて放射状に上向きに移動します。
図 3. Arrokoth の CO 昇華フロントの深さと CO ガス生成速度の推移。 (A)
想定される細孔半径の範囲における 4.55 Gyr 後の昇華フロント (ζ) の相対深さ (初期)
温度と導電率 (表 1 を参照)。 rb/rs = 1 の比率は、次のようなアロコスを表します。
昇華を受けていない(t=0)が、値が小さいほど(青)昇華が大きいことを示します。 (B)
4.55 Gyr 後の随伴ガス生成率 (N˙ )。これは残っている CO 氷の量に依存します。
アロコス内（パネルA）。
図 4. 軌道平均の関数として表した、アロコスサイズの多孔質物体内の CO の寿命
室温での温度 (Tt)、導電率 (K)、および細孔半径 (rp)。 アロコスの軌道平均の推定値
温度範囲は 30 ～ 40 K (Umurhan et al. 2022)、最も可能性の高い温度は 34 K 付近です。
ほとんどのシナリオでは、CO は太陽系の寿命にわたってアロコス内に保持されます (固体で示されています)。
白い線）。
図 5. τt ≪ τsub を必要とする準定常進化理論の妥当性限界の評価。
(A) 準静的理論が破綻する rb ≤ rb,min の値。 (B) Pvap(Tb)/Pval の比
rb/rs = 1/φ、Pval = Pφ。 大まかに言うと、条件 Pvap(Tb)/Pval ≪ 1 は τt ≪ τsub であることを意味します。 によると
行 B に示されている傾向は、Keff << 10−4 として妥当性の条件に違反しています。
, この場合、τt ≫ τsub となります。 で
そのイベントでは、前の図で報告されたタイムスケールを下限として考慮する必要があります。 私たちはそれを発見しました、
非常に一般的に、私たちが検討した入力パラメータについては、rb,min/rs ≪ 0.1 と Pvap(Tb)/Pval ≪ 1 の両方です。
5. 他の最近の研究との関係、考察
私たちは、原始的な CO (およびその他の過揮発性) ガスと氷の貯留層が存在する可能性があることを実証しました。
アロコスや同様の KBO の内部。 このような貯留層は重大な影響を与える可能性がある
CO と非晶質 H2O の氷が原始惑星系円盤内でどのように相互作用するか、また、その影響が徐々に起こるかどうかについて
アロコスの内部からの二酸化炭素の漏出は、現在のアロコスの表面を変える可能性があります（例：グランディ）
他。 2020年）。 理論的予測の裏付けは、周囲の CO を観察することで得られます。
他の KBO は今後の宇宙および地上の望遠鏡を使用します。 このような観察は次のように機能します。
これは私たちの研究の重要な検証であり、内部進化のより詳細な計算を可能にします。
これらのオブジェクト。
分析を通じて、私たちは分析処理の限界に留意してきました。
アロコス内部の気温が低いため、特定の条件下でのみ有効です。
(図1B)。 特に、私たちの仮定は太陽内部の木星ファミリー彗星には当てはまらない可能性があります
システム。 しかし、遠く離れた太陽系の外側では、私たちが使用した仮定により、以下を単純化することができました。
一連の偏微分方程式を単一の常態に組み込んだ複雑な非線形システム
微分方程式。 のような詳細なモデルと比較して、新しい物理学を導入するわけではありません。
NIMBUS (Davidsson 2021) または Festou らのもの。 (2004) の代わりに、より簡単なアプローチを提供します。
同様の解を得る – 低温限界で適切 – これにより、計算上の必要性が回避されます。
高価なモデル。 実際、当社の分析ソリューションはそのような検証に使用できると予想しています。
ここで扱っている極端な熱物理的条件下でのモデル。
KBO のさらなる調査により、内部の内部熱源の影響が調査される可能性があります。
短寿命および長寿命の放射性核種からの加熱など、加熱時間スケールが長時間に及ぶ場合
私たちの予測では、非晶質 H2O 氷の結晶化 (Malamud et al. 2022; Parhi &プリアルニク 2023)。
アロコスのような KBO に対する私たちの申請では、活性放射性核種は
26Alのようなグループは、他のKBOと完全に結成された可能性があるため、その結成時には不在でした。
おそらく太陽系形成後 400 万年後 (Bierson & Nimmo 2019)、これは半減期の数倍です
26Alの。 同様に、アロコスは非晶質の H2O 氷が結晶化するには遠すぎます。 KBO、
および同様の天体も、複雑な形状とそのスピン軌道の進化の変化を持っており、
昇華最前線で非対称性と二分性を引き起こします。 アロコス自体は複雑な二葉性を持っています
形状 (図 1) であり、そのような影響は他の KBO (Jutzi と Benz) にも共通する可能性があります。
2017年; ショーウォルターら。 2021）。 可能性は低いものの、そのような要因の複合的な影響を調査する
したがって、セクション 4 で概説した全体的な結論を大幅に変更すると、より多くの変更が可能になるでしょう。
より広範な KBO ファミリへの一般的な適用。
