タイタン大気の有機物の合成は紫外線と宇宙線によると思ってたら隕石の突入エネルギーもあるんだ。以下、機械翻訳。
タイタン大気中での隕石による有機分子の衝撃合成
2023年 7月 18日に提出
熱化学モデリングと衝撃管実験により、N2/CH4ガス混合物 に衝撃が加えられたことが示されています。N2/CH4ガス混合物は有機分子を合成できます。したがって、土星の衛星タイタンの大気圏に突入する十分に大きな極超音速流星体は、有機化学を推進するはずである。そのためには、流星体は、衝撃を発生させるために所定の高度で大気の平均自由行程と比較して十分に大きく、関連する分子を励起して解離させるのに十分な高温を生み出すために経路長ごとに十分なエネルギーを蓄積する必要があります。カッシーニ探査機は、土星の輪への複数の流星体の衝突を撮影し、ミリメートルからメートルのサイズ範囲での流星の束とサイズ周波数分布の経験的推定を初めて可能にしました。これらの結果を大気突入モデルと熱化学的および実験的な N2/CH4 の衝撃生成効率と組み合わせます。 大気を測定し、HCN、C2H2 の衝撃生成率を計算します。、C2H4結果として得られる H と同様に2世代。私たちは、隕石がこれらの分子を同じくらいの速度で生成している可能性があることを発見しました。∼UV 光子によって駆動される光化学の生成率は 1% であり、磁気圏イオンや 90 ～ 100 nm の UV 光子よりも多くのエネルギーを蓄積している可能性があります。さらに、これらの流星体は、関連する紫外線光子や磁気圏イオンが浸透するよりも数百キロメートル低いタイタンの大気中でこれらの有機分子を生成し、生成のピークは高度200〜500キロメートルの間、つまり観察された霞の層で発生します。したがって、隕石による衝撃分子の生成は、タイタンの大気化学を理解する上で極めて重要である可能性がある。
統一天文学シソーラスの概念: タイタン (2186); 自然衛星大気 (2214)
1. はじめに
土星の衛星タイタンは太陽系の唯一の惑星衛星です
高密度 (約 1.5 bar) の大気を持つシステム。94.2% N2、5.65% CH4、0.1% H2 以下の組成 ニトリル、炭化水素、その他の有機物の量 (Strobel)2010年; ヘルスト 2017)。
この大気は、豊富な有機化学は、主に次のような要因によって引き起こされると考えられています。
太陽紫外線 (UV) と荷電粒子放射線。 （サガン＆トンプソン 1984; ヨンら。 1984年。 クラスノポルスキー 2009;スノーデンとエール、2014)。
高層大気では、分子窒素とメタンは紫外線により解離し帯電する磁気圏粒子により、さまざまな C-H-N 種が生成されます。
これらの製品は、さまざまな化学物質に関与します。
相互反応および周囲中性およびイオン化種 (磁気圏 O+ など; Hartle et al. 2006)追加の炭化水素、中性原子種を生成し、
他のC-H-N-O種は、例えば、以下に詳細に記載されている。
Sagan & Thompson (1984)、Yung et al. (1984)、カバネ＆シャスフィエール (1995)、クラスノポルスキー (2009)、スノーデン & エール（2014年）。
特に中性水素種 (H および H2) は、メタンと周囲の物質の解離によって生成される炭化水素ですが、次のような理由ですぐに大気から失われます。
タイタンの低重力。 さまざまな研究により、中性水素は原子状水素の生成は1000 km未満でピークに達する
生産量は約 800 km でピークに達する (Lebonnois et al. 2003)
分子状水素の生成は約 550 km でピークに達する(Krasnopolsky 2009) タイタンの大気も絶え間ない砲撃にさらされています。
塵粒子や隕石の影響。 粒子の多くのファミリー惑星間の塵粒子を含むこのフラックスに寄与する
土星の物質だけでなく、さまざまな起源の (IDP)
充実したリングシステム。 惑星間物質の供給源には次のものがあります。
木星系彗星 (JFC)、カイパーベルト天体 (KBO)、ハレー型彗星 (HTC) とオールトの雲彗星 (OCC;ランドグラフら。 2002年）。 カッシーニ・ホイヘンス探査機の測定により、土星のEリングがタイタンやその先まで広がっていることが判明(Srama et al. 2006, 2011)、塵の集団を提供
土星の活動衛星エンケラドゥスから発生するタイタンへの衝突体。
タイタンの大気中に落下する粒子は重要な要素です
化学反応に関与する可能性のある物質の供給源(English et al. 1996; Molina-Cuberos et al. 2001)。 十分に
極超音速で移動する大きな粒子も発生します。
大気衝撃 (Lin 1954; Revelle 1976; Silber & Brown2014年; シルバーら。 2017、2018）。 N2/CH4 の衝撃
大気は特に効率的であることが長い間知られていました
有機合成の情報源（例、Rao 1966; Rao et al. 1967; BarNun & Shaviv 1975; Borucki et al. 1988; Scattergood et al.
