エリスとマケマケのメタン氷の中の適度な D/H 比はそれらの内部における熱水または変成過程の証拠

エリスとマケマケのメタン氷の中の適度な D/H 比はそれらの内部における熱水または変成過程の証拠として : 地球化学分析https://arxiv.org/abs/2309.05549
ハイライト
• D/H 分別のモデルは、メタンの起源をエリスとマケマケに制約します。
• 原始メタンの D/H 比は、JWST のデータと一致しません。
• D/H 制約は、これらの世界の内部でのメタン生成を示しています。
• 岩石の中心部の温度が上昇すると、メタンが生成されることが示唆されます。
• 将来の観察により、内因性活性の程度と持続期間が示される可能性があります。
概要
準惑星エリスとマケマケの表面には、起源不明のメタン氷が存在します。 これらの氷
もし、太陽系外縁部における揮発性物質の起源と進化について重要な洞察を提供できる可能性がある。
それらは正しく解釈されます。 重水素/水素 (D/H) 比は最近次のように決定されました。
ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) によるエリスとマケマケの観測 (Grundy et al.、提出)、
メタンの起源を解明するための新たな手がかりを私たちに与えてくれます。 ここでは、テストする地球化学モデルを開発します。
メタンの起源が原始的であるか、CO2 または CO (「非生物」) に由来するか、あるいは
有機物（「熱生成性」）。 原始メタンは観測値と矛盾していることがわかりました。
一方、非生物的メタンと熱生成的メタンはどちらも、観測値と重複する D/H 比を持つ可能性があります。
範囲。 これは、エリスとマケマケが大量のメタンを獲得しなかったことを示唆しています。
形成中に、または元の在庫が削除され、その後、次のソースに置き換えられました。
内部で生成されるメタン。 なぜなら、非生物的または熱生成的メタンを生成するには、おそらく
約150℃を超える温度から、エリスとマケマケには岩石のような核があると推測されます。
かなりの放射線加熱を受けた。 彼らのコアはまだ十分に暖かい/熱いかもしれません
メタン。 この加熱により、氷で覆われた底の熱水循環が促進された可能性があります。
海洋で非生物的メタンを生成したり、降着した有機物が関与する変成反応を行ったりする
物質は内部深部の加熱に反応して発生し、熱生成物を生成した可能性があります。
メタン。 関連する熱進化モデルの結果と予測の追加分析
太陽系星雲における D-H 交換のモデル化は、地下の隆起に関する我々の発見を裏付ける
エリスとマケマケの気温と原始メタンの欠如。 それは未解決の質問のままです
それらの D/H 比がメタンのガス放出後に進化した可能性があるかどうか。 推奨事項
非生物的および熱生成的メタンの提案されたシナリオをさらにテストするための将来の活動に与えられます
エリスとマケマケで制作し、これらの世界を間近で探索して、それらが存在するかどうかを確認します。
内因性プロセスの追加の証拠があります。
キーワード　太陽系外縁天体、インテリア、熱史、宇宙化学、宇宙生物学
1. はじめに
大型の海王星横断天体（TNO）の表面には、氷の世界がどのように影響を受けたのかを知る手がかりが隠されている
彼らの不安定な財産。 惑星の形成状況を理解するには、このような手がかりが必要です
初期の太陽系外縁部の構成要素（例、Schneeberger et al.、2023）、および熱と
氷の世界の地球力学的進化 (例、Loveless et al.、2022)。 こういった現象を理解することで、
私たちは太陽系の起源と進化について新たな洞察を得ることができるとともに、私たちの研究範囲を広げることができます。
氷の世界の居住可能性の可能性の視点。 これらは惑星科学の主要な目標です
および宇宙生物学コミュニティ (NASEM、2022)。
準惑星エリスとマケマケは、最大の 2 つであるため、特に魅力的です。
TNO。 エリスは冥王星とほぼ同じ大きさであり (Sicardy et al., 2011)、マケマケは冥王星の衛星より大きい
Charon (Ortiz et al.、2012; Brown、2013)。 大きくて表面が冷たいため、揮発性物質が存在します。
安定した氷堆積物として (Schaller and Brown, 2007; Brown et al., 2011; Johnson et al., 2015)、
私たちはそれらの化学的性質を調査し、それらが身体の歴史について何を明らかにしているかを推測します。 それは持っています
エリスとマケマケの表面はスペクトル的にメタン氷によって支配されていることが知られている
(Brown et al.、2005、2007、2015; Licandro et al.、2006a、2006b; Dumas et al.、2007; Tegler et al.、2008、