私たちの研究は他の最近の研究とは異なります（Parhi & Prialnik 2023; Lisse et al. 2021, 2022; Kral et al. 2023）。
2021) 同様の質問を調査しました。 クラールら。 (2021) 揮発性を保持するというアイデアを検討
何十億年にもわたってKBO内に氷が存在します。 彼らは私たちと同様の分析アプローチを採用し、
は、揮発性物質が現在まで KBO に残留する可能性があるという同様の予測に達しました。 しかし、
私たちの結論はさまざまな考慮事項に基づいています。 Kralらによると、 (2021)、の割合
揮発性損失は主に、地表で太陽放射が吸収されるのにかかる時間によって決まります。
内部深くまで浸透して昇華させます。 彼らはさらに、τt ≫ τsub が次であると説明します。
KBO は熱慣性が非常に小さいため、一般的に当てはまります。そのためには、非常に低い熱慣性が必要です。
Keff = O(10−5)Wm−1K−1 の値は、
TNO は Lellouch et al. で報告されています。 (2013)、これはそのような大規模な内部を表していない可能性があります。
オブジェクト 2. このように低い熱慣性により、熱緩和時間スケールは実際に同等である可能性があります。
τsub に等しいかそれよりも大きく、損失率の制御において τt が支配的になります。 これらの下に
条件に応じて、私たちの寿命推定値は保守的な下限として機能し、同等に、私たちの予測値として機能します。
損失率は上限とみなすことができます。
しかし、我々は、Kral らと同様に、KBO にとって τt ≫ τsub が一般的であるという提案には同意しません。
(2021) の主張。 私たちの調査結果は、私たちが調査した妥当な rp 値の範囲について、次のことを示しています。
Keff = O(10−4) Wm−1K−1 の場合、状況はまったく逆になります。τt はかなり小さくなります。
τsubよりも。 実際、Kral の付録 A に記載されている τt と τsub の推定値を調べると、
他。 (2021) の研究では、彼らの計算がガス拡散時間 (τd 〜 10^4 年) を示唆していることを観察しました。
彼らの推定昇華時間スケール（約 10^3 年）よりもさらに遅い。
二つの矛盾
昇華のタイムスケールの推定は、治療の基礎となる物理的な仮定に基づいています。
τsub の値。これは昇華が物質の表面積の増加に比例して起こると仮定しています。
2 たとえば、彗星 67P は、実質的により高い熱実効値を持つ層状の内部を持っていると考えられています。
慣性 (Groussin et al. 2019)。
有効な細孔間隔 rp を備えた格子間揮発性氷ブロック (Prialnik et al. 2004 も参照)。 しかし、
この処理は、圧力 P を伴うガス状の地下大気が、それ自体が着実にどのように発生するかを見逃します。
比較的遅い速度で外側に拡散します - 揮発性物質からの正味の昇華を減らすように作用します。
氷の塊。 特に、彼らのτsub の推定では、揮発性昇華の速度が考慮されていません。
式の右側で表されるように、 は Pvap − P にも依存します。 (3)。 その結果、彼らの
昇華モデルは主に、ガス分子の放出が遅いのは時間の延長に起因すると考えています。
昇華を促進する熱エネルギーが、昇華する氷が到達する深さに到達するために必要です。
位置しています。 これは、長い時間スケールで昇華された結果として生じる私たちの仕事とは対照的です。
体内のガスは深部の揮発性氷とほぼ蒸気圧平衡にあり、
昇華速度を大幅に抑制します。
Parhi & Prialnik (2023) の場合、CO は以下の地域で大幅に枯渇するはずだと予測しています。
アロコスの太陽中心距離での球状 5km KBO の場合は 100 Myr、400 Myr弱で
〜 10 km の球状 KBO (表 3 を参照) の場合、これらの違いは 3 つの主な理由で生じます。
まず、軌道上の平均温度 Tt = 42K を採用します。これは、次のような温度よりも高くなります。
は Arrokoth にとって合理的です (たとえば、図 1B を参照; Umurhan et al. 2022)。 第二に、蒸気圧
Parhi & Prialnik (2023) が分析で使用するプロファイルは、与えられた T に対する Pvap の値を予測します。
私たちが使用する最新のもの (つまり、Grundy et al. 2023 のもの) よりも 100 倍大きい。 どちらの研究も採用しています
彗星に特有の特徴的な Keff 値。TNO ではより高い可能性があります (Lellouch et al.2013）。
最後に、彼らは、26Al の加熱が CO を除去する重要な要素であり、また、その原因にもなっていると指摘しています。
CO 枯渇プロセス (約 25K) を通じて内部温度を非常に低く保ちます。 したがって、
Parhi & Prialnik (2023) の枠組みでは、τsub ≈ τt であるだけでなく、妥当性領域の外にあります。
私たちの分析では、その時間スケールは、図に示されているどの計算でも右上に相当します。
