土星は失敗した巨大ガス惑星なのか？

岩石や氷の集積が地球質量の10倍を超えるとガス降着が始まるのが定説ですが、100倍を超えないと暴走ガス降着が開始しない説なので95倍の土星はガス惑星としては出来損ないという事らしい。以下、機械翻訳。

土星は失敗した巨大ガス惑星なのか？
2023年 6月 27日
概要
太陽系内外の巨大惑星の形成史は未だに不明である。 暴走することをお勧めします
ガスの降着は約 100 M⊕ の質量でのみ開始され、この質量は巨大ガス惑星への移行に対応すると考えられます。
組成の大部分が水素とヘリウムである惑星。 暴走降着を後の時代に遅らせる（いくつかのMyr) およびより高い質量は、効率的な重元素降着の中間段階の結果である可能性があります (一定の速度で)
〜10^−5 M⊕/年）、急速なガスの降着を妨げるのに十分なエネルギーを提供します。 これは、土星がこれまでに
暴走ガスの蓄積に到達し、それが「失敗した巨大惑星」であると主張した。 土星の上の巨大ガス惑星への移行
質量は、木星と土星のバルク金属量と内部構造の違いを自然に説明します。
巨大ガス惑星への移行質量は、その正確な形成履歴と誕生環境に強く依存します。
惑星は、私たちの太陽系にとってまだ十分に制約されていません。 巨大系外惑星に関しては、暴走を遅らせる
土星の質量を超えた惑星へのガスの降着は、観測された惑星の質量と半径の関係の推移を説明できる可能性がある
系外惑星と中間質量系外惑星の高い金属量。
キーワード。 惑星と衛星: 形成。 惑星と衛星: ガス惑星、惑星と衛星: 組成

1. はじめに
太陽系外惑星の起源を理解する
システム、および巨大惑星の形成一般は、惑星科学の重要な目的です (例: Helled & Morbidelli 2021;ヘルドら。 2014 およびその中の参考文献）。
探査機ジュノーによる太陽系の巨大惑星の研究と、カッシーニ探査機は、次のような新しくて刺激的なデータを提供しました。
それぞれ木星と土星の内部 (例: Wahl)他。 2017年; マンコビッチ＆フラー 2021; ヘルドら。 2022b;ミゲルら。 2022年）。 新しい測定は課題を抱えています
巨大惑星形成理論の解明につながり、新たな形成モデルや内部構造モデルの構築につながりました。 それ
現在では、両方の惑星があいまいな核を持っているということがより受け入れられていますが、
核は惑星半径の60%まで拡張されている。 惑星の正確な構成は不明ですが、構造の縮退性により明確に決定される
モデルと構図の推論、土星はさらに相対的に木星よりも金属が豊富（例：ネッテルマン）他。 2021)1。
多くの場合、土星は、その形成と内部構造の点で、単なる木星の小型版として扱われます。 ただし、2 つの惑星はその点で大きく異なります。
推定されたバルク組成とコアの拡張。
さらに、巨大惑星形成理論はそのギャップを予測しています
形成は通常、木星の質量で起こります (Dong & Fung)2017
そこで疑問が生じる：何が土星を妨げたのか
さらなる質量の増加から？ これは次のように説明できます
ガスディスクはちょうどいいタイミングで消えた
土星はその質量に達しましたが、これは微調整の議論です
それはかなり不満です。
従来、巨大惑星形成理論は分離されていた
天王星と海王星（いわゆる「氷巨人」）からの木星と土星（いわゆる「ガス巨人」）の形成、天王星と海王星が成長したと想定されている
暴走ガス降着段階に達するには遅すぎる、
したがって、「失敗した巨大惑星」です。 ここで提案します
水素ヘリウム (H-He) への遷移が支配的である
ガスの暴走に関連する惑星
形成中の降着、地球の質量(M⊕)の約 100 倍で発生 。 その場合、土星は天王星や海王星と同様に暴走降着に達することはなく、また「失敗した星」でもあります。
巨大惑星」。暴走ガス降着への移行
この質量は、木星と土星の観測された特徴と質量半径のいくつかについて興味深い説明を提供します。
系外惑星の関係。


図 1. 上: 時間の関数としての惑星の質量。 点線と破線はそれぞれ重元素と H He の質量に対応します。 曲線は地層計算 (詳細については Helled et al. 2022a を参照) に基づいていますが、大きな
影付きの領域は、関連する大きな不確実性を示します。
地層モデルの詳細と不確実性。 プロットは明確に
低質量惑星が重元素であると予想されることを示す
〜よりも重い惑星が組成において優勢である一方、
100 M⊕ は H-He リッチです。 下: 惑星のバルク金属量
(重元素の質量分率で与えられる) 惑星の関数として
木星の質量に達するまでの質量。 興味深いことに、予想されるのは、
外惑星の大部分の組成はこれと一致しています
曲線。 このモデルには、コア形成後の微惑星降着が含まれており、これにより冷却が遅れ、したがって急速なガス降着が起こります。
(Alibert et al. 2018; Venturini & Helled 2020)。 また示されているのは、
いくつかの物質が成長した後にガスの付着が始まる塊
マイア、土星の質量の周り、そしてその大きさのオーダー
予想される形成タイムスケール。


図 2. 系外惑星の質量と半径 (M-R) の関係
PlanetS カタログ (https://dace.unige.ch/exoplanets/)。
主星からの放射線を強く受けている惑星 (F∗ > 2×10^8)erg/s/cm^2
) は、半径が拡大されると灰色で表示されます。 上：
惑星は、Chen & の M-R 関係フィッティングで示されています。
Kipping (2017) と、M-R 関係の傾斜における関連する不確実性。 M-R関係に変化が起こることが判明
〜120 M⊕の質量で。 下: 惑星は で表示されます。
原始太陽比における H-He の組成曲線 (黒) と
水（青）は実効温度 1,500 K を想定しています。
〜土星の質量以下の惑星はH-He が支配的な組成を持つ惑星よりもはるかにコンパクトであることは明らかです。

3. 議論と結論
ここで示されている図は明らかに単純化しすぎています。 初め、
巨大な惑星はさまざまな場所で形成され、
小石孤立質量と微惑星降着率
変化することが予想されます。 したがって、最終的な構成と
巨大惑星の構造は、正確な降着率、円盤の金属性と寿命に依存すると考えられます。 それ
中の重元素の質量にも注意する必要があります。
惑星と核の広がりは、形成プロセス中の局所的な条件によって異なります。 加えて、
惑星の相互成長は降着に影響を与える可能性がある
レートと形成のタイムスケール。
第二に、上記の議論は非常に一般的であり、提案された形成経路 (および計画上の金属量と質量の関係) は木星形成モデルに基づいています。 実際には、それぞれの惑星には独自の特徴があるでしょう。
ここで提示されているものと質的に似ているとしても、パス。
たとえば、土星は木星よりも大きな半径距離で形成されたため、降着速度はそれに応じて変化し、その結果、最終的な重元素と H He の比率が異なり、形成時間スケールも異なります。 以来、
固体表面密度は半径方向の距離が増加するにつれて減少し、降着速度が小さくなるため、半径方向の距離が長くなると形成時間スケールが長くなることが予想されます。
天王星と海王星の場合、それらの成長は簡単に起こる可能性があります
形成プロセスが小石の付着によって支配されない限り、数ミールを摂取する必要があります。 それにもかかわらず、H-He 質量は低い
天王星と海王星の場合、計画微粒子と小石の降着の両方の場合で予測されます。これは、小石の孤立質量が半径方向の距離の増加に伴って増加しているためです。
暴走ガスが付着する可能性は低く、微惑星では、降着率が低くなります。
半径方向の増加に伴う微惑星の固体表面密度
距離。 明らかに、成長の詳細な調査は、
天王星と海王星はまだ必要です。
第三に、必要な速度〜10^−5 M⊕/年での固体（重元素）降着源（および可能性）は次のとおりです。
かなり不確実であり、このトピックについてはさらなる研究が必要です。
重元素は小石の形で現れる可能性があります。
微惑星および/またはその両方。 現時点では、小石のみの降着と微惑星降着のみの両方に欠点があり、実際には、おそらく両方のタイプの固体が重要な役割を果たしています。
巨大惑星形成における役割。 小石の付着が考えられる
ラジアルポンプのため、ギャップが開く前は非効率的になる
(例、Bitsch et al. 2018) したがって、
支配的なメカニズム。 コア形成に関しては、小石
降着は、小さなコアがすでに降着されている場合にのみ効率的です。
（火星の質量より上で）形成されました（例：Ormel & Klahr 2010）。 の
さらに、流体力学シミュレーションの最近の結果は、小石の付着はそれ以降の炉心には効果的ではないことを示唆しています。
核の周りのガス流による地球の質量 (岡村 & 小林 2021)。 代わりに、小石の衝突成長
微惑星を生成し、コアの成長を加速します
（小林＆田中 2021）。 その結果、おそらく次のようなことが考えられます。
また、核形成の初期段階でも重元素が
降着量は、小石と計画の微積降着量の混合から決定されます。
微惑星は移動中に降着する可能性があります。
乱れのない微惑星円盤。 柴田とヘルド (2022)
は、重元素降着速度が約 10^−5 M⊕/年である大規模な微惑星円盤内での移動中に、効率的な微惑星降着が発生する可能性があることを示しました。 これ
ただし、レートは摂動のない場合に対応します。
微惑星円盤の増加とともに減少します
傾斜励起。 同時に、成長する巨大な惑星は、急速なガスの前に微惑星の傾斜角を増加させる可能性は低い(例えば、Tanaka & Ida 1999)。
成長中の地球の周りの胚が制御する可能性が高い
微惑星円盤の傾き。 それでもなお、傾きが桁違いに大きくなると、
微惑星降着率はわずかに減少すると予想される
数分の1 (Shibashi et al. 2023)。 ただし、それぞれの
前述のシミュレーションはさまざまな条件に対応しています。
したがって、より体系的な調査が必要であることは明らかです。
必要な降着速度をもたらす条件の
暴走ガスの付着を遅らせることが望ましいし、私たちはそうすることを望んでいます。
これについては将来の研究で対処します。
第 4 に、私たちが提案するシナリオは低水準の説明にはなりません。
中間質量惑星の金属性と、木星よりも重い金属性が非常に高い惑星の金属性。
ただし、これらの惑星はあまり一般的ではないため、
惑星に影響を与える追加のメカニズムの結果
膨張、大気などの組成と構造
損失と巨大な影響。
最終的に、約 100 M⊕ の遷移質量が
巨大惑星（組成がH-Heが優勢）もそうではありません
石で固定されており、実際の形成条件に応じて変化すると予想されるため、巨人の場合は系外惑星の場合、それは形成環境に依存するでしょう。
それにもかかわらず、この形成経路は、土星の質量を超える質量と、それ以下の質量の組成の変化を予測します。
この質量は惑星の金属性がより多様である可能性があります
最大 50%、惑星系外のデータと一致します。
要約すると、急速なガスの発生が起こると考えられます。
降着は土星の質量付近で起こり、これは
質量は巨大ガス惑星への移行を定義します。 真であれば、
これは次のように説明されます。
1. 太陽系の外側の惑星の相対的な濃縮度の違い。
2. 木星と土星の曖昧な核。
3. 〜における系外惑星のM-R関係の推移
100 M⊕ であり、この質量を超えると惑星の組成は H-He によって支配されると考えられます。
4. 巨大惑星の出現率が比較的低い。
外惑星の起源と内部構造
太陽系はまだ調査中です。 一緒に
系外惑星のデータにより、巨大惑星の特徴をより正確に把握できるようになります
物体を観察し、私たちの太陽系を視野に入れてみましょう。 多くの疑問が残されているが、これは巨人の黄金時代である
惑星探査。 今後の多くの特性評価
JWSTとアリエルからの他の星の周りの巨大な惑星、
継続的かつ将来的な外惑星探査
太陽系、そして現在進行中の理論的研究により、
巨大ガス惑星の性質に関する新たな洞察を提供します。