100 kmクラスのカイパーベルトオブジェクト（KBO）は赤い天体と超赤い天体に分けられる。以下、機械翻訳。
OSSOS XX：カイパーベルトの色の意味
2020年6月2日に提出
観察結果によると、100 kmクラスのカイパーベルトオブジェクト（KBO）は、（少なくとも）2つの色グループに分けることができます。これ以降、赤（R、gi ＜1.2）と非常に赤（VR、gi＞ 1.2）の違いを反映しています。それらの表面組成。これは、KBOが比較的広い範囲の半径方向距離rにわたって形成されたことを意味すると考えられています。42 ＜r ＜47 auのコールドクラシックは主にVRであり、r = 30 auの既知の海王星トロヤ群は主にRです。ここでは、カイパーベルトが拡張された惑星ディスクから移入される移行/不安定性シミュレーションを実行します。Rオブジェクトがr ＜r *で形成され、VRオブジェクトがr＞ r *で形成され、30＜r * ＜40 auである場合、色の観察が最もよく理解できることがわかります。30 ＜r * ＜で提案された遷移 40 auは、海王星からの軌道励起が30 auを超えて始まる軌道に対して弱くなるため、動的に高温の母集団内のVRオブジェクトがRオブジェクトよりも軌道傾斜が小さい理由を説明します。R-VR色の二峰性の考えられる原因について説明します。
図1.— 24から60 auまでの遊星円盤（総円盤質量Mdisk = 20 MEarth）を使用した自己無撞着移行シミュレーションで取得された巨大惑星の軌道履歴。
微惑星の初期表面密度は、半径方向プロファイルに従い、指数密度が24から60 auに指数関数的に減少し、1つのeフォールド∆r = 2.5 au（ディスクなし）
30 auでの切り捨て）。 プロットには、準主軸（実線）と近日点/近日点が表示されます
各惑星の軌道の距離（細い破線）。 5番目の惑星（アイス3と表示）が排出されました
不安定時のジュピターによる太陽系から（積分時間t = 11.7 Myr）。 の
黒の実線は、海王星の指数関数的マイグレーションフィットで、t ＜11.7 Myrに対してτ1= 12 Myrです。
（ステージ1、S1とラベル付け）およびτ2= 27 Myr、t＞ 11.7 Myr（ステージ2）。 の最終軌道
惑星は現在の太陽系の惑星とよく一致しています。
図2.—この作業で使用された3つの遊星ディスクプロファイル：（a）打ち切られたべき法則、（b）
指数関数、および（c）べき乗則の内部ディスクと指数関数の外部ディスク。 面密度
ここでは、24 auでΣ= 1に任意に正規化されています。
図3. — s30 / 100jモデルで取得されたKBOの生の軌道分布。 最終<35 au（a> 35 au）で始まる遊星の軌道は、青（赤）のドットとしてプロットされます。
パネルaおよびb（cおよびd）。 破線は、3：2共振の位置を示しています。
ネプチューン（aおよびcでa = 39.45 au）、近日点距離q = 36 au（aおよびc）、および傾斜i =5◦および20◦（パネルbおよびd）。
図4. —異なる初期プロファイルのs30 / 100jモデルからの人口推定
元の惑星ディスク。 異なる行がメインのCKB（黒）、HCに対応しています
（青）、CC（赤）、Plutinos（緑）、Neptune Trojan（黄色）。 トップパネルはr0 = 24 auで始まる指数プロファイル。 下のパネルは、打ち切られたべき乗則です
30 auで表面密度が低下したプロファイル。 網掛け部分はもっともらしい範囲を強調しています
パラメータの。 ∆r ＜2.2 auの指数プロファイルは、そのようなモデルで予測されたCCの母集団は小さすぎます（＜7,000 D＞ 100 kmボディ;ほとんどの
CCは、∆r
図5. — OSSOS KBO（左パネル）とs30 / 100jモデルからの追跡された検出
Δr= 2.5 au（右パネル）。 どちらの場合も、プロットは重心軌道を示します
要素は太陽系の重心を参照しました。 比較を簡単にするために 個体群はさまざまな色で強調表示されます。プルチノス（緑のドット）、HC（青のドット）、
CC（赤い点）。 他のすべてのKBOの軌道要素は黒い点で示されています。
図6.—バイアスモデル（黒の実線）とOSSOSの観測の比較
（赤い点）海王星と3：2で共鳴するプルティノス。 で説明されている方法に従ってセクション3では、元の惑星ディスクからのプルティーノの共鳴捕獲をシミュレートします。 の
次に、OSSOSシミュレーターを現在の組み込みモデルの分布（破線）に適用しました
行）。 固有分布とバイアス分布の大きな違いは、KBO観測の極端なバイアスとOSSOSシミュレータの重要性。 これら
指数ディスクプロファイルで結果が得られました（r0 = 24 au、∆r = 2.5 au、Mdisk = 20MEarth）。
この場合の海王星の移行については、図1を参照してください。 （バイアスモデル）絶対等級（パネルa）と軌道傾斜（パネルb）の分布は、OSSOSの観測と一致しています。
ここには示されていませんが、軌道の離心率と平衡振幅の結果は同じです。
良い。
