（486958）アロコス、カイパーベルトの原始接触連星の太陽系星雲の起源

アロコスはふわふわの薄いパンみたいな天体が秒速３ｍ未満で正面衝突して出来た？探査機ニューホライズンズが当時ウルティマトォーレと呼ばれていたアロコスを振り返ってみた時の薄さに驚いた２０ｋｍも有るのに自重で押し固められない。以下、機械翻訳。
（486958）アロコス、カイパーベルトの原始接触連星の太陽系星雲の起源
（2020年3月12日に提出）
探査機ニューホライズンズが冷たい古典的なカイパーベルトオブジェクト（486958）アロコス（旧2014 MU69）と出会ったことで、接触連微惑星が明らかになりました。私たちはそれがどのように形成されたかを調査し、それが初期の太陽系における穏やかな低速合併の産物であることを発見しました。その2つのレンズ状ローブは、重力で崩壊する固体粒子雲内の多数の小さな微惑星の低速度の蓄積を示唆しています。ローブの幾何学的な配列は、ローブが角運動量の損失とその後の合併を経験した共同軌道の連微惑星であったことを示しています。おそらく雲内の動的摩擦と衝突またはその後のガスドラッグによるものです。アロコスの接触連微惑星形状は、冷たくて古典的なカイパーベルトの温和な動的および衝突環境によって維持されました。

図1.アロコスの表面の動的全球物理環境は、重力と回転。 （A）アロコスの回転フレームの有効表面重力。
形状モデル（8）。 （B）重力勾配、つまり局所的な有効重力の差　ベクトルとグローバルな形状モデルに垂直な表面。 矢印はローカルの傾きを示します
重力勾配; 最も急な勾配は、首の領域またはその近くで発生します（（8）、図S1を参照）。
（A）と（B）の両方で、両方のローブについて500 kg m-3の均一な密度が想定されています。 赤い点は重心/回転軸。 背景グリッドは1 km間隔です。


図2.アロコスの首で支えられる圧縮または引張応力は、体の密度。 （A）青い実線は、制限のない圧縮と張力を分離します
政権。 かさ密度r≳250 kg m-3の場合、ネックは圧縮されています。 名目上の彗星用1 kPaの凝集度（黒い破線）および30°の内部摩擦角（33）、上限
Arrokothの密度は〜500 kg m-3です。 そうしないと、首の領域が崩壊します。 より大きな強みより大きなかさ密度と互換性があります。 r≲250 kg m-3の場合、首に張力がかかっています（
B）の拡張スケール。 公称彗星引張強度100 Pa（33）の場合（破線黒線）、Arrokothの下限密度は250 kg m-3に近いままです。 はるかに低い密度（≲50 kg m-3）、ローブ間の力が消滅するため、物理的とは見なされません。 力推定接触面積に反比例して推定スケール（23 km2を採用  [8]）。


図3.仮定されたかさ密度の関数としてのアロコスの平均重力勾配。
最小平均勾配は、かさ密度が約240 kg m-3の場合に発生します（図1B、r = 500 kg m-3）。 アロコスの地形が小惑星や彗星の地形と同様に振る舞う場合
核（39）、これはアロコスのおおよその密度かもしれません。 最小値は非常に広く、ただし、彗星の核に適していると考えられる密度の範囲と一致しています（29）。


図4.スケールの球体間の衝突の数値N体計算
アロコスのLLローブとSLローブのおおよその質量比。大きいローブ（LL）はそれぞれ緑色で表され、小葉（SL）は青色の粒子で表されます。かさ密度
両方のボディで500 kg m-3が想定されています。 （A）10 m s-1の衝突速度で、適度に斜めの角度、衝撃は両方の体をひどく破壊し、材料の長い橋を残す
それらの間で伸びた。シミュレーションが進むと、Thuleが移動するとこの接続が切断されます
LLから遠ざかり、最終的に脱出します。ムービー1は、このパネルのアニメーションバージョンを示しています。 （バット5 m s-1で、同じ衝突角45°の場合、衝突により接触連星が作成されますが、
非対称の太い首と片側のThule。ムービー2は、アニメーションバージョンを示しています。 （C）2.9m s-1および80°の斜めの衝突角、両方のローブは無傷のままであり、
明確に定義された細い首を形成します。ムービー3は、アニメーションバージョンを示しています。粒子間粒子間の摩擦はすべての場合に想定されます。 AおよびBでは、粒子間凝集度は1です。
kPa（彗星のような天体に典型的と考えられる値。テキストを参照）およびCではゼロ凝集が想定されます。AとBでは初期スピンは想定されていませんが、Cのローブは同期して回転するように設定されています　衝突前。


