木星のトロヤ群小惑星の起源と進化
キーワード: トロヤ群小惑星。 カイパーベルト天体。 巨大惑星の不安定性。 小惑星のダイナミクス
要約
木星トロヤ群小惑星の起源は長い間謎でした。 動的に、人口は、
これは主要な小惑星帯よりもかなり小さく、木星の安定した L4 と L5 の周りを活動しています。
ラグランジュ点、木星の前後 60 度。 これらの天体はこれらに捕らえられたと考えられています。
太陽系の歴史の初期に軌道を回っていますが、トロヤ群が捕獲メカニズムを持っている理由も説明する必要があります。
傾斜分布が励起され、一部の物体は傾斜 35 度に達します。 トロヤ群そのもの、
個別にも集合的にも、多くの条件と一致するように見えるスペクトル特性や物理特性を持っています。
太陽系の外側で見つかる小さな天体（不規則な衛星、カイパーベルト天体など）。 このレビューでは、
トロヤ群について既知のことをまとめ、その起源と衝突についてのさまざまなモデルについて議論します。
進化。 トロヤ群が巨大な惑星から捕らえられた微惑星である可能性は低いと主張することができます
ゾーンではなく、かつては原始カイパーベルトの住人であり、起こっている出来事によって閉じ込められていました
巨大な惑星が不安定になっている最中。 したがって、トロヤ群に対するルーシーの任務は、次の目的に適した位置にあります。
これらの天体に関する質問だけでなく、惑星形成や太陽系におけるそれらの位置に関する質問にも答えます。
進化の研究。
1 はじめに
ルーシーの木星のトロヤ群小惑星（以下、トロヤ群）へのミッションでは、最後の小惑星のうちの 1 つが調査されます。
太陽系における未調査の小天体貯留層 (Levison et al. 2021)。 少なくとも 8 つのトロヤ群小惑星にアクセスすることにより、
ルーシーは、12 年間にわたる天体の横断を行って、これらの特異な天体の起源と進化を調査します。
順番は、太陽系外縁における微惑星や惑星の形成過程、その影響について教えてくれるかもしれません。
小さな天体集団での巨大な惑星の移動、そしてそのような世界がどのように衝突を経験したか
進化。 トロヤ群小惑星はまた、太陽系の歴史の劇的な段階に制約を設ける可能性があります。
太陽星雲が消滅した後、巨大惑星は力学的不安定性を経験した可能性があります。 による
トロヤ群を理解すれば、異なる惑星で形成された巨大惑星を示唆する数値モデルをテストできる
現在よりも軌道が大きく、原始カイパーベルトを通る海王星の移動は天体を注入した
主要な小惑星帯から巨大惑星の不規則な衛星に至るまで、多数の安定領域に到達
経海王星集団の特定の領域に。
現時点では、研究者はその組成と物理的性質について限られた情報を持っています。
トロヤ群の特徴を理解していませんが、彼らのクレーターの歴史については何も知りません（Mottola et al.の章を参照）。
および Marchi et al.、本書）。 理想的には、これらの特性を調査することで重要な手がかりが得られます。
それらの起源の場所（例えば、木星の軌道の近く、または原始カイパーベルト内）と
太陽系星雲が形成されたとき、それらの場所ではどのような性質があったのか。 を解釈するには、
ルーシーの観察によって提供されたデータを活用するには、トロヤ群を科学の文脈に位置づけることができる必要があります。 ここで私たちは
これらの世界について知られていることを簡単にまとめます。 興味のある読者は、優れた 2 つの資料も探してください。
Marzari らによるトロヤ群小惑星の包括的なレビュー。 (2002) および Emery et al. （2015）他と同様
この巻のトロヤ群小惑星の章。
2 トロヤ群小惑星の特徴
2.1 軌道
木星型トロヤ群小惑星 (以下、トロヤ群) は、L4 および L5 のラグランジュ点の周りを周回する集団です。
それぞれ木星の前と後ろに 60 度の位置にあります。 それらは中に含まれています
木星の 1:1 平均運動共鳴。木星の長半径は 5.2 天文単位です (図 1)。 詳細はこちら
それらの動的ステータスは、Marzari et al. で見つけることができます。 (2002) および Emery et al. （2015年）。 地域そのもの
は比較的小さく、現在観察されている天体がその場で形成された可能性は低いです。 その代わりに、ほとんどの
専門家らは、トロヤ群は太陽系の初期の時代にそこで捕らえられたのではないかと主張している。
木星がまだ形成中および/または移動中のとき。 さまざまな編成と攻略のシナリオについて説明します
セクションで 3.
ほとんどのトロヤ群は L4 と L5 の周囲を移動する安定した軌道上に存在しますが、少数のトロヤ群は不安定です
太陽系の寿命よりも短い年齢を超えています (Levison et al. 1997; Tsiganis et al. 2005; Di Sisto他。 2014年; 2019年; ホルトら。 2020年）。 不安定な天体の中には、かなり大きなものもあります。 例としては (1173)
直径 100 km の Anchises、および直径 70 km の Thersites (1868 年) (Tsiganis et al.2000年; ホーナーら。 2012）。 これらのトロヤ群小惑星は安定地帯の境界付近の軌道で捕獲された可能性が高く、
これは、それらが数十億年のタイムスケールでトロヤ群のゾーンからゆっくりと拡散することを意味します（例：ロブテルと
ガバーン 2006)。 残りの不安定なトロヤ群は、Jupiter ファミリーから一時的に捕獲されたものである可能性が高い
彗星の人口。 L4 と L5 の周囲の領域は動的に「粘着」しており、オブジェクトは次のように進化します。
同様の軌道条件が長期間にわたって続く可能性があります。 一部の可能性もあります
不安定なトロヤ群は、次のメカニズムのいずれかによって軌道に到達しました。 (i) 以前と同じメカニズム
トロヤ群 (セクション 3 を参照)、(ii) 衝突、および/または (iii) などの長期的な動的プロセスを捕捉しました。
ヤルコスキーの熱ドリフトまたはガス放出。 いずれにせよ、ほとんどのトロヤ群は、何十もの
直径数キロメートル以上の星々は安定した軌道上にあるので、同じ惑星の生存者であると推定できます。
そもそもトロヤ群を作成したプロセス。 これらの本体を使用してトロヤ群の起源を評価できます
シナリオ。
おそらく、トロヤ群の最も注目すべき力学的特性は、その傾向です。
L4 領域と L5 領域の両方で 0°から 35°までのかなり均一な範囲があり、中央値の傾きは 10°です (図 1)。
トロヤ群の離心率は e < 0.15 になる傾向があり、この値は安定した L4 内に留まるために必要な値であり、
L5 ゾーン (例、Levison et al. 1997; Nesvorný and Dones 2002)。 トロヤ群のダイナミックな興奮
これは、すべてのオリジナル モデルに大きな課題をもたらします。 たとえば、提案されたキャプチャは単に
このメカニズムは、木星のL4ゾーンとL5ゾーンの近くに同程度の数の天体を配置しますが、それも説明する必要があります
個体群がどのようにして高い傾斜を獲得したか (つまり、個体群は L4/L5 内で興奮したか)
捕獲後に同様の方法で行ったか、励起された傾斜分布で埋め込まれました)。 最後に
数十年にわたり、多くの起源のシナリオはトロヤ群の傾向を説明するテストに失敗しました。
2.2 人口
最大のトロヤ群は (624) Hektor で、その直径は D ～ 250 km (Marchis et al. 2014)、
これまでに観測された最小のトロヤ群は、直径が 1 キロメートル程度である可能性があります (例: 吉田と寺井 2017)。
全体として、L4 と L5 のトロヤ群の人口を合わせた数は、
主要な小惑星帯ですが、どの程度小さいかはサイズの頻度分布をどのように評価するかによって異なります。
各母集団の (SFD) は同じ形状を持ちません。
たとえば、メインベルトとトロヤ群の両方には、D ~ の累積 SFD に「バンプ」があります。
100 km の天体 (つまり、SFD のべき乗則の傾きは、D > 100 km の天体ではかなり急になります。
D < 100 km の天体の場合はかなり浅くなります)。 この隆起は、質量の大部分が内部に含まれていることを意味します。
SFD の接続されたスロープは、それらのサイズのボディ内にあります。 確かに、これに基づいて、D ~100 km の天体は、微惑星形成プロセスによって生成される特徴的なサイズである可能性があります (ボトケ)
他。 2005年; モルビデリら。 2009）。 この基準を使用すると、トロヤ群はおよそ
主要なベルト地帯の人口よりも10倍少ない。 トロヤ群では約 20 体、メインでは約 200 体
ベルト（Bottke et al. 2020; Marschall et al. 2022）。 他の推定では、この比率はかなりよく維持されることが示唆されています。
kmサイズの天体も。 トロヤ群は、D > 1 km の天体が約 10^5 個あると予測されていますが、小惑星は
ベルトは～10^6
そのようなオブジェクト (例: ナカムラおよびヨシダ 2008; Szabó et al. 2007; Bottke et al. 2020)。
L4 および L5 のトロヤ群小惑星集団の相対的なサイズについては議論があります。 動的には特にありません
トロヤ群による顕著な非対称集団を引き起こす 2 つの領域間の違い
逃避（例、Holt et al. 2020）。 推定上のトロヤ群のキャプチャ メカニズムには、
一方のクラウドに他方のクラウドよりも多くの天体が注入されたが、人口データがこの考えを裏付けるかどうかは明らかではありません。 の
トロヤ群の質量の大部分が存在する D > 100 km の天体の人口には、両方の領域に 9 つのオブジェクトが含まれています
L4とL5。 母集団間の一致は、おそらく 9 ± 3 の値で許容されるでしょう。
したがって、衝突進化の影響を受ける可能性が最も低い天体 (例、Bottke et al. 2005) では、
2 つの集団は互いに同等であるように見えます。
D > 10 km の天体を調べると、L4 対 L5 の天体の比率は 1.4 ± 0.2 に移動します (Grav et al. 2011)。
D > 100 km の天体については、上記の端数誤差以内の値。 これらの結果は以下と一致しています
両方の母集団は統計的に比較可能ですが、ある程度の非対称性が存在する可能性もあります。
存在します (例: Marschall et al. 2022)。 この推定上の不一致については、セクション 2 で説明します。 3の文脈で
トロヤ群の起源。
2.3 サイズ分布
現在のトロヤ群 SFD は、初期のトロヤ群に関する重要な情報を提供します。 どちらも
L4 と L5 の群れは同様の SFD を持ち、観測されたオブジェクトに対して壊れたべき乗則に従います (図 2)。 の
最大のトロヤ群は、D > 100 km の天体の場合、累積べき乗則の傾き q = -5 に従います (例: Jewitt et al. 2000;
フレイザーら。 2014)、10 km と 100 km の間の累積勾配は約 q ~ -2.1 (右)
図2のパネル）。 数十キロメートルを超えるオブジェクトのトロヤ群 SFD の形状は、次のようになります。
カイパーベルト天体の間で発見され、両方が同じ起源であることが示唆されています。
ソース集団（Morbidelli et al. 2009a; Fraser et al. 2014; Emery et al. 2015）。
キーワード: トロヤ群小惑星。 カイパーベルト天体。 巨大惑星の不安定性。 小惑星のダイナミクス
要約
木星トロヤ群小惑星の起源は長い間謎でした。 動的に、人口は、
これは主要な小惑星帯よりもかなり小さく、木星の安定した L4 と L5 の周りを活動しています。
ラグランジュ点、木星の前後 60 度。 これらの天体はこれらに捕らえられたと考えられています。
太陽系の歴史の初期に軌道を回っていますが、トロヤ群が捕獲メカニズムを持っている理由も説明する必要があります。
傾斜分布が励起され、一部の物体は傾斜 35 度に達します。 トロヤ群そのもの、
個別にも集合的にも、多くの条件と一致するように見えるスペクトル特性や物理特性を持っています。
太陽系の外側で見つかる小さな天体（不規則な衛星、カイパーベルト天体など）。 このレビューでは、
トロヤ群について既知のことをまとめ、その起源と衝突についてのさまざまなモデルについて議論します。
進化。 トロヤ群が巨大な惑星から捕らえられた微惑星である可能性は低いと主張することができます
ゾーンではなく、かつては原始カイパーベルトの住人であり、起こっている出来事によって閉じ込められていました
巨大な惑星が不安定になっている最中。 したがって、トロヤ群に対するルーシーの任務は、次の目的に適した位置にあります。
これらの天体に関する質問だけでなく、惑星形成や太陽系におけるそれらの位置に関する質問にも答えます。
進化の研究。
1 はじめに
ルーシーの木星のトロヤ群小惑星（以下、トロヤ群）へのミッションでは、最後の小惑星のうちの 1 つが調査されます。
太陽系における未調査の小天体貯留層 (Levison et al. 2021)。 少なくとも 8 つのトロヤ群小惑星にアクセスすることにより、
ルーシーは、12 年間にわたる天体の横断を行って、これらの特異な天体の起源と進化を調査します。
順番は、太陽系外縁における微惑星や惑星の形成過程、その影響について教えてくれるかもしれません。
小さな天体集団での巨大な惑星の移動、そしてそのような世界がどのように衝突を経験したか
進化。 トロヤ群小惑星はまた、太陽系の歴史の劇的な段階に制約を設ける可能性があります。
太陽星雲が消滅した後、巨大惑星は力学的不安定性を経験した可能性があります。 による
トロヤ群を理解すれば、異なる惑星で形成された巨大惑星を示唆する数値モデルをテストできる
現在よりも軌道が大きく、原始カイパーベルトを通る海王星の移動は天体を注入した
主要な小惑星帯から巨大惑星の不規則な衛星に至るまで、多数の安定領域に到達
経海王星集団の特定の領域に。
現時点では、研究者はその組成と物理的性質について限られた情報を持っています。
トロヤ群の特徴を理解していませんが、彼らのクレーターの歴史については何も知りません（Mottola et al.の章を参照）。
および Marchi et al.、本書）。 理想的には、これらの特性を調査することで重要な手がかりが得られます。
それらの起源の場所（例えば、木星の軌道の近く、または原始カイパーベルト内）と
太陽系星雲が形成されたとき、それらの場所ではどのような性質があったのか。 を解釈するには、
ルーシーの観察によって提供されたデータを活用するには、トロヤ群を科学の文脈に位置づけることができる必要があります。 ここで私たちは
これらの世界について知られていることを簡単にまとめます。 興味のある読者は、優れた 2 つの資料も探してください。
Marzari らによるトロヤ群小惑星の包括的なレビュー。 (2002) および Emery et al. （2015）他と同様
この巻のトロヤ群小惑星の章。
2 トロヤ群小惑星の特徴
2.1 軌道
木星型トロヤ群小惑星 (以下、トロヤ群) は、L4 および L5 のラグランジュ点の周りを周回する集団です。
それぞれ木星の前と後ろに 60 度の位置にあります。 それらは中に含まれています
木星の 1:1 平均運動共鳴。木星の長半径は 5.2 天文単位です (図 1)。 詳細はこちら
それらの動的ステータスは、Marzari et al. で見つけることができます。 (2002) および Emery et al. （2015年）。 地域そのもの
は比較的小さく、現在観察されている天体がその場で形成された可能性は低いです。 その代わりに、ほとんどの
専門家らは、トロヤ群は太陽系の初期の時代にそこで捕らえられたのではないかと主張している。
木星がまだ形成中および/または移動中のとき。 さまざまな編成と攻略のシナリオについて説明します
セクションで 3.
