ガス惑星が形成される時に惑星周辺の中から衛星が出来る。MRIは磁気回転不安定性。以下、機械翻訳。
大質量円盤からのガリレオ衛星の形成を模索するための半解析モデル
その形成の間に木星を囲んだ環境に光をもたらすでしょう、そして我々がこのユニークな衛星システムの特徴を理解するのを手伝うことができます。我々は木星の通常の衛星形成を調査して、そして我々の住民合成計算の結果を提出する半分析的なモデルを発展させました。 我々は、 惑星周辺のディスクにおける 磁気回転 不安定性の現在の研究との合意で、重大な、スタティックな、低い粘性の 惑星周辺円盤モデルを採用してシミュレーションを行ないました。 我々は、高いガス密度がもっと高速のディスクによって独占されたモードで衛星の障害とタイプ２移住をガスで殺すことになっている 微衛星 の非常に速い移住に導くことに気付きます。 固体の大きい濃度、大きい構造的基礎とより長いタイプ２移住のタイムスケールが大きい衛星の形成と耐久性に有利にはたらきます。 しかしながら、体が同じぐらい大きいという状態で、けれどもガニメデと、カリストのような、木星から遠く離れて位置しているそれらはこのシナリオで形成することが難しいです。
問題となっている見出し：木星、衛星 － 衛星、編成 － 一般的な衛星
１．イントロダクション
それらの特性を理解することに対して、形成を Galilean 衛星に導く条件は重要です、そしてなぜなら追加のパッティングが木星の形成に関して歴史を制限しますから。 それらのほとんど円形の、低い傾いている軌道はその形成（Lunine ＆スティーブンソン１９８２年）の間に木星を囲んだこれらの衛星が 惑星周辺円盤から構成した一般協定に導きます。 このディスクは２つの異なったモデルによって記述されることができます：ガスが窮乏しているディスクモデル（Canup ＆ウォード２００２年、２００６年、２００９年）と最小質量モデル（Lunine ＆スティーブンソン１９８２年； Mosqueira ＆エストラーダ 2003a 、ｂ；エストラーダおよびその他。 ２００９）.
ガスが窮乏しているディスクモデルで 木星の衛星が、すべての時（Canup ＆ウォード２００２；アリベールおよびその他。にディスクで低い密度を維持して、木星によって引き付けられた資料の流入が衛星形成に 連続した ソースを提供するべとべとして進化するディスクで木星と同時に発達します ２００５； Canup ＆ウォード２００６年、２００９年）. このモデルは異なった著者のために違ったアプローチを採用している太陽系で通常の衛星形成を探検するために使われました。
Ogihara ＆井田（２０１２年）は、ディスクで内部の空洞を加える考えを提起して、衛星形成のためにＮ体シミュレーションを行ないました。 衛星の移住が内部のディスクのエッジにおいて止められ、そして一番奥の衛星が強いトルクをこうむるからディスクから「奇行わな」と呼ばれます（Ogihara およびその他。 2010) 衛星システムが閉じ込められているという状態で、相互の 2:1 で resonances が成功裏に組織されました。 それらは同じく閉じ込めている反響するものの安定を示しました。 佐々木およびその他。 （２０１０）が、ガスが窮乏しているディスクモデルを使って、井田＆ Lin （２００４年、２００８年）によって仕事に基づいて semianalytical モデルを発展させました。 それらの 、もし内面的な空洞と、原始木星の条件に対応するかもしれない circumstellar protoplanetary ディスクでギャップ編成に帰せられる circumplanetary protosatellite ディスクの敏速な撤去が想定されるなら、 Galilean 衛星のような resonances で閉じ込められた３-５個の類似の大量衛星のシステムが構成されます。 他方、もし、原始サターンの条件に対応するかもしれない circumplanetary ディスクの内面的な空洞と緩やかな消散が想定されないなら、 Saturnian システムのように比較的外の地域で一つの大きい衛星によって独占されるシステムが構成されます。 我々が内面的な空洞と protosatellite ディスクの撤去についてのいっそう詳細な研究を彼らのシナリオを正当化するために必要とすることに注意を払ってください。 ガスが窮乏しているディスクモデルは太陽系（ヘラー＆ Pudritz 2015a 、ｂ）の外（に・で）同じく衛星層群のシミュレーションのために使われました。
他方、最小質量モデルに従って、ガスの infall は木星の中にラグランジュポイントを通してその形成の最後のステージに 木星の 定期の衛星を産み出すことができた低い粘性を持っている大きい、変化がないディスクの蓄積を許します。
