冥王星とカロンはジャイアントインパクトとは違うキスアンドキャプチャーメカニズムで形成されたようです。氷天体では一旦接触連星に成った後分離して連星系に成ってる場合が多いのではないか。以下、機械翻訳。
拡張データ図 5 左は図 1 と 2 に示した冥王星-カロンのような衝突の最終状態 (θcoll = 45∘、vcoll/vesc ~ 1.1)、右はオルクス-ヴァンスのようなシステムの同じ衝突パラメータの対比。オルディスノミアクスとヴァンスのシミュレーションでは、両方の天体は冥王星-カロンの場合の 40% の直径に縮小され、岩石/氷の質量分布は同じです。
冥王星を周回する古代のカロンの捕獲
冥王星とカロンは、太陽系外縁部にある既知の海王星外天体群の中で最大の連星系です。これらが共有する外部軌道軸は、進化の歴史と衝突起源が関連していることを示唆しています。半径はそれぞれ約 1,200 km と約 600 km で、カロンの冥王星半径の約 16 倍の広い円軌道には、軌道に大きな質量分率を配置し、潮汐軌道拡張を駆動するのに十分な角運動量を持つ形成メカニズムが必要です。ここでは、材料強度を考慮したシミュレーションを使用して、冥王星によるカロンの衝突捕獲を数値的にモデル化します。シミュレーションでは、摩擦によって衝突運動量が分散され、カロンと冥王星はターゲットの回転と一致する衝突で合体するのではなく、一時的に接続されます。この「キス アンド キャプチャ」モードでは、強度によって天体の合体が防止されます。システムの角運動量と一致する順行方向のターゲット回転では、カロンは潮汐力によって分離され、ほぼ円形の軌道に上昇し、そこから現在の軌道と一致する距離まで外側に移動します。このシナリオでは、カロンは比較的無傷で捕獲され、その核とマントルの大部分を保持しています。これは、カロンが冥王星と同じくらい古い可能性があることを意味しています。冥王星とカロンは、エリスとディスノミア、ヴァルダとイルマレ、オルクスとヴァンスを含む、より大きなクラスの巨大な連星系外縁天体 (TNO) の中で最もよく研究されている例です (表 1)。TNO の間にある大質量連星の数から、共通の形成史が示唆されています 1–4。しかし、これらの連星のうち最大のものは、流動不安定性、つまり原始惑星状星雲の空気力によって固体が集積密度に集まる枠組みで直接説明するには大きすぎます。ストリーミング不安定性は、より小さな TNO 連星の大部分とそれらの選択的な順行傾斜を説明できる可能性がありますが5、ガス抵抗が有効な場合、つまり直径が約 100 km までの場合のみ適用されます。より大きなサイズでは、別の説明が必要です。したがって、冥王星 - カロン系6 は、太陽系外縁部における大型氷天体の形成を理解するための重要な窓を提供します。この系の軌道および回転角運動量は非常に大きいため、単一の回転楕円体に結合した場合、回転が不安定になるため、衝突起源であると推定されています7。衝突捕獲は、月の形成の研究に使用されるのと同じ 3 次元 (3D) 平滑化粒子流体力学 (SPH) 技術を使用して実証され、相対的に大きな質量を説明するために提案されています8。ただし、これらのシミュレーションでは、カロンの捕獲に関与する速度が月を形成する巨大衝突よりも 1 桁遅く、天体の質量が数百倍小さいにもかかわらず、衝突する天体を強度のない流体として扱っていました。衝突の圧力とエネルギーははるかに弱いため、強度の影響を再評価する必要があります。捕獲には、衝突速度 vcoll が衝突する物体の相互脱出速度を大幅に超えないことが必要であり、冥王星がカロンを捕獲する場合、その速度は vesc ≈ 1 km s−1 のオーダーになります。最も一般的な衝突角度である約 45° では、強度のないシミュレーションではこれらの速度で合体が発生し、実質的な衛星は生成されません。ただし、かすめ衝突 (θcoll ≈ 50–80°) では、より質量が大きく強度のない原始カロンの約 3 分の 1 を軌道に捕獲できます10,11。これは、流体シミュレーションで衝突する物体が全体的に変形した直接的な結果であり、衝突断面積が増大して重力トルクが発生し、カロンの残骸が広い偏心軌道、e ≈ 0.5 に捕獲されます。流体シミュレーション8,10では、衝突前にプロトカロンは急速に逆回転する必要があり、さもなければ切り離され、実質的な衛星は残らない。ここでは、強度が数月の質量までの巨大衝突の結果に大きな影響を与えることが現在知られている12,13という事実に基づいて、衝突捕獲シナリオを再検討し、冥王星とカロンは衝突捕獲シナリオの最終結果に大きく影響する。
表１
衝突捕獲シナリオを再検討する。我々は、物体を摩擦を受け塑性および熱降伏によって制限される固体として近似する地球物理学的に現実的な強度モデルを使用し、衝突盆地形成の現代の研究14で一般的に適用される材料特性を使用する（拡張データ表1）。我々は、円軌道上の巨大なカロンを、現在の軌道距離に進化する動的状態で、それを乱すことなく捕獲できるまったく新しいカテゴリのソリューションに到達した。
先行研究と直接比較するため、衝突質量全体の約 3 分の 1 を占める原始カロンから始めます。これは現在のカロンの 2 倍以上の質量です10。両天体は完全に分化しており、質量の 85% が岩石、15% が氷で10、水氷マントルが岩石核を覆っていると概算します。冥王星の核では蛇紋岩化が起こった可能性があります15が、蛇紋岩化の可能性のある時間スケールは不明で、岩石核の外側部分に限定される可能性があるため16,17、ここでは考慮しません。両天体はサイズが小さいため衝突前はほとんど固体であると思われますが、私たちはさまざまな熱構造の可能性を探ります。氷のレオロジーについては、標準的な強度モデルを採用し、さらに、冥王星の地形を支えるために巨大なクラスレートが提案されていることから、冷たく強度の高いマントルも考慮します18。衝突速度vcollは、vcoll=√v2esc+v2∞で与えられます。ここで、v∞は遭遇前の相対速度で、TNOの間では通常3,19、v∞ ≲ 1 km s−1です。この研究では、先行研究8,10と同じ速度範囲、vcoll/vesc ≈ 1.0–1.3で衝突を評価します。先行研究を括弧で囲むため、衝突角度をθcoll ≈ 40–70°の範囲で考慮し、さらに最も可能性の高いシナリオも考慮します。自由パラメータを減らすため、先行研究と同様に、衝突前のスピン方向は衝突角運動量に対して順行かつ赤道方向です（拡張データ図1）。以下にいくつかのケースの結果を示します。画像や動画を含む完全な結果は、拡張データと補足情報で提供されています。