1989年; カバネ＆シャスフィエール 1995; ヘルストら。 2018)、実験収量（投入ジュール当たり生成される分子数）
エネルギー) によっては、UV または荷電粒子よりも高い(Scattergood et al. 1989; Chyba & Sagan 1992)。
ただし、球半径（R）が十分に大きい粒子は、所定の大気平均自由行程 (λ) よりも小さい大気中の高度では衝撃は発生しません
大気は高度によって圧縮できないため、粒子 (Silber et al. 2018)。 (この基準はさらにレンダリングされます
具体的には以下で説明します。) 明確にするために、「隕石」とラベルを付けます。
ある時点で衝撃を発生させるのに十分な大きさの粒子 大気圏突入、アブレーション、減速中、小さすぎて「塵」粒子として衝撃を発生させるもの。
流星体が発生させる十分なエネルギーの衝撃波
以前は位置エネルギーとして認識されていました
Titan での有機合成のソース (Scattergood et al.1989)、しかし効果の重要性を確実に証明することはできませんでした。
土星の微視的なダストフラックスのみが定量化されたため、測定されました。 しかし、カッシーニ探査機は、土星の環への流星衝突の結果、
初めて磁束の観測推定が行われ、土星の隕石のサイズと頻度の分布、およびしたがって、Titan で (Tiscareno et al. 2013)。 ここで組み合わせるのは、
これらの観測に基づいて導出された流星フラックス モデルと
ホイヘンスの大気データと有機的衝撃の収量
理論計算による N2/CH4 混合ガス中での合成有機物の量を予測するための衝撃管実験
タイタンの大気圏で隕石によって生成されると予想されている
陥落。
図 1 では、温度と密度のプロファイルを次のように示しています。
ホイヘンス大気構造計器によって測定(HASI; Fulchignoni et al. 2005) をモデルで使用します。 の
水平線は大気中のどこにあるかに対応します。
粒子は衝撃に有利な流動状態に入り始める
形成。 これは、しきい値を満たす高度です
クヌーセン数の値。これについては後で説明します。
詳細はセクション 3 で説明します。
セクション 2 では、微視的な塵と粒子のフラックス モデルを示します。
タイタンの隕石、衝突速度とその影響を計算
土星とタイタンの両方による重力集束の影響
重力引力。 次に総質量を計算します。
したがって、隕石からの衝撃エネルギーを利用して駆動することができます。
有機合成。 これには最小値を決定する必要があります
タイタンに衝撃を与えることができる流星の粒子サイズ
これには大気の使用が必要になります。
高度によりλが変化するエントリーモデルです。 このモデルをご紹介します
セクション 4 では、関連する実験と結果をレビューします。
N2/CH4 ショック合成の理論的結果。 セクション 5 では、
いくつかの有機物質の全体的な衝撃生成を計算する
タイタンの大気中の分子。 最後に、セクション 6 では、
これらの結果を標準的な光化学の結果と比較してください
モデルを作成し、不確実性について議論し、結論を導き出します。 そこにいる間
重大な不確実性（以下に定量化）、器質的ショック
隕石からの生産は十分に重要であると思われる
タイタンの大気化学モデルは今後採用しなければならない
これらの影響を考慮してください。
図 1. HASI によって測定されたタイタン大気の温度、密度、高度のプロファイル。 破線は、私たちの研究で粒子が経験し始める場所を示しています。
大気中の衝撃波の形成。 衝撃状態の基準についてはセクション 3 で説明します。
図 2. 太陽中心距離 9.5 au における太陽系外縁部の塵粒子と隕石のモデル フラックスの比較。 ポッペとホラーニー (2012) と
Poppe (2016) のモデルは New Horizon の Student Dust Counter からのデータによって制約されていましたが、Tiscareno らのモデルは (2013) は以下の観察によって制約されました。
カッシーニ探査機が観測したリング衝突。 本文で説明されているように、Tiscareno et al. を調整しました。 (2013) の重力集束効果を補正するモデル
土星は、密度 1000 kg m-3 の選択ではなく、密度 3400 kg m-3 (本文を参照) を想定するようにモデルを変更しました。
図 3. タイタンの大気中で飛散する隕石の粒子の質量と半径と高度および平均自由行程 λ の関係。 軌跡が黒の下に届く流星体
Kn = 12 線 (質量が 0.02 g を超える隕石に相当) は、有機合成につながる可能性のある衝撃を生成します。
7. 結論