2010年、2012年。 マーリンら、2009 年。 Alvarez-Candal 他、2011、2020。 ロレンツィら、2015年。 ペルナら、
2017）。 この発見は最近、James Webb の近赤外線スペクトルを使用して裏付けられました。
宇宙望遠鏡 (JWST) (Grundy et al.、提出)。
最も驚くべきことに、JWST は地球の表面で一重水素化メタン (CH3D) を発見しました。
エリスとマケマケ、およびメタン中の重水素/水素 (D/H) 比が決定されました (Eris = (2.5±0.5)×10^-4、マケマケ = (2.9±0.6)×10^-4、1σ。 Grundy ら、提出)。
これらの D/H データは、大規模TNOにおけるメタンの起源に関する新たな制約を得る機会。 同位体データは、多くのプロセスで可能性があるため、分子組成よりも起源を診断することができます。
それらは同じ種を供給しますが、通常は異なる同位体比を示します (例、Schoell、1988)。 確かに、タイタンのメタンに関する以前の研究では、D/H 比が、
起源と進化 (Owen et al., 1986; Pinto et al., 1986; Lunine et al., 1999; Cordier et al., 2008;
Mandt et al.、2009、2012。 ニクソン他、2012)。
ここでは、観察された D/H 比が何であるかについての最初の詳細な解釈を開発することを目的としています。
エリスとマケマケがどのようにしてメタンを獲得したのか、そしてこの知識がどのように可能なのかを示すことを意味しているのかもしれない
これらの世界のほとんど理解されていない形成条件と内部進化を明らかにします。 これ
この論文は、地球化学に焦点を当てた Grundy らの論文の仲間です。 （提出済み）。 セクション 2 では、
さまざまな起源シナリオから導き出されたメタンの D/H 比の包括的なモデル。 ベース
Titan の文献 (Mousis et al., 2009; Glein, 2015; Miller et al., 2019) によれば、3 つのタイプがあります。
エリスとマケマケに存在する可能性が最も高いメタン: (1) 存在した原始メタン
原始惑星系円盤や星間物質に存在する、(2) いわゆる非生物的メタン。
岩石物質の存在下での二酸化炭素または一酸化炭素の水熱処理、
(3) より複雑な有機分子に由来する熱生成メタン (詳細についてはセクション 2 を参照)
詳細）。 私たちは、非生物学的であるため、生物学的に生成されたメタンの調査を追求しません。
プロセスはデータを説明でき、生命は最後の手段の仮説です (e.g. Neveu et al., 2018)。
セクション 3 では、D/H の予測と、観測された D/H 比との比較を示し、
エリスとマケマケのメタンは、原始的なもの、非生物的なもの、または熱生成的なものである可能性があります。 議論もします
2 つの天体の形成条件と内部進化、および現在の影響
不確実性。 この文書はセクション 4 で終わります。セクション 4 では、調査結果の概要と、将来の作業に関する推奨事項。
2. 地球化学モデル
表面のD/H比を予測できるフレームワークの開発を目指しています。
メタンが異なる仮説上の発生源から得られた場合 (図 1)。 これには、次のことを見つける必要があります。
エリスと
マケマケ。 ここでは、この関係を確立するために、同位体分別の単純なモデルを構築します。
これらのモデルの主要な組成パラメータは同位体分別係数です。
一般的な形式で次のように書くことができます
αi-j=(D/H)i/(D/H)j , 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　(1)
ここで、i と j は、水素原子を含む異なる化合物またはリザーバーに対応します。 私たちの
一般的な戦略は、経験的なデータに依存することです。 この理論的根拠は、プロセスの多くが
惑星体にメタンを供給できるかどうかは十分に理解されていない (Atreya, 2007; Reeves and Fiebig,2020年; トンプソンら、2022)。
詳細な理論モデルを開発しようとするのはほとんど意味がありません この段階では。 したがって、私たちのモデルには、時間、温度、
反応の進行状況、およびその他の速度論的に関連する変数。 代わりに分数化を採用します
さまざまな種類のメタンの直接測定から得られる係数。 私たちのアプローチでは、D/H を扱います。
マスター変数としての水の比率 (セクション 3.1 を参照)。 があるので、これは便利な選択です。
彗星水の D/H 比に関する多数の観測データ (Biver et al. の出版物を参照)。 いくつかの
彗星（すなわち、木星系彗星）はおそらくエリスとマケマケの構成要素に似ている
(Fraser et al.、出版中)。