カロンの捕獲条件流体シミュレーション8,10,11 では、巨大衛星を捕獲するかすめ衝突は、強度を考慮すると捕獲に失敗することがわかりました。強度のある物体を使用してこれらのかすめシナリオを再現すると、プロトカロンは「ヒットアンドラン衝突」でシステムから逃れます。この違いは、衝突前の潮汐変形の違いを大きく反映しています。流体物体は、強度によって保持されている物体とは対照的に、衝突断面積を拡大する誇張された変形を経験します (拡張データ図 2)。また、流体シミュレーションでは単純な合体しか起こらず巨大衛星も発生しない、約 45° の一般的な衝突角度での衝突は、ここで説明するプロセスによって巨大衛星が効果的に捕獲されることが多いことがわかりました。さらに、プロトカロンは比較的無傷で捕獲され、冥王星の周りの現在のカロンと一致して、外側に拡大する円軌道上に留まります。図 1 は、強度がある場合とない場合の同一の SPH シミュレーション (MC = 13MP + C、θcoll = 45°、vcoll = 1.1vesc) の終了状態を比較しています。各シミュレーションでは、プロト冥王星は、システムに必要な角運動量7 と一致するように、周期 Prot ≈ 3 時間で回転します。プロトカロンは、モデルでは回転しません。図 1a は強度がない場合の結果を示しています。以前の研究と一致して、発射体はターゲットと融合し、潮汐フィラメントを生成しますが、巨大な衛星は生成しません。強度がある場合 (図 1b)、結果は、捕獲されたほぼ無傷のカロンです。強度によってサポートされたせん断応力は、両方の天体全体に運動量を伝達し、摩擦は運動エネルギーを消散させます。強度によって変形が制限され、貫通が減少するため、流体シミュレーションとは大きく異なり、衝突後も天体は明確に区別でき、ほぼ無傷のまま、TNO アロコス20,21 に似た接触連星として回転します。図 2 は、図 1b と同じシミュレーションの時間的変化を示しています。図 2a ～ d では、結合が一時的であり、ターゲット天体が数回回転する間だけ持続することがわかります。2 つの天体は短時間衝突し (図 2a、b)、その後、より深く結合し (図 2c)、数十時間にわたって共回転します (図 2d)。その後、分離し (図 2e、f)、安定した、外向きに拡大するペアを形成します (図 2g、h)。このシナリオを「キス アンド キャプチャー」と呼びます。分離はターゲットの回転のために発生します。つまり、「キス」の間、カロンの質量の中心は冥王星の共回転半径の外側にあります。カロンはターゲットのやや速い自転より遅れて回転し、潮汐力によってトルクがカロンに伝わり、比較的円軌道へと移動します (図 3)。私たちが研究した速度、サイズ、構成では、ターゲットが十分な順行回転をしている限り、キス アンド キャプチャーが一般的な結果であることがわかりました。拡張データ表 2 に示すように、図 2 と同じ天体を速度範囲 1.0～1.3vesc、衝突角度範囲 40～60° でモデル化すると、原始冥王星が 3 時間周期で順行回転している場合、18 件中 13 件でキス アンド キャプチャーが発生します。より高速で、よりかすめるような衝突はヒット アンド ランとなるため、除外されます。ターゲットの回転の重要性は拡張データ図 3 で実証されています。この図は、図 2 と同じ衝突ですが、ターゲットが回転しておらず、ターゲットがより低速 (6 時間) で回転している場合の結果を示しています。カロンを衛星として捕獲する代わりに、2つの天体はくっついたまま不完全に合体し、独立した核を持つ接触連星を形成し、分離。このような不完全な合体で発生する地球全体の応力は、回転の強度と求心力の組み合わせによって支えられています。地質学的時間スケールで緩和が発生し、それに伴い慣性モーメントの変化に応じて回転状態が変化すると予想されますが、これはまだ研究されていない複雑なプロセスです。衝突角運動量が冥王星の回転軸から著しくずれている場合、同様の結果が発生する可能性がありますが、このシナリオでは、より大きくてより高速な衝突体がキスアンドキャプチャに必要な追加の運動量を提供できる可能性があります。
図 1 強度を適用した場合の、潜在的なカロン捕獲衝突の結果の対比。a、b、強度なし (a) と強度あり (b) の 2 回の同一の低速度衝突の 60 時間後の断面。色はターゲットと衝突体の構成 (氷マントルは黄色と緑、岩石コアは青と紫) を表します。衝突角度は θcoll = 45°、衝突速度は vcoll/vesc = 1.1 です。流体衝突 (a) の結果は合体で、これは以前の研究と一致しています。強度ありの衝突 (b) では、発射体がほぼ無傷の衛星として捕獲されます。a の潮汐フィラメントは、強度により湾曲が抑制されています。白い円は各天体の質量の中心に対応しています。