この研究では、隕石駆動のモデルを提示しました。
タイタンの大気中の有機化学、合計の計算シアン化水素、アセチレン、エタンの収率は次のようになります。
分子状水素の暗黙の結果収率も同様です。 の進入する粒子がタイタンの大気に衝撃を与える命令
関連する化学反応を引き起こすのに十分な温度、粒子は 2 つの基準を満たす必要があります。
まず、蒸気キャップのサイズに合わせて十分な大きさである必要があります。
(粒子の物理的な直径よりもはるかに大きい) より大きい
大気分子の平均自由行程 -もちろん、大気中の高度に依存します (Silber et al.2017、2018）。 クヌーセン数分析と大気
セクション 3 のエントリー モデルに基づいて、図 3 から次のような結論に至りました。
この基準の衝撃は、次のような方法でタイタンの大気中で発生させることができます。
質量0.02gの隕石。
次に、流星大気圏突入を利用しました。
エネルギー蓄積 (J m–1) を決定するためのシミュレーション
） の中に隕石の軌道上の大気
物体は減速してアブレーションします。 以前の作品のモデリング
線形衝撃の結果として生じる大気化学
隕石の軌道によって引き起こされる (Chameides 1979; Chameides)
& Walker 1981) は、隕石には次のことが必要であると結論付けました。
隕石に相当する少なくとも 1 J m–1 のエネルギーを蓄積する
タイタンの大気中の軌道を10gを超える質量まで移動させ、
そんな化学。
10 を超えるオブジェクトのフラックスを推定できるようになりました。
g による観測によりタイタンの大気圏に突入
明らかに隕石が土星に衝突したカッシーニ探査機
リング (Tiscareno et al. 2013)。 これらの結果を使用しましたが、
流星体の密度をさまざまに選択して、正味の値を決定します
タイタンの大気中でのエネルギー蓄積 (セクション 2) および私たちの大気圏突入シミュレーション、正味エネルギー蓄積量
高度の関数 (セクション 6)。 ～の緊密な合意
熱化学シミュレーション結果 (Chameides & Walker)1981) および衝撃波管の実験結果 (Rao 1966; Rao他。 1967) N2/CH4 雰囲気については、推定できるようになりました。
高度の関数としての HCN、C2H2、C2H4、および H2 生成
タイタンの大気 (セクション 4、5、6)。 私たちはそれを発見しました
これらの分子は隕石によって生成されるようです。
これらの分子の主な供給源はタイタンの大気圏で約 200～ 500 km の距離を飛行したとき、まったく新しい結果が得られました。 私たち
この結果と
この高度で観測された大気の霧 (Sagan & Thompson)1984年。 ヘルスト 2017)。 流星衝撃による純生産量
大気中の光化学物質の濃度は最大 1% に達する可能性があります。
これらの分子の生産、ただしその結果は依存します
Tiscareno の断片化パラメーター q の選択による
土星の環への影響を観測するための他のモデル
(Tiscareno et al. 2013)。 表 5 では、表 4 の結果を使用して、
年次 (土星の年、または地球の 29.5 年) を提供します。
生産率 (kg /年)) HCN、C2H2、C2H4、および H2 の場合
タイタン。
私たちのモデルはいくつかの点で単純です。 平均的なものを使用しました
衝突速度の非対称性を無視した流星体の速度
タイタンの先頭面と後面の間 (セクション 2)。 私たち
タイタンの大気の N2/CH4 比を次のようにみなしました。
高度に応じて一定ですが、もちろんこれは近似値です
(例えば、Niemann et al. 2005 を参照)。 そして、私たちが使用している間、
文献で入手可能な熱化学および衝撃波データ、そして、これらはLIPに関連して適切であるように思われると指摘しました
実験結果によれば、確かに、モデリング結果と実験結果の両方を含むより広範なセット
より広範囲の大気組成を調査するデータ、線形エネルギー蓄積と衝撃温度。 将来は
私たちはこれらの仮定の少なくとも一部を緩和することを望んでいますが、それまではかなりの不確実性が残ることを認識している
流星のフラックスに対処する追加の宇宙船データです
土星の近くでは10gよりも重い。
タイタン大気中での隕石による有機分子の衝撃合成
2023年 7月 18日に提出
