タイタンより内側の衛星は古代の衛星が破壊された後で形成された説では年齢4億年未満に対して37から45億年。マイグレーションにグランドタックが考慮されてないし、エンケラドスの表面更新は早くクレーターの数から37億年と出てるけどホンマかいな。以下、機械翻訳。
土星の古代の定期衛星
概要
土星の通常の衛星は若いのでしょうか、それとも古いのでしょうか? そして、エンケラドゥスのクレーター平原は何年前からあるのでしょうか? これらの質問に答えるために、私たちは計算しました
新しい高解像度の外側太陽電池を使用して、土星の通常の氷の衛星で最もクレーターが多い地形の表面年齢をモデル化します。
システム進化シミュレーションと、海王星横断天体集団の推定値の改善とを組み合わせたもの。 の出力
シミュレーションにより、土星への影響年表を構築することができ、これが通常の衛星に自動的に適用されます。
我々は、クレーター密度と土星への衝突年代表を使用して、衝突クレーター等時線のモデル、つまり、地球のスケーリングを構築しました。
衛星クレーターの時間経過に伴う生成関数。 ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネのクレーター平原の表面年代
とレアの範囲は 4.1 Ga から 4.4 Ga で、ミマスとエンケラドゥスの表面はそれらよりも約 2 億年若いです。
外側の3つの衛星。 これらの時代の不確実性は 3 億未満です。 これらの衛星の計算されたモデル表面年齢は次のとおりです。
観測されたクレーターの直径は 2 桁も一貫しています。 クレーター生成機能の類似性
すべての衛星の中で、単一の衝突源によって衝突されたことを示唆しています。 この研究は、土星の
通常の衛星は古代のものであり、その形成と潮汐の進化に影響を与えています
1. はじめに
巨人の氷衛星の表面年齢はどれくらいですか
惑星？ 放射年代測定に適したサンプルが存在しない場合、この質問に答えるにはクレーターを使用するのが最適です。
上記衛星の年表。 外側のクレーター率
太陽系はZahnleらによって研究されています。 (1998)
ガリレオ衛星およびZahnleらによる。 (2003) 太陽中心衝突体からの外惑星のすべての通常の衛星について。
両方のクレーター研究は、Dun can と Levison (1997) の動的シミュレーションに依存していましたが、衝突解像度は限られていました。
Schenk と Zahnle (2007) はトリトンのクレーターの地図を作成し、
は、海王星中心の微惑星と太陽中心の微惑星からなる混合衝突源を主張した。 これらの研究は焦点を当てました
惑星形成に関連した初期の潜在的な減少ではなく、見かけの定常状態のクレーターフラックスに基づいています。 お仕事
Zahnleらによる。 (1998, 2003) は、巨大惑星の軌道を横切る微惑星は減少した
時間を N(> t) ∝ t^−1 とする（ホルマンとウィズダム、1993a）。 と
この仮定では、通常の氷衛星のほとんどのクレーターが多い領域は 4 Ga より古いと計算されており、多くの場合、
太陽系そのものと同じくらい古い。 あるいは、表面は
私たちが想定した海王星横断領域からの計画準準星のフラックスがはるかに多い場合、かなり若いと計算されました。 それでも、
ウォンら。 (2021) が示した、想定される衝突流束の減少
巨大惑星移動の初期段階には適用できない
ウォンらでは、 (2021) 太陽系の外側をシミュレーションしました
巨大な惑星の移動の開始から時間を遡って、
4.5 Ga に設定しました (Mojzsis et al., 2019)。 彼らは、Zahnle らが計算した影響確率を更新しました。 (2003)
同様に、巨大惑星に遭遇する海王星横断天体の 2 つの異なるサイズ周波数分布を仮定したモンテカルロ衝突実験を使用した予想クレーター密度
惑星。 彼らは、微惑星の衰退を組み合わせました。
巨大惑星移住シミュレーションとモンテカルロ法
最も重いものの表面年齢を計算するためのシミュレーション出力
木星、土星の氷の正規衛星のクレーターのある表面
と天王星であり、これらの年齢は以下の範囲であることが一般的に判明しました。
3.8Ga～4.4Ga。
Wong らの以前のシミュレーション。 (2021) は、最後の 3.5 回転の巨大惑星への衝突の解像度が不十分でした。
シミュレーションにおける微惑星の数が限られているため、太陽系外部のシミュレーションが困難になります。 これが彼らを妨げた
