天王星の自転軸が倒れているのは地球クラスの原始惑星が衝突した結果とされてますが、この論文では地球の3倍の重さがある原始惑星でもシミュレーションしている。以下、機械翻訳。
天王星系の共降着+ジャイアントインパクトの起源：傾斜衝撃
（2022年2月受理）
概要
天王星衛星系の起源は不明なままです。 4つの主要な衛星はほぼ円形の同一平面上の軌道と衛星システムと惑星の質量の比率は木星に似ています
衛星系、これは天王星衛星系がガスによって生成されたディスク内に同様に形成されたことを示唆している
共降着。ただし、天王星は傾斜角の高い逆行回転子です。衛星は軌道を回る
惑星の逆行回転と同じ意味での高度に傾斜した赤道面、構成それは共降着だけでは説明できません。この作業では、の最初の段階を調査します
モルビデリらによって提案された共降着+ジャイアントインパクトシナリオ。 （2012）天王星の起源について
システム。このモデルでは、共降着によって形成された衛星システムは、巨大な衝撃によって不安定になります。
惑星を傾けます。原始衛星が衝突して破壊し、外側の塵円盤を作成します。
惑星の新しい赤道面に向きを変え、天王星の4つの主要な衛星に降着します。必要な
最も外側のオベロンに匹敵する距離への方向転換には、衝撃が
天王星の質量の1％以上の内側の円盤。ここでは、惑星を適切に傾ける巨大な衝撃をシミュレートします
そして、現在のシステムの角運動量に匹敵する角運動量でシステムを離れます。我々は気づく
そのような衝撃は、外側の塵円盤を再調整するのに十分な大きさの内側の塵円盤を生成しないこと
衝突後の赤道面。私たちの結果は明らかな要件と一致していませんが
共降着+ジャイアントインパクトモデルの場合、さらに調査する価値のある代替案を提案します。
キーワード：天王星、衛星システムの起源、影響
1.はじめに
天王星と海王星の形成はよくわかっていません。オリジンモデルは、モデルとは大きく異なります
それは、後期の巨人を呼び出すものへの小天体（例えば、Goldreich et al.2004）の漸進的な降着を想定しています
衝突段階（例えば、Izidoro et al。2015）では、惑星は大きな原始惑星系円盤の合併から形成されます。
したがって、それらの形成を理解することは、初期の進化と軌道移動に追加の制約を提供する可能性があります
外惑星の（例えば、バティギン＆ブラウン2010）。衛星システムは、最終的に追加の制約を提供する可能性があります
天王星型惑星の形成の段階。
地球の月を含むいくつかの衛星の形成を説明するために、後期のジャイアントインパクトが示唆されています（例：Canupetal。 2021）、Phobos and Deimos（例：Craddock 2011; Citron et al.2015; Canup＆Salmon 2018）、およびCharon
（Canup 2005）。ただし、木星と土星の大型衛星が衝撃によって生成された可能性は低いようです。その代わり、
これらは、ガスと固体の周惑星円盤内の「共降着」によって形成された可能性があり、
惑星の降着（Stevenson et al。1986）。からのガスと固体の継続的な流入によって供給される惑星周囲ディスク
太陽周回軌道は、衛星系と惑星の間で共通の質量割合〜10^-4を持つ衛星に蓄積する可能性があります
（Canup＆Ward 2002、2006）。海王星の大きな不規則衛星であるトリトンは、地動説から捕獲された可能性があります
軌道（Agnor＆Hamilton 2006）であり、最初の衛星システムを破壊し、
原始的な海王星衛星（Cuk＆Gladman´2005）。動的分析は、原始衛星が
システムの質量分率は、約10^-4よりも大幅に大きくすることはできません。
、およびこの値よりも大幅に小さい値もあまり好ましくないようです（Rufu＆Canup 2017）。これは、海王星の原始衛星であるという間接的な証拠を提供します。
システムの質量比は約10^-4であり、共降着とも一致していました。
