アンモニア濃度が３５％程度だと水も－１１０℃程度まで凍らない。衝突合体したときに溶けた氷衛星や潮汐加熱を受けてる氷衛星の地下海洋保有率はかなり高そう。以下、機械翻訳。
アンモニアが豊富な氷殻の圧縮と溶融輸送：トリトンの進化への含意
（2018年11月27日に提出）
アンモニアは、氷上の衛星の氷の殻に存在する場合、溶解の開始温度を176Kに下げ、部分溶融物が熱的に安定している大きな温度範囲を作り出すことができる。アンモニアに富む部分溶融物の領域の進化は、氷体の地質学的および熱的進化に強く影響する可能性がある。溶融物が部分的に溶融した領域から抽出されるには、周囲の固体マトリックスが変形してコンパクトでなければならない。アンモニアが豊富な溶融物が地下の海洋に沈むかどうか、または氷の中に凍結するかどうかは、圧縮率と熱発生に依存する。ここでは、部分的に溶融した、アンモニアが豊富な氷殻の圧縮と熱進化のモデルを1次元ジオメトリで構築します。我々は、最初に薄い氷の殻を10 ％アンモニア。私たちは、アンモニアが豊富な溶融体が上に凍結することができますを見つけるへのの氷殻の肥厚は、圧縮率に比べて急速であるとき、氷の殻のキロ。表面近傍の揮発性物質の捕捉は、氷殻の再加熱の際に、共融溶融事象が可能であることを示唆している。しかし、氷殻の濃化速度が減少するにつれて、アンモニアに富む溶融物が氷殻から効率的に排除され、氷殻のバルクは純粋な水氷である。私たちの結果は、海王星の衛星のTritonの熱進化に適用されます。トリトンの氷の殻が厚くなるにつれて、トリトンの海洋下の海洋におけるアンモニア濃度の漸増は凍結防止に役立ち、予測される最終海洋の厚さを50km最大増加させる。
１．イントロダクション
我々の太陽系は海世界であふれています。 氷衛星と大きいカイパーベルトが下に液体水の表面下の大洋を隠すと思われると言う理由で反対する多くが１０代である殻を氷で冷やします － 厚いキロメートルの１００（Khurana およびその他。 １９９８； Kivelson およびその他。 ２００２； Hussmann およびその他。 ２００６； Postberg およびその他。 ２００９；ハモンドおよびその他。 ２０１３； Nimmo およびその他。 ２０１６）. 海世界の地質学の、そして熱の進展に影響を与えることにおいて、氷殻の中の部分的な溶解液の可能性がある地域は重要であり得ました。
有力な証拠があるいくつかの氷衛星に、 エンケラドス のタイガーストライプから噴出しているいく筋もの水蒸気のような、表面の近くで存在していて融けてください（Postberg およびその他。 ２００９； Porco およびその他。
2014) そして多分融けている起こることに応えてたった１ - 表面下の２キロ － （ヘッドと Pappalardo １９９９；ゾーティンおよびその他。形成する エウロパ の上のカオス地形 ２００２）. さらに、若干の衛星が「氷の火山」地形の潜在的な証拠を見せます。 水に富んだ液体とスラリーが表面に噴出して、そしてそれの向こう側に流れ出るとき、これらの地形は形式に示唆されます（Kargel １９９５；シェンク１９９１年； Fagents ２００３；デッシュおよびその他。 ２００９）. 多分 Enceladus のケースであるように、氷衛星の上の表面に近い液が表面下の海からすぐで購入されることができました、あるいは潮の加熱によって氷殻の中から生成されることができました。
氷シェルを通して溶解液がどのように生成されて、そして移動するかの力学を理解することは、表面に近い水の観察を説明することに、決定的です。 水が氷シェルを着て否定的に浮揚性であるべきであって、そして、地形学からのような、流れあるいは海洋加圧を促進させている重要な圧力勾配がないなら、沈むべきです（例えば、 Fagents ２００３； Showman およびその他。 ２００４；漫画とワング２００７年）.