推定されるキス・アンド・キャプチャーについては、分離した軌道構成を評価するために、SPH シミュレーションを複数のカロン軌道に拡張します。図 3 は、図 2 の天体の衝突中および分離後の動的特性を、最終的な天体となる物質の質量中心から計算して示しています。図 3a に示すように、カロンの新しい長半径は共回転半径の外側にあるため、冥王星での摩擦による散逸により軌道が拡大しており、これは古典的な潮汐進化と一致しています。また、カロン内での散逸により、カロンが外側に移動するにつれて軌道は急速に円形になり、わずか 60 時間後に e ≈ 0.1 となり (図 3b)、時間の経過とともにさらに円形になり、これはカロンの観測された軌道 (eC ≈ 0.0002) と一致しています。これは、捕獲後に大きな離心率が生じ、その後円形化することを予測する、強度のない捕獲シナリオ8とは大きく対照的です。SPH法は長期的な動的進化を想定されていませんが、結果から外挿して、天体が潮汐ロック状態に進化した後の最終的な分離距離を推定することができます。シミュレーションでは、カロンの潮汐ロックはすぐに起こります（図3cおよび補足ビデオ1）。現在、両方の天体は軌道を周回しながら同じ周期で回転しており、それ以上の潮汐移動はありません。潮汐ロックされたシステムの全角運動量は Llock=ωorb(IP+IC+a2lockμ) で、ωorb=√GMtota3lock は同期周波数、Mtot = MP + MC (冥王星とカロンの質量)、G は重力定数、IP と IC はそれぞれ冥王星とカロンの慣性モーメント、μ =MPMCMtot はシステムの縮減質量です。これを図 2 のシミュレーションの全角運動量 Ltot に等しくすると、最終的な軌道距離は冥王星の半径の 4 倍になります。キス アンド キャプチャに必要なターゲットの回転周期 (約 3 時間) は、ハウメアなどの他の大型 TNO と比較して極端ではありません。冥王星とカロンの形成シナリオはすべて、現在のシステムと一致する合成角運動量を持つ必要があります7。原理的には、ターゲットの回転ではなく、より大きな角運動量は、より高速の発射体やよりかすめる衝突角度に起因する可能性がありますが、これらのパラメーターについては、シミュレーションはヒットアンドランで終了し、除外されます。必要な順行回転は、表 1 の広く離れた連星である大質量 TNO の割合22 と一致する可能性があります。キスアンドキャプチャは強度に依存するため、衝突前、衝突中、衝突後の衝突体の熱構造にも依存します。ほとんど溶融状態で始まった物体の場合、結果は強度のない流体のシナリオ3 に似たものになるはずです。これは、冥王星の熱履歴に関するさまざまな仮説に対応するターゲットについて、図 2 と同じ衝突の結果を示す拡張データ図 4 で実証されています18,23–25。内部温度が約 300 K の原始冥王星では、図 2 の天体よりもはるかに暖かく弱い氷の殻に覆われた全球的な液体の水の海に相当し、図 1a や以前の強度のないシミュレーションに似た合体が発生します。氷の平均温度が約 230 K の中間のケースでは、ターゲットは弱いですが溶融していません。ここでは、冥王星の氷の殻は合体に耐えるほどの強さを維持しており、天体は分離して連星ペアを形成します。したがって、キスアンドキャプチャの熱閾値は、少なくともわずかに固相線以下の氷のマントルであると思われます。キスアンドキャプチャがサイズに応じてどのようにスケーリングされるかを調べ、他の TNO へのより広範な適用性を理解するために、同様の質量比と軌道分離を持つより小さな TNO 連星である Orcus と Vanth の形成をシミュレートします (表 1)。我々は、図 2 よりも 40% 小さい固体の祖先から始めます。その他のパラメータは同一です (θcoll = 45°、vcoll/vesc ≈ 1.1、3 時間の順行回転)。シミュレーション (拡張データ図 5) は、キス アンド キャプチャーでもこの連星系を説明できることを示しました。摩擦は上面圧力に比例するため、結果が似ていることは驚くべきことではありません。そのため、強度と重力の比はシミュレーション間でほぼ一定です。ただし、これらの小さなスケールでは多孔性が影響する可能性がありますが、これはモデル化していません。Orcus と Vanth での成功は、図 2 よりも質量と組成が冥王星とカロンに近いシステムを作成できることを示唆しています。図 2 では、以前の研究 8,10 と同様の開始天体を想定していました。キス アンド キャプチャーでは、捕獲された天体が大きすぎ、開始天体が現在の値よりも岩石質であるため、最終的な天体の密度も高くなります。冥王星とカロンの初期および最終的な嵩密度は、ここではモデル化されていない多孔性や蛇紋岩化などの追加の要因に依存するため、他の可能性を認識しながらも、初期の物体が質量、組成、軌道により適合する最終的な物体につながるキスアンドキャプチャシナリオで結論付けます。図4は結果を示しています。
図 4 は、原始カロンがシステム質量の約 15% を占め、岩石と氷の比率が質量で 55% である場合のシミュレーションの結果を示しています。ターゲットである冥王星は、質量の 80% が岩石で 20% が氷であると想定されています。これは、冥王星の核が水分を含んでいる場合26,27 に当てはまる可能性があります。このシミュレーションは、提案されている潜在的な内部構造の範囲を網羅する、最大 65% が岩石である他の原始カロンの組成とともに、拡張データ表 3 にまとめられています28。このより小さく、より氷の多い原始カロンが、より氷の多い冥王星と衝突すると、キス アンド キャプチャも発生します。質量が小さいため、カロンはより多くの氷のマントルを破片として失いますが、衝突速度が低いため、そのほとんどは冥王星システムにとどまります。最初の衝突と分離（図 4a、b）の後、カロンは一時的に束縛され、その後、わずかに偏心の半安定軌道に分離します（図 4c～f）。