ほとんどのトロヤ群は L4 と L5 の周囲を移動する安定した軌道上に存在しますが、少数のトロヤ群は不安定です
太陽系の寿命よりも短い年齢を超えています (Levison et al. 1997; Tsiganis et al. 2005; Di Sisto他。 2014年; 2019年; ホルトら。 2020年）。 不安定な天体の中には、かなり大きなものもあります。 例としては (1173)
直径 100 km の Anchises、および直径 70 km の Thersites (1868 年) (Tsiganis et al.2000年; ホーナーら。 2012）。 これらのトロヤ群小惑星は安定地帯の境界付近の軌道で捕獲された可能性が高く、
これは、それらが数十億年のタイムスケールでトロヤ群のゾーンからゆっくりと拡散することを意味します（例：ロブテルと
ガバーン 2006)。 残りの不安定なトロヤ群は、Jupiter ファミリーから一時的に捕獲されたものである可能性が高い
彗星の人口。 L4 と L5 の周囲の領域は動的に「粘着」しており、オブジェクトは次のように進化します。
同様の軌道条件が長期間にわたって続く可能性があります。 一部の可能性もあります
不安定なトロヤ群は、次のメカニズムのいずれかによって軌道に到達しました。 (i) 以前と同じメカニズム
トロヤ群 (セクション 3 を参照)、(ii) 衝突、および/または (iii) などの長期的な動的プロセスを捕捉しました。
ヤルコスキーの熱ドリフトまたはガス放出。 いずれにせよ、ほとんどのトロヤ群は、何十もの
直径数キロメートル以上の星々は安定した軌道上にあるので、同じ惑星の生存者であると推定できます。
そもそもトロヤ群を作成したプロセス。 これらの本体を使用してトロヤ群の起源を評価できます
シナリオ。
おそらく、トロヤ群の最も注目すべき力学的特性は、その傾向です。
L4 領域と L5 領域の両方で 0°から 35°までのかなり均一な範囲があり、中央値の傾きは 10°です (図 1)。
トロヤ群の離心率は e < 0.15 になる傾向があり、この値は安定した L4 内に留まるために必要な値であり、
L5 ゾーン (例、Levison et al. 1997; Nesvorný and Dones 2002)。 トロヤ群のダイナミックな興奮
これは、すべてのオリジナル モデルに大きな課題をもたらします。 たとえば、提案されたキャプチャは単に
このメカニズムは、木星のL4ゾーンとL5ゾーンの近くに同程度の数の天体を配置しますが、それも説明する必要があります
個体群がどのようにして高い傾斜を獲得したか (つまり、個体群は L4/L5 内で興奮したか)
捕獲後に同様の方法で行ったか、励起された傾斜分布で埋め込まれました)。 最後に
数十年にわたり、多くの起源のシナリオはトロヤ群の傾向を説明するテストに失敗しました。
2.2 人口
最大のトロヤ群は (624) Hektor で、その直径は D ～ 250 km (Marchis et al. 2014)、
これまでに観測された最小のトロヤ群は、直径が 1 キロメートル程度である可能性があります (例: 吉田と寺井 2017)。
全体として、L4 と L5 のトロヤ群の人口を合わせた数は、
主要な小惑星帯ですが、どの程度小さいかはサイズの頻度分布をどのように評価するかによって異なります。
各母集団の (SFD) は同じ形状を持ちません。
たとえば、メインベルトとトロヤ群の両方には、D ~ の累積 SFD に「バンプ」があります。
100 km の天体 (つまり、SFD のべき乗則の傾きは、D > 100 km の天体ではかなり急になります。
D < 100 km の天体の場合はかなり浅くなります)。 この隆起は、質量の大部分が内部に含まれていることを意味します。
SFD の接続されたスロープは、それらのサイズのボディ内にあります。 確かに、これに基づいて、D ~100 km の天体は、微惑星形成プロセスによって生成される特徴的なサイズである可能性があります (ボトケ)
他。 2005年; モルビデリら。 2009）。 この基準を使用すると、トロヤ群はおよそ
主要なベルト地帯の人口よりも10倍少ない。 トロヤ群では約 20 体、メインでは約 200 体
ベルト（Bottke et al. 2020; Marschall et al. 2022）。 他の推定では、この比率はかなりよく維持されることが示唆されています。
kmサイズの天体も。 トロヤ群は、D > 1 km の天体が約 10^5 個あると予測されていますが、小惑星は
ベルトは～10^6
そのようなオブジェクト (例: ナカムラおよびヨシダ 2008; Szabó et al. 2007; Bottke et al. 2020)。
L4 および L5 のトロヤ群小惑星集団の相対的なサイズについては議論があります。 動的には特にありません
トロヤ群による顕著な非対称集団を引き起こす 2 つの領域間の違い
逃避（例、Holt et al. 2020）。 推定上のトロヤ群のキャプチャ メカニズムには、
一方のクラウドに他方のクラウドよりも多くの天体が注入されたが、人口データがこの考えを裏付けるかどうかは明らかではありません。 の
トロヤ群の質量の大部分が存在する D > 100 km の天体の人口には、両方の領域に 9 つのオブジェクトが含まれています
L4とL5。 母集団間の一致は、おそらく 9 ± 3 の値で許容されるでしょう。
したがって、衝突進化の影響を受ける可能性が最も低い天体 (例、Bottke et al. 2005) では、
2 つの集団は互いに同等であるように見えます。
D > 10 km の天体を調べると、L4 対 L5 の天体の比率は 1.4 ± 0.2 に移動します (Grav et al. 2011)。
D > 100 km の天体については、上記の端数誤差以内の値。 これらの結果は以下と一致しています
両方の母集団は統計的に比較可能ですが、ある程度の非対称性が存在する可能性もあります。
存在します (例: Marschall et al. 2022)。 この推定上の不一致については、セクション 2 で説明します。 3の文脈で
トロヤ群の起源。
2.3 サイズ分布
現在のトロヤ群 SFD は、初期のトロヤ群に関する重要な情報を提供します。 どちらも
L4 と L5 の群れは同様の SFD を持ち、観測されたオブジェクトに対して壊れたべき乗則に従います (図 2)。 の
最大のトロヤ群は、D > 100 km の天体の場合、累積べき乗則の傾き q = -5 に従います (例: Jewitt et al. 2000;
フレイザーら。 2014)、10 km と 100 km の間の累積勾配は約 q ~ -2.1 (右)
図2のパネル）。 数十キロメートルを超えるオブジェクトのトロヤ群 SFD の形状は、次のようになります。
カイパーベルト天体の間で発見され、両方が同じ起源であることが示唆されています。
ソース集団（Morbidelli et al. 2009a; Fraser et al. 2014; Emery et al. 2015）。
より小さな天体については、Grav et al. (2011) ~10 と 100 の間で q = -2.1 の累積勾配を発見しました。
L4 と L5 の群れの両方の km、値は Jewitt らと一致します。 （2000年）。 ペンシルビームの研究
いくつかのグループ（吉田と中村 2008; ウォンとブラウン 2016; 吉田と寺井 2017）は次のように示しています。
同じおおよその勾配が 10 km 未満のサイズまで続くことがわかります。 ただし、これらのサイズを超えると、
SFD の性質はますます明確になりません。
いくつかの観察研究は、SFD のどこかに変曲点が存在することを示唆しています。
数キロメートルと 10 キロメートル、SFD の後に変曲点より小さい物体が存在する
べき乗則の傾きが浅くなります。 たとえば、吉田と中村 (2008) は、SFD のブレークを報告しました。
L4 雲の絶対等級 H ~ 16。 ウォンとブラウンによるフォローアップ研究 (2016 年) により、
ブレークしましたが、H ~ 15 で見つかりました。アルベド 0.07 の場合、これは 3 の間の傾きの変化に対応します。
キロと10キロ。 すばる望遠鏡での HyperSuprime Cam の使用、吉田と寺井 (2017) および上畑
他。 (2022) これらの研究と同等の結果を発見しましたが、q = -1.85 の単一べき乗則も主張しました。
± 0.05 は、13.6 < H < 17.4、直径約 2 ～ 10 km の本体の L4 および L5 トロイの木馬に適合する可能性があります。
アルベドを 0.07 と仮定します。 ダークエネルギー望遠鏡、ベラ・ルービン望遠鏡、または
NEO Surveyor ミッションは、小型トロヤ群の SFD に何が起こるかという問題を解決するために必要になる可能性があります。
2.4 スペクトル特性
トロヤ群の観察によると、トロヤ群は広範な外観を持つオブジェクトによって支配されています。
休眠彗星のこと。 可視分光法は、トロヤ群が可視および近赤外の波長で特徴のないスペクトルを持ち、スペクトルの傾斜が中性色から中程度の赤色の範囲にあることを示しています (例: Dotto et al. 2006;
フォルナシエら。 2007年; メリタら。 2008）。 メインベルト小惑星に基づく分類法を使用すると、トロヤ群は主に落下します
D タイプおよび P タイプのカテゴリー内に含まれます (例: Emery et al. 2015)。 この命名法では、D タイプが考慮されます。
「赤色」であり、P タイプは「赤色が少ない」とみなされます (Brown et al. 2014 および Wong et al. 2014 も参照)。 の
色の違いは、これらの天体が太陽星雲内のどこで形成されたか、どのように進化したかに関連している可能性があります
トロヤ群に捕らえられる前に、いくつかは他のものよりも太陽に近く通過し、衝突進化
過去数十億年にわたるトロヤ群の人口内の問題、またはおそらくこれらすべての問題が組み合わさったものです。
他の個体群（カイパーベルトなど）と比較したトロヤ群の色についての議論は、セクション 2 にあります。 5.3.