氷シェルを着ている化学不純物の存在は強く氷衛星に融けることについての力学に影響を与えることができました。 多種多様な化合物が、０.１からたくさん分布して、氷衛星氷シェルに存在しているかもしれません - １５％質量の割合（マッキノンおよびその他。 2008) 含みます
CH4 、ＣＯ、ＣＯ２、 MgSO4 、 NaCl と NH3 （Kargel １９９２）。 エウロパ（Pappalardo とバー２００４；ハンと興行師２００５年；シュミットおよびその他。の上に表面に近い融解を生み出すことに対して、塩と他の volatiles がメカニズムとして推薦された低温 eutectic 溶解液の産出を可能にすることができました ２０１１）.
アンモニア、特に強く氷衛星の進展に影響を与える可能性を持っていますそしてカイパーベルトオブジェクト（デッシュおよびその他。 ２００９）. アンモニアの存在は１７６のＫにアンモニア給水システムのシリングを下げることができる（Leliwa - Kopysty ´ nski およびその他. 2002) そしてアンモニア溶解液の密度を減らす唯一の溶かされた volatiles の１つである（クロフトおよびその他. １９８８）. eutectic 温度で、アンモニアに富んだ溶解液の密度はρｌ ＝ ０.９４６のｇ / cm3 です。 より密度が低い人たちは肯定的な浮力と cryovolcanism の可能性を増やします。
アンモニアが太陽の星雲（ルイス１９７２年； Lodders ２００３；ドッドソン - ロビンソンおよびその他。から惑星の形成の間の温度がアンモニアの濃縮に有利にはたらいた太陽系外縁部で最も豊富であると思われます 2009) .Ammonia が冥王星の月シャロン（ブラウンとカルヴィン２０００）の表面で、天王星の人工衛星ミランダの上に spectroscopically に発見された（バウアーおよびその他. 2002) そして同じく上に発疹ができている羽毛に測られました Enceladus （ウェイトおよびその他.
２００９）. 凍結されたアンモニア解決は同じく他の氷で覆われた体の表面で太陽系に存在し得ました、しかし検出することが難しいかもしれません。 損害のために太陽輻射、アンモニアの spectroscopic 署名から Saturnian システムで１０４年の後に消去されることができましたそして冥王星システムでの１０９年（ムーアおよびその他。 ２００７）.
氷で覆われた遺体に取り入れられたアンモニアの量は不確実です。 ルイス（１９７２年）によっての早い星雲濃縮モデルが１５ - 太陽系外縁部を着ている３０％ － のＨ2Ｏ質量比に NH3 を提案しました。
最近のモデルが分布してアンモニアのより小さい量を示唆するさらに多く - １から１５％（Hersant およびその他。
２００４；ドッドソン - ロビンソンおよびその他。 2009) 不確実の多くが結果として生じるという状態でから窒素が N2 あるいは NH3 としてガスの星雲に存在していたかにかかわらず（Hersant およびその他. ２００４）. ここで我々は、５の範囲 - 氷シェルを着ている１０重量％ － で、アンモニアの穏当な量を仮定します。 ある特定の条件の下で水のアンモニアがＣＯ２と沈殿物のような、他の種を固体（Kargel １９９２；マリオンおよびその他。として反応で消費され得ることは同じく指摘されるべきです ２０１２）. この仕事で我々はアンモニアが水の形態にあると想定します、そして氷で覆われた体の表面で volatiles に多数の観察がある他の species.Although で化学反応を扱わないでください（McCord およびその他。 1998a 、ｂ；ブラウンとカルヴィン２０００；ドルトンおよびその他。 2005) （彼・それ）らの氷殻の大部分での volatiles の量不確実である. 氷殻編成とそれ、氷殻、の間の表面下の海の volatiles 分割の大多数が時間（Pappalardo とバー２００４年）にわたって volatiles で使い尽くされるべきであると考えられます。 氷衛星氷殻の大部分は、従って、きれいな氷であり得ました。 もし volatiles が氷シェルの中で存在していないなら、低い温度で融けている eutectic は可能ではないかもしれません。
氷殻形成の間にアンモニアに富んだ溶解液がどのように移住して、そして進展するか吟味するモデルが氷シェルの中でアンモニアのありそうな分配を予測するために必要です。 数人の調査者が氷で覆われた体の熱の進展の間に再浮上している cryovolcanic におけるアンモニアの役割を探究しました（スティーブンソン１９８２年； Kargel およびその他。 １９９１； Kargel １９９５； Hogenboom およびその他。 １９９７；デッシュおよびその他。
２００９；デッシュとヌブー２０１７）. 多分氷衛星氷シェルで compaction と溶解液移住の最も詳細な調査が Kalousov ´のそばにあるおよびその他. （２０１４）。 １次元の溶解液移住モデルを使って（彼・それ）らは nearsurface から表面下の海まで Europa の上に溶解液の下方への普及を調査して、そして、どの溶解液が氷シェルに存在するであろうかに関して、タイムスケールを見ました。 我々は、地球のマグマだまりにおける compaction の研究（シャーリー１９８６年）に基づいてモデルを組み立てて、類似のアプローチをとります。 地球のマグマだまりにおける溶解液輸送の研究が溶解液が部分的に溶けた地域から抽出される方法への貴重な洞察を提供します。 「頑丈なマトリックスの変形と compaction を伴う浮力によって引き起こされた溶解液輸送の同じ基本的なプロセス」（シャーリー１９８６年）、は部分的に溶けたアンモニアに富んだ氷殻で溶解液輸送を管理するべきです。
ここで我々はアンモニアに富んだ氷シェルを着て溶解液移住のための１次元のモデルを発展させます。
我々は初めに暖かい、そして細い州からの氷殻の形成の間に結びつけられた溶解液移住と熱の進展を設計します。 我々のゴールは、それが厚くなる（とき・から・につれて・ように）、アンモニアが氷殻の中に凍るであろうかどうか、あるいはアンモニアが海の中に下方に移動するであろうかどうか理解することです。 我々は同じく部分的な溶解のために移住のタイムスケールを理解して、そしてトライトンの熱の進展に対するアンモニア輸送の効果を理解することを望みます。
図１． － 大気圧、においてのアンモニア水段階図が通り過ぎて実験からです（LeliwaKopysty ´ nski およびその他. ２００２）. 青いラインは liquidus がアンモニアの質量の濃度の機能であることを示します。 黒い途切れがないラインはソリダスを示します。
図２． － １０キロχ０ ＝ ０.１の大口レートのアンモニア濃度で厚い氷殻の構造の例. 左のパネルは温度（赤いライン）と平静が深さで分数φ（黒いライン）を融かすことを示します。 右パネルは完全に堅実な氷殻の地域、圧縮することと結晶が氷殻のベースに向かって浮くところを例証します。 氷殻が VH を厚くするレートは同じく説明されます。
図３． － とろみ材料シェルの中の compaction の２つの終わりメンバーのケースを示しているシャーリー（１９８６年）への基準. ３つの異なった時間の溶解液分数はそれぞれのパネル、 nondimensional 時にｔ￣ ＝ ２、ｔ￣ ＝ １０とｔ￣ ＝ ３０で見せられています。 左手に殻成長速度は、絶え間がない次元でない氷殻の成長レートＶ￣ ＝ ０.７で、 compaction レートと比較して速いです。 これは成長しているシェルを着ている平均の溶解液分数を高くします。 右手に、 compaction レートは、溶解液の大部分をとろみ材料殻から排出されさせて、絶え間がないＶ￣ ＝ ０.０１で、氷殻成長速度と比較して速いです。 熱の効果とアンモニア集中はこのモデルに含まれていません。
図４． － １０％の大口レートのアンモニア濃度を持っている一定の１０キロの濃い氷シェルを着ている Melt 分数進化. プロットは部分的な溶解が氷シェルを着て深さで、６.５キロ（残っています）温度を下まわって深さにおいて、初めに存在している地域に焦点を合わせられます。 氷殻を通じて一定温度勾配があります、３８Ｋの表面温度と温度で２５０Kの殻のベース（中心）でさまざまな固体の、そして破線が異なった時に深さで溶解液にプロフィールを示します。異なった時における氷シェルを着ているアンモニアの（右） 質量割合.
図７． － 溶解液（上のプロット）ととろみ材料氷シェルを着ているアンモニア集中（下のプロット）の進展. ｘ軸は時間です。 氷殻は１キロから 厚さ２０キロまで増大します。 赤い破線が氷シェルを着て長い間にＴ ＝ １７６ＫとＴ ＝ ２６２K（上） Melt 割合において温度輪郭を示します。 ブルーが氷シェルを着て輪郭でショー溶解液分数を満たしました。長い間にの氷シェルと海での（下）アンモニア集中. 緑の一杯の等高線が深さと時間でアンモニア集中を示します。
図８． － 氷シェルを着ている温度と silicate core.The の青いラインの上の部分が最初の温度プロフィールを示すことを示しているトライトンの熱の進展の例. 途切れがない黒いラインは４.５冷却のジルの後に温度を示します。 大胆な途切れがない黒いラインはケース１を示します、そしてそこで、海量が減少するにつれて、アンモニア集中が増加します。 細い途切れがない黒いラインはケース２のために最終の温度を示します、そしてそこで海のアンモニア集中が絶え間がないと考えられます。 破線は融けている温度が５％の氷シェルを着ているアンモニアと海を想定しているのを示します。 突進された点線の人たちはアンモニアが長い間に海に集中すると想定して融けている温度を示します。
アンモニアが豊富な氷殻の圧縮と溶融輸送：トリトンの進化への含意
（2018年11月27日に提出）
アンモニアは、氷上の衛星の氷の殻に存在する場合、溶解の開始温度を176Kに下げ、部分溶融物が熱的に安定している大きな温度範囲を作り出すことができる。アンモニアに富む部分溶融物の領域の進化は、氷体の地質学的および熱的進化に強く影響する可能性がある。溶融物が部分的に溶融した領域から抽出されるには、周囲の固体マトリックスが変形してコンパクトでなければならない。アンモニアが豊富な溶融物が地下の海洋に沈むかどうか、または氷の中に凍結するかどうかは、圧縮率と熱発生に依存する。ここでは、部分的に溶融した、アンモニアが豊富な氷殻の圧縮と熱進化のモデルを1次元ジオメトリで構築します。我々は、最初に薄い氷の殻を10 ％アンモニア。私たちは、アンモニアが豊富な溶融体が上に凍結することができますを見つけるへのの氷殻の肥厚は、圧縮率に比べて急速であるとき、氷の殻のキロ。表面近傍の揮発性物質の捕捉は、氷殻の再加熱の際に、共融溶融事象が可能であることを示唆している。しかし、氷殻の濃化速度が減少するにつれて、アンモニアに富む溶融物が氷殻から効率的に排除され、氷殻のバルクは純粋な水氷である。私たちの結果は、海王星の衛星のTritonの熱進化に適用されます。トリトンの氷の殻が厚くなるにつれて、トリトンの海洋下の海洋におけるアンモニア濃度の漸増は凍結防止に役立ち、予測される最終海洋の厚さを50km最大増加させる。
１．イントロダクション
我々の太陽系は海世界であふれています。 氷衛星と大きいカイパーベルトが下に液体水の表面下の大洋を隠すと思われると言う理由で反対する多くが１０代である殻を氷で冷やします － 厚いキロメートルの１００（Khurana およびその他。 １９９８； Kivelson およびその他。 ２００２； Hussmann およびその他。 ２００６； Postberg およびその他。 ２００９；ハモンドおよびその他。 ２０１３； Nimmo およびその他。 ２０１６）. 海世界の地質学の、そして熱の進展に影響を与えることにおいて、氷殻の中の部分的な溶解液の可能性がある地域は重要であり得ました。
有力な証拠があるいくつかの氷衛星に、 エンケラドス のタイガーストライプから噴出しているいく筋もの水蒸気のような、表面の近くで存在していて融けてください（Postberg およびその他。 ２００９； Porco およびその他。
2014) そして多分融けている起こることに応えてたった１ - 表面下の２キロ － （ヘッドと Pappalardo １９９９；ゾーティンおよびその他。形成する エウロパ の上のカオス地形 ２００２）. さらに、若干の衛星が「氷の火山」地形の潜在的な証拠を見せます。 水に富んだ液体とスラリーが表面に噴出して、そしてそれの向こう側に流れ出るとき、これらの地形は形式に示唆されます（Kargel １９９５；シェンク１９９１年； Fagents ２００３；デッシュおよびその他。 ２００９）. 多分 Enceladus のケースであるように、氷衛星の上の表面に近い液が表面下の海からすぐで購入されることができました、あるいは潮の加熱によって氷殻の中から生成されることができました。
氷シェルを通して溶解液がどのように生成されて、そして移動するかの力学を理解することは、表面に近い水の観察を説明することに、決定的です。 水が氷シェルを着て否定的に浮揚性であるべきであって、そして、地形学からのような、流れあるいは海洋加圧を促進させている重要な圧力勾配がないなら、沈むべきです（例えば、 Fagents ２００３； Showman およびその他。 ２００４；漫画とワング２００７年）.
氷シェルを着ている化学不純物の存在は強く氷衛星に融けることについての力学に影響を与えることができました。 多種多様な化合物が、０.１からたくさん分布して、氷衛星氷シェルに存在しているかもしれません - １５％質量の割合（マッキノンおよびその他。 2008) 含みます
CH4 、ＣＯ、ＣＯ２、 MgSO4 、 NaCl と NH3 （Kargel １９９２）。 エウロパ（Pappalardo とバー２００４；ハンと興行師２００５年；シュミットおよびその他。の上に表面に近い融解を生み出すことに対して、塩と他の volatiles がメカニズムとして推薦された低温 eutectic 溶解液の産出を可能にすることができました ２０１１）.
アンモニア、特に強く氷衛星の進展に影響を与える可能性を持っていますそしてカイパーベルトオブジェクト（デッシュおよびその他。 ２００９）. アンモニアの存在は１７６のＫにアンモニア給水システムのシリングを下げることができる（Leliwa - Kopysty ´ nski およびその他. 2002) そしてアンモニア溶解液の密度を減らす唯一の溶かされた volatiles の１つである（クロフトおよびその他. １９８８）. eutectic 温度で、アンモニアに富んだ溶解液の密度はρｌ ＝ ０.９４６のｇ / cm3 です。 より密度が低い人たちは肯定的な浮力と cryovolcanism の可能性を増やします。
アンモニアが太陽の星雲（ルイス１９７２年； Lodders ２００３；ドッドソン - ロビンソンおよびその他。から惑星の形成の間の温度がアンモニアの濃縮に有利にはたらいた太陽系外縁部で最も豊富であると思われます 2009) .Ammonia が冥王星の月シャロン（ブラウンとカルヴィン２０００）の表面で、天王星の人工衛星ミランダの上に spectroscopically に発見された（バウアーおよびその他. 2002) そして同じく上に発疹ができている羽毛に測られました Enceladus （ウェイトおよびその他.
２００９）. 凍結されたアンモニア解決は同じく他の氷で覆われた体の表面で太陽系に存在し得ました、しかし検出することが難しいかもしれません。 損害のために太陽輻射、アンモニアの spectroscopic 署名から Saturnian システムで１０４年の後に消去されることができましたそして冥王星システムでの１０９年（ムーアおよびその他。 ２００７）.
氷で覆われた遺体に取り入れられたアンモニアの量は不確実です。 ルイス（１９７２年）によっての早い星雲濃縮モデルが１５ - 太陽系外縁部を着ている３０％ － のＨ2Ｏ質量比に NH3 を提案しました。
最近のモデルが分布してアンモニアのより小さい量を示唆するさらに多く - １から１５％（Hersant およびその他。
２００４；ドッドソン - ロビンソンおよびその他。 2009) 不確実の多くが結果として生じるという状態でから窒素が N2 あるいは NH3 としてガスの星雲に存在していたかにかかわらず（Hersant およびその他. ２００４）. ここで我々は、５の範囲 - 氷シェルを着ている１０重量％ － で、アンモニアの穏当な量を仮定します。 ある特定の条件の下で水のアンモニアがＣＯ２と沈殿物のような、他の種を固体（Kargel １９９２；マリオンおよびその他。として反応で消費され得ることは同じく指摘されるべきです ２０１２）. この仕事で我々はアンモニアが水の形態にあると想定します、そして氷で覆われた体の表面で volatiles に多数の観察がある他の species.Although で化学反応を扱わないでください（McCord およびその他。 1998a 、ｂ；ブラウンとカルヴィン２０００；ドルトンおよびその他。 2005) （彼・それ）らの氷殻の大部分での volatiles の量不確実である. 氷殻編成とそれ、氷殻、の間の表面下の海の volatiles 分割の大多数が時間（Pappalardo とバー２００４年）にわたって volatiles で使い尽くされるべきであると考えられます。 氷衛星氷殻の大部分は、従って、きれいな氷であり得ました。 もし volatiles が氷シェルの中で存在していないなら、低い温度で融けている eutectic は可能ではないかもしれません。
氷殻形成の間にアンモニアに富んだ溶解液がどのように移住して、そして進展するか吟味するモデルが氷シェルの中でアンモニアのありそうな分配を予測するために必要です。 数人の調査者が氷で覆われた体の熱の進展の間に再浮上している cryovolcanic におけるアンモニアの役割を探究しました（スティーブンソン１９８２年； Kargel およびその他。 １９９１； Kargel １９９５； Hogenboom およびその他。 １９９７；デッシュおよびその他。
２００９；デッシュとヌブー２０１７）. 多分氷衛星氷シェルで compaction と溶解液移住の最も詳細な調査が Kalousov ´のそばにあるおよびその他. （２０１４）。 １次元の溶解液移住モデルを使って（彼・それ）らは nearsurface から表面下の海まで Europa の上に溶解液の下方への普及を調査して、そして、どの溶解液が氷シェルに存在するであろうかに関して、タイムスケールを見ました。 我々は、地球のマグマだまりにおける compaction の研究（シャーリー１９８６年）に基づいてモデルを組み立てて、類似のアプローチをとります。 地球のマグマだまりにおける溶解液輸送の研究が溶解液が部分的に溶けた地域から抽出される方法への貴重な洞察を提供します。 「頑丈なマトリックスの変形と compaction を伴う浮力によって引き起こされた溶解液輸送の同じ基本的なプロセス」（シャーリー１９８６年）、は部分的に溶けたアンモニアに富んだ氷殻で溶解液輸送を管理するべきです。
ここで我々はアンモニアに富んだ氷シェルを着て溶解液移住のための１次元のモデルを発展させます。