図 4. 同様の仮定があれば、私たちの結果は彼らのモデルによって復元できると予想されます。
上記で作ったものに合わせて作りました。
私たちの結論は、Lisse らの結論とも異なります。 （2021年、2022年）
アロコスのようなKBOのハイパーボラティリティ。 これらの研究では、質量損失率は次のように仮定されています。
周囲に何も存在せずに表面に直接到達する昇華蒸気の自由流束によって与えられます。
蒸気圧に近い雰囲気を代表する前面での昇華時のガス圧制御
火星と冥王星のような均衡。 つまり、昇華したガスは昇華しないと考えられます。
昇華フロントの上の揮発性の劣化した耐火物マトリックスを通って拡散しますが、代わりに流れます。
そのまま表面へ。 以下に、私たちの仕事が他のものとどのように異なるかについて簡単に説明します。
リッセら。 (2021、2022)、追加の導出についてはセクション B で詳しく説明します。
実際、そのような物体の周囲ガス圧力が以下の場合には、フリーストリーム状態が発生する可能性は明らかです。
粒子間結合強度（σg 〜kPa）または粒子骨材同士の結合よりも大きい
強度 (σagg 〜 1Pa、付録 A の説明も参照) が大きくなり、それによって崩壊が引き起こされます。
耐火性地下多孔質マトリックスの。 しかし、そのような高い蒸気圧はそうではないことがわかりました。
現在の太陽中心距離が 45 A.U で、KBO を想定しているアロコスのような天体では可能です。
（またはその一部）は、26Al のような放射性核種が長い間燃え尽きた後に形成されました。
それにもかかわらず、フリーストリーム流束を仮定することは、フロントで周囲ガス圧力 (Pb) を設定することに似ています。
式でゼロにします。 (3) と式 (3) (7-8)。 対応する自由流動質量流束 ˙Σfree は、次のようになります。
˙Σfree ≈ vk/c^2s・Pvap(T)。 (27)
当社の処理では、低密度ガスが多孔質媒体中を流れ、それに応じて質量損失が発生します。
レート ˙ΣF 。 セクション B では、フィックの法則に基づいて ˙ΣF を推定する簡単な計算を開発します。
Kn> 1 分子流域での研究で行われた計算の精神を捉えていることを示します。
限界。 式 (1) にある ˙ΣF の推定値を直接比較します。 (B28) と式。 (27) すぐに
˙ΣF = (rp/rs) · Σfree であることを示します。 どちらのアプローチでも、ガス昇華速度は次のように制御されます。
ガスが表面に向かって自由に流れる Pvap(T) は、体内の揮発性物質の寿命を過小評価している
何桁も大きい。
一般に、フリーストリームの記述は内部温度が以下の場合にのみ有効であると予想されます。
内部ガス圧力が σagg を超えるほど十分に上昇します。 P > σ である内部領域では、
システムのダイナミクスは、粒子とガスが相互作用する地上の流動層のダイナミクスにも似ている可能性があります。
運動量交換の物理学が役割を果たし始めるため、より慎重な処理が必要になります。
その流れで、我々は 2 つのものの特異な性質についての推測を提案することで分析を終えます。
小型天体: 29P/シュワスマン・ワハマン (29P) および C/2016 R2。 これらのオブジェクトは例外的な性質を示します
太陽中心距離が遠いところで活動し、CO などの過揮発性物質が存在し、そこでガスが放出されます。
1028 粒子 s-1 を超える速度 (Roth et al. 2023; Cordiner et al. 2022)。 これらのオブジェクトですが、
非晶質から結晶質の氷への転移を経験しており、他の活性揮発性物質を保有しています。
CO、私たちは、私たちのモデルフレームワークが潜在的にそれらの生産速度を説明できるのではないかと推測しています。
準備段階として、アロコスの場合と同様に、核を仮定して 29P の予測を行います。
直径 30 km、Tt = 110K、Keff = 0.01 − 0.1 Wm−1K−1 (Roth et al. 2023)、その他すべて
パラメータは表 1 に示されているものと一致します。私たちの計算によると、CO フロントが
地下約 50 m 未満に位置するため、それらと同様の CO 生成率を推定できます。
29P については以前に報告されています (Roth et al. 2023)。 これは、29Pが現在の軌道に入ったことを意味します。
太陽系の外縁から発見されたのはつい最近のことです (過去 3000 万年以内)。 COガス
その内部に含まれる物質も、骨材の結合強度近くに圧力がかかることになります。
これらの物体 (≈ 3 Pa) を構成していると我々が想定する粒子は、マトリックスを流動化し、潜在的に
29P の特徴である大幅な爆発を引き起こします (Roth et al. 2023 および参考文献を参照)
その中で）。 上で述べたように、より高度な数値計算が必要であることを認識しています。
このようなシステムを完全に調査することは、将来の一連の研究であり、テスト可能な予測につながる可能性があります。
将来の宇宙船ミッションと望遠鏡観測。
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