図 2 45° でのカロン捕獲衝突の可能性のある時系列。a～h、図 1b のシミュレーションを t = 0.5、2.5、5、10、15、25、35、60 時間で表示。色は図 1 と同じです。対応するビデオについては補足情報を参照してください。原始カロンは最初に原始冥王星に接触し (a)、その後短時間分離し (b)、再衝突して原始冥王星と共回転します (c)。この間、カロンは質量のわずかな部分を失います (d)。共回転していないカロンの大部分は冥王星の自転と同じ速度で周回することができないため、天体は分離し始めます (e)。分離が完了すると、天体はそのまま残ります (f)。冥王星はカロン (g) を比較的離心率の低い (e = 0.2～0.3) 近い軌道に押し込み、そこからカロンはさらに移動し始めます (h)。最初のキスのより細かい時間分解能は図 3b に示されています。このシミュレーションの完全なビデオは、補足ビデオ 1 で視聴できます。
これから、前と同じように潮汐進化と最終的な分離距離を推定できます。カロンが実際の質量に近いこれらのシミュレーションでは、予測される最終的な軌道半径は alock ≈ 22 冥王星半径で、これは現代の値（16 冥王星半径）の上限に近いものです。冥王星とカロンの質量、半径、組成をより厳密に一致させ、自転速度と角度の変動を考慮するには追加作業が必要ですが、私たちの結果は、キス・アンド・キャプチャーを通じて冥王星とカロンの完全に一貫した動的シナリオが得られることを明確に示しています。冥王星系の進化への影響キス・アンド・キャプチャーの起源は、冥王星とカロン、およびその他の大きな TNO 連星の進化に対して、検証可能な地質学的および地球物理学的意味を持っています。主要な結論は、冥王星とカロンは原始冥王星および原始カロンと強い構造的関係を維持するということであり、これは、原始カロンの質量の半分以上がカロンになる際に失われ、その多くが冥王星に蓄積されるという、無力な捕獲8,10とは重要な対照をなしている。祖先と現在の天体とのこの明確なつながりは、それらの地質学的進化の新しい基準を確立する。すなわち、キス中の質量の変化は比較的小さく、その後、分離中に激しい潮汐力による進化が起こる。キス・アンド・キャプチャでは、天体はほとんど無傷のままであるが、カロンと冥王星の大部分が再び表面に現れることになる。キャプチャは、冥王星とカロンの表面地質の最後の主要なリセットであり、その後、軌道が円形になり外側に移動する間に天体がほぼ平衡状態の形状に戻るにつれて、その後の調整が続く。これは、カロンの広範囲にわたる断裂ネットワーク29や、初期の広範囲にわたる伸張30を反映している冥王星の古代の海嶺・谷系30など、今日観察されている地質学的特徴の蓄積に対する新しい基盤を提供するだろう。冥王星とカロンの形成時の熱構造は不明のままである。冥王星が26Al崩壊による広範な加熱を受けるほど早期に形成された場合、そのような「ホットスタート」により、潜在的に長寿命の地下海が生成された可能性がある23。冥王星が後から集積した場合、「コールドスタート」となり、集積加熱（約GM/Rcp、cpは熱容量、Rは半径）によってある程度の分化はおそらく依然として発生するが、長寿命の地下海はおそらく存在しない。これらの違いは、捕獲前の両天体内での初期のテクトニズムや水と岩石の相互作用（例えば、蛇紋岩化）の強度26に影響を与えるだろう。巨大衝突と同様に、キス・アンド・キャプチャーは、地球全体の表面再形成を引き起こすだけでなく、衝撃、断熱エネルギー変換、および激しい摩擦散逸により、両方の天体全体に温度変化を引き起こします（方法）。これらの温度変化（図3e）は、衝突に応じて、システムをより暖かい状態に移行させます。内部摩擦が強いコールドスタートと、地球全体に海があるがそれ以外は固体の内部を持つホットスタートの両方がキス・アンド・キャプチャーに適していることがわかりました。示されているシミュレーションでは、
図 3 キス・アンド・キャプチャ中およびキス・アンド・キャプチャ後の冥王星とカロンの軌道と熱の進化。グラフは図 2 のシミュレーションに基づいています。a、冥王星の半径に対する、カロンの半長軸 (水色) と近点 (赤) の進化を、冥王星とカロンの共回転半径 (薄紫色) と比較したものです。b、円形化に向かうカロンの離心率 (黄色)。サブフレームは、t = 0.5、3、5、20 時間のスナップショットを示しています (図 2 および補足ビデオ 1 および 2)。c、カロンの公転周期 (水色)、冥王星の公転周期 (薄紫色)、カロンの自転周期を、カロンの公転と自転の比率 (赤) と比較したもの。カロンの公転と自転の比率は 1 (灰色の領域) 付近で振動しており、潮汐ロックを示しています。 d、実際の冥王星-カロン値と比較したシステムの合計角運動量（赤）、および冥王星とカロンの軌道運動量（シアン）と各天体のスピンからの角運動量の寄与（ラベンダーと緑）。約15時間の急激な変化は、図2dに見られる物質の「尾」、約1020 kgの物質の脱出に対応しています。失われた物質はデブリとして分類され、角運動量の計算から除外されます。e、冥王星の核（シアン）、冥王星の核-マントル境界（CMB、ラベンダー）、カロンの核（ピンク）の温度変化。
図 4 より多くの冥王星およびカロンに似た初期天体との潜在的なカロン捕獲衝突の時系列と軌道進化。衝突角度は θcoll = 45°、衝突速度は vcoll/vesc = 1.2、衝突物の質量は 55% が岩石です。t = 1、2、20、48 時間で表示。色は図 1 と同じです。a～d、プロトカロンはプロト冥王星に短時間接触し (a)、その後短時間分離し (b)、再びプロト冥王星と衝突して共回転 (c) し、その後分離し (d)、境界軌道に安定します。 e、f、軌道の進化には、冥王星の半径に対する冥王星–カロンの共回転半径と比較したカロンの長半径と近点の進化 (e)、実際の冥王星–カロン値と比較したシステムの合計角運動量、および冥王星とカロンの軌道運動量と各天体のスピンからの角運動量の寄与 (f) が含まれます (図 3 を参照)。約 15 時間での長半径と近点の低下は、カロンが冥王星と再衝突し、共回転が始まったことに対応します。約 25 時間での急激な変化は、図 4c の「尾」、つまり約 5 × 1020 kg の破片に対応します。このシミュレーションの完全なビデオは、補足ビデオ 2 で視聴できます。
