準惑星ケレスのような大型の小惑星は短寿命の放射性同位元素26Alの崩壊熱や小天体の衝突エネルギーで加熱され溶融分化します。巨大惑星のマイグレーションの影響で微惑星は予想外の場所に送り込まれる場合もある。以下、機械翻訳。
ケレスに似た小惑星の後期降着とメインベルトその外側への移植
概要：
低アルベド小惑星は原始太陽系微惑星の記録を保持し、太陽系星雲が活動していた条件。 しかし、これらの起源と進化は
小惑星は十分に拘束されていません。 ここでは、可視および近赤外 (~0.5 – 4.0 μm) を測定しました。
中央外側メインベルトの低アルベド小惑星のスペクトル。 多数の大きな (d > 100km) および暗い (幾何学的アルベド < 0.09) 小惑星が準惑星ケレスの軌道シェアの外側にある
ケレスと同じスペクトルの特徴、そしておそらく組成。 サーマルも開発しました。
これらのセレスのような小惑星が非常に多孔性の内部を持っていることを示す進化モデル、
カルシウムとアルミニウムに富む介在物の形成後、1.5 ～ 3.5 Myr で比較的遅く降着し、
900 K 未満の最大内部温度を経験しました。セレスのような小惑星は、~3.0-3.4 AU の間の限られた太陽中心領域ですが、より遠くから移植された可能性があります。
巨大惑星の動的不安定性の間の太陽系の領域。
本文:
暗黒の小惑星、そのほとんどはメインベルトの中央外側にある (2.5 < a < 4.0 AU)
(1)、惑星の形成からの残り物 (2) と原始惑星の残骸であると考えられています。
最初の太陽系微惑星の降着 (3)。 これらの小惑星は遺伝的に関連しています
炭素質コンドライト (4) であり、まとめて原始小惑星と呼ばれます。 原始小惑星
地上ベース（例：5、6）および
宇宙ベースの望遠鏡 (7) と宇宙船 (8)。 NASA 赤外線望遠鏡施設 (IRTF) の使用
望遠鏡、(5) 中央外側主星の低アルベド小惑星のスペクトル (~1.9-4.1 µm) を測定
ベルト。 3 μm バンド形状に基づいて、(5) は 4 つの主要な 3 μm スペクトル グループを特定しました。
1. 鋭いグループには、CI または CM 炭素質コンドライトと一致する 3 μm のバンドがあります。
(例: 9)。 このグループの小惑星のほとんどは、2.5 < a < 3.3 AU 地域で太陽に近い位置にあります。
2. ~2.6 < a < 3.2 AU 領域に位置するケレスにスペクトル的に似ている小惑星のグループ
であり、3.05 µm を中心とする比較的狭い特徴が重ね合わされています。
~2.8 から 3.7 µm までのより広い吸収特性。
3. 小惑星 エウロパにスペクトル的に似ている小惑星群。
~3.1 < a < 3.2 AU 領域であり、3.15 µm を中心とした 3 µm バンドも示します
〜 2.8 から 3.7 µm までのはるかに広い吸収特性に重ねられます。 いいえ
隕石の一致は、3 μm 帯域のセレスとエウロパに似たグループの両方で見つかりました
(10)。
4. 丸みを帯びたグループは ~3.4 < a < 4.0 AU 領域にあり、3 μm バンドを持っています。
これは水の氷に起因する可能性があります (例: 11)。
ここでは、新しい可視および近赤外 (NIR: ~0.5-4.0 μm) の反射スペクトルを提示します。
で測定された 10 個のセレスおよびエウロパに似た小惑星 (小惑星エウロパの新しいスペクトルを含む)
IRTF。 これらの大きな暗い小惑星の天文観測を、
熱進化と力学モデルを提供し、起源と進化の新しい解釈を提供します
これらの小惑星の進化。
セレス様小惑星の軌道分布
この作業では、Takir と Emery (5) の分類を更新し、結合しています。
ケレス様グループとエウロパ様グループが 1 つのグループ、ケレス様グループにまとめられています。 9個特定しました
ケレスにスペクトル的に似ている追加の小惑星 (小惑星エウロパに加えて) は、
C、B、P、F、および D を含むさまざまなスペクトル クラスの直径が ~100 km を超える、および
0.09 未満の幾何学的アルベド (補足表 1)。 ケレスに似た小惑星のスペクトル