天王星衛星系の起源はまだよくわかっていません、そしてそれはこのシステムを提供するかもしれません
天王星型惑星の形成に対する最も直接的な制約。 4つの最大の天王星衛星（アリエル、ウンブリエル、チタニア、オベロン）
ほぼ円形で同一平面上の軌道を持っています。他の巨大惑星と同様に、衛星システムの総質量は〜10^-4惑星の質量の倍。これらの4つの衛星の構成は、約50％が岩、50％が氷であり、
天王星の降着円盤に期待される太陽組成物質（Canup＆Ward 2006）。しかし、他とは異なり
ガス巨人、天王星は逆行回転子です（傾斜角98◦）、およびその衛星は、高度に傾斜した赤道面を周回しています
その回転と同じ意味で。 共降着だけでは、現在の天王星衛星を生成することはできないようです
ガスの流入が天王星の回転に関して逆行ディスクを生成するため（たとえば、Lubow et al.1999）、
観測されたものとは反対の意味で軌道を回る衛星を生み出します。さらに、内側の5番目に大きい衛星、ミランダ、
おそらく氷が豊富です：その密度は低く、〜1.17 g / cm^3（例えば、Marzari et al。1998）、および内因性活動の構造的兆候
大規模な内部多孔性と矛盾しているようです（Pappalardo＆Schubert2013）。インナーモアの存在
氷が豊富な衛星は、降着円盤の温度依存性とは対照的です。
外の月と比較して岩が豊富な衛星（Lunine＆Stevenson 1982; Canup＆Ward 2002）。
代わりに、天王星の98◦赤道傾斜角とその衛星システムが
巨大な影響。衝撃によって生成された塵円盤から付着した衛星は、一般に、と同じ意味で軌道を回るでしょう。
天王星の衝突後の回転（Slatteryetal。1992;Kegerreisetal。2018;Reinhardtet al。2020）。ただし、影響
最も外側の半主軸と比較して、通常は放射状にコンパクトなディスク（いくつかの天王星半径、RUr）を生成します
オベロン（〜23RUrの半主軸、ジェイコブソン2014）。コンパクトディスクから付着した衛星は、潮汐的に外側に進化する可能性があります
（例：Crida＆Charnoz 2012）、ただし、これには、の推定値と比較して非常に大きな潮汐進化率が必要です。
天王星（例：Cuk et al.´2020）。最近、衝撃によって生成されたディスクが粘り強く存在する可能性があることが提案されました
衛星が付着する前に蒸気として膨張した（Idaetal。2020;Wooet al.2021）。影響によって生成されたディスクも
通常、主にインパクターの外層に由来します。以前の作品は、半分のディスクを製造することを示唆しています
岩石の質量には、純粋な岩石、>3M⊕インパクターが必要な場合があります（M⊕は地球の質量、Reinhardtetal。2020;Wooetal。
2021）、これは外太陽系の大きな物体の典型的な密度と一致していません（例えば、McKinnon et al.2017）。
あるいは、衛星が堆積する前に、ディスクの水と岩石の成分が異なって進化する必要があります（Ida
etal。 2020; Wooetal。 2021）。影響だけで現在のウランのシステムを説明するのは難しいかもしれません
図1.モルビデリらの概略図。 （2012）シナリオ。 a）当初、天王星は中程度の傾斜角（θ0）と通常の
ガスの共降着によって形成されたプログレード衛星システム。 b）巨大な衝撃が惑星を98◦に傾ける
傾斜角と内部を形成します
質量が10-2MUrを超えるc-disk（灰色のディスク）。衝撃は原始衛星を不安定にし、相互に破壊的な衝突を引き起こします
外側の破片雲を作成します。外側の塵円盤は、異なるノードの回帰を受けて、トーラス（オレンジ）を形成します。
天王星の新しい赤道面（白い破線）に関して対称です。 c）天王星の衛星は、上の外側の円盤から再付加します