トロヤ群のごく一部は C タイプです。 これらの天体のほとんどはユーリベーテス小惑星にあります
L4 集団内に位置するファミリー (図 1)。 このファミリーについては、以下のセクションで詳しく説明します。 5.2. それ
トロヤ群は、その分類学的タイプが衝突による混乱に関連している可能性があります。
外側と内側では異なります (Wong と Brown 2016; 2017a)。
トロヤ群はまた、主に D 型および P 型小惑星と一致する低いアルベドを持つ傾向があります。
小惑星帯または休眠彗星 (Grav et al. 2011)、および大部分の C 複合体小惑星 (Masiero)
他。 2013）。 バルッチら。 (2002) 彼らが観察したトロヤ群のアルベドが 0.03 ～ 0.07 であることを発見しました。
NEOWISE の観察では、すべてのサイズにわたって 0.07 ± 0.03 のアルベドが見つかりました (Grav et al. 2011; Emery et も参照)アル。 2015）。
2.5 回転と物性
最近まで、トロヤ群の回転速度分布に関する情報は数十に限られていました。
トロヤ群。 興味のある読者は、Emery et al. のレビューと参考文献を参照してください。 (2015) 詳細を確認するには
これらのデータを収集するために使用された個々の回転光度曲線研究について。 このセクションでは、簡単に説明します
この後の議論の文脈を設定するために、宇宙ベースの望遠鏡調査から決定された最近の研究
トロヤ群の形成と衝突進化に関する章。 ここで説明したトピックについては、さらに詳しく説明します
詳細はMottolaらによる。 （この巻）。
56 個の木星型トロヤ群の自転周期は、その多くが 15 < D < 50 km であり、以下を使用して決定されました。
Szabó et al.によるケプラー望遠鏡測光 （2017）およびライアンら。 （2017年）。 これらのデータが収集されました
2015年 7月14日から 2015年 9月30日まで続いた K2 キャンペーン6 中に。
ケプラー データでは、多くの天体が数か月間にわたって観測されたため、観測の選択は除外されます。
遅い回転子に対する効果。 彼らは、53 個のトロヤ群のうち 8 個、つまり約 15% が非常に長いスピンを持っていることを発見しました。
期間 (P ≥ 100 時間)。 Kalupらによる追跡研究。 (2021) ケプラー データの分析を以下に拡張しました。
101 トロヤ群。 彼らは、トロヤ群のスピン期間には二分法が存在し、その分裂は近くで起こっていることを示しました。
100時間。 25% は P ≥ 30 時間、12% は P ≥ 100 ～ 600 時間の非常に遅い回転子でした。 ネスヴォルニーら。
(2020a) は、この過剰の最も簡単な説明は、L4 または L5 内に移植される前に、
これらの天体はほぼ同じサイズの連星であり、同期状態に向けて潮流的に進化しました。 の
捕獲の過程で彼らの仲間は剥ぎ取られ、かなりの数の非常に多くの個体が残された可能性があります。
遅い回転子。
ネスヴォルニーら。 (2020a) の提案が真実であれば、いくつかの意味があります。 まず、同じサイズのバイナリ
トロヤ群が実際に形成された場所であればどこでも、微惑星形成の一般的な結果だったのかもしれません。 2番、
トロヤ群間の衝突進化は、遅い回転体の回転状態を実質的に変えるには十分ではなかった
彼らの仲間を剥奪された。 このシナリオは、(11351) Leucus が D ~ 35 km の目標である理由を説明する可能性があります。
Lucy ミッション (Levison et al.、本書を参照) の自転周期は 445.73 時間です (French et al. 2015;ブイエら。 2018年; カルプら。 2021）。 第三に、今日のトロヤ群には多くのバイナリが存在する可能性があります。 両方
ザボら。 （2017）およびKalup et al。 (2021) 遅い自転期間と高いライトカーブ振幅を使用します。
彼らが観察したトロヤ群は、サンプル内のバイナリの割合が約 25% であると主張しています。
2 番目の例として、Zwicky Transient Facility の公開された測光データは次のとおりです。
Schemel and Brown (2021) が色、位相パラメータ、絶対振幅、振幅を取得するために使用
1049 個のトロヤ群小惑星の回転測定結果。 全体として、彼らは回転の分布が
光度曲線の振幅は小惑星の大きさに応じて比較的一定であり、区別できないと彼らは主張した
同様のサイズのメインベルト小惑星のものから。
この結果は、小惑星から得られた観測の解釈と比較できます。
地上衝突最終警報システム (ATLAS)。 863 個の L4 トロヤ群と 380 個の L4 トロヤ群に対するスパース測光データの使用
L5 トロヤ群、McNeill ら (2021) L4 小惑星は L5 小惑星よりも細長いと主張しました。 の
研究グループは、これはL4群内でのより大きな衝突進化の副産物である可能性があると主張した。
D > 10 km の天体がわずかに多くなります (Grav et al. 2011)。 私たちはこのシナリオの可能性は低いと考えています。主な理由は次のとおりです。
L4 または L5 内の衝突確率は互いに同等です (例: Nesvorný et al. 2018)。 の
McNeill らとの矛盾 (2021) と Schemel and Brown (2021) はまだ解決されていません。
3 トロヤ群の起源シナリオ
3.1 トロヤ群の起源モデルのレビュー
トロヤ群が私たちを魅了する理由の 1 つは、彼らの起源の物語が反逆しているためです。
何十年にもわたって従来の説明が行われてきました。 太陽中心天体が地球に到達するための力学的経路はありません。
三体問題の文脈内での L4 または L5 付近の安定軌道 (つまり、太陽、木星、小惑星)。
トロヤ群がその場で形成されなければならなかったが、その可能性は低いが、そのためには何らかの追加の摂動が必要であったかのどちらかである。
彼らを捕まえてください。 これにより、トロヤ群の起源となるシナリオが多数誕生しました。 読者には以下を参照してください。
Marzari らによって提供された、トロヤ群の起源のシナリオの包括的なレビュー。 (2002) および Emery et al. （2015年）。
たとえば、トロヤ群は木星圏の微惑星の残骸であるというのが自然な考えです。
ガス抵抗により L4 または L5 で捕獲されました。 木星が形成されるにつれて、木星からのガスの抵抗が提案されました。
太陽星雲は、宇宙の限界を克服するために必要な一種の散逸力を提供した可能性があります。
三体問題 (例: Yoder 1979; Peale 1993)。 あるいは、微惑星間の相互衝突
たまたま L4 または L5 の近くに留まっていたオブジェクトもトラップできた可能性があります (Shoemaker et al.1989年）。
さらなる可能性は、木星の成長または移動が変化につながるという考えから生まれます。
L4 と L5 の位置と性質を調べ、たまたまそこにあった微惑星間での捕獲につながりました。
適切な場所に適切なタイミングで。 このようなモデルの例としては、木星の成長の増加が挙げられます。
微惑星、原始惑星、および/またはガスの降着を介して (Marzari and Scholl 1998a,b; Fleming and Hamilton)
2000）。 ガス円盤内での木星の移動も、その移動が
途中で捕らえられた微惑星が捕らえられたままになるほど十分に滑らかである（例、Lykawka et al. 2009;
ピラニら。 2019a）。 Pirani et al. (2019a) メカニズムは、内向きの
木星を移動すると、L5 よりも L4 内でより多くのトロヤ群が捕獲されます。 人口が
L5 よりも L4 を支持する非対称性は現実であり、統計的に堅牢です。この結果は、L5 を支持する証拠を示しています。
(ただし、以下で説明するように、Pirani et al. (2019a) のメカニズムには他の問題があります)。
これらのモデルに対する私たちの予想は、トロヤ群は微惑星であり、
太陽星雲内のガスと塵の集中メカニズムの副産物。 この条件を考えると、おそらく、
太陽活動中に偶然捕らえられれば、多くの微惑星が黄道の近くに存在するであろう
星雲はまだ存在していました。 これは多くのキャプチャ モデルにとってアキレス腱になりますが、ほとんどのキャプチャ モデルでは
太陽星雲が消滅しても、新しいトロヤ群は低い傾斜を維持するでしょう。
これまでのところ、その傾向を大幅に増加させるメカニズムはまだ特定されていません。
ピラニらは、これらの観測結果と一致するトロイの木馬を捕獲しました。これにより、ピラニらが示唆したシナリオが弱体化します。
（2019a）。 他の世界によって生成される永続的共鳴はそれを行うことができず、飛行する原始惑星も同様です
そしてすでに L4/L5 内に閉じ込められている物体と重力で相互作用します (例: Marzari et al. 2002; Pirani et al. 2002)。
2019b）。 惑星の胚は一時的に L4 と L5 内に捕捉されたと考えられます。
トロヤ群を興奮させますが、数値シミュレーションによると、そのような大きな天体は (i)
各雲の適切な傾斜分布、および (ii) 現在より前に脱出する (Pirani et al. 2019b)。 むしろ、そのような天体はまだ存在している可能性が高く、容易に観察できるでしょう。
したがって、トロヤ群の傾向分布により、提案されたものを受け入れることが困難になります。
上で説明したキャプチャ モデル。
傾き制約を最もよく説明できるトロヤ群起源モデルは、次のことを前提としています。
微惑星は捕獲前に励起されており、捕獲メカニズム自体に移動が含まれている
木星と並ぶ複数の巨大惑星。
3.2 巨大惑星の不安定性を伴うトロヤ群起源モデルのレビュー
上で説明したように、優れたトロヤ群の発信元モデルには、いくつかのコンポーネントが必要です。
T1) 捕獲前に動的に励起された微惑星集団、
T2) 木星の移動に関係するメカニズム。木星には L4 の形状を変更する能力があるため
L5 ゾーン、および
T3) 適切な数のオブジェクトを適切な方法で L4 と L5 に配置できるシナリオ
SFD と物理/スペクトル特性を実現しながら、他の太陽系の制約も満たします。
T1 の場合、巨大惑星ゾーンの微惑星が活動中に励起された可能性はありますが、
巨大惑星自体の形成であり、ガスがまだ存在している間に捕らえられた可能性がある。
このようなシナリオでは、主に傾向の低いトロヤ群が生成される可能性が高いと思われます。 これは言うことではありません
この時点ではトロヤ群は捕獲されていませんでしたが、彼らに何かが起こったに違いありません。そうでなければ、彼の推定上の
人口が現在のトロヤ群を低い傾向に偏らせるだろう。 また、メインベルトをベースに
予測と制約をモデリングすると、私たちの期待は、巨大な惑星から捕らえられた微惑星であるということです。
ゾーンは、D 型および P 型小惑星よりも C 型小惑星にはるかに似ているでしょう (例、Walsh et al. 2011)。
総合すると、トロヤ群は太陽星雲の後に動的に興奮した可能性が高いと思われます。
なくなる前よりも消えていました。 これは、T2 を満たすためには、Jupiter の移行も必要であることを意味します。
太陽星雲が消滅した後に発生します。 最後に、T3 については、励起された小さな分子を不安定にする必要があります。
トロヤ群の物理的制約を満たすことができる体の人口。
3.2.1 巨大惑星の不安定性
現時点では、このような動作を説明できる最良のモデルは、いわゆる「Nice モデル」として特徴付けられます。
モデル」は、後に起こる劇的な巨大惑星の移動を含む一連のモデルの総称です。
ガス円盤の除去 (Tsiganis et al. 2005; レビューについては Nesvorný 2018 を参照)。 ここで説明します
彼らの基本。
ガス円盤が分散した後、私たちの巨大惑星系は地球とは異なる構成になっていました。
今日見たもの。 ガスの降着により、それらは約 5 天文単位から約 20 天文単位までのほぼ円形の同一平面上の軌道上に残されました。
ほとんど/すべてが相互平均運動共鳴にロックされています。 そのゾーンを超えると、大規模な
原始カイパーベルトは海王星の元の軌道のすぐ外側に存在し、彗星の数は推定されていた
地球の質量が約 20 個以上で、20 天文単位をはるかに超えて伸びています。 ただし、この構成は最終的には
不安定になった。 現在のカイパーベルトの力学的構造についての最も自然な説明は次のとおりです。
最外周の巨大惑星が原始カイパーベルトを激しく交換しながら放射状に移動したという説
軌道エネルギーと角運動量の関係。 これにより、現在の巨大惑星の再編が行われました。
「巨大惑星の不安定性」と呼ばれる（例、Tsiganis et al. 2005; Nesvorný and Morbidelli 2012; Nesvorný
2018)。海王星が原始カイパーベルトに入ると、共鳴を介してそこに存在する物体を励起しました。
相互作用。 その後のこの集団を通る海王星の移動により、ほとんどの天体は
太陽系全体に飛び散りました。 これにより、原始カイパーベルトの人口は約 1000 分の 1 に減少しました。
およそこの数の冥王星サイズの天体と無数の小さな天体が巨人の中に散在している
惑星ゾーン、および/または海王星に関連する彗星の散在円盤の中へ。 間の相互作用
海王星と冥王星ほどの大きさの天体は、移動を滑らかではなく粗くし、これが今度は地球に影響を与えました。
カイパーベルト天体を海王星の共鳴に捉え、観察を説明する（ネスヴォルニーと
ヴォクロフリッキー 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; カイブとシェパード、2016年。 ローラーら。 2019）。
不安定時に重力で相互作用する巨大惑星の数
は不明です。 力学的な研究では、5 つまたは 6 つの巨大な惑星 (たとえば、3 つまたは 4 つの天王星/海王星サイズ) を含むシステムが示唆されています。
天体）は、太陽系全体で動的制約を再現することに、最初の天体よりも大きな成功を収めています。
4 つの巨大な惑星を含む (Nesvorný 2011; Nesvorný and Morbidelli 2012; Batygin et al. 2012)。 ほとんどの場合
成功したケースでは、海王星ほどの大きさの天体が木星と相互作用することで、木星がわずかに内側に移動します。
小さなジャンプの数々。 これらの出来事は、小惑星帯の力学構造を説明するのに役立つ可能性があります。
地球型惑星系であり、「Jumping Jupiter」シナリオと呼ばれます（例：Morbidelli のレビューを参照）
他。 2015）。
3.2.2 巨大惑星不安定時のトロヤ群捕獲
このコンテキストから、いくつかの異なるがかなり関連したキャプチャ シナリオを検討できます。
トロヤ群。 たとえば、元の Nice モデルでは、Morbidelli et al. (2005) は重力が
原始カイパーベルトからの難民との交流により、木星と土星が相互作用圏に入るようになった
1:2 平均運動共振。 この共鳴交差はいくつかの影響を及ぼしました。 まず、それは巨大な惑星を引き起こしました
