天王星と海王星：起源、進化、内部構造
（2019年9月11日に提出）
太陽系の最も外側の惑星である天王星と海王星の性質に関する未解決の問題はまだたくさんあります。このレビューでは、天王星と海王星に関する現在の知識を、その組成と内部構造、潜在的なその後の巨大な影響を含む形成、および熱進化に焦点を当てて要約します。重要な未解決の質問を提示し、非断熱的で不均質な内部の可能性による惑星の内部構造の不確実性について議論します。また、重力と磁場、回転速度、大気の深部の組成と温度などの基本的な物理的パラメーターの観測的制約を改善する理由を提供します。この方法でのみ、これらの惑星オブジェクトの過小評価を改善することができます。他の星を周回する同様のサイズの多くのオブジェクト。
キーワード惑星と衛星：形成–惑星と衛星：内部構造–惑星と衛星：氷の惑星–惑星と衛星：構成–惑星と衛星：個人：天王星、海王星
図1天王星と海王星の物理的形状。 破線の灰色と曲線は対応しています ボイジャーの回転周期（U：17.24時間、N：16.11時間）
惑星の風と動的な高さを最小化する回転周期に対応 ヘルドらによって発見されたように。 （2011）（U：16.58時間、N：17.46時間）。
図2 Helled et al。、2011に基づく天王星と海王星の可能な構造モデル Nettelmann et al。、2013。
図3海王星（黒）と天王星（青）の半径の関数としての密度。 固体 曲線は、Helled et al。に提示された密度プロファイルです。 （2011）。 破線の曲線はNettelmannらの3層モデル。 （2013）。
図4アイスジャイアントの可能な内部構造のスケッチ。 かどうかは不明です
天王星と海王星は区別されており、層は明確または段階的です：（a）氷と岩と氷の間の分離H-He大気
（b）H-He大気と氷の分離（相境界）氷と岩の間の漸進的な移行、
（c）H-He間の漸進的な移行 大気と氷の層、氷と岩の層の明確な分離、および
（d）H-He大気と氷、および氷と岩の間の漸進的遷移
惑星とのグローバルな組成勾配を提案します（議論のためのテキストを参照）。
図5海王星の結露地域における可能な温度と水の存在量プロファイル。
左：温度対圧力。 右：水蒸気量対圧力。 異なる線は、想定されるH2Oの異なるバルク質量混合比に対応します。
0.05から0.9。 青い曲線は、通常想定される湿潤対流プロファイルに対応しています。赤い曲線は、放射によって熱輸送が行われる状況に対応しています。
湿った対流が抑制されます。 Leconte et al。、2017の図。
図6天王星と海王星の形成経路。 破線の黒い曲線は、天王星と海王星の質量、および内側と上限への赤い点線H-He質量の。 惑星が天王星/海王星に達すると、垂直の黒い線が表示されます
質量とMcore（重元素質量、青い曲線）およびMenv（水素ヘリウム質量MH-He）、およびその時の総惑星質量（黒い曲線Mpl）。 許容モデル黒い水平線が灰色と赤色の領域内にあるものです。 修正された図Helled＆Bodenheimer、2014年から。
図7二分法の説明における巨大な影響の役割のアイデアを示すスケッチ
天王星と海王星の間（縮尺どおりではない）。 天王星への斜めの巨大な衝撃は傾く可能性があります そのスピン軸が大幅に増加し、ディスクと通常の衛星を形成するのに十分な材料を排出します
体を層状に保ちながら。 海王星の場合、ほぼ正面衝突が起こる可能性があります 断熱材に近い内部の熱プロファイルをもたらす内部の深いエネルギー急速冷却の説明。 Jaumannらから。 （2018）、R。Podolak＆Helled（2012）。
図8正面（b = 0.2、左）および放牧（b = 0.7、右）後の惑星内部 氷の巨人の衝突。 差別化された2M⊕発射体の衝突の結果を示します
衝突後71時間でvinf = 5km / sで5×106個の粒子を使用したプロト天王星。 パネル材料の起源（上）と特定の内部エネルギー（下）を示します
カラーバーで。 正面衝突の場合、インパクターは惑星の深部に侵入します 内部、および惑星は実質的に加熱されます。 かすめ衝突の場合、インパクター
惑星の外側の領域と相互作用し、最初の出会い（図示せず）を生き延び、2回目の衝撃の前に実質的に潮の浸食があった。 したがって、はるかに少ない材料とエネルギーは惑星に蓄積されます。 Reinhardt et al。、2019からの図
図9現在の天王星（赤）と海王星（青）の光度に達するまでの冷却時間。
TBLとラベル付けされたモデルを除き、断熱内部を想定しています。 参照：[H78]：ハバード（1978）半径、比熱Cv、Gruneisenγでスケーリングされた木星モデルを仮定、[HMf80]：
expに適合したゼロT EOSを使用するHubbard＆MacFarlane（1980）。 さまざまな氷のデータ、[F11a]：フォートニー他 （2011）ゴマ水EOS、完全に分化した層、一定のTeqを使用して、
[F11b]：H2O-REOSと混合層を使用、定数Teq、[N / S16]：Nettelmann et al。 （2016）Teq（t）を使用して仮定した天王星とL.シェーベ（修士論文2016、Uロストック）
超断熱TBL、[L19]：リンダー等。 （2019）ソリッドステートEOSと定数Teqを使用して、[S19]：Scheibe et al。 （2019）Teq（t）を使用。
（2019年9月11日に提出）