エンケラドゥスの尾根状の平原など、クレーター密度の低い地表の正確な年代を取得することにより、
2009）。 さらに、得られた年齢は、人口の数が桁違いに異なるため、ある程度のばらつきを示しました。
使用された 2 つの異なるサイズ周波数分布の小さな微惑星。 彼らの年齢はクレーターの直径にも関係していた
クレーター生成関数に基づくのではなく、Dcr > 20 km
これらの衛星の。
この研究では、氷に覆われた通常の衛星について、より正確なクレーター年代を取得しました。
太陽系の歴史全体。 我々は、以下からさまざまなクレーター直径に対する前記衛星のモデル表面年齢を計算しました。
月や火星に存在する等時線と同様の年齢等時線
太陽系内部で。 この新しい年表を次のことに適用しました。
より正確なモデルを計算するための土星の内側の衛星
最も密集したクレーターのある表面の表面年齢。 木星と天王星の衛星への適用は将来のために保留されています
仕事。 ここでの私たちの仕事は地動説のみに依存していることを強調します。
インパクター。 惑星周天体は排除されるべきであるため、潜在的な惑星中心衝突物質は考慮されていません。
100万ドル未満（Cuk et al., 2016）。 セスキナリークレーターの影響
供給は依然として一次影響に依存しており、その供給は拘束されている
太陽中心衝突体のフラックスに影響します。本稿では「クレーター年表」と「クレーターリング」を使用します。
氷の通常衛星への砲撃を指す。
巨人たちの「衝撃年表」と「衝撃」
惑星。 クレーターは衛星衛星の固体地殻上に形成されるのに対し、巨大惑星の大気表面には長期にわたる砲撃の残骸が保存されないからです。 「サイズ頻度分布」とは、クレーターまたは発射体（衝突体で交換可能）の直径とその発生頻度の間の統計的関係のモデルを指します。
これは空間密度 (km^−2) として表されます。
) クレーターの場合は、発射体の場合はオブジェクトの数。 直径範囲の式は: n>D ∝ (D0/D)α
ここで、D0 は km 単位のスケーリング直径です。
α はそのサイズ範囲の累積勾配です。 衛星のさまざまな条件に合わせて垂直軸を調整できます。
または地形。 たとえば、古いサーフェスではシフトアップされます。
同じ爆撃源と速度を仮定した場合の分布。 「サイズ-周波数測定」はサイズ-周波数分布と同じ物理的性質を持ち、氷衛星の画像から調査された観測されたクレーターの直径をプロットします。 要するに、サイズ頻度分布は、次の値に適合できるモデルです。
観察されたデータから導き出されたサイズ - 周波数測定。
この論文の図は、サイズと頻度の分布と
累積頻度での測定。ここで、
特定の直径より大きいクレーターは直径に対してプロットされ、サイズに応じて個体数が減少します。 ユニットについて
時間の場合、「Myr」は百万年、「Gyr」は10億年を表します。
10億年。その期間内の期間または特定の時間を示します。
シミュレーション、例: 海王星が外側に 1000 万メートル移動し始めた
シミュレーションまたは10Myrで。 「Ma」と「Ga」は年齢を表し、
現在より前の時間を数えると、たとえば、エンセ・ラドゥスの表面年齢は約41億年、つまり41億歳です。
図 1: 320 個の巨大惑星移動シミュレーションによる、1 ギル後に生き残った微惑星の近日点 (q) と長半径 (a) の分布。 組み合わせます
コンパクト ディスク モデルと拡張ディスク モデルの両方からの生き残り。カラー バーのスケールに応じてドットの色が傾向 (i) を示します。 ほとんどの微惑星
q〜30AUの海王星横断軌道上にある。 それらのいくつかは現在のプルティノスに似ています: 〜39 天文単位で海王星と 2:3 共鳴し、クベワノス: 41.8 天文単位
< a < 48 天文単位で、海王星といくつかの軌道共鳴状態にあります。 48 AU を超えると、粒子の離心率と傾きは一般に大きくなります (例: e > 0.2 & i > 40°)。
その後、より高度な楕円形になります (e > 0.6) が、130 天文単位を超えると、いくつかの高度に傾斜した天体が失われます。
図 2: 直径 1 km を超える散乱円盤天体の数
(NSD、>1) サイズ周波数分布の累積傾き (α1 および α2) のさまざまな組み合わせを採用したモンテカルロ シミュレーションから計算されます。 の
カラーバーは NSD、>1 をカラースケールで表します。 行列は次のようにプロットされます。
α2 は 100 km を超える直径の累積傾き、α1 は 100 km より小さい直径の累積傾きです。
図 3: 下から上に、地球の移動シミュレーションにおける木星、土星、天王星、海王星の長半径、近日点、遠日点の進化。
巨大な惑星の移動。 提示された進化は、Wong らの図 2 で実証された巨大惑星移動シミュレーションをはるかに超えています。 (2021)、
1Gyrで止まります。
図 4: 移住とクローンのシミュレーションを組み合わせた結果に基づく、巨大惑星への影響年代表。 左: 正規化された相補的
対数線形スケールでの影響の累積分布は、凡例の拡張指数関数 (式 2) によって当てはめられました。 右: ワイブルプロット、次のように取得
関数の対数と自然対数を取り、拡張指数関数の代替表現として凡例に表します。 に最適
土星の衝突は、伸縮パラメータ β = 0.317 ± 0.003 および初期 e 折り畳み時間 τ = 1.596 ± 0.091 Myr のフィッティング パラメータを備えた黒い線として示されています。 灰色
バンドは土星の曲線を当てはめる際の不確実性の範囲を表します。 挿入図は、進化の 1000 万年後の灰色の点線で囲まれた領域を拡大したものです。
ワイブルプロットにおいて、すべての巨人の衝突年代が徐々に同一かつ直線的になるとき。 Y 軸の場合、F(t) は累積数を表します。
特定の時刻より前に発生した巨大惑星への衝突。4.5 年全体にわたって記録された、対応する惑星への衝突の総数に正規化されています。
シミュレーションのギャル。 具体的には、F(t = 0) を開始点として 1 に設定します。 惑星の個々の衝突減衰曲線内では、F(t) は相対的な衝撃減衰曲線として解釈できます。
特定の時刻までに発生した衝撃の累積数。
図 5: 上のクレーター平原の最もよく適合した年代
ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネ、レアの範囲は以下の通りです。
4.21 Ga ～ 4.41 Ga。年代は、サイズと周波数の測定値を当てはめることによって決定されました (黒塗りの円)。
多色等時線へ — クレーター年代記
シンガーらのプロジェクト。 (2019) 3.5 Ga からさまざまな年代までの各平原のクレーター生成関数
Singer らによる累積傾き -2 の単一べき乗則関数。 (2019) に使用されました
フィッティング。 エラーバーはポアソン誤差を表し、
灰色の部分は、出産予定年齢が不確実であることを示します。
巨大惑星移動シミュレーションにおけるコンパクトな散乱円盤と拡張された散乱円盤の間の変動。 の
クレーター直径と衝突直径の間のスケーリングは次のとおりです。
Zahnle らによって提案された π スケーリング則に基づいています。
（2003年）。
7. 結論
この研究では、最先端の力学的手法を組み合わせて、土星の通常の氷衛星のクレーター等時線を作成しました。
太陽系外縁部の進化のシミュレーション
クレーター密度を評価するための最新の発射体の分布
Kirchoff と Schenk (2009、2010) より。 最新の動的シミュレーションにより、高解像度の衝撃年表が提供されます。
4.5 Ga のすべての巨大惑星の関数は、
開始から約3,000万年後に急激に伸びる指数関数的減少
シミュレーションの。 私たちは、現在の海王星太陽系天体の数とその大きさと頻度の最新の推定値を採用しました。
通常の土星衛星の表面にこれらすべてが保持されていると仮定して、理論上のクレーター密度を計算するための分布
クレーター。 観測されたクレーター密度とその
年表機能が提供する生産機能
5 つの土星の通常の衛星のクレーター等時線。
私たちの結果は、最もクレーターが多い領域が、
ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネ、レアは 4.1 Ga
内側の 2 つの衛星と外側の 3 つの衛星は 4.4 Ga、不確かさは 3 億ミリ未満です。 私たちの結果は、これらの衛星が
古いものであり、潮汐の歴史に影響を及ぼします（中島）
他、2019年。 Lainey et al.、2020) とその形成メカニズム
(Charnoz et al., 2011; Crida and Charnoz, 2012)。 私たちの年齢は
これは、Zahnle らの症例 A 年表を使用した Kirchoff and Schenk (2009) の結果とほぼ一致しています。 （2003）、一方、
ケースBの年齢は矛盾しています。 ここで説明されているテクニック
木星、天王星の衛星にも適用でき、おそらく
ネプチューン。
土星の古代の定期衛星
概要
土星の通常の衛星は若いのでしょうか、それとも古いのでしょうか? そして、エンケラドゥスのクレーター平原は何年前からあるのでしょうか? これらの質問に答えるために、私たちは計算しました
新しい高解像度の外側太陽電池を使用して、土星の通常の氷の衛星で最もクレーターが多い地形の表面年齢をモデル化します。
システム進化シミュレーションと、海王星横断天体集団の推定値の改善とを組み合わせたもの。 の出力
シミュレーションにより、土星への影響年表を構築することができ、これが通常の衛星に自動的に適用されます。
我々は、クレーター密度と土星への衝突年代表を使用して、衝突クレーター等時線のモデル、つまり、地球のスケーリングを構築しました。
衛星クレーターの時間経過に伴う生成関数。 ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネのクレーター平原の表面年代
とレアの範囲は 4.1 Ga から 4.4 Ga で、ミマスとエンケラドゥスの表面はそれらよりも約 2 億年若いです。
外側の3つの衛星。 これらの時代の不確実性は 3 億未満です。 これらの衛星の計算されたモデル表面年齢は次のとおりです。
観測されたクレーターの直径は 2 桁も一貫しています。 クレーター生成機能の類似性
すべての衛星の中で、単一の衝突源によって衝突されたことを示唆しています。 この研究は、土星の
通常の衛星は古代のものであり、その形成と潮汐の進化に影響を与えています
1. はじめに
巨人の氷衛星の表面年齢はどれくらいですか
惑星？ 放射年代測定に適したサンプルが存在しない場合、この質問に答えるにはクレーターを使用するのが最適です。
上記衛星の年表。 外側のクレーター率
太陽系はZahnleらによって研究されています。 (1998)
ガリレオ衛星およびZahnleらによる。 (2003) 太陽中心衝突体からの外惑星のすべての通常の衛星について。
両方のクレーター研究は、Dun can と Levison (1997) の動的シミュレーションに依存していましたが、衝突解像度は限られていました。
Schenk と Zahnle (2007) はトリトンのクレーターの地図を作成し、
は、海王星中心の微惑星と太陽中心の微惑星からなる混合衝突源を主張した。 これらの研究は焦点を当てました
惑星形成に関連した初期の潜在的な減少ではなく、見かけの定常状態のクレーターフラックスに基づいています。 お仕事
Zahnleらによる。 (1998, 2003) は、巨大惑星の軌道を横切る微惑星は減少した
時間を N(> t) ∝ t^−1 とする（ホルマンとウィズダム、1993a）。 と
この仮定では、通常の氷衛星のほとんどのクレーターが多い領域は 4 Ga より古いと計算されており、多くの場合、
太陽系そのものと同じくらい古い。 あるいは、表面は
私たちが想定した海王星横断領域からの計画準準星のフラックスがはるかに多い場合、かなり若いと計算されました。 それでも、
ウォンら。 (2021) が示した、想定される衝突流束の減少
巨大惑星移動の初期段階には適用できない
ウォンらでは、 (2021) 太陽系の外側をシミュレーションしました
巨大な惑星の移動の開始から時間を遡って、
4.5 Ga に設定しました (Mojzsis et al., 2019)。 彼らは、Zahnle らが計算した影響確率を更新しました。 (2003)
同様に、巨大惑星に遭遇する海王星横断天体の 2 つの異なるサイズ周波数分布を仮定したモンテカルロ衝突実験を使用した予想クレーター密度
惑星。 彼らは、微惑星の衰退を組み合わせました。
巨大惑星移住シミュレーションとモンテカルロ法
最も重いものの表面年齢を計算するためのシミュレーション出力
木星、土星の氷の正規衛星のクレーターのある表面
と天王星であり、これらの年齢は以下の範囲であることが一般的に判明しました。
3.8Ga～4.4Ga。
Wong らの以前のシミュレーション。 (2021) は、最後の 3.5 回転の巨大惑星への衝突の解像度が不十分でした。
シミュレーションにおける微惑星の数が限られているため、太陽系外部のシミュレーションが困難になります。 これが彼らを妨げた
エンケラドゥスの尾根状の平原など、クレーター密度の低い地表の正確な年代を取得することにより、
2009）。 さらに、得られた年齢は、人口の数が桁違いに異なるため、ある程度のばらつきを示しました。