主に 3.05 ～ 3.15 μm を中心としたバンドを示します (補足表 2、列 2)。
~2.8 から 3.7 µm までのはるかに広い吸収特性と幅広い特性に重ね合わされます。
中心は約 1 ～ 1.5 µm で、短波長 (約 0.6 ～ 2.0 µm) では一般に凹状になります。
（補足図1）。 これらの小惑星の 3 μm での吸収帯強度は、
~2% から 8% (補足表 2、列 3)。 3 μm バンド領域の範囲は 0.012 ～ 0.015µm-1
(補足表 2、列 4)。 以前に公開された可視スペクトル (0.4 ～ 0.93 μm、
https://sbnapps.psi.edu/ferret/) もこの調査に含まれており、
これらの小惑星の表面組成。 補足図2は、すべての処理されたスペクトルを示しています
準惑星のものと一致することが判明した、新たに確認された大きな暗い小惑星セレス。
図 1 は、確認されたすべてのケレスに似た小惑星が ~3.0 ～3.4AU。 Takir と Emery によって分類された 2 つの小惑星、 Themis と Cybele
丸みを帯びたグループでは、この作品ではセレスのようなグループに再分類されています。
Ceresのスペクトルとのスペクトルの類似性。 小惑星 バンベルガはタキールとエメリー によってグループ化され、
リヴキン等。 およびRivkinら。 ケレスのような物体として。 しかし、より最近の研究では
この小惑星がシャープグループに分類されることが示されました。 約 0.5 ～ 2.5 µm の領域におけるバンベルガのスペクトル形状は、1.5 µm 付近でわずかに上向きの曲率を持つ急勾配を特徴とし、さらに
鋭いグループでのバンベルガの分類を示唆しています。 バンベルガには異質性があるかもしれません
両方のグループを代表する表面で、セレスのようで鋭い。
3.4 天文単位にある小惑星 Cybele を除いて、調査されたすべての小惑星は
~3.0 から ~3.2 AU の間の狭い太陽中心領域で、~2.8 AU のケレスの軌道を超えています。 図1
太陽の近くに位置する天体も示しており、その氷が溶けて水の変質につながっています (急激な変化)。
グループ)、および未溶融の氷を含む太陽から遠く離れた場所 (丸いグループ)。
図1. 大きな暗い小惑星の軌道分布。 識別された大きな暗い小惑星 (赤)
準惑星ケレスにスペクトル的に類似していることが判明した四角形) は、~3.0- に位置しています。
3.4 AU 太陽中心領域 (灰色)。 CM/CI に似た水質変化した小惑星 (シャープ グループ、
Takir と Emery (5) からの青い三角形) は、より低い太陽距離でプロットされ、変更されていない小惑星
(丸みを帯びたグループ、黒い星) 太陽からの距離が大きくなります。
セレスに似た小惑星の熱進化
原始小惑星は、最初は無水の混合物で構成されていると考えられています。
後に 26Al の崩壊などの熱源によって融解した物質と水の氷、反応
H2O/OH に富む鉱物 (15) を形成するための無水物質と、炭素質コンドライト C または CI 様組成物。 最初に水が豊富な小さなものの温度とかさ密度の変化
体は、1D 有限差分熱進化モデル (16、17) を使用して計算されました。
26Al、60Fe、および長寿命の放射性核種によって加熱された微惑星。 氷が豊富な初期構成
これは、水性変質後にフィロケイ酸塩が支配的な材料につながります（初期の約13wt.% H2O は、水の変化のために完全に消費され、約 60
CM と CR の含水量とモーダル鉱物学によって示唆される vol.% 水和ケイ酸塩コンドライト）と推定された。
特に、アステロイドからのホットプレスによる熱的に活性化された圧縮。
最初は密度が低く（つまり、非常に未固結の多孔質構造）、サイズが大きくなり、密度が高くなります。
密度と小さいサイズは、研究された大きな暗い小惑星のかさ密度とサイズに適合するように、密度とより小さいサイズがモデル化されました。 この目的のために、典型的な初期気孔率 50% (17) は、
コンポーネントのひずみ速度から Voigt 近似として計算されたひずみ速度。