天王星と海王星が太陽系の外側の大部分を消滅させ、太陽系の外側を不安定化させました。
原始的なカイパーベルト。 これにより、さまざまな傾きを持った多数の物体 (下記を参照) が発生しました。
木星付近に送られる。 次に、木星と土星が相互に 1:2 共鳴を交わした直後、
木星の L4 領域と L5 領域は短期間不安定になり、難民カイパーベルト天体が両方の領域に到達できるようになりました。
入って出る。 さらなる巨大惑星の移動により、L4 領域と L5 領域の扉が閉まり、天体は残された
安定した軌道上のこれらの領域内に残されます。
ここでの問題は、このモデル、および巨大惑星の不安定性を使用するすべてのモデルにおいて、トロヤ群が
カイパーベルト天体を捉えた。 モデルの予測では、サイズ分布、色、物理的性質が次のようになります。
トロヤ群の数は、カイパーベルトや、捕獲された他の個体群について私たちが知っていることと一致するはずです。
その後の進化プロセスの影響を受けない限り、同じプロセスによって同時に行われます（例：
衝突）。 これは、トロヤ群が中央および外側のメインで捕らえられた D タイプと P タイプの兄弟であることを意味します。
ベルト、ヒルダ小惑星、不規則衛星、海王星トロヤ群 (Vokrouhlický et al. 2016; Nesvorný を参照)2018 年のレビュー用）。
Nice モデルのこの初期バージョンと、それに関連するトロヤ群キャプチャ メカニズムには、どんどん嫌われていく。 数値シミュレーションと系外惑星の研究により、巨大な惑星が
惑星は太陽星雲の終焉に先立って相互平均運動共鳴に進化した可能性が高い（モルビデリ）
他、2007年。 Walsh et al.、2011; レビューについては、Morbidelli 2013 を参照してください)。 このW巨大な惑星が
不安定性は、木星と土星が 1:2 の平均運動共鳴に入ったときに引き起こされたのではなく、
いくつかの惑星が共鳴ロックから抜け出したとき。 数値研究によると、これは一般的な現象です
太陽星雲が消滅した直後に起こります。 実際、初期の巨大惑星の構成は次のようになります。
ガスがあると安定ですが、ガスがないと比較的不安定で、特に大きな原始物質と相互作用する場合に顕著です。
カイパーベルトでは、巨大惑星ゾーンに天体が失われつつある可能性があります。
巨大惑星の不安定性の別バージョンでは、巨大惑星が互いに遭遇します。
それらは軌道を変更し、L4 と L5 の安定ゾーンを突然移動させます。 これは、
徘徊するカイパーベルト天体のごく一部は、その上に「動的ネット」を投げかけられ、捕らえられるでしょう。
たまたま正しい軌道上にあれば、それらは安定した軌道にあります。 このモデルの利点は、
観察されたトロヤ群の分布を再現し、トロヤ群捕獲イベントの確率的な性質を可能にします
L4 と L5 内の集団に適度な非対称性が生じる可能性があります (Emery et al. 2015)。 これ
このモデルはまた、木星が最終的に海王星から投げ出される追加の海王星サイズの天体と相互作用することを支持します。
太陽系 (Nesvorný 2011; Nesvorný and Morbidelli 2012; Batygin et al. 2012; Nesvorný et al. 2013;
Vokrouhlický et al. 2016）。
現時点で原始カイパーベルト天体がトロイの木馬集団に捕獲される確率
時間は約 100 万分の 1 (つまり、約 5 × 10^-7)
) (Nesvorný et al. 2013)。 この値は次と同等です
ヒルダ小惑星における同様の天体（すなわち、3:2 平均運動共鳴における天体）の捕捉確率
木星など）や巨大惑星の不規則な衛星よりも数倍小さいですが、
メインベルトで捕獲される確率 (例、Vokrouhlický et al. 2016)。 したがって、私たちは、
メインベルトにはトロヤ群よりも多くの D タイプと P タイプが存在すると予想され、前者の最大の天体は
後者を上回っており、どちらも真実です (Vokrouhlický et al. 2016)。 全体として、これらのモデルは再現します
前述の各集団における最大の P 型および D 型小惑星の数と大きさ
例外的なレベルの衝突進化を経験した可能性が高い不規則な衛星を除く
(Bottke et al. 2010; Vokrouhlický et al. 2016)。
このモデルはまた、トロヤ群、動的に熱いカイパーベルトの人口、そして
散乱円盤はすべて同じ原始カイパーベルトからのものです (Levison et al. 2008)。 既存のものから
観察によると、動的に熱いカイパーベルトのSFDはこの考えと一致しているようです。 どちらもショー
100 km 付近にトロヤ群のような隆起があり、観察された天体も同様の形状をしていました (Morbidelli et al. 2009;
アダムスら。 2014年; フレイザーら。 2014）。 それらはまた、散在する中で最大の天体と一致する可能性があります。
黄道彗星の源である円盤SFDですが、散乱彗星の観測は不完全です
円盤体と黄道彗星のせいで、現時点ではこの予測を検証することが困難になっています。
3.2.3 原始カイパーベルトの進化の詳細
上記の結果は、トロヤ群の傾向分布が次から得られたことを示唆しています。
捕捉前にさらに励起された、動的に励起された原始カイパーベルトから来た天体
巨大な惑星の相互作用によって。 したがって、現在のトロヤ群の性質を解釈するには、次のことが必要です。
原始カイパーベルトの初期状態、この集団がいつどのようにしてそうなったのかを理解する
興奮し、トロヤ群に捕らえられる途中で排出されたオブジェクトに何が起こったのか。 これについて
それに基づいて、現在のカイパーベルト、散乱円盤、さらには黄道彗星の特性は、私たちに次のことを提供します。
トロヤ群の集団の性質についての洞察が得られ、またその逆も同様です。
Tsiganis ら以来。 (2005) およびモルビデリら。 (2005)、私たちの分野では多くの進歩がありました。
巨大な惑星の不安定性とトロヤ群の捕獲の性質とタイミングについて考えています。 もっと
最近の数値シミュレーションは、巨大惑星の不安定性のタイミングが未知の要因によって制御されていることを示しています。
海王星の初期軌道と原始カイパーベルトの内縁との間のギャップのサイズ (Nesvorný et al.
2018）。 ギャップが小さいほど、不安定になるのが早くなります。 ギャップが 1.5 au 未満の場合、実質的に遅延はありません。
海王星の移動の始まりであり、それは太陽系星雲の散逸直後に起こる。 それ
後で議論するように、トロヤ群が限定的な衝突進化を経験したように見える理由を説明できるかもしれません。
下に。
原始カイパーベルトの初期状態は動的に冷たかったと考えられています。
微惑星形成の条件。 物体の離心率は低いと推定できます (e < 0.1)。
海王星の外側への移動前の傾斜角 (i < 10°)。 円盤自体は24au付近から伸びており、
海王星のやや外側、少なくとも海王星の現在の長半径である 30 天文単位までの距離、そしておそらく
超えて。 オリジナルの Nice モデルでは、Neptune がディスクを介して移動することが想定されていました。
外縁に到達した、および/またはオブジェクトの空間密度が十分に低下して終了した
微惑星による移動 (Tsiganis et al. 2005)。 前者の場合、エッジは近くに配置する必要があります。
30 天文単位ですが、このシナリオでは、外縁が ~45 度にある冷たい古典的なカイパー ベルトを説明するのが困難です。
50au。
後者のシナリオに注目すると、モデルはコールド古典現象が説明できることを示すことができるようになりました。
原始カイパーベルト内の物体の空間密度は、カイパーベルトから遠ざかるにつれて徐々に減少すると仮定することにより、
太陽 (Nesvorný et al. 2020)。 光蒸発によりガスが削減される可能性があるため、この考えはもっともらしいです。
外側から内側への密度により、寒冷古典領域における微惑星の形成が制限され、
を超えて (Carrera et al. 2017)。 そうすれば、海王星は人口内を移動することができるようになる。
これ以上移動するには質量が不足しています。 海王星が地表で停止する軌道距離は次のとおりです。
30 au、現在の長半径。 ここから、海王星の軌道の外に残される唯一の天体は、
海王星の外側への移動による海王星との平均運動共鳴で捉えられ、物体が不安定化
それは最終的には海王星の摂動によって原始カイパーベルトから放出されることになる（すなわち、散乱円盤）、より偏心した海王星によって散乱された不安定な物体は、海王星は、現在の離心率 (つまり、分離した散乱円盤) に進化しました。
Neptune は、Neptune の移行による動的影響を受けていないことを確認しました。
最後の集団は、冷たい古典的なカイパー ベルトの特性によく適合します。 の故郷です
おそらくその場で形成された天体であるアロコスのような物体 (Batygin et al. 2011; Parker and Kavelaars)
2012年; フレイザーら。 2014年; マッキノンら。 2020年）。 最近のモデルは Arrokoth と他の KBO を示唆していることに注意してください
小さな粒子の雲が重力崩壊を起こしたときに生成されました (セクション 5.1 を参照)。 の
冷たい古典的なカイパーベルトの影響を受けない性質は、動的に熱いカイパーベルトの部分と比較して、十分に分離された連星の割合が高い理由も説明します。
海王星が円盤を通って外側に移動するにつれて、動的に励起するのに十分なほどゆっくりと移動しました。
少し前方にある物体の離心率と傾き (ネスヴォルニーとヴォクローフリッキー)
2016）。 ほとんどは不安定になり、巨大惑星ゾーンに送られました。 この進化はおそらく次のことを説明します
トロヤ群の群れの傾向。 原始カイパーベルトからの不安定化した天体の一部が到達
木星が別の惑星と遭遇していたとき、巨大惑星ゾーンはなんとか正しい位置にあった
巨大な惑星であり、これにより彼らは中央小惑星帯や外側小惑星帯などの多くの安定地帯に捕らえられました。
3:2 と 1:1 は、木星との運動共鳴、および木星自体の周りの遠方の軌道での運動の共鳴を意味します。 これら
世界は今、D-を支配しています。小惑星帯で見られるP型集団、ヒルダス、トロヤ群、不規則な
木星の衛星。
最後に、海王星によって不安定化されたいくつかの天体は、関連する散在ディスクに送られました。
海王星の軌道。 この領域は現在、私たちのケンタウロスと黄道彗星の主な発生源です（例：ダンカン）
およびレヴィソン 1997。 ネスヴォルニーら。 2019b）。 他の天体は他の巨大な惑星に伝えられました。
彼らは追い出されました。 この人口のわずかな割合がオールトの雲に到達できた可能性がある。
これらの天体の起源 (例、Vokrouhlický et al. 2019)、ただし、一部のオールト雲彗星は、
私たちの原始星団を通過する星から捕らえられたものです (Levison et al. 2010)。 これらの協会
つまり、トロヤ群には太陽系中に多くの兄弟がいるということです。 これらの遺体の一部はまだ冷えています
貯蔵庫から出てくる者もいるが、太陽に近づくにつれて貯蔵庫から出てくる者もいる。 多くのトロヤ群の兄弟も
興奮した原始カイパーベルトの時代から衝突的に進化した。
4 捕獲前のトロヤ群の衝突と物理的進化
このセクションでは、トロヤ群の物理的進化と衝突的進化について考察します。 を採用することで、
上記の起源のシナリオでは、ほとんどまたはおそらくすべてのトロイの木馬がかつては
原始的なカイパーベルト。 つまり、多くのトロヤ群には、捕獲以前の物理的な歴史があるということです。
木星の L4 および L5 ラグランジュ点。 この歴史をいくつかの段階に分けて説明します。
4.1 原始カイパーベルトにおける微惑星と連星形成
第 1 段階では、原始カイパーベルトにおける氷の微惑星としてのトロヤの形成を考察します。
それはまだダイナミックに寒かった。 理論研究と数値シミュレーションは、微惑星が
原始惑星系円盤内の小さな粒子が集中して形成された可能性があります。 具体的にはストリーミング
不安定性モデルは、ミリメートルからセンチメートルサイズの粒子として定義される小石が高圧に向かって移動することを示唆しています
太陽系星雲のゾーンであり、空気力学的に自己重力雲に集められます (Youdin と
グッドマン 2005; Johansen と Lambrechts によるレビュー (2017 年) を参照)。 小石の空間密度が十分である場合
に達すると、粒子雲は重力崩壊を起こし、短命の円盤構造を形成します。
微惑星が降着するもの。 形成される物体のサイズにはさまざまなサイズがありますが、最も一般的なのは
作成された最大の微惑星の直径は約 100 km (Klahr et al. 2020; 2021)。 彼らは生産することもある
上のマウンドを説明するために提案されているように、合体した多数の同じサイズのコンポーネント。
アロコス (Stern et al. 2023)。
数値シミュレーションによると、角運動量の低い粒子/ガス雲は、
〜100 km に近いサイズの単一の最大の微惑星が頻繁に生成されますが、より高い程度の微惑星は生成されます。
角運動量は、多くの場合、互いに周回する同じサイズのバイナリ成分の形成につながります。
かなりの距離で (Nesvorný et al. 2019; 2021)。 これらの後者のバイナリは観察結果と一致しています。
多くのカイパーベルト連星のうち。 コンポーネントの直径は 100 km 近くあり、ほぼ同じサイズです
コンポーネントの場合、広い分離が可能であり、同様の色を持ちます。 これらのタイプのバイナリは、ほとんどの場合、
冷たい古典的なカイパーベルトでは一般的です（つまり、調査された65個のうち40個がそのような連星です）（Noll et al. 2020）。
他の場所ではあまり一般的ではありませんが、それは物体の衝突や衝突の結果である可能性があります。
巨大惑星の不安定性と海王星の移動中の起源個体群の動的進化
原始カイパーベルトを通過。
これらの同じ微惑星形成イベントは、多くの小さな天体を頻繁に生成し、放出します。
同様に（Nesvorný et al. 2019; 2021）。 場合によっては、平らな円盤から小さな物体が分離して形成されることもあります。
より大きな粒子のクラスターから、ハンバーガーに似た形状が得られます。 こういった由来
この条件は、結合した 2 つのローブの平坦な外観を容易に説明できる可能性があります。
Arrokoth (例、McKinnon et al. 2020) と Lucy ターゲット Polymele のそれ (Buie et al. の章を参照、この
音量）。
たとえば、今日のホットな古典的なカイパーベルトでは、大きなプライマリを持つ多くのバイナリにも
衛星のサイズが主衛星の半分未満である (ただし、同じサイズのコンポーネントがより小さいバイナリも存在する)
存在します) (Nesvorný および Vokrouhlický 2019)。 これらの衛星は衝突によって生成された円盤から形成された可能性があります
第 1 段階の衝突でプライマリーが衝突した後 (Canup 2005; Leinhardt et al. 2010;sekine et al.