拡張データ図 5 左は図 1 と 2 に示した冥王星-カロンのような衝突の最終状態 (θcoll = 45∘、vcoll/vesc ~ 1.1)、右はオルクス-ヴァンスのようなシステムの同じ衝突パラメータの対比。オルディスノミアクスとヴァンスのシミュレーションでは、両方の天体は冥王星-カロンの場合の 40% の直径に縮小され、岩石/氷の質量分布は同じです。
冥王星を周回する古代のカロンの捕獲
冥王星とカロンは、太陽系外縁部にある既知の海王星外天体群の中で最大の連星系です。これらが共有する外部軌道軸は、進化の歴史と衝突起源が関連していることを示唆しています。半径はそれぞれ約 1,200 km と約 600 km で、カロンの冥王星半径の約 16 倍の広い円軌道には、軌道に大きな質量分率を配置し、潮汐軌道拡張を駆動するのに十分な角運動量を持つ形成メカニズムが必要です。ここでは、材料強度を考慮したシミュレーションを使用して、冥王星によるカロンの衝突捕獲を数値的にモデル化します。シミュレーションでは、摩擦によって衝突運動量が分散され、カロンと冥王星はターゲットの回転と一致する衝突で合体するのではなく、一時的に接続されます。この「キス アンド キャプチャ」モードでは、強度によって天体の合体が防止されます。システムの角運動量と一致する順行方向のターゲット回転では、カロンは潮汐力によって分離され、ほぼ円形の軌道に上昇し、そこから現在の軌道と一致する距離まで外側に移動します。このシナリオでは、カロンは比較的無傷で捕獲され、その核とマントルの大部分を保持しています。これは、カロンが冥王星と同じくらい古い可能性があることを意味しています。冥王星とカロンは、エリスとディスノミア、ヴァルダとイルマレ、オルクスとヴァンスを含む、より大きなクラスの巨大な連星系外縁天体 (TNO) の中で最もよく研究されている例です (表 1)。TNO の間にある大質量連星の数から、共通の形成史が示唆されています 1–4。しかし、これらの連星のうち最大のものは、流動不安定性、つまり原始惑星状星雲の空気力によって固体が集積密度に集まる枠組みで直接説明するには大きすぎます。ストリーミング不安定性は、より小さな TNO 連星の大部分とそれらの選択的な順行傾斜を説明できる可能性がありますが5、ガス抵抗が有効な場合、つまり直径が約 100 km までの場合のみ適用されます。より大きなサイズでは、別の説明が必要です。したがって、冥王星 - カロン系6 は、太陽系外縁部における大型氷天体の形成を理解するための重要な窓を提供します。この系の軌道および回転角運動量は非常に大きいため、単一の回転楕円体に結合した場合、回転が不安定になるため、衝突起源であると推定されています7。衝突捕獲は、月の形成の研究に使用されるのと同じ 3 次元 (3D) 平滑化粒子流体力学 (SPH) 技術を使用して実証され、相対的に大きな質量を説明するために提案されています8。ただし、これらのシミュレーションでは、カロンの捕獲に関与する速度が月を形成する巨大衝突よりも 1 桁遅く、天体の質量が数百倍小さいにもかかわらず、衝突する天体を強度のない流体として扱っていました。衝突の圧力とエネルギーははるかに弱いため、強度の影響を再評価する必要があります。捕獲には、衝突速度 vcoll が衝突する物体の相互脱出速度を大幅に超えないことが必要であり、冥王星がカロンを捕獲する場合、その速度は vesc ≈ 1 km s−1 のオーダーになります。最も一般的な衝突角度である約 45° では、強度のないシミュレーションではこれらの速度で合体が発生し、実質的な衛星は生成されません。ただし、かすめ衝突 (θcoll ≈ 50–80°) では、より質量が大きく強度のない原始カロンの約 3 分の 1 を軌道に捕獲できます10,11。これは、流体シミュレーションで衝突する物体が全体的に変形した直接的な結果であり、衝突断面積が増大して重力トルクが発生し、カロンの残骸が広い偏心軌道、e ≈ 0.5 に捕獲されます。流体シミュレーション8,10では、衝突前にプロトカロンは急速に逆回転する必要があり、さもなければ切り離され、実質的な衛星は残らない。ここでは、強度が数月の質量までの巨大衝突の結果に大きな影響を与えることが現在知られている12,13という事実に基づいて、衝突捕獲シナリオを再検討し、冥王星とカロンは衝突捕獲シナリオの最終結果に大きく影響する。
表１
衝突捕獲シナリオを再検討する。我々は、物体を摩擦を受け塑性および熱降伏によって制限される固体として近似する地球物理学的に現実的な強度モデルを使用し、衝突盆地形成の現代の研究14で一般的に適用される材料特性を使用する（拡張データ表1）。我々は、円軌道上の巨大なカロンを、現在の軌道距離に進化する動的状態で、それを乱すことなく捕獲できるまったく新しいカテゴリのソリューションに到達した。
先行研究と直接比較するため、衝突質量全体の約 3 分の 1 を占める原始カロンから始めます。これは現在のカロンの 2 倍以上の質量です10。両天体は完全に分化しており、質量の 85% が岩石、15% が氷で10、水氷マントルが岩石核を覆っていると概算します。冥王星の核では蛇紋岩化が起こった可能性があります15が、蛇紋岩化の可能性のある時間スケールは不明で、岩石核の外側部分に限定される可能性があるため16,17、ここでは考慮しません。両天体はサイズが小さいため衝突前はほとんど固体であると思われますが、私たちはさまざまな熱構造の可能性を探ります。氷のレオロジーについては、標準的な強度モデルを採用し、さらに、冥王星の地形を支えるために巨大なクラスレートが提案されていることから、冷たく強度の高いマントルも考慮します18。衝突速度vcollは、vcoll=√v2esc+v2∞で与えられます。ここで、v∞は遭遇前の相対速度で、TNOの間では通常3,19、v∞ ≲ 1 km s−1です。この研究では、先行研究8,10と同じ速度範囲、vcoll/vesc ≈ 1.0–1.3で衝突を評価します。先行研究を括弧で囲むため、衝突角度をθcoll ≈ 40–70°の範囲で考慮し、さらに最も可能性の高いシナリオも考慮します。自由パラメータを減らすため、先行研究と同様に、衝突前のスピン方向は衝突角運動量に対して順行かつ赤道方向です（拡張データ図1）。以下にいくつかのケースの結果を示します。画像や動画を含む完全な結果は、拡張データと補足情報で提供されています。
カロンの捕獲条件流体シミュレーション8,10,11 では、巨大衛星を捕獲するかすめ衝突は、強度を考慮すると捕獲に失敗することがわかりました。強度のある物体を使用してこれらのかすめシナリオを再現すると、プロトカロンは「ヒットアンドラン衝突」でシステムから逃れます。この違いは、衝突前の潮汐変形の違いを大きく反映しています。流体物体は、強度によって保持されている物体とは対照的に、衝突断面積を拡大する誇張された変形を経験します (拡張データ図 2)。また、流体シミュレーションでは単純な合体しか起こらず巨大衛星も発生しない、約 45° の一般的な衝突角度での衝突は、ここで説明するプロセスによって巨大衛星が効果的に捕獲されることが多いことがわかりました。さらに、プロトカロンは比較的無傷で捕獲され、冥王星の周りの現在のカロンと一致して、外側に拡大する円軌道上に留まります。図 1 は、強度がある場合とない場合の同一の SPH シミュレーション (MC = 13MP + C、θcoll = 45°、vcoll = 1.1vesc) の終了状態を比較しています。各シミュレーションでは、プロト冥王星は、システムに必要な角運動量7 と一致するように、周期 Prot ≈ 3 時間で回転します。プロトカロンは、モデルでは回転しません。図 1a は強度がない場合の結果を示しています。以前の研究と一致して、発射体はターゲットと融合し、潮汐フィラメントを生成しますが、巨大な衛星は生成しません。強度がある場合 (図 1b)、結果は、捕獲されたほぼ無傷のカロンです。強度によってサポートされたせん断応力は、両方の天体全体に運動量を伝達し、摩擦は運動エネルギーを消散させます。強度によって変形が制限され、貫通が減少するため、流体シミュレーションとは大きく異なり、衝突後も天体は明確に区別でき、ほぼ無傷のまま、TNO アロコス20,21 に似た接触連星として回転します。図 2 は、図 1b と同じシミュレーションの時間的変化を示しています。図 2a ～ d では、結合が一時的であり、ターゲット天体が数回回転する間だけ持続することがわかります。2 つの天体は短時間衝突し (図 2a、b)、その後、より深く結合し (図 2c)、数十時間にわたって共回転します (図 2d)。その後、分離し (図 2e、f)、安定した、外向きに拡大するペアを形成します (図 2g、h)。このシナリオを「キス アンド キャプチャー」と呼びます。分離はターゲットの回転のために発生します。つまり、「キス」の間、カロンの質量の中心は冥王星の共回転半径の外側にあります。カロンはターゲットのやや速い自転より遅れて回転し、潮汐力によってトルクがカロンに伝わり、比較的円軌道へと移動します (図 3)。私たちが研究した速度、サイズ、構成では、ターゲットが十分な順行回転をしている限り、キス アンド キャプチャーが一般的な結果であることがわかりました。拡張データ表 2 に示すように、図 2 と同じ天体を速度範囲 1.0～1.3vesc、衝突角度範囲 40～60° でモデル化すると、原始冥王星が 3 時間周期で順行回転している場合、18 件中 13 件でキス アンド キャプチャーが発生します。より高速で、よりかすめるような衝突はヒット アンド ランとなるため、除外されます。ターゲットの回転の重要性は拡張データ図 3 で実証されています。この図は、図 2 と同じ衝突ですが、ターゲットが回転しておらず、ターゲットがより低速 (6 時間) で回転している場合の結果を示しています。カロンを衛星として捕獲する代わりに、2つの天体はくっついたまま不完全に合体し、独立した核を持つ接触連星を形成し、分離。このような不完全な合体で発生する地球全体の応力は、回転の強度と求心力の組み合わせによって支えられています。地質学的時間スケールで緩和が発生し、それに伴い慣性モーメントの変化に応じて回転状態が変化すると予想されますが、これはまだ研究されていない複雑なプロセスです。衝突角運動量が冥王星の回転軸から著しくずれている場合、同様の結果が発生する可能性がありますが、このシナリオでは、より大きくてより高速な衝突体がキスアンドキャプチャに必要な追加の運動量を提供できる可能性があります。
図 1 強度を適用した場合の、潜在的なカロン捕獲衝突の結果の対比。a、b、強度なし (a) と強度あり (b) の 2 回の同一の低速度衝突の 60 時間後の断面。色はターゲットと衝突体の構成 (氷マントルは黄色と緑、岩石コアは青と紫) を表します。衝突角度は θcoll = 45°、衝突速度は vcoll/vesc = 1.1 です。流体衝突 (a) の結果は合体で、これは以前の研究と一致しています。強度ありの衝突 (b) では、発射体がほぼ無傷の衛星として捕獲されます。a の潮汐フィラメントは、強度により湾曲が抑制されています。白い円は各天体の質量の中心に対応しています。
推定されるキス・アンド・キャプチャーについては、分離した軌道構成を評価するために、SPH シミュレーションを複数のカロン軌道に拡張します。図 3 は、図 2 の天体の衝突中および分離後の動的特性を、最終的な天体となる物質の質量中心から計算して示しています。図 3a に示すように、カロンの新しい長半径は共回転半径の外側にあるため、冥王星での摩擦による散逸により軌道が拡大しており、これは古典的な潮汐進化と一致しています。また、カロン内での散逸により、カロンが外側に移動するにつれて軌道は急速に円形になり、わずか 60 時間後に e ≈ 0.1 となり (図 3b)、時間の経過とともにさらに円形になり、これはカロンの観測された軌道 (eC ≈ 0.0002) と一致しています。これは、捕獲後に大きな離心率が生じ、その後円形化することを予測する、強度のない捕獲シナリオ8とは大きく対照的です。SPH法は長期的な動的進化を想定されていませんが、結果から外挿して、天体が潮汐ロック状態に進化した後の最終的な分離距離を推定することができます。シミュレーションでは、カロンの潮汐ロックはすぐに起こります（図3cおよび補足ビデオ1）。現在、両方の天体は軌道を周回しながら同じ周期で回転しており、それ以上の潮汐移動はありません。潮汐ロックされたシステムの全角運動量は Llock=ωorb(IP+IC+a2lockμ) で、ωorb=√GMtota3lock は同期周波数、Mtot = MP + MC (冥王星とカロンの質量)、G は重力定数、IP と IC はそれぞれ冥王星とカロンの慣性モーメント、μ =MPMCMtot はシステムの縮減質量です。これを図 2 のシミュレーションの全角運動量 Ltot に等しくすると、最終的な軌道距離は冥王星の半径の 4 倍になります。キス アンド キャプチャに必要なターゲットの回転周期 (約 3 時間) は、ハウメアなどの他の大型 TNO と比較して極端ではありません。冥王星とカロンの形成シナリオはすべて、現在のシステムと一致する合成角運動量を持つ必要があります7。原理的には、ターゲットの回転ではなく、より大きな角運動量は、より高速の発射体やよりかすめる衝突角度に起因する可能性がありますが、これらのパラメーターについては、シミュレーションはヒットアンドランで終了し、除外されます。必要な順行回転は、表 1 の広く離れた連星である大質量 TNO の割合22 と一致する可能性があります。キスアンドキャプチャは強度に依存するため、衝突前、衝突中、衝突後の衝突体の熱構造にも依存します。ほとんど溶融状態で始まった物体の場合、結果は強度のない流体のシナリオ3 に似たものになるはずです。これは、冥王星の熱履歴に関するさまざまな仮説に対応するターゲットについて、図 2 と同じ衝突の結果を示す拡張データ図 4 で実証されています18,23–25。内部温度が約 300 K の原始冥王星では、図 2 の天体よりもはるかに暖かく弱い氷の殻に覆われた全球的な液体の水の海に相当し、図 1a や以前の強度のないシミュレーションに似た合体が発生します。氷の平均温度が約 230 K の中間のケースでは、ターゲットは弱いですが溶融していません。ここでは、冥王星の氷の殻は合体に耐えるほどの強さを維持しており、天体は分離して連星ペアを形成します。したがって、キスアンドキャプチャの熱閾値は、少なくともわずかに固相線以下の氷のマントルであると思われます。キスアンドキャプチャがサイズに応じてどのようにスケーリングされるかを調べ、他の TNO へのより広範な適用性を理解するために、同様の質量比と軌道分離を持つより小さな TNO 連星である Orcus と Vanth の形成をシミュレートします (表 1)。我々は、図 2 よりも 40% 小さい固体の祖先から始めます。その他のパラメータは同一です (θcoll = 45°、vcoll/vesc ≈ 1.1、3 時間の順行回転)。シミュレーション (拡張データ図 5) は、キス アンド キャプチャーでもこの連星系を説明できることを示しました。摩擦は上面圧力に比例するため、結果が似ていることは驚くべきことではありません。そのため、強度と重力の比はシミュレーション間でほぼ一定です。ただし、これらの小さなスケールでは多孔性が影響する可能性がありますが、これはモデル化していません。Orcus と Vanth での成功は、図 2 よりも質量と組成が冥王星とカロンに近いシステムを作成できることを示唆しています。図 2 では、以前の研究 8,10 と同様の開始天体を想定していました。キス アンド キャプチャーでは、捕獲された天体が大きすぎ、開始天体が現在の値よりも岩石質であるため、最終的な天体の密度も高くなります。冥王星とカロンの初期および最終的な嵩密度は、ここではモデル化されていない多孔性や蛇紋岩化などの追加の要因に依存するため、他の可能性を認識しながらも、初期の物体が質量、組成、軌道により適合する最終的な物体につながるキスアンドキャプチャシナリオで結論付けます。図4は結果を示しています。
図 4 は、原始カロンがシステム質量の約 15% を占め、岩石と氷の比率が質量で 55% である場合のシミュレーションの結果を示しています。ターゲットである冥王星は、質量の 80% が岩石で 20% が氷であると想定されています。これは、冥王星の核が水分を含んでいる場合26,27 に当てはまる可能性があります。このシミュレーションは、提案されている潜在的な内部構造の範囲を網羅する、最大 65% が岩石である他の原始カロンの組成とともに、拡張データ表 3 にまとめられています28。このより小さく、より氷の多い原始カロンが、より氷の多い冥王星と衝突すると、キス アンド キャプチャも発生します。質量が小さいため、カロンはより多くの氷のマントルを破片として失いますが、衝突速度が低いため、そのほとんどは冥王星システムにとどまります。最初の衝突と分離（図 4a、b）の後、カロンは一時的に束縛され、その後、わずかに偏心の半安定軌道に分離します（図 4c～f）。
図 2 45° でのカロン捕獲衝突の可能性のある時系列。a～h、図 1b のシミュレーションを t = 0.5、2.5、5、10、15、25、35、60 時間で表示。色は図 1 と同じです。対応するビデオについては補足情報を参照してください。原始カロンは最初に原始冥王星に接触し (a)、その後短時間分離し (b)、再衝突して原始冥王星と共回転します (c)。この間、カロンは質量のわずかな部分を失います (d)。共回転していないカロンの大部分は冥王星の自転と同じ速度で周回することができないため、天体は分離し始めます (e)。分離が完了すると、天体はそのまま残ります (f)。冥王星はカロン (g) を比較的離心率の低い (e = 0.2～0.3) 近い軌道に押し込み、そこからカロンはさらに移動し始めます (h)。最初のキスのより細かい時間分解能は図 3b に示されています。このシミュレーションの完全なビデオは、補足ビデオ 1 で視聴できます。