材料特性（熱伝導率、密度、熱容量など）に対応
組成は仮定され、温度と気孔率で調整されました。 イラストや
比較可能性を考慮して、質量は等しいが空隙率が異なる物体を関連付けます（つまり、バルクが異なる
モデル計算後に得られた密度とサイズ) と「参照」質量。 リファレンス
私たちの見積もりでカバーされる質量と降着の時間間隔は、10^15 kg から 10^21 kg です (つまり、粒子密度 2460 kg/ m^-3 で直径 10 km ～ 1000 km に対応
そしてゼロ気孔率) およびカルシウム-アルミニウムが豊富な介在物の形成と比較して 1 Myr から 5 Myr
（CAI）、それぞれ。 初期密度が低い（つまり、初期気孔率が高い）モデルは、
結果として得られるすべてのパラメーターのペアに対して計算されます。 から得られた質量と嵩密度
圧縮は、観測された小惑星の質量と嵩密度と一致するように検索されました。
これらの一致から、降着時間が導き出されました。 図 2 に最高温度 (a) を示します。
平均密度 (b) は、参照質量と降着時間の関数として計算されます。ここで、
質量と降着時間 t0 は上記のように変化させました。 さらに、降着時間
研究されたいくつかの小惑星について、かさ密度と質量の適合から生じる結果が示されています。 見る
調査対象のかさ密度のフィッティング手順に関する詳細については、方法
大きな暗い小惑星とそれらの対応する降着時間と不確実性。
図 2. 最初は水が豊富な微惑星の最高温度 (a) と密度 (b)
CAI と参照質量に対する降着時間の関数。 四角は適合表示
小惑星は、それらの参照質量と降着時間を中心にしています。 垂直エラーバーは質量を示します
不確実性。 調査対象の小惑星の数もプロットに含まれています。 メソッドを参照してください
熱進化モデリングの詳細。 補足表 3 は、観察された主な内容をまとめたものです。
熱進化モデルを当てはめた小惑星の初期および中間の特性
モデリング手順に含まれるプロパティ、およびアステロイド適合の最終計算プロパティ
その結果、降着時間が導き出されます。 プロットされたエラーバーは、質量の不確実性を示しています
質量推定観測の不確実性から生じる適合（方法を参照）。 のために
降着時間の推定の不確実性については、補足表 3 を参照してください。
図3 左から右への小惑星の内部構造の進化と最終的な進化
得られた構造。 小惑星は、乾燥した塵と氷の粒子の緩い凝集体として形成されます (a)。
内部の加熱は、水和と進行性の圧縮を引き起こします (b)。 放牧の影響
水和表面を露出する残りの緩い表面層を除去します (c)。 一部の小惑星は進化する
完全に圧縮された中央領域によって特徴付けられる段階（d）へ。 最終的な構造の範囲は
多孔質のもの全体（ただし、小惑星ごとにさまざまな程度に部分的に圧縮されています）
中央の気孔率が ϕc ≈ 25 % と高く (ステージ c)、ダウンの中央の気孔率が大幅に減少
３％まで（段階ｃ）高度に多孔質の外層によって覆われた完全に圧縮された内部（段階ｄ）まで。
図 4. 惑星の成長と成長の間の小惑星帯への微惑星の移植
動的進化。 ディスクの温度プロファイルは、微惑星形成中の小さな天体。
アンモニア化フィロケイ酸塩の存在 は、セレス (そしておそらく大きな暗黒微惑星も) が起源である可能性が高いことを示しています。
土星の軌道を超えて、おそらくもっと遠くにある。 木星・土星領域の微惑星は
ガス巨大惑星の急速なガス降着の間に埋め込まれました。 ガスと氷の移動
ガス巨大惑星は、移植された微惑星のソース領域を外側に拡大させました。 氷巨大惑星の成長は追加の微惑星を移植した。 氷巨大惑星の不安定性
外側の微惑星円盤からいくつかの小惑星を移植した – これは、大きな暗い小惑星。
不安定性は、ガス状ディスクの分散によって引き起こされた可能性があり、これらの注入メカニズムは時間的に数から 10 百万年だけ離れていました。
多くの揮発性の低い小惑星は、地球の惑星形成領域から移植された可能性が高い。
組成と材料特性
大きな暗黒のスペクトルの類似性に基づいて、CMコンドライトに類似した特性を仮定します
水が豊富な炭素質コンドライトを持つ小惑星。 初期組成は主に