2017）。 これを裏付けるいくつかの証拠が関根らから得られています。 (2017)、彼らは高速巨人であると主張しています。
KBO 間の衝突は、全体的/半球的な暗化と赤化を引き起こし、それによって、
大きなKBOの間で観察される色の変化。 true の場合、前述のバイナリが見つからない理由
寒い古典的な集団は、その集団が小さく、したがって経験が少ないためである可能性があります
ステージ 1 の衝突、または単に検出が難しいためです。
私たちの期待は、同じサイズのコンポーネントを持つ十分に分離されたバイナリの一部が、
原始的なカイパーベルトは、かつては冷たい古典に見られる部分に匹敵しました。 さらに、不安定になったのは、
カイパー ベルトの人口と熱い古典的なカイパー ベルトはおそらく同じ地域から来たものと考えられます。
したがって、これらの天体の一部は衝突によって生成された円盤から形成された連星であったと推測できます。 多くのトロヤ群が以前は何らかのバイナリに存在していたという考えは、次の点と一致しています。
ケプラー宇宙船からの観測では、木星のトロヤ群の約 15% が非常に遅い自転 (自転周期) を持っていることがわかりました。
> 100時間; セクションを参照してください。 2.5）。 モデルは、これらの遅い回転子が回転角度を持っていた可能性があることを示しています
衛星との重力相互作用によって運動量が奪われ、その後衛星も剥ぎ取られること
木星が捕獲されるか、衝突によって破壊される前に、巨大な惑星との重力相互作用を介して
(Nesvorný et al. 2020)。
これらのアイデアは、ルーシーのターゲットの多様性とよく一致しており、そのうち 3 つは次のような特徴を持っていることが知られています。
衛星。 たとえば、63.8 × 36.6 × 29.6 km の D 型トロヤ群である Leucus は、非常に遅い回転子です。
スピン周期は 445.68 時間です (本書の Mottala et al. の章を参照)。 おそらくそれはコンポーネントの1つでした
ストリップされたバイナリの。 パトロクロスについてはセクションで説明します。 4.2 と Polymele は両方とも次の衛星を持っています。
おそらく微惑星の形成過程で作成および/または捕獲されたものと考えられます。 私たちはその可能性は低いと考えています
原始カイパーベルトでの衝突により、目標のエウリュバテスの小型衛星であるケタが生成されたと考えられています（参照）
秒 5.3)。
これらの微惑星形成機構と微惑星と小石との降着
降着により、100 km 以下の微惑星から冥王星サイズの天体に至るまでの KBO が形成されました。
おそらくそれを超えています）。 衝突進化前の原始カイパーベルトの正味質量はおそらく
地球の質量は約 20 ～ 30 個あり、冥王星サイズの天体が約 103 個含まれていました。 作成されると、冥王星サイズの
天体は周囲の微惑星を適度に励起し、おそらく微惑星を生成するのに十分だったでしょう。
遅い衝撃速度 (つまり、数十から数百 m/s) での衝突研削の程度。 の大きさ
ただし、第 1 段階の衝突研削については不明であり、これらの衝突がどのように影響したかについての私たちの知識は不明です。
原始的なカイパー ベルト SFD とカイパー ベルト バイナリには制限があります。
また、ステージ 1 の衝突進化が観察された現象の原因である可能性も考えられます。
q = -2.1 の累積べき乗則の傾きは、D < 100 km で観測されたトロイの木馬の間で見つかりました。 その考えは、
原始カイパーベルトでの低速衝突は、ドーナニー型のサイズ分布を作り出すのに十分な粉砕を引き起こす可能性があります (Dohnanyi 1969; O’Brien and Greenberg 2013; の補足図 4 を参照)
ネスヴォルニーら。 2018）。 この SFD の形状は、その後、地球全体にわたる小さな体のリザーバーに転写されます。
トロヤ群を含む太陽系。 このシナリオは、物理的な性質を調べることでテストできる可能性があります。
トロヤ群 (例: トロヤ群が、その進化に加えて非常に初期の衝突進化の歴史について示している証拠
クレーターが観察されました）。
4.2 Patroclus バイナリからの初期の不安定性の証拠
上で示したアイデアを使用して、ステージ 1 の衝突進化の応用を検討します。
トロヤ群における同じサイズのバイナリの最も顕著な例は、(617) Patroclus とその
衛星メノエティウス。これを今後 P-M 連星と呼びます。 P-M コンポーネントは両方とも 100 km を超えており、
そしてそれらは670km離れています。 木星のL5雲に位置しており、ルーシー宇宙船が訪問する予定です。
上で示唆したように、P-M 連星はおそらく原始カイパーベルトで副産物として形成されたと考えられます。
微惑星の形成とトロヤ群における微惑星の存在は、原始惑星の性質についての洞察を提供します。
カイパーベルト、ネスヴォルニーらによって認識された可能性。 （2018年）。 P-M バイナリはステージ 1 に耐える必要がありました
20～30天文単位の原始カイパーベルトでの衝突粉砕、不安定化した衝突進化
トロイの木馬に向かう途中のバイナリ、および過去約 4.5 ギルにわたるトロイの木馬人口の混乱イベント。
さらに、L5での捕獲前に巨大惑星との遭遇によって剥奪されることを避けなければなりませんでした。
原始カイパーベルトの衝突モデルと力学モデルをまとめ、次のように仮定することによって、
P-M のようなバイナリで作られたテスト集団、Nesvorný et al。 (2018) これらの人の離職率を推定
時間の経過とともに体。 彼らの結果は、巨大惑星の不安定性が地球の直後に起こった場合、
太陽系星雲の散逸、およびモデル P-M の約 60% である第 1 段階の衝突はありませんでした。
バイナリは生き残るでしょう (i) 第 2 段階と第 3 段階の衝突 (つまり、励起された原始系からの衝突)
カイパーベルトとトロヤ群からの衝突、それぞれ4.5Gyr以上）と（ii）巨大惑星との遭遇
バイナリ ストリッピングを生成できます。 その後、巨大惑星の不安定性が発生し、
ステージ 1 の衝突がより重要になると、P-M バイナリの生存率は急激に低下しました。
言い換えれば、巨大惑星の不安定性が早くなり、第 1 段階の衝突が早く終結するほど、
P-M バイナリが生き残ってトロヤ群になる可能性が高くなります。
最終的には、Nesvorný ら。 (2018) 巨大惑星の不安定性は 100 年以内に始まると予測
最初の固体のマイアですが、移行直後に移行が始まったときに最も好ましい結果が得られました。
太陽星雲の散逸。 これは、海王星にとって問題となる、遅い移住に反対するものです。
他の理由（例：巨大惑星を長期間にわたって安定した共鳴状態に保つことが難しい）
Nesvorný (2018) によって議論されたように、ガスディスクなし。 後期の巨大惑星の移動はダイナミックな結果を生み出す可能性がある
完全に形成された地球型惑星へのダメージ。 アグノールとリン (2012); カイブとチェンバース 2016; クレメントら。
2018年; ネスヴォルニーら。 2021）。 また、第 1 段階の衝突進化の量には厳しい制限があることも意味します。
発生した可能性があります。
4.3 カロンとアロコスのクレーターからの小型トロヤ群小惑星と KBO に関する洞察
未知だがおそらく早い時期に、海王星は原始カイパーベルトに入り、移動した。
それを通じて、第 2 段階の衝突進化が始まりました。 ここで原始カイパーベルトがダイナミックに変化しました
ニューホライズンズ宇宙船によって初めて観測された天体、すなわち冥王星・カロンに興奮しました。
とアロコスは、興奮した原始カイパーベルト人口の大部分によって攻撃される可能性がありました。
冥王星-カロンとアロコスの衝突速度は2.2 km s−1と0.7 km s−1に上昇した
、それぞれ、および
原始カイパーベルトの不安定化した部分として、多数のクレーター現象が発生したはずである
冥王星-カロン/アロコス-交差軌道上に散乱した。
トロヤ群小惑星のクレーター サイズ分布がどのようなものであるかについての洞察を得るには、次のことが役立ちます。
原始カイパーベルトの2つの世界であるカロンとアロコスを襲う最小の衝突体を考えてみましょう
ニューホライズンズの観測によりクレーターの制約が存在する場所。 数多くのサブキロメートル化の可能性があるにもかかわらず
どちらかの天体に衝撃を与えると、カロンとアロコスは両方とも D < の数に奇妙な欠乏を持っています。
表面には直径 10 km のクレーターがある (Singer et al. 2019; Spencer et al. 2020; Robbins and Singer 2021)。
カロン クレーターは、1 < D < 10 km のクレーターでは q = -0.7 ± 0.2 の浅い累積べき乗則の勾配に従います。
(Singer et al. 2019; Robbins and Singer 2021)、一方、Spencer et al. (2020) アロコス クレーターには
0.2 < D < 1 km のクレーターの場合、q の傾き = -1.3。 Morbidelli らによる両方のデータセットの再評価に注意してください。
(2021) は、アロコス上の 7 km の大きなクレーターの形成も考慮しており、べき乗則は次のように主張しました。
クレーターサイズ分布の傾きは -1.5 < q < -1.2 である可能性が高く、発射体サイズは30 m と 1 km の間の分布は、-1.2 < q < -1.0 である可能性があります。
図 3: 3 つの異なる Q*D における 4.5 Gy の衝突進化後のトロイの木馬のサイズ分布。 の
初期 SFD は赤い破線で示されています。 Marschall et al. から引用。 （2022年）。
L4 と L5 の群れの両方の km、値は Jewitt らと一致します。 （2000年）。 ペンシルビームの研究
いくつかのグループ（吉田と中村 2008; ウォンとブラウン 2016; 吉田と寺井 2017）は次のように示しています。
同じおおよその勾配が 10 km 未満のサイズまで続くことがわかります。 ただし、これらのサイズを超えると、
SFD の性質はますます明確になりません。
いくつかの観察研究は、SFD のどこかに変曲点が存在することを示唆しています。
数キロメートルと 10 キロメートル、SFD の後に変曲点より小さい物体が存在する
べき乗則の傾きが浅くなります。 たとえば、吉田と中村 (2008) は、SFD のブレークを報告しました。
L4 雲の絶対等級 H ~ 16。 ウォンとブラウンによるフォローアップ研究 (2016 年) により、
ブレークしましたが、H ~ 15 で見つかりました。アルベド 0.07 の場合、これは 3 の間の傾きの変化に対応します。
キロと10キロ。 すばる望遠鏡での HyperSuprime Cam の使用、吉田と寺井 (2017) および上畑
他。 (2022) これらの研究と同等の結果を発見しましたが、q = -1.85 の単一べき乗則も主張しました。
± 0.05 は、13.6 < H < 17.4、直径約 2 ～ 10 km の本体の L4 および L5 トロイの木馬に適合する可能性があります。
アルベドを 0.07 と仮定します。 ダークエネルギー望遠鏡、ベラ・ルービン望遠鏡、または
NEO Surveyor ミッションは、小型トロヤ群の SFD に何が起こるかという問題を解決するために必要になる可能性があります。
2.4 スペクトル特性
トロヤ群の観察によると、トロヤ群は広範な外観を持つオブジェクトによって支配されています。
休眠彗星のこと。 可視分光法は、トロヤ群が可視および近赤外の波長で特徴のないスペクトルを持ち、スペクトルの傾斜が中性色から中程度の赤色の範囲にあることを示しています (例: Dotto et al. 2006;
フォルナシエら。 2007年; メリタら。 2008）。 メインベルト小惑星に基づく分類法を使用すると、トロヤ群は主に落下します
D タイプおよび P タイプのカテゴリー内に含まれます (例: Emery et al. 2015)。 この命名法では、D タイプが考慮されます。
「赤色」であり、P タイプは「赤色が少ない」とみなされます (Brown et al. 2014 および Wong et al. 2014 も参照)。 の
色の違いは、これらの天体が太陽星雲内のどこで形成されたか、どのように進化したかに関連している可能性があります
トロヤ群に捕らえられる前に、いくつかは他のものよりも太陽に近く通過し、衝突進化
過去数十億年にわたるトロヤ群の人口内の問題、またはおそらくこれらすべての問題が組み合わさったものです。
他の個体群（カイパーベルトなど）と比較したトロヤ群の色についての議論は、セクション 2 にあります。 5.3.
