探査機ジュノーの水量測定による木星のビルディングブロックの性質と構成

探査機ジュノーの観測の結果、酸素は予想通りの存在量でしたがアルゴンと硫黄は予想をかなり上回る存在量。炭素、窒素、リン、クリプトン、キセノン共に予想の上限あたりの測定結果。以下、機械翻訳。
探査機ジュノーによる水量測定から導き出された木星のビルディングブロックの性質と構成
[2021年8月23日に提出]
探査機ジュノーに搭載されたマイクロ波放射計は、木星の赤道付近の領域で、原始太陽系の酸素の存在量の1〜5.1倍の範囲であることがわかった水の存在量の測定値を提供しました。ここでは、ガリレオプローブの太陽直下値よりもバルク存在量を表す可能性が高いこの最新の酸素測定値を、木星の他の既知の元素存在量の測定値と組み合わせて、形成条件を導き出すことを目指しています。成長する惑星によって凝集したビルディングブロックの初期組成であり、それがそのエンベロープの重元素組成を決定します。純粋な氷の凝縮から、さまざまな比率の純粋な凝縮物とクラスレートの混合物の結晶化まで、原始太陽星雲での氷のような固体形成のいくつかのケースを調査します。これらの各ケースは、木星のエンベロープ内で、Junoによって測定されたOの存在量に一致するように量が調整された別個の固体組成に対応します。揮発性の濃縮物は、純粋な凝縮物からのみ形成された固体から、またはほぼ完全にクラスレートから形成された固体からの広範囲の微惑星組成と一致する可能性があり、後者の場合はわずかにより良い適合を提供します。観測された濃縮と一致するために木星のエンベロープに必要な揮発性物質の総質量は、原始太陽星雲で考慮された結晶化シナリオに応じて、4.3〜39Mearthの範囲内です。私たちのフィットから派生した幅広い重元素の質量は、現在のインテリアモデルから計算されたエンベロープの金属量と互換性があることがわかります。揮発性の濃縮物は、純粋な凝縮物からのみ形成された固体から、またはほぼ完全にクラスレートから形成された固体からの広範囲の微惑星組成と一致する可能性があり、後者の場合はわずかにより良い適合を提供します。観測された濃縮と一致するために木星のエンベロープに必要な揮発性物質の総質量は、原始太陽星雲で考慮された結晶化シナリオに応じて、4.3〜39Mearthの範囲内です。


図1.—さまざまな平衡曲線と5.2AUでのディスク冷却曲線の交点によって定義されるPSN内の氷のような固体の形成条件。冷却曲線で下向きの矢印は、時間の進化の方向。種は平衡曲線より上の気相のままです。
以下、それらはクラスレートとしてトラップされるか、単に凝縮します。パネル（a）：純粋な凝縮物の平衡曲線（赤い線）。
さまざまな元素の存在量は原始太陽系星雲であり（Asplund etal。2009）、分子混合比は次のように与えられています。
テキスト。パネル（b）：パネル（a）と同じ気相条件ですが、すべてが利用可能であると仮定しています。
H2Oは、PSNでNH3水和物（NH3-H2O）とH2Sクラスレート（H2S-5.75H2O）（青い線）を形成するために使用されます。
残りの種は純粋な凝縮物を形成します（赤い線）。パネル（c）：O / H2が1.5であることを除いて、パネル（b）と同じ
PSNの×（O / H2）は、閉じ込められた種の数がより重要であることを意味します。パネル（d）：同じ
パネル（b）および（c）として。ただし、PSNではO / H2が2×（O / H2）であり、すべての種が潜在的にクラスレートの形成は閉じ込められます。


図2.—微惑星の揮発性部分の場合に固体に組み込まれた揮発性相の組成
ブロックは、純粋な凝縮物のみ（パネル（a））、純粋な凝縮物、NH3水和物、および
さまざまなクラスレート（パネル（b）および（c））、およびNH3水和物およびクラスレートのみ（パネル（d））から。 初期ガス
パネル（a）〜（d）の位相条件は、本文に示され、図1に示されているものです。