無水物と水氷の混合物は、後に
26Al が崩壊し、無水物質と反応して H2O/OH に富む鉱物を形成します 。 氷が豊富
水性変質後にフィロケイ酸塩が支配的な物質をもたらす初期組成。
CM コンドライトの含水量とモーダル鉱物学 によって示唆されるように、すなわち、
≈ 13 wt.% または ≈ 33 vol.% H2O 氷 最初は完全に水の変化のために消費されます
約 60 vol.% の水和ケイ酸塩と約 40 vol.% の無水ケイ酸塩を含む組成物を導き、
すなわち、どちらも ≈ 50 wt.% です。 以下、表記は𝑥𝑖𝑐𝑒=0.13、𝑥𝑑𝑢𝑠𝑡=0.87、𝑣𝑖𝑐𝑒=0.33、𝑣𝑑𝑢𝑠𝑡
= 0.67、𝑥ℎ𝑦𝑑 = 0.5、𝑥𝑎𝑛ℎ = 0.5、𝑣ℎ𝑦𝑑 = 0.6、𝑣𝑎𝑛ℎ = 0.4 が使用されます。 これは平均と一致する粒子密度 ≈ 2460 kg/ m^3
最初はウォーターアイスとカンラン石の混合物と
水を消費した後のアンチゴライトとカンラン石。 この初期構成は理想化された粒子密度、熱伝導率、および
数値計算に必要な熱容量。 この概算にはマイナーは含まれません
相と微量元素。 アンモニアのような微量相は、材料特性に影響を与えます。
熱進化モデリングの結果にごくわずかな違いをもたらす量。
したがって、それらは無視されますが、この無視はアンモニアの存在と矛盾しません
初期構成。 粒子密度は、既知の CM 粒子密度の下限にあります。 アン
平均粒子密度 2700 kg/ m^3
考慮された小惑星に適用されると、現在の
最大 50% の気孔率。 ただし、降着中に作用するコールドプレスのプロセスは、
注目に値する加熱がないため、微惑星の空隙率はすでに約43％に減少しています。
したがって、現在の気孔率の 43% 以下に相当する粒子密度を選択しました。
初期の含水量は、CM コンドライトで導出された範囲によって異なる可能性があります。
一般に、異なる水分率は、モデルのエネルギーバランスに影響を与えます。
氷の融解中の潜熱消費量の小さな変化。 妥当な変動
したがって、水分含有量は、モデリング結果のごくわずかな変動につながります。 したがって、
ここで使用される組成は、熱進化と圧縮の観点から合理的に代表的です
行動。
50% の典型的な初期気孔率は、ひずみ速度の変化に続いて減少しました。
コンポーネントのひずみ速度から Voigt 近似として計算されます 。 数パーセント以内の初期空隙率の変動は合理的であるように見えますが、私たちはすでに
妥当な値と考えられます。 多孔質の非石化材料は、
球。 外力の適用下でちょうど安定している最も緩い最密充填には、
〜44％の気孔率。 微惑星は非常にふわふわした塵の集合体から降着しますが、
最大 90% の気孔率、これらの凝集体の衝突が材料の圧縮につながり、
実験は、そのような繰り返しのマイクロインパクトが気孔率を約60％未満に減らすことができることを示しています
これらの凝集体が微惑星に降着する前。 使用される 50% の値は、
60% より小さく、ランダムな緩いパッキングのそれより大きく、さらに、通常使用されます。
微惑星の熱進化モデルの場合 (例: (53) およびフォローアップ論文)。
材料特性（熱伝導率、密度、熱容量など）に対応
組成は仮定され、温度、空隙率、および組成で調整されました。 の
水氷の融解は、Ts = 272 K 間の 2 度の温度間隔で考えられます。
および Tl = 274 K は、273 K での相転移が急激すぎるという数値的な問題を回避するためのものです。
潜熱消費量 L = 3.34×10^5J K^-1/kg
を介した氷の融解中
ステファン数 [式 (1) および (44) を参照] 計算に 4200 J K^-1/kg の熱容量を使用
液体水の。 水性変質、したがって水和ケイ酸塩の形成は、
Tl に到達した後、ほぼ瞬時に発生すると想定されます。
ローカルかさ密度 ρ は、ローカル
体積充填率 (1-φ): ρ = (1 - φ) ρg. 熱容量 cp と熱の方程式
導電率 k は、水の氷と無水ケイ酸塩 (T < Tl) または水和および
無水ケイ酸塩 (T ≥ Tl) の寄与。 熱伝導率 k は、水の氷と無水の熱伝導率の体積分率加重幾何平均として計算されます。