トロヤ群のごく一部は C タイプです。 これらの天体のほとんどはユーリベーテス小惑星にあります
L4 集団内に位置するファミリー (図 1)。 このファミリーについては、以下のセクションで詳しく説明します。 5.2. それ
トロヤ群は、その分類学的タイプが衝突による混乱に関連している可能性があります。
外側と内側では異なります (Wong と Brown 2016; 2017a)。
トロヤ群はまた、主に D 型および P 型小惑星と一致する低いアルベドを持つ傾向があります。
小惑星帯または休眠彗星 (Grav et al. 2011)、および大部分の C 複合体小惑星 (Masiero)
他。 2013）。 バルッチら。 (2002) 彼らが観察したトロヤ群のアルベドが 0.03 ～ 0.07 であることを発見しました。
NEOWISE の観察では、すべてのサイズにわたって 0.07 ± 0.03 のアルベドが見つかりました (Grav et al. 2011; Emery et も参照)アル。 2015）。
2.5 回転と物性
最近まで、トロヤ群の回転速度分布に関する情報は数十に限られていました。
トロヤ群。 興味のある読者は、Emery et al. のレビューと参考文献を参照してください。 (2015) 詳細を確認するには
これらのデータを収集するために使用された個々の回転光度曲線研究について。 このセクションでは、簡単に説明します
この後の議論の文脈を設定するために、宇宙ベースの望遠鏡調査から決定された最近の研究
トロヤ群の形成と衝突進化に関する章。 ここで説明したトピックについては、さらに詳しく説明します
詳細はMottolaらによる。 （この巻）。
56 個の木星型トロヤ群の自転周期は、その多くが 15 < D < 50 km であり、以下を使用して決定されました。
Szabó et al.によるケプラー望遠鏡測光 （2017）およびライアンら。 （2017年）。 これらのデータが収集されました
2015年 7月14日から 2015年 9月30日まで続いた K2 キャンペーン6 中に。
ケプラー データでは、多くの天体が数か月間にわたって観測されたため、観測の選択は除外されます。
遅い回転子に対する効果。 彼らは、53 個のトロヤ群のうち 8 個、つまり約 15% が非常に長いスピンを持っていることを発見しました。
期間 (P ≥ 100 時間)。 Kalupらによる追跡研究。 (2021) ケプラー データの分析を以下に拡張しました。
101 トロヤ群。 彼らは、トロヤ群のスピン期間には二分法が存在し、その分裂は近くで起こっていることを示しました。
100時間。 25% は P ≥ 30 時間、12% は P ≥ 100 ～ 600 時間の非常に遅い回転子でした。 ネスヴォルニーら。
(2020a) は、この過剰の最も簡単な説明は、L4 または L5 内に移植される前に、
これらの天体はほぼ同じサイズの連星であり、同期状態に向けて潮流的に進化しました。 の
捕獲の過程で彼らの仲間は剥ぎ取られ、かなりの数の非常に多くの個体が残された可能性があります。
遅い回転子。
ネスヴォルニーら。 (2020a) の提案が真実であれば、いくつかの意味があります。 まず、同じサイズのバイナリ
トロヤ群が実際に形成された場所であればどこでも、微惑星形成の一般的な結果だったのかもしれません。 2番、
トロヤ群間の衝突進化は、遅い回転体の回転状態を実質的に変えるには十分ではなかった
彼らの仲間を剥奪された。 このシナリオは、(11351) Leucus が D ~ 35 km の目標である理由を説明する可能性があります。
Lucy ミッション (Levison et al.、本書を参照) の自転周期は 445.73 時間です (French et al. 2015;ブイエら。 2018年; カルプら。 2021）。 第三に、今日のトロヤ群には多くのバイナリが存在する可能性があります。 両方
ザボら。 （2017）およびKalup et al。 (2021) 遅い自転期間と高いライトカーブ振幅を使用します。
彼らが観察したトロヤ群は、サンプル内のバイナリの割合が約 25% であると主張しています。
2 番目の例として、Zwicky Transient Facility の公開された測光データは次のとおりです。
Schemel and Brown (2021) が色、位相パラメータ、絶対振幅、振幅を取得するために使用
1049 個のトロヤ群小惑星の回転測定結果。 全体として、彼らは回転の分布が
光度曲線の振幅は小惑星の大きさに応じて比較的一定であり、区別できないと彼らは主張した
同様のサイズのメインベルト小惑星のものから。
この結果は、小惑星から得られた観測の解釈と比較できます。
地上衝突最終警報システム (ATLAS)。 863 個の L4 トロヤ群と 380 個の L4 トロヤ群に対するスパース測光データの使用
L5 トロヤ群、McNeill ら (2021) L4 小惑星は L5 小惑星よりも細長いと主張しました。 の
研究グループは、これはL4群内でのより大きな衝突進化の副産物である可能性があると主張した。
D > 10 km の天体がわずかに多くなります (Grav et al. 2011)。 私たちはこのシナリオの可能性は低いと考えています。主な理由は次のとおりです。
L4 または L5 内の衝突確率は互いに同等です (例: Nesvorný et al. 2018)。 の
McNeill らとの矛盾 (2021) と Schemel and Brown (2021) はまだ解決されていません。
3 トロヤ群の起源シナリオ
3.1 トロヤ群の起源モデルのレビュー
トロヤ群が私たちを魅了する理由の 1 つは、彼らの起源の物語が反逆しているためです。
何十年にもわたって従来の説明が行われてきました。 太陽中心天体が地球に到達するための力学的経路はありません。
三体問題の文脈内での L4 または L5 付近の安定軌道 (つまり、太陽、木星、小惑星)。
トロヤ群がその場で形成されなければならなかったが、その可能性は低いが、そのためには何らかの追加の摂動が必要であったかのどちらかである。
彼らを捕まえてください。 これにより、トロヤ群の起源となるシナリオが多数誕生しました。 読者には以下を参照してください。
Marzari らによって提供された、トロヤ群の起源のシナリオの包括的なレビュー。 (2002) および Emery et al. （2015年）。
たとえば、トロヤ群は木星圏の微惑星の残骸であるというのが自然な考えです。
ガス抵抗により L4 または L5 で捕獲されました。 木星が形成されるにつれて、木星からのガスの抵抗が提案されました。
太陽星雲は、宇宙の限界を克服するために必要な一種の散逸力を提供した可能性があります。
三体問題 (例: Yoder 1979; Peale 1993)。 あるいは、微惑星間の相互衝突
たまたま L4 または L5 の近くに留まっていたオブジェクトもトラップできた可能性があります (Shoemaker et al.1989年）。
さらなる可能性は、木星の成長または移動が変化につながるという考えから生まれます。
L4 と L5 の位置と性質を調べ、たまたまそこにあった微惑星間での捕獲につながりました。
適切な場所に適切なタイミングで。 このようなモデルの例としては、木星の成長の増加が挙げられます。
微惑星、原始惑星、および/またはガスの降着を介して (Marzari and Scholl 1998a,b; Fleming and Hamilton)
2000）。 ガス円盤内での木星の移動も、その移動が
途中で捕らえられた微惑星が捕らえられたままになるほど十分に滑らかである（例、Lykawka et al. 2009;
ピラニら。 2019a）。 Pirani et al. (2019a) メカニズムは、内向きの
木星を移動すると、L5 よりも L4 内でより多くのトロヤ群が捕獲されます。 人口が
L5 よりも L4 を支持する非対称性は現実であり、統計的に堅牢です。この結果は、L5 を支持する証拠を示しています。
(ただし、以下で説明するように、Pirani et al. (2019a) のメカニズムには他の問題があります)。
これらのモデルに対する私たちの予想は、トロヤ群は微惑星であり、
太陽星雲内のガスと塵の集中メカニズムの副産物。 この条件を考えると、おそらく、
太陽活動中に偶然捕らえられれば、多くの微惑星が黄道の近くに存在するであろう
星雲はまだ存在していました。 これは多くのキャプチャ モデルにとってアキレス腱になりますが、ほとんどのキャプチャ モデルでは
太陽星雲が消滅しても、新しいトロヤ群は低い傾斜を維持するでしょう。
これまでのところ、その傾向を大幅に増加させるメカニズムはまだ特定されていません。
ピラニらは、これらの観測結果と一致するトロイの木馬を捕獲しました。これにより、ピラニらが示唆したシナリオが弱体化します。
（2019a）。 他の世界によって生成される永続的共鳴はそれを行うことができず、飛行する原始惑星も同様です
そしてすでに L4/L5 内に閉じ込められている物体と重力で相互作用します (例: Marzari et al. 2002; Pirani et al. 2002)。
2019b）。 惑星の胚は一時的に L4 と L5 内に捕捉されたと考えられます。
トロヤ群を興奮させますが、数値シミュレーションによると、そのような大きな天体は (i)
各雲の適切な傾斜分布、および (ii) 現在より前に脱出する (Pirani et al. 2019b)。 むしろ、そのような天体はまだ存在している可能性が高く、容易に観察できるでしょう。
したがって、トロヤ群の傾向分布により、提案されたものを受け入れることが困難になります。
上で説明したキャプチャ モデル。
傾き制約を最もよく説明できるトロヤ群起源モデルは、次のことを前提としています。
微惑星は捕獲前に励起されており、捕獲メカニズム自体に移動が含まれている
木星と並ぶ複数の巨大惑星。
3.2 巨大惑星の不安定性を伴うトロヤ群起源モデルのレビュー
上で説明したように、優れたトロヤ群の発信元モデルには、いくつかのコンポーネントが必要です。
T1) 捕獲前に動的に励起された微惑星集団、
T2) 木星の移動に関係するメカニズム。木星には L4 の形状を変更する能力があるため
L5 ゾーン、および
T3) 適切な数のオブジェクトを適切な方法で L4 と L5 に配置できるシナリオ
SFD と物理/スペクトル特性を実現しながら、他の太陽系の制約も満たします。
T1 の場合、巨大惑星ゾーンの微惑星が活動中に励起された可能性はありますが、
巨大惑星自体の形成であり、ガスがまだ存在している間に捕らえられた可能性がある。
このようなシナリオでは、主に傾向の低いトロヤ群が生成される可能性が高いと思われます。 これは言うことではありません
この時点ではトロヤ群は捕獲されていませんでしたが、彼らに何かが起こったに違いありません。そうでなければ、彼の推定上の
人口が現在のトロヤ群を低い傾向に偏らせるだろう。 また、メインベルトをベースに
予測と制約をモデリングすると、私たちの期待は、巨大な惑星から捕らえられた微惑星であるということです。
ゾーンは、D 型および P 型小惑星よりも C 型小惑星にはるかに似ているでしょう (例、Walsh et al. 2011)。
総合すると、トロヤ群は太陽星雲の後に動的に興奮した可能性が高いと思われます。
なくなる前よりも消えていました。 これは、T2 を満たすためには、Jupiter の移行も必要であることを意味します。
太陽星雲が消滅した後に発生します。 最後に、T3 については、励起された小さな分子を不安定にする必要があります。
トロヤ群の物理的制約を満たすことができる体の人口。
3.2.1 巨大惑星の不安定性
現時点では、このような動作を説明できる最良のモデルは、いわゆる「Nice モデル」として特徴付けられます。
モデル」は、後に起こる劇的な巨大惑星の移動を含む一連のモデルの総称です。
ガス円盤の除去 (Tsiganis et al. 2005; レビューについては Nesvorný 2018 を参照)。 ここで説明します
彼らの基本。
ガス円盤が分散した後、私たちの巨大惑星系は地球とは異なる構成になっていました。
今日見たもの。 ガスの降着により、それらは約 5 天文単位から約 20 天文単位までのほぼ円形の同一平面上の軌道上に残されました。
ほとんど/すべてが相互平均運動共鳴にロックされています。 そのゾーンを超えると、大規模な
原始カイパーベルトは海王星の元の軌道のすぐ外側に存在し、彗星の数は推定されていた
地球の質量が約 20 個以上で、20 天文単位をはるかに超えて伸びています。 ただし、この構成は最終的には
不安定になった。 現在のカイパーベルトの力学的構造についての最も自然な説明は次のとおりです。
最外周の巨大惑星が原始カイパーベルトを激しく交換しながら放射状に移動したという説
軌道エネルギーと角運動量の関係。 これにより、現在の巨大惑星の再編が行われました。
「巨大惑星の不安定性」と呼ばれる（例、Tsiganis et al. 2005; Nesvorný and Morbidelli 2012; Nesvorný
2018)。海王星が原始カイパーベルトに入ると、共鳴を介してそこに存在する物体を励起しました。
相互作用。 その後のこの集団を通る海王星の移動により、ほとんどの天体は
太陽系全体に飛び散りました。 これにより、原始カイパーベルトの人口は約 1000 分の 1 に減少しました。
およそこの数の冥王星サイズの天体と無数の小さな天体が巨人の中に散在している
惑星ゾーン、および/または海王星に関連する彗星の散在円盤の中へ。 間の相互作用
海王星と冥王星ほどの大きさの天体は、移動を滑らかではなく粗くし、これが今度は地球に影響を与えました。
カイパーベルト天体を海王星の共鳴に捉え、観察を説明する（ネスヴォルニーと
ヴォクロフリッキー 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; カイブとシェパード、2016年。 ローラーら。 2019）。
不安定時に重力で相互作用する巨大惑星の数
は不明です。 力学的な研究では、5 つまたは 6 つの巨大な惑星 (たとえば、3 つまたは 4 つの天王星/海王星サイズ) を含むシステムが示唆されています。
天体）は、太陽系全体で動的制約を再現することに、最初の天体よりも大きな成功を収めています。
4 つの巨大な惑星を含む (Nesvorný 2011; Nesvorný and Morbidelli 2012; Batygin et al. 2012)。 ほとんどの場合
成功したケースでは、海王星ほどの大きさの天体が木星と相互作用することで、木星がわずかに内側に移動します。
小さなジャンプの数々。 これらの出来事は、小惑星帯の力学構造を説明するのに役立つ可能性があります。
地球型惑星系であり、「Jumping Jupiter」シナリオと呼ばれます（例：Morbidelli のレビューを参照）
他。 2015）。
3.2.2 巨大惑星不安定時のトロヤ群捕獲
このコンテキストから、いくつかの異なるがかなり関連したキャプチャ シナリオを検討できます。
トロヤ群。 たとえば、元の Nice モデルでは、Morbidelli et al. (2005) は重力が
原始カイパーベルトからの難民との交流により、木星と土星が相互作用圏に入るようになった
1:2 平均運動共振。 この共鳴交差はいくつかの影響を及ぼしました。 まず、それは巨大な惑星を引き起こしました