図3.—ビルディングブロックの揮発性部分が
純粋な凝縮物のみ（パネル（a））、純粋な凝縮物、NH3水和物、およびさまざまな混合物から形成されます
クラスレート（パネル（b）および（c））、およびNH3水和物およびクラスレートのみ（パネル（d））から。 初期気相
パネル（a）〜（d）の条件は、図1に示されている条件です。青と赤のバーは、観測値と
それぞれモデル。 パネル（a）〜（d）の初期気相条件は、本文に示されている条件です。
図1で上向きの緑色の矢印は、計算されたS濃縮が潜在的に
PSN気相でH2S / H2 ＞ 0.5×（S / H2）と仮定すると、より高くなります。

4.結論
私たちの研究は、最近のJuno Oの決定を含め、広範囲の微惑星組成が木星のエンベロープで観察された揮発性物質の濃縮の適合を可能にすることを示しています。氷のどちらか
純粋な凝縮物またはクラスレートから形成されます
観察された濃縮度を満足のいく方法で一致させることができます。ただし、微惑星の場合の揮発性濃縮
本質的にクラスレートから形成されたものはわずかに多い
わずかにマッチングできるので説得力があります
木星のArの豊富さの純粋な凝縮物の場合。の集塊
クラスレートからの微惑星は古典的に必要です
それらの形成位置での超太陽の豊富な酸素（Gautieretal。2001; Mousis etal。
2009）。 PSNでのこのような影響は、蒸気の外向き拡散が局所的な存在量を増加させる雪線の位置
固体水（Stevenson＆Lunine 1988; Cyr etal。1999; Mousis etal。 2019）。
木星のエンベロープに固体の形で注入する必要のある揮発性物質の質量範囲は、〜4.3–39M⊕、すべての調査を考慮した場合
ケース。これらの値は十分に質量範囲内にあります.ジュノの予備から派生した重元素の重力モーメントの測定（Wahl etal。 2017）。ミリツァーのインテリアモデルに基づく
＆Hubbard（2013）、Wahl etal。 （2017）はそれを示した重元素の質量は約3.3〜15.9以内です
M⊕範囲、コアのタイプに応じて、
希釈またはコンパクトにすることができます。のモデルを使用する
ベッカー等。 （2013）、これらの著者はまた、エンベロープ内の大量の重い要素、これは約14.5〜40M⊕の範囲内です。もしそれでも耐火成分のかなりの部分は
微惑星の組成の計算で考慮に入れられて、重いの広範囲の質量 フィットから派生した要素は、現在のインテリアモデルから計算されたエンベロープの金属量。
の不安定な予算の計算
木星のエンベロープは、エンベロープが均一に混合されていることを前提としています。一部の人は不正確かもしれません
最近のモデルは、封筒（Leconte＆Chabrier 2012; Debras＆シャブリエ2019）。ただし、さらに理論的
これらを評価するには、水素-ヘリウム混合物の実験的研究が約100GPa未満で必要です。
仮説、モデルが状態方程式の変化に非常に敏感な領域（Wahl et al.2017）。また、それを排除することはできません
観察された揮発性濃縮は、後期の微惑星降着は、ガスの急速な流入は、外側の領域全体に付着した物質の混合をもたらした可能性があり、これは超太陽の金属量を説明している可能性があります（Podolak et al.2020）。ただし、このシナリオでは、構成と
微惑星に埋め込まれた揮発性相の構造は有効なままです。
木星でのJunoOの決定に注意してください
私たちの研究で考慮されているのは、1–σの不確実性から導き出されたものです。 2–σの不確実性により、H2Oの存在量が可能になります
太陽の存在量の0.1倍（Lietal。 2020）、1よりも低い値（約0.5倍）太陽）ガリレオプローブ（Wong etal。2004）。木星のバルクOの存在量がかなり太陽直下である場合、これは惑星が可能性があることを意味します
炭素が豊富な惑星のカテゴリーに属します。
エンベロープにC /O≥1があるもの（Mousis etal。 2012）。これは、水氷が原始太陽星雲の雪線を越えて数AUに不均一に分布し、
氷の微惑星に含まれる水の割合は、それらの形成の強力な機能であったこと
場所と時間。
興味深いことに、比較のために、私たちは
また、Lodders etal。から導出された原始太陽系星雲の存在量の編集を使用しました。 （2009）。にもかかわらず
C / OおよびLoddersらのAr / O比。 （2009）、Asplundらと比較して+ 15％および-17％。
（2009）それぞれ、このデータベースと木星の豊富さの適合は、同様の結論につながります。