我々は初めに暖かい、そして細い州からの氷殻の形成の間に結びつけられた溶解液移住と熱の進展を設計します。 我々のゴールは、それが厚くなる（とき・から・につれて・ように）、アンモニアが氷殻の中に凍るであろうかどうか、あるいはアンモニアが海の中に下方に移動するであろうかどうか理解することです。 我々は同じく部分的な溶解のために移住のタイムスケールを理解して、そしてトライトンの熱の進展に対するアンモニア輸送の効果を理解することを望みます。
図１． － 大気圧、においてのアンモニア水段階図が通り過ぎて実験からです（LeliwaKopysty ´ nski およびその他. ２００２）. 青いラインは liquidus がアンモニアの質量の濃度の機能であることを示します。 黒い途切れがないラインはソリダスを示します。
図２． － １０キロχ０ ＝ ０.１の大口レートのアンモニア濃度で厚い氷殻の構造の例. 左のパネルは温度（赤いライン）と平静が深さで分数φ（黒いライン）を融かすことを示します。 右パネルは完全に堅実な氷殻の地域、圧縮することと結晶が氷殻のベースに向かって浮くところを例証します。 氷殻が VH を厚くするレートは同じく説明されます。
図３． － とろみ材料シェルの中の compaction の２つの終わりメンバーのケースを示しているシャーリー（１９８６年）への基準. ３つの異なった時間の溶解液分数はそれぞれのパネル、 nondimensional 時にｔ￣ ＝ ２、ｔ￣ ＝ １０とｔ￣ ＝ ３０で見せられています。 左手に殻成長速度は、絶え間がない次元でない氷殻の成長レートＶ￣ ＝ ０.７で、 compaction レートと比較して速いです。 これは成長しているシェルを着ている平均の溶解液分数を高くします。 右手に、 compaction レートは、溶解液の大部分をとろみ材料殻から排出されさせて、絶え間がないＶ￣ ＝ ０.０１で、氷殻成長速度と比較して速いです。 熱の効果とアンモニア集中はこのモデルに含まれていません。
図４． － １０％の大口レートのアンモニア濃度を持っている一定の１０キロの濃い氷シェルを着ている Melt 分数進化. プロットは部分的な溶解が氷シェルを着て深さで、６.５キロ（残っています）温度を下まわって深さにおいて、初めに存在している地域に焦点を合わせられます。 氷殻を通じて一定温度勾配があります、３８Ｋの表面温度と温度で２５０Kの殻のベース（中心）でさまざまな固体の、そして破線が異なった時に深さで溶解液にプロフィールを示します。異なった時における氷シェルを着ているアンモニアの（右） 質量割合.
図７． － 溶解液（上のプロット）ととろみ材料氷シェルを着ているアンモニア集中（下のプロット）の進展. ｘ軸は時間です。 氷殻は１キロから 厚さ２０キロまで増大します。 赤い破線が氷シェルを着て長い間にＴ ＝ １７６ＫとＴ ＝ ２６２K（上） Melt 割合において温度輪郭を示します。 ブルーが氷シェルを着て輪郭でショー溶解液分数を満たしました。長い間にの氷シェルと海での（下）アンモニア集中. 緑の一杯の等高線が深さと時間でアンモニア集中を示します。
図８． － 氷シェルを着ている温度と silicate core.The の青いラインの上の部分が最初の温度プロフィールを示すことを示しているトライトンの熱の進展の例. 途切れがない黒いラインは４.５冷却のジルの後に温度を示します。 大胆な途切れがない黒いラインはケース１を示します、そしてそこで、海量が減少するにつれて、アンモニア集中が増加します。 細い途切れがない黒いラインはケース２のために最終の温度を示します、そしてそこで海のアンモニア集中が絶え間がないと考えられます。 破線は融けている温度が５％の氷シェルを着ているアンモニアと海を想定しているのを示します。 突進された点線の人たちはアンモニアが長い間に海に集中すると想定して融けている温度を示します。
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