その場探査と熱化学モデリングからの天王星と海王星の深い組成

ボイジャー２号によるフライバイ観測しか接近調査が無い天王星と海王星。内部構造を調べる為に大気内部にプローブを突入させて調査することを計画している。単独では予算が付きにくいから他のミッションで運んでもらうしかないような気がする。以下、機械翻訳。。
その場探査と熱化学モデリングからの天王星と海王星の深い組成
2020年4月29日に提出
太陽系の遠くにある氷巨大惑星、天王星と海王星は、1つの宇宙ミッション、ボイジャー2によってのみ訪れられました。その組成に関する現在の知識は、いくつかの最近の進歩にもかかわらず非常に限られたままです。しかしながら、それらの質量のかなりの部分がガス巨大惑星である木星と土星とは対照的に重い元素でできているので、それらの組成のより良い特性化はそれらの形成と進化を抑制するために不可欠です。Galileoのようなその場観測器は、貴重な直接現地組成測定を提供します。ただし、一部の凝縮物は、浅いプローブの把握の外に残ります。補足的なオービターから追加の制約を取得できますが、熱化学および拡散モデリングは、その場観測器の科学的リターンを高めるのにさらに役立ちます。

図1圧力の関数としての天王星（上）と海王星（下）の対流圏における垂直混合
と緯度、王らの処方を使用して。 （2015）ヴェノの気温と豊度のプロファイル他 （2020）。


図2ルコントに続く天王星と海王星の対流圏における可能な温度プロファイルの範囲
他 （2017）およびCavalie et al。 （2017）。 ウェットダイアバットに対応する最も寒いプロファイルが表示されます ´
黒（天王星）とダークブルー（ネプチューン）。 「3層プロファイル」に対応する最も暖かいプロファイル
オレンジ（天王星）と赤（海王星）で表示されます。 塗りつぶされた領域（天王星は緑、海王星は青）可能な温度の範囲を示します。


図3天王星（破線）と海王星のCO（赤）、CO2（オレンジ）、N2（紺）の垂直プロファイル
（実線）。 H2、He、CH4などの他の主要な種も、対応するレイアウトで表示されます。


図4天王星と海王星の内部構造の模式図。


図5氷殻の重元素の質量分率とガス状エンベロープ。 構造モデルソリューション
天王星モデルは赤で、海王星モデルは灰色（破線）で示されています。 形状と回転が変更されたモデル
天王星（ピンク）と海王星（灰色）のデータも表示されます。 Nettelmannらから適応。 （2013）。

6おわりに
侵入調査は、多くの種の深い存在量を測定する唯一の手段です
特に希ガスが重要です。これらは天王星と海王星の形成に大きな制約を課す可能性があります（Mousis et al。、2018）。遠方の寒さの難しさ
世界は、CH4のようないくつかの主要な種の凝縮にあり、より重要な範囲で、
H2S、NH3、およびH2O。直接現場での測定が複雑になり、さらには無理だよ。
40-50バーレベルに達し、測定しないデータを返すプローブを設計する
現在の時間枠では、He / H（およびその他の希ガス）とC / Hだけでなく、N / HとS / Hも非常に困難です（2029から2034の範囲の発売日が考えられます、Simon et al。
2020）。高分解能質量分析（m {Δmą4000）と正確な
したがって、10 barでの熱化学モデリングによる温度-圧力測定は、凝縮性種の深い元素存在量を推測するのに興味深い組み合わせです。
氷の巨人のH2O、NH3、H2Sなどの浅いプローブで到達可能。
このような突入プローブの結果は、オービターから得られた重力モーメントと磁場のより良い知識と組み合わせて、間違いなく私たちの太陽の氷の巨人の形成と進化の私たちの理解に大きな進歩をもたらすでしょう
システム、天王星、海王星。