太陽系の最も外側の惑星である天王星と海王星の性質に関する未解決の問題はまだたくさんあります。このレビューでは、天王星と海王星に関する現在の知識を、その組成と内部構造、潜在的なその後の巨大な影響を含む形成、および熱進化に焦点を当てて要約します。重要な未解決の質問を提示し、非断熱的で不均質な内部の可能性による惑星の内部構造の不確実性について議論します。また、重力と磁場、回転速度、大気の深部の組成と温度などの基本的な物理的パラメーターの観測的制約を改善する理由を提供します。この方法でのみ、これらの惑星オブジェクトの過小評価を改善することができます。他の星を周回する同様のサイズの多くのオブジェクト。
キーワード惑星と衛星：形成–惑星と衛星：内部構造–惑星と衛星：氷の惑星–惑星と衛星：構成–惑星と衛星：個人：天王星、海王星
図1天王星と海王星の物理的形状。 破線の灰色と曲線は対応しています ボイジャーの回転周期（U：17.24時間、N：16.11時間）
惑星の風と動的な高さを最小化する回転周期に対応 ヘルドらによって発見されたように。 （2011）（U：16.58時間、N：17.46時間）。
図2 Helled et al。、2011に基づく天王星と海王星の可能な構造モデル Nettelmann et al。、2013。
図3海王星（黒）と天王星（青）の半径の関数としての密度。 固体 曲線は、Helled et al。に提示された密度プロファイルです。 （2011）。 破線の曲線はNettelmannらの3層モデル。 （2013）。
図4アイスジャイアントの可能な内部構造のスケッチ。 かどうかは不明です
天王星と海王星は区別されており、層は明確または段階的です：（a）氷と岩と氷の間の分離H-He大気
（b）H-He大気と氷の分離（相境界）氷と岩の間の漸進的な移行、
（c）H-He間の漸進的な移行 大気と氷の層、氷と岩の層の明確な分離、および
（d）H-He大気と氷、および氷と岩の間の漸進的遷移
惑星とのグローバルな組成勾配を提案します（議論のためのテキストを参照）。
図5海王星の結露地域における可能な温度と水の存在量プロファイル。
左：温度対圧力。 右：水蒸気量対圧力。 異なる線は、想定されるH2Oの異なるバルク質量混合比に対応します。
0.05から0.9。 青い曲線は、通常想定される湿潤対流プロファイルに対応しています。赤い曲線は、放射によって熱輸送が行われる状況に対応しています。
湿った対流が抑制されます。 Leconte et al。、2017の図。
図6天王星と海王星の形成経路。 破線の黒い曲線は、天王星と海王星の質量、および内側と上限への赤い点線H-He質量の。 惑星が天王星/海王星に達すると、垂直の黒い線が表示されます
質量とMcore（重元素質量、青い曲線）およびMenv（水素ヘリウム質量MH-He）、およびその時の総惑星質量（黒い曲線Mpl）。 許容モデル黒い水平線が灰色と赤色の領域内にあるものです。 修正された図Helled＆Bodenheimer、2014年から。
図7二分法の説明における巨大な影響の役割のアイデアを示すスケッチ
天王星と海王星の間（縮尺どおりではない）。 天王星への斜めの巨大な衝撃は傾く可能性があります そのスピン軸が大幅に増加し、ディスクと通常の衛星を形成するのに十分な材料を排出します
体を層状に保ちながら。 海王星の場合、ほぼ正面衝突が起こる可能性があります 断熱材に近い内部の熱プロファイルをもたらす内部の深いエネルギー急速冷却の説明。 Jaumannらから。 （2018）、R。Podolak＆Helled（2012）。
図8正面（b = 0.2、左）および放牧（b = 0.7、右）後の惑星内部 氷の巨人の衝突。 差別化された2M⊕発射体の衝突の結果を示します
衝突後71時間でvinf = 5km / sで5×106個の粒子を使用したプロト天王星。 パネル材料の起源（上）と特定の内部エネルギー（下）を示します
カラーバーで。 正面衝突の場合、インパクターは惑星の深部に侵入します 内部、および惑星は実質的に加熱されます。 かすめ衝突の場合、インパクター
惑星の外側の領域と相互作用し、最初の出会い（図示せず）を生き延び、2回目の衝撃の前に実質的に潮の浸食があった。 したがって、はるかに少ない材料とエネルギーは惑星に蓄積されます。 Reinhardt et al。、2019からの図
図9現在の天王星（赤）と海王星（青）の光度に達するまでの冷却時間。
TBLとラベル付けされたモデルを除き、断熱内部を想定しています。 参照：[H78]：ハバード（1978）半径、比熱Cv、Gruneisenγでスケーリングされた木星モデルを仮定、[HMf80]：
expに適合したゼロT EOSを使用するHubbard＆MacFarlane（1980）。 さまざまな氷のデータ、[F11a]：フォートニー他 （2011）ゴマ水EOS、完全に分化した層、一定のTeqを使用して、
[F11b]：H2O-REOSと混合層を使用、定数Teq、[N / S16]：Nettelmann et al。 （2016）Teq（t）を使用して仮定した天王星とL.シェーベ（修士論文2016、Uロストック）
超断熱TBL、[L19]：リンダー等。 （2019）ソリッドステートEOSと定数Teqを使用して、[S19]：Scheibe et al。 （2019）Teq（t）を使用。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます