天王星の低光度の説明：首尾一貫した熱構造進化

天王星の低光度の説明：首尾一貫した熱構造進化
（2019年8月28日に提出）
天王星の低光度は、惑星科学における長年の課題です。単純な断熱モデルは測定された光度と一致しません。これは、熱境界層および/または伝導領域の存在により天王星が非断熱であることを示しています。緩やかな組成分布は、熱の境界として機能し、対流を抑制して内部冷却を遅くします。ここでは、天王星の深い内部の組成勾配がその低光度を説明できるかどうか、どの組成勾配が必要か、そしてそれが数十億年の時間スケールで対流混合に対して安定であるかどうかを調査します。原始組成分布と惑星の初期エネルギー収支を変化させ、現在の天王星の測定特性（半径、光度、慣性モーメント）に適合するモデルを選択します。天王星の測定値に適合するいくつかの代替非断熱内部構造を提示します。対流混合は天王星内部で制限され、組成勾配は安定しており、その現在の光度を説明するのに十分であることがわかります。その結果、光度が低いにもかかわらず、天王星の内部はまだ非常に暑い可能性があります。また、安定した組成勾配は、天王星の現在の内部構造がその原始構造とあまり変わらないことを示しています。さらに、天王星の初期エネルギー量は、その形成（降着）エネルギーの20％を超えることはできません。また、分離された氷と岩のシェルではなく、氷と岩の混合物を含む内部が測定値と一致していることもわかります。これは、天王星が「分化」していないことを示唆しています。私たちのモデルは天王星を説明できます
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
図1.半径層（y軸）および年齢（x軸）の関数としての天王星（色）の熱および構造の進化。 上：重い要素の質量
分数。 下：温度プロファイル。 4つのケースは、異なるタイプの有効な天王星モデルです：異なるレイヤー（左）、急勾配（2番目）、浅い
勾配（3番目）、および金属が豊富な浅い勾配（右）。


図2.モデルの温度（左）および密度（右）プロファイル
現在の天王星時代の図1。 比較のために、天王星モデルを示します　HelledらによるH-1 （2011）およびモデルN-1、NettelmannらのN-2。
（2013）。 滑らかでないプロファイルは、非断熱熱輸送によって引き起こされます。



図3. 4つの天王星の半径（左）と光度（右）の進化
図1に示すモデル。水平の破線は天王星用です。
測定された半径（範囲）、および光度（上限）。 プロファイル
滑らかでないのは、不均一な対流混合動作が原因です。