傾斜角の低い軌道ですが、本質的にすべての内側のc-diskとその副産物は、天王星との衝突によって失われます。なぜなら
c-diskは主に氷である可能性があり、最も内側のミランダ（4つの大きな外側の月と比較して氷が豊富に見える）は
c-disk（Salmon＆Canup 2022）の最大の残存物。この作品では、天王星へのチップの影響に焦点を当てています
これにより、モルビデリらで必要な大規模な内部cディスクを作成できるかどうかを判断します。 （2012）シナリオ。
図2.a）提案された影響シナリオの位置とAMベクトルの概略図。座標系が定義されています
z軸が天王星の軌道面に垂直であり、L〜fがx-z平面にあるように（つまり、球面座標では方位角）
角度はφf=0）です。惑星（青い球）の初期傾斜角はθ0です。衝撃の瞬間、インパクター（赤い球）は
y軸に沿って配置されます。 b）衝撃前システム（L〜0）、衝撃（L〜i）および衝撃後の角運動量ベクトル
システム（L〜f）。天王星の衝突前のAMベクトルと衝突後のAMベクトルの間の角度（δ）は90°未満である必要があります
最終衛星用
天王星の衝突後の回転と同じ方向に軌道を回るには、60°未満である必要があります
外側の破片が遠くの軌道に落ち着くために
以前の衛星システムが102RUr（Salmon＆Canup 2022）内を周回した場合はOberonとして。 L〜0とL〜iの間の角度γは
天王星の衝突前の赤道に対する衝突面。角度δとγは必ずしも同じ平面にあるとは限らないことに注意してください。
図3.最初の天王星を45°から傾ける衝撃角度
現在の傾斜角に（L〜F = L〜0 + L〜iと仮定して）
a、b）L0 = 1LUr; c）L0 = 5LUr）異なる初期惑星AM方向、φ0、および最終AM値、LFの場合。 ここでは、
1Vescの衝撃速度とa）1M⊕、およびb、c）3M⊕のインパクター。 望ましい衝撃位相空間は、
δ<90◦の垂直の点線[破線]
[δ<60◦]。 私たちのシミュレーションでは、付加体タイプの影響のほとんどが
Lesc≤0.2LUr（LescはエスケープマテリアルのAM）であるため、
現在の天王星システムAMは、プロットの下部のx軸の近くにあります。
図4.初期回転AMが0.5LUrの天王星質量ターゲットに衝突する0.8M⊕の物体のいくつかのスナップショット。 The
色は材料の温度を表します。これは、Vi =1Vescの速度での付加体の影響の例です。
そして24◦との比較的正面衝突
衝撃角。すべての投影は、衝突前のターゲットの赤道面上にあります
1つの半球を削除します。結果として得られるディスクの質量は3.2×10-4MUrであり、その構成要素は水とH-He（46％と
それぞれ54％）。衝突後の惑星のAM、質量および惑星の傾斜角は現在のウランの値に似ていますが
（1.03 LUr、1.06 MUr、94度）、結果として得られるディスクの質量は、原始の破片を再調整するために必要な質量よりもはるかに少なくなります。
衝突後の惑星の新しい赤道面への衛星システム（Morbidelli etal。2012;Salmon＆Canup 2022）。大まかに
同様の結果は、現在のウランのシステムと一致する最終的なシステムを生成するすべてのシミュレーションで見られます
角運動量。
4。討議
モルビデリらによって提案された共降着+ジャイアントインパクトシナリオ。 （2012）は、共降着モデルの利点（たとえば、質量比が10-4、岩石/氷の組成が50/50の衛星システムを取得する）と巨人を組み合わせたものです。
影響モデル（たとえば、惑星の自転や高い惑星の赤道傾斜角と同じ意味で軌道を回る衛星）。の
このハイブリッドモデル、共降着によって形成された衛星システムは、惑星を傾ける巨大な衝撃によって不安定になります
回転。原始衛星は衝突して破壊し、最初は傾いている外側の塵円盤を作成します
天王星の新しい、衝突後の赤道面。この外側の塵円盤を適切に再調整するために