ケレスに似た小惑星の後期降着とメインベルトその外側への移植
概要：
低アルベド小惑星は原始太陽系微惑星の記録を保持し、太陽系星雲が活動していた条件。 しかし、これらの起源と進化は
小惑星は十分に拘束されていません。 ここでは、可視および近赤外 (~0.5 – 4.0 μm) を測定しました。
中央外側メインベルトの低アルベド小惑星のスペクトル。 多数の大きな (d > 100km) および暗い (幾何学的アルベド < 0.09) 小惑星が準惑星ケレスの軌道シェアの外側にある
ケレスと同じスペクトルの特徴、そしておそらく組成。 サーマルも開発しました。
これらのセレスのような小惑星が非常に多孔性の内部を持っていることを示す進化モデル、
カルシウムとアルミニウムに富む介在物の形成後、1.5 ～ 3.5 Myr で比較的遅く降着し、
900 K 未満の最大内部温度を経験しました。セレスのような小惑星は、~3.0-3.4 AU の間の限られた太陽中心領域ですが、より遠くから移植された可能性があります。
巨大惑星の動的不安定性の間の太陽系の領域。
本文:
暗黒の小惑星、そのほとんどはメインベルトの中央外側にある (2.5 < a < 4.0 AU)
(1)、惑星の形成からの残り物 (2) と原始惑星の残骸であると考えられています。
最初の太陽系微惑星の降着 (3)。 これらの小惑星は遺伝的に関連しています
炭素質コンドライト (4) であり、まとめて原始小惑星と呼ばれます。 原始小惑星
地上ベース（例：5、6）および
宇宙ベースの望遠鏡 (7) と宇宙船 (8)。 NASA 赤外線望遠鏡施設 (IRTF) の使用
望遠鏡、(5) 中央外側主星の低アルベド小惑星のスペクトル (~1.9-4.1 µm) を測定
ベルト。 3 μm バンド形状に基づいて、(5) は 4 つの主要な 3 μm スペクトル グループを特定しました。
1. 鋭いグループには、CI または CM 炭素質コンドライトと一致する 3 μm のバンドがあります。
(例: 9)。 このグループの小惑星のほとんどは、2.5 < a < 3.3 AU 地域で太陽に近い位置にあります。
2. ~2.6 < a < 3.2 AU 領域に位置するケレスにスペクトル的に似ている小惑星のグループ
であり、3.05 µm を中心とする比較的狭い特徴が重ね合わされています。
~2.8 から 3.7 µm までのより広い吸収特性。
3. 小惑星 エウロパにスペクトル的に似ている小惑星群。
~3.1 < a < 3.2 AU 領域であり、3.15 µm を中心とした 3 µm バンドも示します
〜 2.8 から 3.7 µm までのはるかに広い吸収特性に重ねられます。 いいえ
隕石の一致は、3 μm 帯域のセレスとエウロパに似たグループの両方で見つかりました
(10)。
4. 丸みを帯びたグループは ~3.4 < a < 4.0 AU 領域にあり、3 μm バンドを持っています。
これは水の氷に起因する可能性があります (例: 11)。
ここでは、新しい可視および近赤外 (NIR: ~0.5-4.0 μm) の反射スペクトルを提示します。
で測定された 10 個のセレスおよびエウロパに似た小惑星 (小惑星エウロパの新しいスペクトルを含む)
IRTF。 これらの大きな暗い小惑星の天文観測を、
熱進化と力学モデルを提供し、起源と進化の新しい解釈を提供します
これらの小惑星の進化。
セレス様小惑星の軌道分布
この作業では、Takir と Emery (5) の分類を更新し、結合しています。
ケレス様グループとエウロパ様グループが 1 つのグループ、ケレス様グループにまとめられています。 9個特定しました
ケレスにスペクトル的に似ている追加の小惑星 (小惑星エウロパに加えて) は、
C、B、P、F、および D を含むさまざまなスペクトル クラスの直径が ~100 km を超える、および
0.09 未満の幾何学的アルベド (補足表 1)。 ケレスに似た小惑星のスペクトル
主に 3.05 ～ 3.15 μm を中心としたバンドを示します (補足表 2、列 2)。
~2.8 から 3.7 µm までのはるかに広い吸収特性と幅広い特性に重ね合わされます。