使用された 2 つの異なるサイズ周波数分布の小さな微惑星。 彼らの年齢はクレーターの直径にも関係していた
クレーター生成関数に基づくのではなく、Dcr > 20 km
これらの衛星の。
この研究では、氷に覆われた通常の衛星について、より正確なクレーター年代を取得しました。
太陽系の歴史全体。 我々は、以下からさまざまなクレーター直径に対する前記衛星のモデル表面年齢を計算しました。
月や火星に存在する等時線と同様の年齢等時線
太陽系内部で。 この新しい年表を次のことに適用しました。
より正確なモデルを計算するための土星の内側の衛星
最も密集したクレーターのある表面の表面年齢。 木星と天王星の衛星への適用は将来のために保留されています
仕事。 ここでの私たちの仕事は地動説のみに依存していることを強調します。
インパクター。 惑星周天体は排除されるべきであるため、潜在的な惑星中心衝突物質は考慮されていません。
100万ドル未満（Cuk et al., 2016）。 セスキナリークレーターの影響
供給は依然として一次影響に依存しており、その供給は拘束されている
太陽中心衝突体のフラックスに影響します。本稿では「クレーター年表」と「クレーターリング」を使用します。
氷の通常衛星への砲撃を指す。
巨人たちの「衝撃年表」と「衝撃」
惑星。 クレーターは衛星衛星の固体地殻上に形成されるのに対し、巨大惑星の大気表面には長期にわたる砲撃の残骸が保存されないからです。 「サイズ頻度分布」とは、クレーターまたは発射体（衝突体で交換可能）の直径とその発生頻度の間の統計的関係のモデルを指します。
これは空間密度 (km^−2) として表されます。
) クレーターの場合は、発射体の場合はオブジェクトの数。 直径範囲の式は: n>D ∝ (D0/D)α
ここで、D0 は km 単位のスケーリング直径です。
α はそのサイズ範囲の累積勾配です。 衛星のさまざまな条件に合わせて垂直軸を調整できます。
または地形。 たとえば、古いサーフェスではシフトアップされます。
同じ爆撃源と速度を仮定した場合の分布。 「サイズ-周波数測定」はサイズ-周波数分布と同じ物理的性質を持ち、氷衛星の画像から調査された観測されたクレーターの直径をプロットします。 要するに、サイズ頻度分布は、次の値に適合できるモデルです。
観察されたデータから導き出されたサイズ - 周波数測定。
この論文の図は、サイズと頻度の分布と
累積頻度での測定。ここで、
特定の直径より大きいクレーターは直径に対してプロットされ、サイズに応じて個体数が減少します。 ユニットについて
時間の場合、「Myr」は百万年、「Gyr」は10億年を表します。
10億年。その期間内の期間または特定の時間を示します。
シミュレーション、例: 海王星が外側に 1000 万メートル移動し始めた
シミュレーションまたは10Myrで。 「Ma」と「Ga」は年齢を表し、
現在より前の時間を数えると、たとえば、エンセ・ラドゥスの表面年齢は約41億年、つまり41億歳です。
図 1: 320 個の巨大惑星移動シミュレーションによる、1 ギル後に生き残った微惑星の近日点 (q) と長半径 (a) の分布。 組み合わせます
コンパクト ディスク モデルと拡張ディスク モデルの両方からの生き残り。カラー バーのスケールに応じてドットの色が傾向 (i) を示します。 ほとんどの微惑星
q〜30AUの海王星横断軌道上にある。 それらのいくつかは現在のプルティノスに似ています: 〜39 天文単位で海王星と 2:3 共鳴し、クベワノス: 41.8 天文単位
< a < 48 天文単位で、海王星といくつかの軌道共鳴状態にあります。 48 AU を超えると、粒子の離心率と傾きは一般に大きくなります (例: e > 0.2 & i > 40°)。
その後、より高度な楕円形になります (e > 0.6) が、130 天文単位を超えると、いくつかの高度に傾斜した天体が失われます。
図 2: 直径 1 km を超える散乱円盤天体の数
(NSD、>1) サイズ周波数分布の累積傾き (α1 および α2) のさまざまな組み合わせを採用したモンテカルロ シミュレーションから計算されます。 の
カラーバーは NSD、>1 をカラースケールで表します。 行列は次のようにプロットされます。
α2 は 100 km を超える直径の累積傾き、α1 は 100 km より小さい直径の累積傾きです。
図 3: 下から上に、地球の移動シミュレーションにおける木星、土星、天王星、海王星の長半径、近日点、遠日点の進化。