天王星の新しい赤道面は、オベロンと一致する距離にあり、巨大な衝撃は、内部の巨大なものを生成する必要があります
0.01MUr以上を含むディスク（Morbidelli etal。2012;Salmon＆Canup 2022）。ここでは、巨大な影響があるかどうかを調べます
惑星を適切に傾けることと、再調整するのに十分な大きさの衝撃によって生成された内側の「c-disk」を生成することの両方が可能です
外側のディスク。
天王星への巨大な影響をシミュレートする以前の作品（Slatteryetal。1992;Reinhardtetal。2020;Kegerreisetal。
2018; Wooetal。 2021）回転しないターゲット惑星を検討し、最小限の衝突後の惑星を使用しました
成功した影響の結果を定義するためのプロキシとしてのローテーション。ただし、衝突後の惑星構造は大幅に
上部エンベロープの高温のため、および構造が静水圧に達していないため、膨張しました
衝撃後数日以内の平衡（例：図4）。惑星の冷却と収縮の間、回転速度
惑星の回転角運動量（AM）が一定のままである間、増加します。このため、惑星のAM
（システム全体のAMを支配する）回転速度ではなく、
与えられた影響後のシステムは、現在のウランのシステムと一致しています。以前に定義された「成功した」影響（例：sinξ≥0.6、3M⊕インパクター質量および18 − 20 km / sの衝撃速度）で、質量≥10^−2MUrのディスクが生成されました
（Reinhardtetal。2020;Wooet al.2021）。ただし、そのような場合は、角運動量が
現在の天王星システムの2倍から4倍を大幅に上回っています（図8を参照）。抽出する手段はありません
天王星のチップの影響が実証された後のこのAM。反対の意味での急速な衝撃前のターゲット回転
Lf〜LUrを作成するために追加できます。ただし、シミュレーション（図5aの円内）は、ディスクの質量が
その後、大幅に削減されます。したがって、10^-2MUr以上の巨大なディスクの生成は天王星と矛盾しているように見えます
システムAM。
（2022年2月受理）
概要
天王星衛星系の起源は不明なままです。 4つの主要な衛星はほぼ円形の同一平面上の軌道と衛星システムと惑星の質量の比率は木星に似ています
衛星系、これは天王星衛星系がガスによって生成されたディスク内に同様に形成されたことを示唆している
共降着。ただし、天王星は傾斜角の高い逆行回転子です。衛星は軌道を回る
惑星の逆行回転と同じ意味での高度に傾斜した赤道面、構成それは共降着だけでは説明できません。この作業では、の最初の段階を調査します
モルビデリらによって提案された共降着+ジャイアントインパクトシナリオ。 （2012）天王星の起源について
システム。このモデルでは、共降着によって形成された衛星システムは、巨大な衝撃によって不安定になります。
惑星を傾けます。原始衛星が衝突して破壊し、外側の塵円盤を作成します。
惑星の新しい赤道面に向きを変え、天王星の4つの主要な衛星に降着します。必要な
最も外側のオベロンに匹敵する距離への方向転換には、衝撃が
天王星の質量の1％以上の内側の円盤。ここでは、惑星を適切に傾ける巨大な衝撃をシミュレートします
そして、現在のシステムの角運動量に匹敵する角運動量でシステムを離れます。我々は気づく
そのような衝撃は、外側の塵円盤を再調整するのに十分な大きさの内側の塵円盤を生成しないこと
衝突後の赤道面。私たちの結果は明らかな要件と一致していませんが
共降着+ジャイアントインパクトモデルの場合、さらに調査する価値のある代替案を提案します。
キーワード：天王星、衛星システムの起源、影響
1.はじめに
天王星と海王星の形成はよくわかっていません。オリジンモデルは、モデルとは大きく異なります
それは、後期の巨人を呼び出すものへの小天体（例えば、Goldreich et al.2004）の漸進的な降着を想定しています
衝突段階（例えば、Izidoro et al。2015）では、惑星は大きな原始惑星系円盤の合併から形成されます。