中心は約 1 ～ 1.5 µm で、短波長 (約 0.6 ～ 2.0 µm) では一般に凹状になります。
（補足図1）。 これらの小惑星の 3 μm での吸収帯強度は、
~2% から 8% (補足表 2、列 3)。 3 μm バンド領域の範囲は 0.012 ～ 0.015µm-1
(補足表 2、列 4)。 以前に公開された可視スペクトル (0.4 ～ 0.93 μm、
https://sbnapps.psi.edu/ferret/) もこの調査に含まれており、
これらの小惑星の表面組成。 補足図2は、すべての処理されたスペクトルを示しています
準惑星のものと一致することが判明した、新たに確認された大きな暗い小惑星セレス。
図 1 は、確認されたすべてのケレスに似た小惑星が ~3.0 ～3.4AU。 Takir と Emery によって分類された 2 つの小惑星、 Themis と Cybele
丸みを帯びたグループでは、この作品ではセレスのようなグループに再分類されています。
Ceresのスペクトルとのスペクトルの類似性。 小惑星 バンベルガはタキールとエメリー によってグループ化され、
リヴキン等。 およびRivkinら。 ケレスのような物体として。 しかし、より最近の研究では
この小惑星がシャープグループに分類されることが示されました。 約 0.5 ～ 2.5 µm の領域におけるバンベルガのスペクトル形状は、1.5 µm 付近でわずかに上向きの曲率を持つ急勾配を特徴とし、さらに
鋭いグループでのバンベルガの分類を示唆しています。 バンベルガには異質性があるかもしれません
両方のグループを代表する表面で、セレスのようで鋭い。
3.4 天文単位にある小惑星 Cybele を除いて、調査されたすべての小惑星は
~3.0 から ~3.2 AU の間の狭い太陽中心領域で、~2.8 AU のケレスの軌道を超えています。 図1
太陽の近くに位置する天体も示しており、その氷が溶けて水の変質につながっています (急激な変化)。
グループ)、および未溶融の氷を含む太陽から遠く離れた場所 (丸いグループ)。
図1. 大きな暗い小惑星の軌道分布。 識別された大きな暗い小惑星 (赤)
準惑星ケレスにスペクトル的に類似していることが判明した四角形) は、~3.0- に位置しています。
3.4 AU 太陽中心領域 (灰色)。 CM/CI に似た水質変化した小惑星 (シャープ グループ、
Takir と Emery (5) からの青い三角形) は、より低い太陽距離でプロットされ、変更されていない小惑星
(丸みを帯びたグループ、黒い星) 太陽からの距離が大きくなります。
セレスに似た小惑星の熱進化
原始小惑星は、最初は無水の混合物で構成されていると考えられています。
後に 26Al の崩壊などの熱源によって融解した物質と水の氷、反応
H2O/OH に富む鉱物 (15) を形成するための無水物質と、炭素質コンドライト C または CI 様組成物。 最初に水が豊富な小さなものの温度とかさ密度の変化
体は、1D 有限差分熱進化モデル (16、17) を使用して計算されました。
26Al、60Fe、および長寿命の放射性核種によって加熱された微惑星。 氷が豊富な初期構成
これは、水性変質後にフィロケイ酸塩が支配的な材料につながります（初期の約13wt.% H2O は、水の変化のために完全に消費され、約 60
CM と CR の含水量とモーダル鉱物学によって示唆される vol.% 水和ケイ酸塩コンドライト）と推定された。
特に、アステロイドからのホットプレスによる熱的に活性化された圧縮。
最初は密度が低く（つまり、非常に未固結の多孔質構造）、サイズが大きくなり、密度が高くなります。
密度と小さいサイズは、研究された大きな暗い小惑星のかさ密度とサイズに適合するように、密度とより小さいサイズがモデル化されました。 この目的のために、典型的な初期気孔率 50% (17) は、
コンポーネントのひずみ速度から Voigt 近似として計算されたひずみ速度。
材料特性（熱伝導率、密度、熱容量など）に対応
組成は仮定され、温度と気孔率で調整されました。 イラストや
比較可能性を考慮して、質量は等しいが空隙率が異なる物体を関連付けます（つまり、バルクが異なる