このディスクはそれらの対応する岩 / 氷質量比で観察された Galilean 衛星を形成するために必要な堅実な面密度を持っていました。 このモデルとガスが窮乏しているディスクモデルの間の主な相違はこの場合ディスクが、 Galilean 衛星形成のための条件を変えて、大きいディスクの蓄積を許す弱い不穏な体制によって運転されるということです。
藤井およびその他による最近のペーパー。 （２０１４）がＭＲＩ（磁気回転不安定性）が十分に 惑星周辺円盤で開発されていることがありそうもないことを示しました、なぜなら引きつける拡散は 恒星周辺円盤よりずっと小型のディスクで非常に速いですから。
ターナーおよびその他。 （２０１４）が同じくディスクの大部分が機能を失ってＭＲＩ（磁気回転不安定性）である可能性が高いことを示しました。 もしＭＲＩが起こらないなら、結果の弱い粘性はガスが窮乏しているディスクより最小大量ディスクモデルとどちらかと言うといっそう矛盾しないかもしれないガスの大きい蓄積に導くべきです。
現在のところどのディスクモデルが Jovian 衛星ディスクにいっそう適切であるかは明確ではありませんから、我々は、 ガス欠乏なディスクモデルを持っている人たちと同様、大規模な最小質量ディスクモデルに類似している 惑星周辺円盤で大きい衛星の堆積と軌道の進展を調査する必要があります。 モデルがすでにそうであった後者がＮ体シミュレーション（Canup ＆ウォード２００９年； Ogihara ＆井田２０１２年）によってそして人口統合計算によって探究されます（佐々木およびその他。 2010) 最小質量モデルがさらに探究されなかった間に。 この動機づけで、我々は最小大量の Jovian - subnebula 記述の後に木星の通常の衛星の形成を調査する半分析的なモデルを発展させました。 我々のモデルはアイダ＆ Lin （２００４年、２００８年、２０１０年）とミゲル＆ Brunini （２００８年、２００９年、２０１０年）によるペーパーに基づいています。
形成プロセスの間に、 微衛星 がガス抗力のために移住します、そして原始衛星が 円盤惑星 相互作用のために移行します（セクション２.２.１参照）。 最小質量 モデルは天体の軌道の移住を無視します、そしてそのために、衛星の最終の分配は必ずしも 最小質量 モデルの大量の分配を追跡しません。 このペーパーで、我々は、形成を Galilean 衛星に導く最初の条件のもっと良い理解に向かって、衛星の間を閉じ込めて、構成される衛星分配がどのように移行によって影響を受けていて、そして共鳴するか調査して、異なったパラメータを探究します。
図１． － 内部のディスクの中の a＾- １（破線グリーン）に比例している粘着性の追い詰められている熱のプロフィール、a＾- １/２（点を打たれた赤）に比例している中間のプロフィールと外のディスク（シアンがラインに点在していて、そして打ち砕きました）の中の１３０のＫの不変のプロフィールのこの組み合わせである新聞（黒い固体）で採用される木星の 原始惑星系円盤の熱のプロフィール.
大質量円盤からのガリレオ衛星の形成を模索するための半解析モデル
その形成の間に木星を囲んだ環境に光をもたらすでしょう、そして我々がこのユニークな衛星システムの特徴を理解するのを手伝うことができます。我々は木星の通常の衛星形成を調査して、そして我々の住民合成計算の結果を提出する半分析的なモデルを発展させました。 我々は、 惑星周辺のディスクにおける 磁気回転 不安定性の現在の研究との合意で、重大な、スタティックな、低い粘性の 惑星周辺円盤モデルを採用してシミュレーションを行ないました。 我々は、高いガス密度がもっと高速のディスクによって独占されたモードで衛星の障害とタイプ２移住をガスで殺すことになっている 微衛星 の非常に速い移住に導くことに気付きます。 固体の大きい濃度、大きい構造的基礎とより長いタイプ２移住のタイムスケールが大きい衛星の形成と耐久性に有利にはたらきます。 しかしながら、体が同じぐらい大きいという状態で、けれどもガニメデと、カリストのような、木星から遠く離れて位置しているそれらはこのシナリオで形成することが難しいです。
問題となっている見出し：木星、衛星 － 衛星、編成 － 一般的な衛星
１．イントロダクション
それらの特性を理解することに対して、形成を Galilean 衛星に導く条件は重要です、そしてなぜなら追加のパッティングが木星の形成に関して歴史を制限しますから。 それらのほとんど円形の、低い傾いている軌道はその形成（Lunine ＆スティーブンソン１９８２年）の間に木星を囲んだこれらの衛星が 惑星周辺円盤から構成した一般協定に導きます。 このディスクは２つの異なったモデルによって記述されることができます：ガスが窮乏しているディスクモデル（Canup ＆ウォード２００２年、２００６年、２００９年）と最小質量モデル（Lunine ＆スティーブンソン１９８２年； Mosqueira ＆エストラーダ 2003a 、ｂ；エストラーダおよびその他。 ２００９）.