したがって、それらの形成を理解することは、初期の進化と軌道移動に追加の制約を提供する可能性があります
外惑星の（例えば、バティギン＆ブラウン2010）。衛星システムは、最終的に追加の制約を提供する可能性があります
天王星型惑星の形成の段階。
地球の月を含むいくつかの衛星の形成を説明するために、後期のジャイアントインパクトが示唆されています（例：Canupetal。 2021）、Phobos and Deimos（例：Craddock 2011; Citron et al.2015; Canup＆Salmon 2018）、およびCharon
（Canup 2005）。ただし、木星と土星の大型衛星が衝撃によって生成された可能性は低いようです。その代わり、
これらは、ガスと固体の周惑星円盤内の「共降着」によって形成された可能性があり、
惑星の降着（Stevenson et al。1986）。からのガスと固体の継続的な流入によって供給される惑星周囲ディスク
太陽周回軌道は、衛星系と惑星の間で共通の質量割合〜10^-4を持つ衛星に蓄積する可能性があります
（Canup＆Ward 2002、2006）。海王星の大きな不規則衛星であるトリトンは、地動説から捕獲された可能性があります
軌道（Agnor＆Hamilton 2006）であり、最初の衛星システムを破壊し、
原始的な海王星衛星（Cuk＆Gladman´2005）。動的分析は、原始衛星が
システムの質量分率は、約10^-4よりも大幅に大きくすることはできません。
、およびこの値よりも大幅に小さい値もあまり好ましくないようです（Rufu＆Canup 2017）。これは、海王星の原始衛星であるという間接的な証拠を提供します。
システムの質量比は約10^-4であり、共降着とも一致していました。
天王星衛星系の起源はまだよくわかっていません、そしてそれはこのシステムを提供するかもしれません
天王星型惑星の形成に対する最も直接的な制約。 4つの最大の天王星衛星（アリエル、ウンブリエル、チタニア、オベロン）
ほぼ円形で同一平面上の軌道を持っています。他の巨大惑星と同様に、衛星システムの総質量は〜10^-4惑星の質量の倍。これらの4つの衛星の構成は、約50％が岩、50％が氷であり、
天王星の降着円盤に期待される太陽組成物質（Canup＆Ward 2006）。しかし、他とは異なり
ガス巨人、天王星は逆行回転子です（傾斜角98◦）、およびその衛星は、高度に傾斜した赤道面を周回しています
その回転と同じ意味で。 共降着だけでは、現在の天王星衛星を生成することはできないようです
ガスの流入が天王星の回転に関して逆行ディスクを生成するため（たとえば、Lubow et al.1999）、
観測されたものとは反対の意味で軌道を回る衛星を生み出します。さらに、内側の5番目に大きい衛星、ミランダ、
おそらく氷が豊富です：その密度は低く、〜1.17 g / cm^3（例えば、Marzari et al。1998）、および内因性活動の構造的兆候
大規模な内部多孔性と矛盾しているようです（Pappalardo＆Schubert2013）。インナーモアの存在
氷が豊富な衛星は、降着円盤の温度依存性とは対照的です。
外の月と比較して岩が豊富な衛星（Lunine＆Stevenson 1982; Canup＆Ward 2002）。
代わりに、天王星の98◦赤道傾斜角とその衛星システムが
巨大な影響。衝撃によって生成された塵円盤から付着した衛星は、一般に、と同じ意味で軌道を回るでしょう。
天王星の衝突後の回転（Slatteryetal。1992;Kegerreisetal。2018;Reinhardtet al。2020）。ただし、影響
最も外側の半主軸と比較して、通常は放射状にコンパクトなディスク（いくつかの天王星半径、RUr）を生成します
オベロン（〜23RUrの半主軸、ジェイコブソン2014）。コンパクトディスクから付着した衛星は、潮汐的に外側に進化する可能性があります