モデル計算後に得られた密度とサイズ) と「参照」質量。 リファレンス
私たちの見積もりでカバーされる質量と降着の時間間隔は、10^15 kg から 10^21 kg です (つまり、粒子密度 2460 kg/ m^-3 で直径 10 km ～ 1000 km に対応
そしてゼロ気孔率) およびカルシウム-アルミニウムが豊富な介在物の形成と比較して 1 Myr から 5 Myr
（CAI）、それぞれ。 初期密度が低い（つまり、初期気孔率が高い）モデルは、
結果として得られるすべてのパラメーターのペアに対して計算されます。 から得られた質量と嵩密度
圧縮は、観測された小惑星の質量と嵩密度と一致するように検索されました。
これらの一致から、降着時間が導き出されました。 図 2 に最高温度 (a) を示します。
平均密度 (b) は、参照質量と降着時間の関数として計算されます。ここで、
質量と降着時間 t0 は上記のように変化させました。 さらに、降着時間
研究されたいくつかの小惑星について、かさ密度と質量の適合から生じる結果が示されています。 見る
調査対象のかさ密度のフィッティング手順に関する詳細については、方法
大きな暗い小惑星とそれらの対応する降着時間と不確実性。
図 2. 最初は水が豊富な微惑星の最高温度 (a) と密度 (b)
CAI と参照質量に対する降着時間の関数。 四角は適合表示
小惑星は、それらの参照質量と降着時間を中心にしています。 垂直エラーバーは質量を示します
不確実性。 調査対象の小惑星の数もプロットに含まれています。 メソッドを参照してください
熱進化モデリングの詳細。 補足表 3 は、観察された主な内容をまとめたものです。
熱進化モデルを当てはめた小惑星の初期および中間の特性
モデリング手順に含まれるプロパティ、およびアステロイド適合の最終計算プロパティ
その結果、降着時間が導き出されます。 プロットされたエラーバーは、質量の不確実性を示しています
質量推定観測の不確実性から生じる適合（方法を参照）。 のために
降着時間の推定の不確実性については、補足表 3 を参照してください。
図3 左から右への小惑星の内部構造の進化と最終的な進化
得られた構造。 小惑星は、乾燥した塵と氷の粒子の緩い凝集体として形成されます (a)。
内部の加熱は、水和と進行性の圧縮を引き起こします (b)。 放牧の影響
水和表面を露出する残りの緩い表面層を除去します (c)。 一部の小惑星は進化する
完全に圧縮された中央領域によって特徴付けられる段階（d）へ。 最終的な構造の範囲は
多孔質のもの全体（ただし、小惑星ごとにさまざまな程度に部分的に圧縮されています）
中央の気孔率が ϕc ≈ 25 % と高く (ステージ c)、ダウンの中央の気孔率が大幅に減少
３％まで（段階ｃ）高度に多孔質の外層によって覆われた完全に圧縮された内部（段階ｄ）まで。
図 4. 惑星の成長と成長の間の小惑星帯への微惑星の移植
動的進化。 ディスクの温度プロファイルは、微惑星形成中の小さな天体。
アンモニア化フィロケイ酸塩の存在 は、セレス (そしておそらく大きな暗黒微惑星も) が起源である可能性が高いことを示しています。
土星の軌道を超えて、おそらくもっと遠くにある。 木星・土星領域の微惑星は
ガス巨大惑星の急速なガス降着の間に埋め込まれました。 ガスと氷の移動
ガス巨大惑星は、移植された微惑星のソース領域を外側に拡大させました。 氷巨大惑星の成長は追加の微惑星を移植した。 氷巨大惑星の不安定性
外側の微惑星円盤からいくつかの小惑星を移植した – これは、大きな暗い小惑星。
不安定性は、ガス状ディスクの分散によって引き起こされた可能性があり、これらの注入メカニズムは時間的に数から 10 百万年だけ離れていました。
多くの揮発性の低い小惑星は、地球の惑星形成領域から移植された可能性が高い。
組成と材料特性
大きな暗黒のスペクトルの類似性に基づいて、CMコンドライトに類似した特性を仮定します
水が豊富な炭素質コンドライトを持つ小惑星。 初期組成は主に
無水物と水氷の混合物は、後に
26Al が崩壊し、無水物質と反応して H2O/OH に富む鉱物を形成します 。 氷が豊富