巨大な惑星の移動。 提示された進化は、Wong らの図 2 で実証された巨大惑星移動シミュレーションをはるかに超えています。 (2021)、
1Gyrで止まります。
図 4: 移住とクローンのシミュレーションを組み合わせた結果に基づく、巨大惑星への影響年代表。 左: 正規化された相補的
対数線形スケールでの影響の累積分布は、凡例の拡張指数関数 (式 2) によって当てはめられました。 右: ワイブルプロット、次のように取得
関数の対数と自然対数を取り、拡張指数関数の代替表現として凡例に表します。 に最適
土星の衝突は、伸縮パラメータ β = 0.317 ± 0.003 および初期 e 折り畳み時間 τ = 1.596 ± 0.091 Myr のフィッティング パラメータを備えた黒い線として示されています。 灰色
バンドは土星の曲線を当てはめる際の不確実性の範囲を表します。 挿入図は、進化の 1000 万年後の灰色の点線で囲まれた領域を拡大したものです。
ワイブルプロットにおいて、すべての巨人の衝突年代が徐々に同一かつ直線的になるとき。 Y 軸の場合、F(t) は累積数を表します。
特定の時刻より前に発生した巨大惑星への衝突。4.5 年全体にわたって記録された、対応する惑星への衝突の総数に正規化されています。
シミュレーションのギャル。 具体的には、F(t = 0) を開始点として 1 に設定します。 惑星の個々の衝突減衰曲線内では、F(t) は相対的な衝撃減衰曲線として解釈できます。
特定の時刻までに発生した衝撃の累積数。
図 5: 上のクレーター平原の最もよく適合した年代
ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネ、レアの範囲は以下の通りです。
4.21 Ga ～ 4.41 Ga。年代は、サイズと周波数の測定値を当てはめることによって決定されました (黒塗りの円)。
多色等時線へ — クレーター年代記
シンガーらのプロジェクト。 (2019) 3.5 Ga からさまざまな年代までの各平原のクレーター生成関数
Singer らによる累積傾き -2 の単一べき乗則関数。 (2019) に使用されました
フィッティング。 エラーバーはポアソン誤差を表し、
灰色の部分は、出産予定年齢が不確実であることを示します。
巨大惑星移動シミュレーションにおけるコンパクトな散乱円盤と拡張された散乱円盤の間の変動。 の
クレーター直径と衝突直径の間のスケーリングは次のとおりです。
Zahnle らによって提案された π スケーリング則に基づいています。
（2003年）。
7. 結論
この研究では、最先端の力学的手法を組み合わせて、土星の通常の氷衛星のクレーター等時線を作成しました。
太陽系外縁部の進化のシミュレーション
クレーター密度を評価するための最新の発射体の分布
Kirchoff と Schenk (2009、2010) より。 最新の動的シミュレーションにより、高解像度の衝撃年表が提供されます。
4.5 Ga のすべての巨大惑星の関数は、
開始から約3,000万年後に急激に伸びる指数関数的減少
シミュレーションの。 私たちは、現在の海王星太陽系天体の数とその大きさと頻度の最新の推定値を採用しました。
通常の土星衛星の表面にこれらすべてが保持されていると仮定して、理論上のクレーター密度を計算するための分布
クレーター。 観測されたクレーター密度とその
年表機能が提供する生産機能
5 つの土星の通常の衛星のクレーター等時線。
私たちの結果は、最もクレーターが多い領域が、
ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオネ、レアは 4.1 Ga
内側の 2 つの衛星と外側の 3 つの衛星は 4.4 Ga、不確かさは 3 億ミリ未満です。 私たちの結果は、これらの衛星が
古いものであり、潮汐の歴史に影響を及ぼします（中島）
他、2019年。 Lainey et al.、2020) とその形成メカニズム
(Charnoz et al., 2011; Crida and Charnoz, 2012)。 私たちの年齢は
これは、Zahnle らの症例 A 年表を使用した Kirchoff and Schenk (2009) の結果とほぼ一致しています。 （2003）、一方、
ケースBの年齢は矛盾しています。 ここで説明されているテクニック
木星、天王星の衛星にも適用でき、おそらく
ネプチューン。
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