（例：Crida＆Charnoz 2012）、ただし、これには、の推定値と比較して非常に大きな潮汐進化率が必要です。
天王星（例：Cuk et al.´2020）。最近、衝撃によって生成されたディスクが粘り強く存在する可能性があることが提案されました
衛星が付着する前に蒸気として膨張した（Idaetal。2020;Wooet al.2021）。影響によって生成されたディスクも
通常、主にインパクターの外層に由来します。以前の作品は、半分のディスクを製造することを示唆しています
岩石の質量には、純粋な岩石、>3M⊕インパクターが必要な場合があります（M⊕は地球の質量、Reinhardtetal。2020;Wooetal。
2021）、これは外太陽系の大きな物体の典型的な密度と一致していません（例えば、McKinnon et al.2017）。
あるいは、衛星が堆積する前に、ディスクの水と岩石の成分が異なって進化する必要があります（Ida
etal。 2020; Wooetal。 2021）。影響だけで現在のウランのシステムを説明するのは難しいかもしれません
図1.モルビデリらの概略図。 （2012）シナリオ。 a）当初、天王星は中程度の傾斜角（θ0）と通常の
ガスの共降着によって形成されたプログレード衛星システム。 b）巨大な衝撃が惑星を98◦に傾ける
傾斜角と内部を形成します
質量が10-2MUrを超えるc-disk（灰色のディスク）。衝撃は原始衛星を不安定にし、相互に破壊的な衝突を引き起こします
外側の破片雲を作成します。外側の塵円盤は、異なるノードの回帰を受けて、トーラス（オレンジ）を形成します。
天王星の新しい赤道面（白い破線）に関して対称です。 c）天王星の衛星は、上の外側の円盤から再付加します
傾斜角の低い軌道ですが、本質的にすべての内側のc-diskとその副産物は、天王星との衝突によって失われます。なぜなら
c-diskは主に氷である可能性があり、最も内側のミランダ（4つの大きな外側の月と比較して氷が豊富に見える）は
c-disk（Salmon＆Canup 2022）の最大の残存物。この作品では、天王星へのチップの影響に焦点を当てています
これにより、モルビデリらで必要な大規模な内部cディスクを作成できるかどうかを判断します。 （2012）シナリオ。
図2.a）提案された影響シナリオの位置とAMベクトルの概略図。座標系が定義されています
z軸が天王星の軌道面に垂直であり、L〜fがx-z平面にあるように（つまり、球面座標では方位角）
角度はφf=0）です。惑星（青い球）の初期傾斜角はθ0です。衝撃の瞬間、インパクター（赤い球）は
y軸に沿って配置されます。 b）衝撃前システム（L〜0）、衝撃（L〜i）および衝撃後の角運動量ベクトル
システム（L〜f）。天王星の衝突前のAMベクトルと衝突後のAMベクトルの間の角度（δ）は90°未満である必要があります
最終衛星用
天王星の衝突後の回転と同じ方向に軌道を回るには、60°未満である必要があります
外側の破片が遠くの軌道に落ち着くために
以前の衛星システムが102RUr（Salmon＆Canup 2022）内を周回した場合はOberonとして。 L〜0とL〜iの間の角度γは
天王星の衝突前の赤道に対する衝突面。角度δとγは必ずしも同じ平面にあるとは限らないことに注意してください。
図3.最初の天王星を45°から傾ける衝撃角度
現在の傾斜角に（L〜F = L〜0 + L〜iと仮定して）
a、b）L0 = 1LUr; c）L0 = 5LUr）異なる初期惑星AM方向、φ0、および最終AM値、LFの場合。 ここでは、
1Vescの衝撃速度とa）1M⊕、およびb、c）3M⊕のインパクター。 望ましい衝撃位相空間は、
δ<90◦の垂直の点線[破線]
[δ<60◦]。 私たちのシミュレーションでは、付加体タイプの影響のほとんどが
Lesc≤0.2LUr（LescはエスケープマテリアルのAM）であるため、
現在の天王星システムAMは、プロットの下部のx軸の近くにあります。