天王星と海王星が太陽系の外側の大部分を消滅させ、太陽系の外側を不安定化させました。
原始的なカイパーベルト。 これにより、さまざまな傾きを持った多数の物体 (下記を参照) が発生しました。
木星付近に送られる。 次に、木星と土星が相互に 1:2 共鳴を交わした直後、
木星の L4 領域と L5 領域は短期間不安定になり、難民カイパーベルト天体が両方の領域に到達できるようになりました。
入って出る。 さらなる巨大惑星の移動により、L4 領域と L5 領域の扉が閉まり、天体は残された
安定した軌道上のこれらの領域内に残されます。
ここでの問題は、このモデル、および巨大惑星の不安定性を使用するすべてのモデルにおいて、トロヤ群が
カイパーベルト天体を捉えた。 モデルの予測では、サイズ分布、色、物理的性質が次のようになります。
トロヤ群の数は、カイパーベルトや、捕獲された他の個体群について私たちが知っていることと一致するはずです。
その後の進化プロセスの影響を受けない限り、同じプロセスによって同時に行われます（例：
衝突）。 これは、トロヤ群が中央および外側のメインで捕らえられた D タイプと P タイプの兄弟であることを意味します。
ベルト、ヒルダ小惑星、不規則衛星、海王星トロヤ群 (Vokrouhlický et al. 2016; Nesvorný を参照)2018 年のレビュー用）。
Nice モデルのこの初期バージョンと、それに関連するトロヤ群キャプチャ メカニズムには、どんどん嫌われていく。 数値シミュレーションと系外惑星の研究により、巨大な惑星が
惑星は太陽星雲の終焉に先立って相互平均運動共鳴に進化した可能性が高い（モルビデリ）
他、2007年。 Walsh et al.、2011; レビューについては、Morbidelli 2013 を参照してください)。 このW巨大な惑星が
不安定性は、木星と土星が 1:2 の平均運動共鳴に入ったときに引き起こされたのではなく、
いくつかの惑星が共鳴ロックから抜け出したとき。 数値研究によると、これは一般的な現象です
太陽星雲が消滅した直後に起こります。 実際、初期の巨大惑星の構成は次のようになります。
ガスがあると安定ですが、ガスがないと比較的不安定で、特に大きな原始物質と相互作用する場合に顕著です。
カイパーベルトでは、巨大惑星ゾーンに天体が失われつつある可能性があります。
巨大惑星の不安定性の別バージョンでは、巨大惑星が互いに遭遇します。
それらは軌道を変更し、L4 と L5 の安定ゾーンを突然移動させます。 これは、
徘徊するカイパーベルト天体のごく一部は、その上に「動的ネット」を投げかけられ、捕らえられるでしょう。
たまたま正しい軌道上にあれば、それらは安定した軌道にあります。 このモデルの利点は、
観察されたトロヤ群の分布を再現し、トロヤ群捕獲イベントの確率的な性質を可能にします
L4 と L5 内の集団に適度な非対称性が生じる可能性があります (Emery et al. 2015)。 これ
このモデルはまた、木星が最終的に海王星から投げ出される追加の海王星サイズの天体と相互作用することを支持します。
太陽系 (Nesvorný 2011; Nesvorný and Morbidelli 2012; Batygin et al. 2012; Nesvorný et al. 2013;
Vokrouhlický et al. 2016）。
現時点で原始カイパーベルト天体がトロイの木馬集団に捕獲される確率
時間は約 100 万分の 1 (つまり、約 5 × 10^-7)
) (Nesvorný et al. 2013)。 この値は次と同等です
ヒルダ小惑星における同様の天体（すなわち、3:2 平均運動共鳴における天体）の捕捉確率
木星など）や巨大惑星の不規則な衛星よりも数倍小さいですが、
メインベルトで捕獲される確率 (例、Vokrouhlický et al. 2016)。 したがって、私たちは、
メインベルトにはトロヤ群よりも多くの D タイプと P タイプが存在すると予想され、前者の最大の天体は
後者を上回っており、どちらも真実です (Vokrouhlický et al. 2016)。 全体として、これらのモデルは再現します
前述の各集団における最大の P 型および D 型小惑星の数と大きさ
例外的なレベルの衝突進化を経験した可能性が高い不規則な衛星を除く
(Bottke et al. 2010; Vokrouhlický et al. 2016)。
このモデルはまた、トロヤ群、動的に熱いカイパーベルトの人口、そして
散乱円盤はすべて同じ原始カイパーベルトからのものです (Levison et al. 2008)。 既存のものから
観察によると、動的に熱いカイパーベルトのSFDはこの考えと一致しているようです。 どちらもショー
100 km 付近にトロヤ群のような隆起があり、観察された天体も同様の形状をしていました (Morbidelli et al. 2009;
アダムスら。 2014年; フレイザーら。 2014）。 それらはまた、散在する中で最大の天体と一致する可能性があります。
黄道彗星の源である円盤SFDですが、散乱彗星の観測は不完全です
円盤体と黄道彗星のせいで、現時点ではこの予測を検証することが困難になっています。
3.2.3 原始カイパーベルトの進化の詳細
上記の結果は、トロヤ群の傾向分布が次から得られたことを示唆しています。
捕捉前にさらに励起された、動的に励起された原始カイパーベルトから来た天体
巨大な惑星の相互作用によって。 したがって、現在のトロヤ群の性質を解釈するには、次のことが必要です。
原始カイパーベルトの初期状態、この集団がいつどのようにしてそうなったのかを理解する
興奮し、トロヤ群に捕らえられる途中で排出されたオブジェクトに何が起こったのか。 これについて
それに基づいて、現在のカイパーベルト、散乱円盤、さらには黄道彗星の特性は、私たちに次のことを提供します。
トロヤ群の集団の性質についての洞察が得られ、またその逆も同様です。
Tsiganis ら以来。 (2005) およびモルビデリら。 (2005)、私たちの分野では多くの進歩がありました。
巨大な惑星の不安定性とトロヤ群の捕獲の性質とタイミングについて考えています。 もっと
最近の数値シミュレーションは、巨大惑星の不安定性のタイミングが未知の要因によって制御されていることを示しています。
海王星の初期軌道と原始カイパーベルトの内縁との間のギャップのサイズ (Nesvorný et al.
2018）。 ギャップが小さいほど、不安定になるのが早くなります。 ギャップが 1.5 au 未満の場合、実質的に遅延はありません。
海王星の移動の始まりであり、それは太陽系星雲の散逸直後に起こる。 それ
後で議論するように、トロヤ群が限定的な衝突進化を経験したように見える理由を説明できるかもしれません。
下に。
原始カイパーベルトの初期状態は動的に冷たかったと考えられています。
微惑星形成の条件。 物体の離心率は低いと推定できます (e < 0.1)。
海王星の外側への移動前の傾斜角 (i < 10°)。 円盤自体は24au付近から伸びており、
海王星のやや外側、少なくとも海王星の現在の長半径である 30 天文単位までの距離、そしておそらく
超えて。 オリジナルの Nice モデルでは、Neptune がディスクを介して移動することが想定されていました。
外縁に到達した、および/またはオブジェクトの空間密度が十分に低下して終了した
微惑星による移動 (Tsiganis et al. 2005)。 前者の場合、エッジは近くに配置する必要があります。
30 天文単位ですが、このシナリオでは、外縁が ~45 度にある冷たい古典的なカイパー ベルトを説明するのが困難です。
50au。
後者のシナリオに注目すると、モデルはコールド古典現象が説明できることを示すことができるようになりました。
原始カイパーベルト内の物体の空間密度は、カイパーベルトから遠ざかるにつれて徐々に減少すると仮定することにより、
太陽 (Nesvorný et al. 2020)。 光蒸発によりガスが削減される可能性があるため、この考えはもっともらしいです。
外側から内側への密度により、寒冷古典領域における微惑星の形成が制限され、
を超えて (Carrera et al. 2017)。 そうすれば、海王星は人口内を移動することができるようになる。
これ以上移動するには質量が不足しています。 海王星が地表で停止する軌道距離は次のとおりです。
30 au、現在の長半径。 ここから、海王星の軌道の外に残される唯一の天体は、
海王星の外側への移動による海王星との平均運動共鳴で捉えられ、物体が不安定化
それは最終的には海王星の摂動によって原始カイパーベルトから放出されることになる（すなわち、散乱円盤）、より偏心した海王星によって散乱された不安定な物体は、海王星は、現在の離心率 (つまり、分離した散乱円盤) に進化しました。
Neptune は、Neptune の移行による動的影響を受けていないことを確認しました。
最後の集団は、冷たい古典的なカイパー ベルトの特性によく適合します。 の故郷です
おそらくその場で形成された天体であるアロコスのような物体 (Batygin et al. 2011; Parker and Kavelaars)
2012年; フレイザーら。 2014年; マッキノンら。 2020年）。 最近のモデルは Arrokoth と他の KBO を示唆していることに注意してください
小さな粒子の雲が重力崩壊を起こしたときに生成されました (セクション 5.1 を参照)。 の
冷たい古典的なカイパーベルトの影響を受けない性質は、動的に熱いカイパーベルトの部分と比較して、十分に分離された連星の割合が高い理由も説明します。
海王星が円盤を通って外側に移動するにつれて、動的に励起するのに十分なほどゆっくりと移動しました。
少し前方にある物体の離心率と傾き (ネスヴォルニーとヴォクローフリッキー)
2016）。 ほとんどは不安定になり、巨大惑星ゾーンに送られました。 この進化はおそらく次のことを説明します
トロヤ群の群れの傾向。 原始カイパーベルトからの不安定化した天体の一部が到達
木星が別の惑星と遭遇していたとき、巨大惑星ゾーンはなんとか正しい位置にあった
巨大な惑星であり、これにより彼らは中央小惑星帯や外側小惑星帯などの多くの安定地帯に捕らえられました。
3:2 と 1:1 は、木星との運動共鳴、および木星自体の周りの遠方の軌道での運動の共鳴を意味します。 これら
世界は今、D-を支配しています。小惑星帯で見られるP型集団、ヒルダス、トロヤ群、不規則な
木星の衛星。
最後に、海王星によって不安定化されたいくつかの天体は、関連する散在ディスクに送られました。
海王星の軌道。 この領域は現在、私たちのケンタウロスと黄道彗星の主な発生源です（例：ダンカン）
およびレヴィソン 1997。 ネスヴォルニーら。 2019b）。 他の天体は他の巨大な惑星に伝えられました。
彼らは追い出されました。 この人口のわずかな割合がオールトの雲に到達できた可能性がある。
これらの天体の起源 (例、Vokrouhlický et al. 2019)、ただし、一部のオールト雲彗星は、
私たちの原始星団を通過する星から捕らえられたものです (Levison et al. 2010)。 これらの協会
つまり、トロヤ群には太陽系中に多くの兄弟がいるということです。 これらの遺体の一部はまだ冷えています
貯蔵庫から出てくる者もいるが、太陽に近づくにつれて貯蔵庫から出てくる者もいる。 多くのトロヤ群の兄弟も
興奮した原始カイパーベルトの時代から衝突的に進化した。
4 捕獲前のトロヤ群の衝突と物理的進化
このセクションでは、トロヤ群の物理的進化と衝突的進化について考察します。 を採用することで、
上記の起源のシナリオでは、ほとんどまたはおそらくすべてのトロイの木馬がかつては
原始的なカイパーベルト。 つまり、多くのトロヤ群には、捕獲以前の物理的な歴史があるということです。
木星の L4 および L5 ラグランジュ点。 この歴史をいくつかの段階に分けて説明します。
4.1 原始カイパーベルトにおける微惑星と連星形成
第 1 段階では、原始カイパーベルトにおける氷の微惑星としてのトロヤの形成を考察します。
それはまだダイナミックに寒かった。 理論研究と数値シミュレーションは、微惑星が
原始惑星系円盤内の小さな粒子が集中して形成された可能性があります。 具体的にはストリーミング
不安定性モデルは、ミリメートルからセンチメートルサイズの粒子として定義される小石が高圧に向かって移動することを示唆しています
太陽系星雲のゾーンであり、空気力学的に自己重力雲に集められます (Youdin と
グッドマン 2005; Johansen と Lambrechts によるレビュー (2017 年) を参照)。 小石の空間密度が十分である場合
に達すると、粒子雲は重力崩壊を起こし、短命の円盤構造を形成します。
微惑星が降着するもの。 形成される物体のサイズにはさまざまなサイズがありますが、最も一般的なのは
作成された最大の微惑星の直径は約 100 km (Klahr et al. 2020; 2021)。 彼らは生産することもある
上のマウンドを説明するために提案されているように、合体した多数の同じサイズのコンポーネント。
アロコス (Stern et al. 2023)。
数値シミュレーションによると、角運動量の低い粒子/ガス雲は、
〜100 km に近いサイズの単一の最大の微惑星が頻繁に生成されますが、より高い程度の微惑星は生成されます。
角運動量は、多くの場合、互いに周回する同じサイズのバイナリ成分の形成につながります。
かなりの距離で (Nesvorný et al. 2019; 2021)。 これらの後者のバイナリは観察結果と一致しています。
多くのカイパーベルト連星のうち。 コンポーネントの直径は 100 km 近くあり、ほぼ同じサイズです
コンポーネントの場合、広い分離が可能であり、同様の色を持ちます。 これらのタイプのバイナリは、ほとんどの場合、
冷たい古典的なカイパーベルトでは一般的です（つまり、調査された65個のうち40個がそのような連星です）（Noll et al. 2020）。
他の場所ではあまり一般的ではありませんが、それは物体の衝突や衝突の結果である可能性があります。
巨大惑星の不安定性と海王星の移動中の起源個体群の動的進化
原始カイパーベルトを通過。
これらの同じ微惑星形成イベントは、多くの小さな天体を頻繁に生成し、放出します。
同様に（Nesvorný et al. 2019; 2021）。 場合によっては、平らな円盤から小さな物体が分離して形成されることもあります。
より大きな粒子のクラスターから、ハンバーガーに似た形状が得られます。 こういった由来
この条件は、結合した 2 つのローブの平坦な外観を容易に説明できる可能性があります。
Arrokoth (例、McKinnon et al. 2020) と Lucy ターゲット Polymele のそれ (Buie et al. の章を参照、この
音量）。
たとえば、今日のホットな古典的なカイパーベルトでは、大きなプライマリを持つ多くのバイナリにも
衛星のサイズが主衛星の半分未満である (ただし、同じサイズのコンポーネントがより小さいバイナリも存在する)
存在します) (Nesvorný および Vokrouhlický 2019)。 これらの衛星は衝突によって生成された円盤から形成された可能性があります
第 1 段階の衝突でプライマリーが衝突した後 (Canup 2005; Leinhardt et al. 2010;sekine et al.