熱化学モデリングと衝撃管実験により、N2/CH4ガス混合物 に衝撃が加えられたことが示されています。N2/CH4ガス混合物は有機分子を合成できます。したがって、土星の衛星タイタンの大気圏に突入する十分に大きな極超音速流星体は、有機化学を推進するはずである。そのためには、流星体は、衝撃を発生させるために所定の高度で大気の平均自由行程と比較して十分に大きく、関連する分子を励起して解離させるのに十分な高温を生み出すために経路長ごとに十分なエネルギーを蓄積する必要があります。カッシーニ探査機は、土星の輪への複数の流星体の衝突を撮影し、ミリメートルからメートルのサイズ範囲での流星の束とサイズ周波数分布の経験的推定を初めて可能にしました。これらの結果を大気突入モデルと熱化学的および実験的な N2/CH4 の衝撃生成効率と組み合わせます。 大気を測定し、HCN、C2H2 の衝撃生成率を計算します。、C2H4結果として得られる H と同様に2世代。私たちは、隕石がこれらの分子を同じくらいの速度で生成している可能性があることを発見しました。∼UV 光子によって駆動される光化学の生成率は 1% であり、磁気圏イオンや 90 ～ 100 nm の UV 光子よりも多くのエネルギーを蓄積している可能性があります。さらに、これらの流星体は、関連する紫外線光子や磁気圏イオンが浸透するよりも数百キロメートル低いタイタンの大気中でこれらの有機分子を生成し、生成のピークは高度200〜500キロメートルの間、つまり観察された霞の層で発生します。したがって、隕石による衝撃分子の生成は、タイタンの大気化学を理解する上で極めて重要である可能性がある。
統一天文学シソーラスの概念: タイタン (2186); 自然衛星大気 (2214)
1. はじめに
土星の衛星タイタンは太陽系の唯一の惑星衛星です
高密度 (約 1.5 bar) の大気を持つシステム。94.2% N2、5.65% CH4、0.1% H2 以下の組成 ニトリル、炭化水素、その他の有機物の量 (Strobel)2010年; ヘルスト 2017)。
この大気は、豊富な有機化学は、主に次のような要因によって引き起こされると考えられています。
太陽紫外線 (UV) と荷電粒子放射線。 （サガン＆トンプソン 1984; ヨンら。 1984年。 クラスノポルスキー 2009;スノーデンとエール、2014)。
高層大気では、分子窒素とメタンは紫外線により解離し帯電する磁気圏粒子により、さまざまな C-H-N 種が生成されます。
これらの製品は、さまざまな化学物質に関与します。
相互反応および周囲中性およびイオン化種 (磁気圏 O+ など; Hartle et al. 2006)追加の炭化水素、中性原子種を生成し、
他のC-H-N-O種は、例えば、以下に詳細に記載されている。
Sagan & Thompson (1984)、Yung et al. (1984)、カバネ＆シャスフィエール (1995)、クラスノポルスキー (2009)、スノーデン & エール（2014年）。
特に中性水素種 (H および H2) は、メタンと周囲の物質の解離によって生成される炭化水素ですが、次のような理由ですぐに大気から失われます。
タイタンの低重力。 さまざまな研究により、中性水素は原子状水素の生成は1000 km未満でピークに達する
生産量は約 800 km でピークに達する (Lebonnois et al. 2003)
分子状水素の生成は約 550 km でピークに達する(Krasnopolsky 2009) タイタンの大気も絶え間ない砲撃にさらされています。
塵粒子や隕石の影響。 粒子の多くのファミリー惑星間の塵粒子を含むこのフラックスに寄与する
土星の物質だけでなく、さまざまな起源の (IDP)
充実したリングシステム。 惑星間物質の供給源には次のものがあります。
木星系彗星 (JFC)、カイパーベルト天体 (KBO)、ハレー型彗星 (HTC) とオールトの雲彗星 (OCC;ランドグラフら。 2002年）。 カッシーニ・ホイヘンス探査機の測定により、土星のEリングがタイタンやその先まで広がっていることが判明(Srama et al. 2006, 2011)、塵の集団を提供
土星の活動衛星エンケラドゥスから発生するタイタンへの衝突体。
タイタンの大気中に落下する粒子は重要な要素です
化学反応に関与する可能性のある物質の供給源(English et al. 1996; Molina-Cuberos et al. 2001)。 十分に
極超音速で移動する大きな粒子も発生します。
大気衝撃 (Lin 1954; Revelle 1976; Silber & Brown2014年; シルバーら。 2017、2018）。 N2/CH4 の衝撃
大気は特に効率的であることが長い間知られていました
有機合成の情報源（例、Rao 1966; Rao et al. 1967; BarNun & Shaviv 1975; Borucki et al. 1988; Scattergood et al.