水性変質後にフィロケイ酸塩が支配的な物質をもたらす初期組成。
CM コンドライトの含水量とモーダル鉱物学 によって示唆されるように、すなわち、
≈ 13 wt.% または ≈ 33 vol.% H2O 氷 最初は完全に水の変化のために消費されます
約 60 vol.% の水和ケイ酸塩と約 40 vol.% の無水ケイ酸塩を含む組成物を導き、
すなわち、どちらも ≈ 50 wt.% です。 以下、表記は𝑥𝑖𝑐𝑒=0.13、𝑥𝑑𝑢𝑠𝑡=0.87、𝑣𝑖𝑐𝑒=0.33、𝑣𝑑𝑢𝑠𝑡
= 0.67、𝑥ℎ𝑦𝑑 = 0.5、𝑥𝑎𝑛ℎ = 0.5、𝑣ℎ𝑦𝑑 = 0.6、𝑣𝑎𝑛ℎ = 0.4 が使用されます。 これは平均と一致する粒子密度 ≈ 2460 kg/ m^3
最初はウォーターアイスとカンラン石の混合物と
水を消費した後のアンチゴライトとカンラン石。 この初期構成は理想化された粒子密度、熱伝導率、および
数値計算に必要な熱容量。 この概算にはマイナーは含まれません
相と微量元素。 アンモニアのような微量相は、材料特性に影響を与えます。
熱進化モデリングの結果にごくわずかな違いをもたらす量。
したがって、それらは無視されますが、この無視はアンモニアの存在と矛盾しません
初期構成。 粒子密度は、既知の CM 粒子密度の下限にあります。 アン
平均粒子密度 2700 kg/ m^3
考慮された小惑星に適用されると、現在の
最大 50% の気孔率。 ただし、降着中に作用するコールドプレスのプロセスは、
注目に値する加熱がないため、微惑星の空隙率はすでに約43％に減少しています。
したがって、現在の気孔率の 43% 以下に相当する粒子密度を選択しました。
初期の含水量は、CM コンドライトで導出された範囲によって異なる可能性があります。
一般に、異なる水分率は、モデルのエネルギーバランスに影響を与えます。
氷の融解中の潜熱消費量の小さな変化。 妥当な変動
したがって、水分含有量は、モデリング結果のごくわずかな変動につながります。 したがって、
ここで使用される組成は、熱進化と圧縮の観点から合理的に代表的です
行動。
50% の典型的な初期気孔率は、ひずみ速度の変化に続いて減少しました。
コンポーネントのひずみ速度から Voigt 近似として計算されます 。 数パーセント以内の初期空隙率の変動は合理的であるように見えますが、私たちはすでに
妥当な値と考えられます。 多孔質の非石化材料は、
球。 外力の適用下でちょうど安定している最も緩い最密充填には、
〜44％の気孔率。 微惑星は非常にふわふわした塵の集合体から降着しますが、
最大 90% の気孔率、これらの凝集体の衝突が材料の圧縮につながり、
実験は、そのような繰り返しのマイクロインパクトが気孔率を約60％未満に減らすことができることを示しています
これらの凝集体が微惑星に降着する前。 使用される 50% の値は、
60% より小さく、ランダムな緩いパッキングのそれより大きく、さらに、通常使用されます。
微惑星の熱進化モデルの場合 (例: (53) およびフォローアップ論文)。
材料特性（熱伝導率、密度、熱容量など）に対応
組成は仮定され、温度、空隙率、および組成で調整されました。 の
水氷の融解は、Ts = 272 K 間の 2 度の温度間隔で考えられます。
および Tl = 274 K は、273 K での相転移が急激すぎるという数値的な問題を回避するためのものです。
潜熱消費量 L = 3.34×10^5J K^-1/kg
を介した氷の融解中
ステファン数 [式 (1) および (44) を参照] 計算に 4200 J K^-1/kg の熱容量を使用
液体水の。 水性変質、したがって水和ケイ酸塩の形成は、
Tl に到達した後、ほぼ瞬時に発生すると想定されます。
ローカルかさ密度 ρ は、ローカル
体積充填率 (1-φ): ρ = (1 - φ) ρg. 熱容量 cp と熱の方程式
導電率 k は、水の氷と無水ケイ酸塩 (T < Tl) または水和および
無水ケイ酸塩 (T ≥ Tl) の寄与。 熱伝導率 k は、水の氷と無水の熱伝導率の体積分率加重幾何平均として計算されます。
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