2017）。 これを裏付けるいくつかの証拠が関根らから得られています。 (2017)、彼らは高速巨人であると主張しています。
KBO 間の衝突は、全体的/半球的な暗化と赤化を引き起こし、それによって、
大きなKBOの間で観察される色の変化。 true の場合、前述のバイナリが見つからない理由
寒い古典的な集団は、その集団が小さく、したがって経験が少ないためである可能性があります
ステージ 1 の衝突、または単に検出が難しいためです。
私たちの期待は、同じサイズのコンポーネントを持つ十分に分離されたバイナリの一部が、
原始的なカイパーベルトは、かつては冷たい古典に見られる部分に匹敵しました。 さらに、不安定になったのは、
カイパー ベルトの人口と熱い古典的なカイパー ベルトはおそらく同じ地域から来たものと考えられます。
したがって、これらの天体の一部は衝突によって生成された円盤から形成された連星であったと推測できます。 多くのトロヤ群が以前は何らかのバイナリに存在していたという考えは、次の点と一致しています。
ケプラー宇宙船からの観測では、木星のトロヤ群の約 15% が非常に遅い自転 (自転周期) を持っていることがわかりました。
> 100時間; セクションを参照してください。 2.5）。 モデルは、これらの遅い回転子が回転角度を持っていた可能性があることを示しています
衛星との重力相互作用によって運動量が奪われ、その後衛星も剥ぎ取られること
木星が捕獲されるか、衝突によって破壊される前に、巨大な惑星との重力相互作用を介して
(Nesvorný et al. 2020)。
これらのアイデアは、ルーシーのターゲットの多様性とよく一致しており、そのうち 3 つは次のような特徴を持っていることが知られています。
衛星。 たとえば、63.8 × 36.6 × 29.6 km の D 型トロヤ群である Leucus は、非常に遅い回転子です。
スピン周期は 445.68 時間です (本書の Mottala et al. の章を参照)。 おそらくそれはコンポーネントの1つでした
ストリップされたバイナリの。 パトロクロスについてはセクションで説明します。 4.2 と Polymele は両方とも次の衛星を持っています。
おそらく微惑星の形成過程で作成および/または捕獲されたものと考えられます。 私たちはその可能性は低いと考えています
原始カイパーベルトでの衝突により、目標のエウリュバテスの小型衛星であるケタが生成されたと考えられています（参照）
秒 5.3)。
これらの微惑星形成機構と微惑星と小石との降着
降着により、100 km 以下の微惑星から冥王星サイズの天体に至るまでの KBO が形成されました。
おそらくそれを超えています）。 衝突進化前の原始カイパーベルトの正味質量はおそらく
地球の質量は約 20 ～ 30 個あり、冥王星サイズの天体が約 103 個含まれていました。 作成されると、冥王星サイズの
天体は周囲の微惑星を適度に励起し、おそらく微惑星を生成するのに十分だったでしょう。
遅い衝撃速度 (つまり、数十から数百 m/s) での衝突研削の程度。 の大きさ
ただし、第 1 段階の衝突研削については不明であり、これらの衝突がどのように影響したかについての私たちの知識は不明です。
原始的なカイパー ベルト SFD とカイパー ベルト バイナリには制限があります。
また、ステージ 1 の衝突進化が観察された現象の原因である可能性も考えられます。
q = -2.1 の累積べき乗則の傾きは、D < 100 km で観測されたトロイの木馬の間で見つかりました。 その考えは、
原始カイパーベルトでの低速衝突は、ドーナニー型のサイズ分布を作り出すのに十分な粉砕を引き起こす可能性があります (Dohnanyi 1969; O’Brien and Greenberg 2013; の補足図 4 を参照)
ネスヴォルニーら。 2018）。 この SFD の形状は、その後、地球全体にわたる小さな体のリザーバーに転写されます。
トロヤ群を含む太陽系。 このシナリオは、物理的な性質を調べることでテストできる可能性があります。
トロヤ群 (例: トロヤ群が、その進化に加えて非常に初期の衝突進化の歴史について示している証拠
クレーターが観察されました）。
4.2 Patroclus バイナリからの初期の不安定性の証拠
上で示したアイデアを使用して、ステージ 1 の衝突進化の応用を検討します。
トロヤ群における同じサイズのバイナリの最も顕著な例は、(617) Patroclus とその
衛星メノエティウス。これを今後 P-M 連星と呼びます。 P-M コンポーネントは両方とも 100 km を超えており、
そしてそれらは670km離れています。 木星のL5雲に位置しており、ルーシー宇宙船が訪問する予定です。
上で示唆したように、P-M 連星はおそらく原始カイパーベルトで副産物として形成されたと考えられます。
微惑星の形成とトロヤ群における微惑星の存在は、原始惑星の性質についての洞察を提供します。
カイパーベルト、ネスヴォルニーらによって認識された可能性。 （2018年）。 P-M バイナリはステージ 1 に耐える必要がありました
20～30天文単位の原始カイパーベルトでの衝突粉砕、不安定化した衝突進化
トロイの木馬に向かう途中のバイナリ、および過去約 4.5 ギルにわたるトロイの木馬人口の混乱イベント。
さらに、L5での捕獲前に巨大惑星との遭遇によって剥奪されることを避けなければなりませんでした。
原始カイパーベルトの衝突モデルと力学モデルをまとめ、次のように仮定することによって、
P-M のようなバイナリで作られたテスト集団、Nesvorný et al。 (2018) これらの人の離職率を推定
時間の経過とともに体。 彼らの結果は、巨大惑星の不安定性が地球の直後に起こった場合、
太陽系星雲の散逸、およびモデル P-M の約 60% である第 1 段階の衝突はありませんでした。
バイナリは生き残るでしょう (i) 第 2 段階と第 3 段階の衝突 (つまり、励起された原始系からの衝突)
カイパーベルトとトロヤ群からの衝突、それぞれ4.5Gyr以上）と（ii）巨大惑星との遭遇
バイナリ ストリッピングを生成できます。 その後、巨大惑星の不安定性が発生し、
ステージ 1 の衝突がより重要になると、P-M バイナリの生存率は急激に低下しました。
言い換えれば、巨大惑星の不安定性が早くなり、第 1 段階の衝突が早く終結するほど、
P-M バイナリが生き残ってトロヤ群になる可能性が高くなります。
最終的には、Nesvorný ら。 (2018) 巨大惑星の不安定性は 100 年以内に始まると予測
最初の固体のマイアですが、移行直後に移行が始まったときに最も好ましい結果が得られました。
太陽星雲の散逸。 これは、海王星にとって問題となる、遅い移住に反対するものです。
他の理由（例：巨大惑星を長期間にわたって安定した共鳴状態に保つことが難しい）
Nesvorný (2018) によって議論されたように、ガスディスクなし。 後期の巨大惑星の移動はダイナミックな結果を生み出す可能性がある
完全に形成された地球型惑星へのダメージ。 アグノールとリン (2012); カイブとチェンバース 2016; クレメントら。
2018年; ネスヴォルニーら。 2021）。 また、第 1 段階の衝突進化の量には厳しい制限があることも意味します。
発生した可能性があります。
4.3 カロンとアロコスのクレーターからの小型トロヤ群小惑星と KBO に関する洞察
未知だがおそらく早い時期に、海王星は原始カイパーベルトに入り、移動した。
それを通じて、第 2 段階の衝突進化が始まりました。 ここで原始カイパーベルトがダイナミックに変化しました
ニューホライズンズ宇宙船によって初めて観測された天体、すなわち冥王星・カロンに興奮しました。
とアロコスは、興奮した原始カイパーベルト人口の大部分によって攻撃される可能性がありました。
冥王星-カロンとアロコスの衝突速度は2.2 km s−1と0.7 km s−1に上昇した
、それぞれ、および
原始カイパーベルトの不安定化した部分として、多数のクレーター現象が発生したはずである
冥王星-カロン/アロコス-交差軌道上に散乱した。
トロヤ群小惑星のクレーター サイズ分布がどのようなものであるかについての洞察を得るには、次のことが役立ちます。
原始カイパーベルトの2つの世界であるカロンとアロコスを襲う最小の衝突体を考えてみましょう
ニューホライズンズの観測によりクレーターの制約が存在する場所。 数多くのサブキロメートル化の可能性があるにもかかわらず
どちらかの天体に衝撃を与えると、カロンとアロコスは両方とも D < の数に奇妙な欠乏を持っています。
表面には直径 10 km のクレーターがある (Singer et al. 2019; Spencer et al. 2020; Robbins and Singer 2021)。
カロン クレーターは、1 < D < 10 km のクレーターでは q = -0.7 ± 0.2 の浅い累積べき乗則の勾配に従います。
(Singer et al. 2019; Robbins and Singer 2021)、一方、Spencer et al. (2020) アロコス クレーターには
0.2 < D < 1 km のクレーターの場合、q の傾き = -1.3。 Morbidelli らによる両方のデータセットの再評価に注意してください。
(2021) は、アロコス上の 7 km の大きなクレーターの形成も考慮しており、べき乗則は次のように主張しました。
クレーターサイズ分布の傾きは -1.5 < q < -1.2 である可能性が高く、発射体サイズは30 m と 1 km の間の分布は、-1.2 < q < -1.0 である可能性があります。
図 3: 3 つの異なる Q*D における 4.5 Gy の衝突進化後のトロイの木馬のサイズ分布。 の
初期 SFD は赤い破線で示されています。 Marschall et al. から引用。 （2022年）。
図 4. 太陽系外縁部のさまざまな個体群における g - i カラーインデックスの累積分布
(セクション 5.3 を参照)。 Ultrared オブジェクトは、垂直破線の右側にあると想定されます。 から適応
ボーリンら。 （2023年）。
(セクション 5.3 を参照)。 Ultrared オブジェクトは、垂直破線の右側にあると想定されます。 から適応
ボーリンら。 （2023年）。
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