図4.初期回転AMが0.5LUrの天王星質量ターゲットに衝突する0.8M⊕の物体のいくつかのスナップショット。 The
色は材料の温度を表します。これは、Vi =1Vescの速度での付加体の影響の例です。
そして24◦との比較的正面衝突
衝撃角。すべての投影は、衝突前のターゲットの赤道面上にあります
1つの半球を削除します。結果として得られるディスクの質量は3.2×10-4MUrであり、その構成要素は水とH-He（46％と
それぞれ54％）。衝突後の惑星のAM、質量および惑星の傾斜角は現在のウランの値に似ていますが
（1.03 LUr、1.06 MUr、94度）、結果として得られるディスクの質量は、原始の破片を再調整するために必要な質量よりもはるかに少なくなります。
衝突後の惑星の新しい赤道面への衛星システム（Morbidelli etal。2012;Salmon＆Canup 2022）。大まかに
同様の結果は、現在のウランのシステムと一致する最終的なシステムを生成するすべてのシミュレーションで見られます
角運動量。
4。討議
モルビデリらによって提案された共降着+ジャイアントインパクトシナリオ。 （2012）は、共降着モデルの利点（たとえば、質量比が10-4、岩石/氷の組成が50/50の衛星システムを取得する）と巨人を組み合わせたものです。
影響モデル（たとえば、惑星の自転や高い惑星の赤道傾斜角と同じ意味で軌道を回る衛星）。の
このハイブリッドモデル、共降着によって形成された衛星システムは、惑星を傾ける巨大な衝撃によって不安定になります
回転。原始衛星は衝突して破壊し、最初は傾いている外側の塵円盤を作成します
天王星の新しい、衝突後の赤道面。この外側の塵円盤を適切に再調整するために
天王星の新しい赤道面は、オベロンと一致する距離にあり、巨大な衝撃は、内部の巨大なものを生成する必要があります
0.01MUr以上を含むディスク（Morbidelli etal。2012;Salmon＆Canup 2022）。ここでは、巨大な影響があるかどうかを調べます
惑星を適切に傾けることと、再調整するのに十分な大きさの衝撃によって生成された内側の「c-disk」を生成することの両方が可能です
外側のディスク。
天王星への巨大な影響をシミュレートする以前の作品（Slatteryetal。1992;Reinhardtetal。2020;Kegerreisetal。
2018; Wooetal。 2021）回転しないターゲット惑星を検討し、最小限の衝突後の惑星を使用しました
成功した影響の結果を定義するためのプロキシとしてのローテーション。ただし、衝突後の惑星構造は大幅に
上部エンベロープの高温のため、および構造が静水圧に達していないため、膨張しました
衝撃後数日以内の平衡（例：図4）。惑星の冷却と収縮の間、回転速度
惑星の回転角運動量（AM）が一定のままである間、増加します。このため、惑星のAM
（システム全体のAMを支配する）回転速度ではなく、
与えられた影響後のシステムは、現在のウランのシステムと一致しています。以前に定義された「成功した」影響（例：sinξ≥0.6、3M⊕インパクター質量および18 − 20 km / sの衝撃速度）で、質量≥10^−2MUrのディスクが生成されました
（Reinhardtetal。2020;Wooet al.2021）。ただし、そのような場合は、角運動量が
現在の天王星システムの2倍から4倍を大幅に上回っています（図8を参照）。抽出する手段はありません
天王星のチップの影響が実証された後のこのAM。反対の意味での急速な衝撃前のターゲット回転
Lf〜LUrを作成するために追加できます。ただし、シミュレーション（図5aの円内）は、ディスクの質量が
その後、大幅に削減されます。したがって、10^-2MUr以上の巨大なディスクの生成は天王星と矛盾しているように見えます
システムAM。
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