図 1. エリスとマケマケのメタンの起源への一般的な経路。 矢印がつながります
組み合わせ。 バツ印は、メタンが外生的かつ非生物的であること、またはメタンが外生的で非生物的であることを示します。
彗星の衝突条件が当てはまらないため、エリスとマケマケでは熱発生が起こる可能性は低い。
メタン生成に有利です（セクション 2.4 を参照）。


図 2. 観測されたメタンを表す可能性のあるさまざまな種類のメタンの予測 D/H 比
エリスとマケマケの表面に。 原始メタンはビルディングブロックに蓄積されるだろう
これらの天体の、またはその歴史を通じて彗星によって運ばれたもの。 熱生成メタンは
これらの天体の岩石の中心部で「調理」された、付着した有機物から生成されます。
非生物メタンは、熱水系で H2 が CO2 または CO と反応して生成されるものと考えられます。
地下海洋の基地。 私たちのモデルでは、メタンの D/H 比はメタンの D/H 比に依存します。
水（セクション 2 を参照）。 エリスとマケマケの水の D/H 比に関する現在の最良の推定値は次のとおりです。
木星系彗星が包含する範囲内。


図 3. 予測 (図 2) と観察 (Grundy ら、提出) の比較
エリスとマケマケの表面のメタンの D/H 比。 範囲は1σです。


図 4. メタン生成が地球物理学にどのように適合するかについての 3 つの一般的なシナリオ
エリスとマケマケの進化系。 これらは放射状の断面です。 内装は左から右へ
気温が低くなり、メタンの利用可能性に影響を与える主要なプロセスが変化する可能性があります。 これ
進行は、異なる体を比較した場合のサイズの減少、または進化を表す可能性があります。
時を経た個々の身体。 ここで示されている地下現象はエリスに関する仮説であり、
マケマケ。 それにもかかわらず、メタン生成プロセスは観察された D/H 比と一致しています。
(図 3)、および他のプロセスは、大規模な TNO と
同等の氷の衛星 (McKinnon et al., 2008)。 寸法は一定の縮尺ではありません。


エリスとマケマケのメタンが熱生成性であれば、別の状況が現れるかもしれない
(図4b、4c)。 このような場合、温度の上昇が依然として暗示されていますが、炉心の状態は
熱いものではなく、温かいもの (>150°C; Stolper et al., 2014) だけが必要です。 クーラーコアは
これは、図 4b および 4c に示すように、より凍結した水圏と一致します。 もう一度言いますが、これらのスケッチは、
熱生成の解釈を視覚化して説明するのに役立つように、簡略化された用語で見ることを目的としています。
D/H 比を潜在的な地球物理学的コンテキストに組み込みます。


図 5. モデルによる太陽星雲内のメタンと水の D/H 進化の予測
結合した化学と力学の関係 (Mousis et al., 2000)。 ここでは、モデルの結果が次のようになっていると仮定します。
HCN は CH4 を表します (セクション 3.3 を参照)。 青い線は、異なる初期値のモデル出力を示しています
(プレソーラー) メタンの D/H 比、および赤い線は D/H 分別のさまざまな値に対応します。
比較のため、太陽系星雲外側の CH4 と H2O の間の係数。 D/H も表示されます
彗星 67P の値 (青緑色のボックス内)、および彗星の 1σ 不確かさの下限値
ハートレー第 2 彗星の水の D/H 比 (Hartogh et al., 2011)。 正方形のデータ ポイントが抽出されました
Mousis et al.の図 7 （2000年）。