図5。カイパーベルトにおける接触バイナリの形成の可能な初期段階、数値モデルで示されています。
（A）原始太陽系星雲内の過剰な粒子濃度　ストリーミングの不安定性により自己増幅し、重力の不安定性につながります。
より細かいスケールのノットに縮小します。 （60）の数値シミュレーションのスナップショットは、垂直に示しています
積分粒子密度、スパー、星雲中立面に対して垂直に表示、最初は均一な表面密度、áSparñ。 明るい色は粒子密度が高いことを意味し、Hは星雲です
スケールの高さ、および0.02Hは初期のパーティクルスケールの高さです（図は（60）から適応;ã
許可を得て複製）。 （B）崩壊し、重力的に不安定な例の結果（58）のN体シミュレーションからの粒子雲。 Arrokothはバイナリとして形成された可能性があります
このような崩壊する粒子雲内の微惑星、接触バイナリとして、またはより可能性の高い共同軌道として。


図6。Arrokothとその2つのローブの慣性軸が揃っています。 （A）下から見たスピン軸、矢印は最大（c、または赤）、中間（b、または緑）、および最小（a、
または青）各ローブの慣性主軸（細いベクトル）、および体全体（太い）ベクトル）。 ベクトルは、各コンポーネントの重心から発生します。 背景グリッドは1-km間隔。 （B）同じものの斜めのビュー。CA06画像のジオメトリに一致します（8）。
慣性の最大主軸と、SLの最小主軸のアライメント　全体としてのアロコスの慣性との慣性は、偶然によるものではありそうにありません（テキストを参照）。


アロコスの物語
小さな粒子から巨視的な物体を生成するための多くのメカニズムが提案されています
原始星雲の中。アロコスとのニューホライズンの出会いは、それらを許可しました
原始微惑星の綿密な観察でテストされるメカニズム。
Arrokothは接触原型（7）であり、原始微惑星（7-9）と一致しています。
太陽中心、高速衝突進化、または壊滅的な（または
一生のうちに（致命的ではない）影響もあります。その形状は階層構造と一致していません
独立した、太陽中心の微惑星の降着、最初はゆっくりとした衝突があったように
最終的に壊滅的になります。代わりに、2つのローブ（LLとSL）が来たと結論付けます
一緒に低速で、数m / s以下、場合によってはもっとゆっくり。
バイナリ形成は、原始惑星系円盤で理論的に予測される一般的な結果です。
局所的に集中した固体（小石雲）の群れは、自己重力の下で崩壊します。
冷たい古典的なKBOの中でバイナリの割合が高いことをもっともらしく説明しています（58）。冷たい古典
KBOバイナリは、現在観測可能なものまで、さまざまなバイナリ軌道分離を示します。
制限（〜1000 km [47]）。数値モデリングは、よりタイトなまたは接触するバイナリが形成される可能性があることを示します
崩壊する小石の雲の中。短周期彗星の間での二葉形の卓越性、
カイパーベルトの散乱ディスクコンポーネントから派生していることを示唆しています（ただし、要求）カイパーベルトバイナリ軌道を崩壊させるプロセスがあること（87）。の配置
LLローブとSLローブの主軸は、2つの共軌道体間の潮汐結合を示し、
最終的な合併の前。
カイパーベルトのバイナリ合併を推進するためのさまざまなメカニズムの調査は、
原始太陽系星雲がまだ存在している間、ガスドラッグの潜在的に支配的な役割。これを見つけます
半径方向の圧力勾配のあるガス星雲では、ガスの速度がバイナリの太陽中心ケプラー速度から逸脱するため、プロセスは効果的です。バイナリという逆風
独自の重心の周りのバイナリペアの動きにカップルを感じています。結果として生じる粘性
ガスのドラッグは、アロコススケールの共同軌道の連星と、より小さな彗星スケールを崩壊させる可能性があります
バイナリ-原始太陽系ガス星雲の数Myr寿命内。
冷たい古典的なカイパーベルトの領域にかなりの星雲ガスが存在する
同じ地域の低い微惑星質量密度と矛盾しない（4）。のガス抵抗ドリフト
小さな粒子は、寒い古典的な地域で固体の大規模な枯渇を引き起こす可能性があります（92、94）。
それにもかかわらず、冷たい古典的なKBOを構築するのに十分な固体質量が残っていなければならない。
太陽系の現在の質量の数倍しか動的に失われていない可能性のある人口
履歴（19）。星雲ガスの存在下での集団的重力不安定性は、このような低い固体質量密度からの微惑星人口。
同様の付加プロセスは　初期の太陽系の他の場所で発生しました。