これから、前と同じように潮汐進化と最終的な分離距離を推定できます。カロンが実際の質量に近いこれらのシミュレーションでは、予測される最終的な軌道半径は alock ≈ 22 冥王星半径で、これは現代の値（16 冥王星半径）の上限に近いものです。冥王星とカロンの質量、半径、組成をより厳密に一致させ、自転速度と角度の変動を考慮するには追加作業が必要ですが、私たちの結果は、キス・アンド・キャプチャーを通じて冥王星とカロンの完全に一貫した動的シナリオが得られることを明確に示しています。冥王星系の進化への影響キス・アンド・キャプチャーの起源は、冥王星とカロン、およびその他の大きな TNO 連星の進化に対して、検証可能な地質学的および地球物理学的意味を持っています。主要な結論は、冥王星とカロンは原始冥王星および原始カロンと強い構造的関係を維持するということであり、これは、原始カロンの質量の半分以上がカロンになる際に失われ、その多くが冥王星に蓄積されるという、無力な捕獲8,10とは重要な対照をなしている。祖先と現在の天体とのこの明確なつながりは、それらの地質学的進化の新しい基準を確立する。すなわち、キス中の質量の変化は比較的小さく、その後、分離中に激しい潮汐力による進化が起こる。キス・アンド・キャプチャでは、天体はほとんど無傷のままであるが、カロンと冥王星の大部分が再び表面に現れることになる。キャプチャは、冥王星とカロンの表面地質の最後の主要なリセットであり、その後、軌道が円形になり外側に移動する間に天体がほぼ平衡状態の形状に戻るにつれて、その後の調整が続く。これは、カロンの広範囲にわたる断裂ネットワーク29や、初期の広範囲にわたる伸張30を反映している冥王星の古代の海嶺・谷系30など、今日観察されている地質学的特徴の蓄積に対する新しい基盤を提供するだろう。冥王星とカロンの形成時の熱構造は不明のままである。冥王星が26Al崩壊による広範な加熱を受けるほど早期に形成された場合、そのような「ホットスタート」により、潜在的に長寿命の地下海が生成された可能性がある23。冥王星が後から集積した場合、「コールドスタート」となり、集積加熱（約GM/Rcp、cpは熱容量、Rは半径）によってある程度の分化はおそらく依然として発生するが、長寿命の地下海はおそらく存在しない。これらの違いは、捕獲前の両天体内での初期のテクトニズムや水と岩石の相互作用（例えば、蛇紋岩化）の強度26に影響を与えるだろう。巨大衝突と同様に、キス・アンド・キャプチャーは、地球全体の表面再形成を引き起こすだけでなく、衝撃、断熱エネルギー変換、および激しい摩擦散逸により、両方の天体全体に温度変化を引き起こします（方法）。これらの温度変化（図3e）は、衝突に応じて、システムをより暖かい状態に移行させます。内部摩擦が強いコールドスタートと、地球全体に海があるがそれ以外は固体の内部を持つホットスタートの両方がキス・アンド・キャプチャーに適していることがわかりました。示されているシミュレーションでは、
図 3 キス・アンド・キャプチャ中およびキス・アンド・キャプチャ後の冥王星とカロンの軌道と熱の進化。グラフは図 2 のシミュレーションに基づいています。a、冥王星の半径に対する、カロンの半長軸 (水色) と近点 (赤) の進化を、冥王星とカロンの共回転半径 (薄紫色) と比較したものです。b、円形化に向かうカロンの離心率 (黄色)。サブフレームは、t = 0.5、3、5、20 時間のスナップショットを示しています (図 2 および補足ビデオ 1 および 2)。c、カロンの公転周期 (水色)、冥王星の公転周期 (薄紫色)、カロンの自転周期を、カロンの公転と自転の比率 (赤) と比較したもの。カロンの公転と自転の比率は 1 (灰色の領域) 付近で振動しており、潮汐ロックを示しています。 d、実際の冥王星-カロン値と比較したシステムの合計角運動量（赤）、および冥王星とカロンの軌道運動量（シアン）と各天体のスピンからの角運動量の寄与（ラベンダーと緑）。約15時間の急激な変化は、図2dに見られる物質の「尾」、約1020 kgの物質の脱出に対応しています。失われた物質はデブリとして分類され、角運動量の計算から除外されます。e、冥王星の核（シアン）、冥王星の核-マントル境界（CMB、ラベンダー）、カロンの核（ピンク）の温度変化。
図 4 より多くの冥王星およびカロンに似た初期天体との潜在的なカロン捕獲衝突の時系列と軌道進化。衝突角度は θcoll = 45°、衝突速度は vcoll/vesc = 1.2、衝突物の質量は 55% が岩石です。t = 1、2、20、48 時間で表示。色は図 1 と同じです。a～d、プロトカロンはプロト冥王星に短時間接触し (a)、その後短時間分離し (b)、再びプロト冥王星と衝突して共回転 (c) し、その後分離し (d)、境界軌道に安定します。 e、f、軌道の進化には、冥王星の半径に対する冥王星–カロンの共回転半径と比較したカロンの長半径と近点の進化 (e)、実際の冥王星–カロン値と比較したシステムの合計角運動量、および冥王星とカロンの軌道運動量と各天体のスピンからの角運動量の寄与 (f) が含まれます (図 3 を参照)。約 15 時間での長半径と近点の低下は、カロンが冥王星と再衝突し、共回転が始まったことに対応します。約 25 時間での急激な変化は、図 4c の「尾」、つまり約 5 × 1020 kg の破片に対応します。このシミュレーションの完全なビデオは、補足ビデオ 2 で視聴できます。
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