1989年; カバネ＆シャスフィエール 1995; ヘルストら。 2018)、実験収量（投入ジュール当たり生成される分子数）
エネルギー) によっては、UV または荷電粒子よりも高い(Scattergood et al. 1989; Chyba & Sagan 1992)。
ただし、球半径（R）が十分に大きい粒子は、所定の大気平均自由行程 (λ) よりも小さい大気中の高度では衝撃は発生しません
大気は高度によって圧縮できないため、粒子 (Silber et al. 2018)。 (この基準はさらにレンダリングされます
具体的には以下で説明します。) 明確にするために、「隕石」とラベルを付けます。
ある時点で衝撃を発生させるのに十分な大きさの粒子 大気圏突入、アブレーション、減速中、小さすぎて「塵」粒子として衝撃を発生させるもの。
流星体が発生させる十分なエネルギーの衝撃波
以前は位置エネルギーとして認識されていました
Titan での有機合成のソース (Scattergood et al.1989)、しかし効果の重要性を確実に証明することはできませんでした。
土星の微視的なダストフラックスのみが定量化されたため、測定されました。 しかし、カッシーニ探査機は、土星の環への流星衝突の結果、
初めて磁束の観測推定が行われ、土星の隕石のサイズと頻度の分布、およびしたがって、Titan で (Tiscareno et al. 2013)。 ここで組み合わせるのは、
これらの観測に基づいて導出された流星フラックス モデルと
ホイヘンスの大気データと有機的衝撃の収量
理論計算による N2/CH4 混合ガス中での合成有機物の量を予測するための衝撃管実験
タイタンの大気圏で隕石によって生成されると予想されている
陥落。
図 1 では、温度と密度のプロファイルを次のように示しています。
ホイヘンス大気構造計器によって測定(HASI; Fulchignoni et al. 2005) をモデルで使用します。 の
水平線は大気中のどこにあるかに対応します。
粒子は衝撃に有利な流動状態に入り始める
形成。 これは、しきい値を満たす高度です
クヌーセン数の値。これについては後で説明します。
詳細はセクション 3 で説明します。
セクション 2 では、微視的な塵と粒子のフラックス モデルを示します。
タイタンの隕石、衝突速度とその影響を計算
土星とタイタンの両方による重力集束の影響
重力引力。 次に総質量を計算します。
したがって、隕石からの衝撃エネルギーを利用して駆動することができます。
有機合成。 これには最小値を決定する必要があります
タイタンに衝撃を与えることができる流星の粒子サイズ
これには大気の使用が必要になります。
高度によりλが変化するエントリーモデルです。 このモデルをご紹介します
セクション 4 では、関連する実験と結果をレビューします。
N2/CH4 ショック合成の理論的結果。 セクション 5 では、
いくつかの有機物質の全体的な衝撃生成を計算する
タイタンの大気中の分子。 最後に、セクション 6 では、
これらの結果を標準的な光化学の結果と比較してください
モデルを作成し、不確実性について議論し、結論を導き出します。 そこにいる間
重大な不確実性（以下に定量化）、器質的ショック
隕石からの生産は十分に重要であると思われる
タイタンの大気化学モデルは今後採用しなければならない
これらの影響を考慮してください。
図 1. HASI によって測定されたタイタン大気の温度、密度、高度のプロファイル。 破線は、私たちの研究で粒子が経験し始める場所を示しています。
大気中の衝撃波の形成。 衝撃状態の基準についてはセクション 3 で説明します。
図 2. 太陽中心距離 9.5 au における太陽系外縁部の塵粒子と隕石のモデル フラックスの比較。 ポッペとホラーニー (2012) と
Poppe (2016) のモデルは New Horizon の Student Dust Counter からのデータによって制約されていましたが、Tiscareno らのモデルは (2013) は以下の観察によって制約されました。
カッシーニ探査機が観測したリング衝突。 本文で説明されているように、Tiscareno et al. を調整しました。 (2013) の重力集束効果を補正するモデル
土星は、密度 1000 kg m-3 の選択ではなく、密度 3400 kg m-3 (本文を参照) を想定するようにモデルを変更しました。
図 3. タイタンの大気中で飛散する隕石の粒子の質量と半径と高度および平均自由行程 λ の関係。 軌跡が黒の下に届く流星体