OSSOS XX：カイパーベルトの色の意味
2020年6月2日に提出
観察結果によると、100 kmクラスのカイパーベルトオブジェクト（KBO）は、（少なくとも）2つの色グループに分けることができます。これ以降、赤（R、gi ＜1.2）と非常に赤（VR、gi＞ 1.2）の違いを反映しています。それらの表面組成。これは、KBOが比較的広い範囲の半径方向距離rにわたって形成されたことを意味すると考えられています。42 ＜r ＜47 auのコールドクラシックは主にVRであり、r = 30 auの既知の海王星トロヤ群は主にRです。ここでは、カイパーベルトが拡張された惑星ディスクから移入される移行/不安定性シミュレーションを実行します。Rオブジェクトがr ＜r *で形成され、VRオブジェクトがr＞ r *で形成され、30＜r * ＜40 auである場合、色の観察が最もよく理解できることがわかります。30 ＜r * ＜で提案された遷移 40 auは、海王星からの軌道励起が30 auを超えて始まる軌道に対して弱くなるため、動的に高温の母集団内のVRオブジェクトがRオブジェクトよりも軌道傾斜が小さい理由を説明します。R-VR色の二峰性の考えられる原因について説明します。
図1.— 24から60 auまでの遊星円盤（総円盤質量Mdisk = 20 MEarth）を使用した自己無撞着移行シミュレーションで取得された巨大惑星の軌道履歴。
微惑星の初期表面密度は、半径方向プロファイルに従い、指数密度が24から60 auに指数関数的に減少し、1つのeフォールド∆r = 2.5 au（ディスクなし）
30 auでの切り捨て）。 プロットには、準主軸（実線）と近日点/近日点が表示されます
各惑星の軌道の距離（細い破線）。 5番目の惑星（アイス3と表示）が排出されました
不安定時のジュピターによる太陽系から（積分時間t = 11.7 Myr）。 の
黒の実線は、海王星の指数関数的マイグレーションフィットで、t ＜11.7 Myrに対してτ1= 12 Myrです。
（ステージ1、S1とラベル付け）およびτ2= 27 Myr、t＞ 11.7 Myr（ステージ2）。 の最終軌道
惑星は現在の太陽系の惑星とよく一致しています。
図2.—この作業で使用された3つの遊星ディスクプロファイル：（a）打ち切られたべき法則、（b）
指数関数、および（c）べき乗則の内部ディスクと指数関数の外部ディスク。 面密度
ここでは、24 auでΣ= 1に任意に正規化されています。
図3. — s30 / 100jモデルで取得されたKBOの生の軌道分布。 最終<35 au（a> 35 au）で始まる遊星の軌道は、青（赤）のドットとしてプロットされます。
パネルaおよびb（cおよびd）。 破線は、3：2共振の位置を示しています。
ネプチューン（aおよびcでa = 39.45 au）、近日点距離q = 36 au（aおよびc）、および傾斜i =5◦および20◦（パネルbおよびd）。
図4. —異なる初期プロファイルのs30 / 100jモデルからの人口推定
元の惑星ディスク。 異なる行がメインのCKB（黒）、HCに対応しています
（青）、CC（赤）、Plutinos（緑）、Neptune Trojan（黄色）。 トップパネルはr0 = 24 auで始まる指数プロファイル。 下のパネルは、打ち切られたべき乗則です
30 auで表面密度が低下したプロファイル。 網掛け部分はもっともらしい範囲を強調しています
パラメータの。 ∆r ＜2.2 auの指数プロファイルは、そのようなモデルで予測されたCCの母集団は小さすぎます（＜7,000 D＞ 100 kmボディ;ほとんどの
CCは、∆r
図5. — OSSOS KBO（左パネル）とs30 / 100jモデルからの追跡された検出
Δr= 2.5 au（右パネル）。 どちらの場合も、プロットは重心軌道を示します
要素は太陽系の重心を参照しました。 比較を簡単にするために 個体群はさまざまな色で強調表示されます。プルチノス（緑のドット）、HC（青のドット）、
CC（赤い点）。 他のすべてのKBOの軌道要素は黒い点で示されています。
図6.—バイアスモデル（黒の実線）とOSSOSの観測の比較
（赤い点）海王星と3：2で共鳴するプルティノス。 で説明されている方法に従ってセクション3では、元の惑星ディスクからのプルティーノの共鳴捕獲をシミュレートします。 の
次に、OSSOSシミュレーターを現在の組み込みモデルの分布（破線）に適用しました
行）。 固有分布とバイアス分布の大きな違いは、KBO観測の極端なバイアスとOSSOSシミュレータの重要性。 これら
指数ディスクプロファイルで結果が得られました（r0 = 24 au、∆r = 2.5 au、Mdisk = 20MEarth）。
この場合の海王星の移行については、図1を参照してください。 （バイアスモデル）絶対等級（パネルa）と軌道傾斜（パネルb）の分布は、OSSOSの観測と一致しています。
ここには示されていませんが、軌道の離心率と平衡振幅の結果は同じです。
良い。
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