ガスが窮乏しているディスクモデルで 木星の衛星が、すべての時（Canup ＆ウォード２００２；アリベールおよびその他。にディスクで低い密度を維持して、木星によって引き付けられた資料の流入が衛星形成に 連続した ソースを提供するべとべとして進化するディスクで木星と同時に発達します ２００５； Canup ＆ウォード２００６年、２００９年）. このモデルは異なった著者のために違ったアプローチを採用している太陽系で通常の衛星形成を探検するために使われました。
Ogihara ＆井田（２０１２年）は、ディスクで内部の空洞を加える考えを提起して、衛星形成のためにＮ体シミュレーションを行ないました。 衛星の移住が内部のディスクのエッジにおいて止められ、そして一番奥の衛星が強いトルクをこうむるからディスクから「奇行わな」と呼ばれます（Ogihara およびその他。 2010) 衛星システムが閉じ込められているという状態で、相互の 2:1 で resonances が成功裏に組織されました。 それらは同じく閉じ込めている反響するものの安定を示しました。 佐々木およびその他。 （２０１０）が、ガスが窮乏しているディスクモデルを使って、井田＆ Lin （２００４年、２００８年）によって仕事に基づいて semianalytical モデルを発展させました。 それらの 、もし内面的な空洞と、原始木星の条件に対応するかもしれない circumstellar protoplanetary ディスクでギャップ編成に帰せられる circumplanetary protosatellite ディスクの敏速な撤去が想定されるなら、 Galilean 衛星のような resonances で閉じ込められた３-５個の類似の大量衛星のシステムが構成されます。 他方、もし、原始サターンの条件に対応するかもしれない circumplanetary ディスクの内面的な空洞と緩やかな消散が想定されないなら、 Saturnian システムのように比較的外の地域で一つの大きい衛星によって独占されるシステムが構成されます。 我々が内面的な空洞と protosatellite ディスクの撤去についてのいっそう詳細な研究を彼らのシナリオを正当化するために必要とすることに注意を払ってください。 ガスが窮乏しているディスクモデルは太陽系（ヘラー＆ Pudritz 2015a 、ｂ）の外（に・で）同じく衛星層群のシミュレーションのために使われました。
他方、最小質量モデルに従って、ガスの infall は木星の中にラグランジュポイントを通してその形成の最後のステージに 木星の 定期の衛星を産み出すことができた低い粘性を持っている大きい、変化がないディスクの蓄積を許します。
このディスクはそれらの対応する岩 / 氷質量比で観察された Galilean 衛星を形成するために必要な堅実な面密度を持っていました。 このモデルとガスが窮乏しているディスクモデルの間の主な相違はこの場合ディスクが、 Galilean 衛星形成のための条件を変えて、大きいディスクの蓄積を許す弱い不穏な体制によって運転されるということです。
藤井およびその他による最近のペーパー。 （２０１４）がＭＲＩ（磁気回転不安定性）が十分に 惑星周辺円盤で開発されていることがありそうもないことを示しました、なぜなら引きつける拡散は 恒星周辺円盤よりずっと小型のディスクで非常に速いですから。
ターナーおよびその他。 （２０１４）が同じくディスクの大部分が機能を失ってＭＲＩ（磁気回転不安定性）である可能性が高いことを示しました。 もしＭＲＩが起こらないなら、結果の弱い粘性はガスが窮乏しているディスクより最小大量ディスクモデルとどちらかと言うといっそう矛盾しないかもしれないガスの大きい蓄積に導くべきです。
現在のところどのディスクモデルが Jovian 衛星ディスクにいっそう適切であるかは明確ではありませんから、我々は、 ガス欠乏なディスクモデルを持っている人たちと同様、大規模な最小質量ディスクモデルに類似している 惑星周辺円盤で大きい衛星の堆積と軌道の進展を調査する必要があります。 モデルがすでにそうであった後者がＮ体シミュレーション（Canup ＆ウォード２００９年； Ogihara ＆井田２０１２年）によってそして人口統合計算によって探究されます（佐々木およびその他。 2010) 最小質量モデルがさらに探究されなかった間に。 この動機づけで、我々は最小大量の Jovian - subnebula 記述の後に木星の通常の衛星の形成を調査する半分析的なモデルを発展させました。 我々のモデルはアイダ＆ Lin （２００４年、２００８年、２０１０年）とミゲル＆ Brunini （２００８年、２００９年、２０１０年）によるペーパーに基づいています。
形成プロセスの間に、 微衛星 がガス抗力のために移住します、そして原始衛星が 円盤惑星 相互作用のために移行します（セクション２.２.１参照）。 最小質量 モデルは天体の軌道の移住を無視します、そしてそのために、衛星の最終の分配は必ずしも 最小質量 モデルの大量の分配を追跡しません。 このペーパーで、我々は、形成を Galilean 衛星に導く最初の条件のもっと良い理解に向かって、衛星の間を閉じ込めて、構成される衛星分配がどのように移行によって影響を受けていて、そして共鳴するか調査して、異なったパラメータを探究します。
図１． － 内部のディスクの中の a＾- １（破線グリーン）に比例している粘着性の追い詰められている熱のプロフィール、a＾- １/２（点を打たれた赤）に比例している中間のプロフィールと外のディスク（シアンがラインに点在していて、そして打ち砕きました）の中の１３０のＫの不変のプロフィールのこの組み合わせである新聞（黒い固体）で採用される木星の 原始惑星系円盤の熱のプロフィール.
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