Kn = 12 線 (質量が 0.02 g を超える隕石に相当) は、有機合成につながる可能性のある衝撃を生成します。
7. 結論
この研究では、隕石駆動のモデルを提示しました。
タイタンの大気中の有機化学、合計の計算シアン化水素、アセチレン、エタンの収率は次のようになります。
分子状水素の暗黙の結果収率も同様です。 の進入する粒子がタイタンの大気に衝撃を与える命令
関連する化学反応を引き起こすのに十分な温度、粒子は 2 つの基準を満たす必要があります。
まず、蒸気キャップのサイズに合わせて十分な大きさである必要があります。
(粒子の物理的な直径よりもはるかに大きい) より大きい
大気分子の平均自由行程 -もちろん、大気中の高度に依存します (Silber et al.2017、2018）。 クヌーセン数分析と大気
セクション 3 のエントリー モデルに基づいて、図 3 から次のような結論に至りました。
この基準の衝撃は、次のような方法でタイタンの大気中で発生させることができます。
質量0.02gの隕石。
次に、流星大気圏突入を利用しました。
エネルギー蓄積 (J m–1) を決定するためのシミュレーション
） の中に隕石の軌道上の大気
物体は減速してアブレーションします。 以前の作品のモデリング
線形衝撃の結果として生じる大気化学
隕石の軌道によって引き起こされる (Chameides 1979; Chameides)
& Walker 1981) は、隕石には次のことが必要であると結論付けました。
隕石に相当する少なくとも 1 J m–1 のエネルギーを蓄積する
タイタンの大気中の軌道を10gを超える質量まで移動させ、
そんな化学。
10 を超えるオブジェクトのフラックスを推定できるようになりました。
g による観測によりタイタンの大気圏に突入
明らかに隕石が土星に衝突したカッシーニ探査機
リング (Tiscareno et al. 2013)。 これらの結果を使用しましたが、
流星体の密度をさまざまに選択して、正味の値を決定します
タイタンの大気中でのエネルギー蓄積 (セクション 2) および私たちの大気圏突入シミュレーション、正味エネルギー蓄積量
高度の関数 (セクション 6)。 ～の緊密な合意
熱化学シミュレーション結果 (Chameides & Walker)1981) および衝撃波管の実験結果 (Rao 1966; Rao他。 1967) N2/CH4 雰囲気については、推定できるようになりました。
高度の関数としての HCN、C2H2、C2H4、および H2 生成
タイタンの大気 (セクション 4、5、6)。 私たちはそれを発見しました
これらの分子は隕石によって生成されるようです。
これらの分子の主な供給源はタイタンの大気圏で約 200～ 500 km の距離を飛行したとき、まったく新しい結果が得られました。 私たち
この結果と
この高度で観測された大気の霧 (Sagan & Thompson)1984年。 ヘルスト 2017)。 流星衝撃による純生産量
大気中の光化学物質の濃度は最大 1% に達する可能性があります。
これらの分子の生産、ただしその結果は依存します
Tiscareno の断片化パラメーター q の選択による
土星の環への影響を観測するための他のモデル
(Tiscareno et al. 2013)。 表 5 では、表 4 の結果を使用して、
年次 (土星の年、または地球の 29.5 年) を提供します。
生産率 (kg /年)) HCN、C2H2、C2H4、および H2 の場合
タイタン。
私たちのモデルはいくつかの点で単純です。 平均的なものを使用しました
衝突速度の非対称性を無視した流星体の速度
タイタンの先頭面と後面の間 (セクション 2)。 私たち
タイタンの大気の N2/CH4 比を次のようにみなしました。
高度に応じて一定ですが、もちろんこれは近似値です
(例えば、Niemann et al. 2005 を参照)。 そして、私たちが使用している間、
文献で入手可能な熱化学および衝撃波データ、そして、これらはLIPに関連して適切であるように思われると指摘しました
実験結果によれば、確かに、モデリング結果と実験結果の両方を含むより広範なセット
より広範囲の大気組成を調査するデータ、線形エネルギー蓄積と衝撃温度。 将来は
私たちはこれらの仮定の少なくとも一部を緩和することを望んでいますが、それまではかなりの不確実性が残ることを認識している
流星のフラックスに対処する追加の宇宙船データです
土星の近くでは10gよりも重い。
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