深い大気の構成、構造、起源、および探査 氷巨大惑星での重要な現場科学

深い大気の構成、構造、起源、および探査　氷巨大惑星での重要な現場科学に特に焦点を当てる
2020年6月24日に提出
概要
コア降着は、ガス巨大惑星の形成のための従来のモデルです。モデルも適用される場合があります
氷河の巨大惑星である天王星と海王星に、それらが形成するのに5千万年以上かかる場合があることを除いて
それらの現在の軌道距離は、太陽系星雲の最大5百万年寿命を超えています。もっともらしい
代替策は、ガス巨人の地域での形成であり、その後、現在の場所である20に移動します。
および30 AU。もう1つの代替案は、重力不安定モデルです。これは、はるかに高速で、
まずコアの形成。どちらのシナリオでも、重元素（質量＞ヘリウム）は重要な要素を提供します
観測制約。さらに、観測可能な対流圏のヘリウムとネオンの存在量は
メガバール地域の内部プロセスの指標。最も大気圏を調査
上記の要素にアクセスするのに適しています。一部の元素（C、N、S、O）を含む揮発性物質は、
氷の巨人の結露。一方、化学的に存在する希ガス（He、Ne、Ar、Kr、Xe）
地球全体で不活性、非凝縮性、均一であると、形成と
天王星と海王星の移行モデル。重要な要素を測定できるのはエントリープローブのみであり、
同位体比。彼らは凝縮物を除いて5-10バーでアクセス可能です。重力に関するオービターからのデータ、
磁場、高層大気組成、深度のあるアンモニアと水のマップは、
現場測定の価値ある補完。
キーワード-氷の巨大惑星、天王星、海王星、起源、移動、雲の構造、太陽系外惑星

図1. Mini-NeptuneからNeptuneサイズの太陽系外惑星（1.7–6 RE）は、ほぼ3100個の太陽系外惑星の約半分を構成します。
現在までに確認された太陽系外惑星の総数（2020年1月）のうち、既知の半径。 割合は四捨五入して
最も近い整数; 実際の値は、0.8-の場合、それぞれ10.53％、17.61％、51.28％、13.77％5.08％、1.73％です。
1.25 RE、1.25-1.7RE、1.7-6RE、6-15RE、＞ 15REおよび＜0.8RE（表示されていません）のサイズ範囲。 [NASAのリストに基づくイラスト
Exoplanet Archive：https：//exoplanetarchive.ipac.caltech.edu、Extrasolar Planets Encyclopedia：http://exoplanet.eu]


図2.太陽のさまざまな部分を使用して探索できる海王星の大気の領域の図
スペクトルと得られる情報の種類。 たとえば、UVは最大10マイクロバールまで有効ですが、ラジオは
掩蔽は電離層（挿入図）および再び対流圏（約1〜1000ミリバール）に適しています。 最上位のみ
雲層は、Voyagerで行われた電波掩蔽観測から推測されています。 この雲の構成と
図に示されているその他のものは、熱化学モデルに基づいています。 Maarten Roos-Seroteは、以前のバージョンの
グラフィック。 [図。 Atreya et al。、Acta Astronautica、162、266、2019bの1]


図3.原始太陽に対する、木星、土星、天王星、海王星の大気中の元素存在比
値。木星の「N」は、ガリレオプローブの質量によって行われたアンモニア（NH3）存在量測定からの値を表します
分光計[J（M）]とプローブ無線信号の減衰[J（R）]およびJunoマイクロ波分光計
[J（MWR）]。ガリレオプローブ測定値からの木星の「Ar」値は、原始太陽のAr / H値に対する比率として表示されます。
Asplund et al。 [J（A）]およびLoddersら。 [J（L）] 2組の著者の太陽アルゴン値はかなり異なるため。
土星のHeとNはSとラベル付けされています。土星のN / Hは下限であり、S / Hは非常に疑わしいです。 C / Hのみが決定されます
地上ベースのCH4から1barレベルまでの天王星と海王星の場合、深層大気ではより大きくなる可能性があります（Atreya et al
al。 （2019a）およびその他の詳細についてはその中の参照）。 [このバージョンの図は、Atreyaらの図2.1から改変されました。
（2019a）、ケンブリッジ大学出版局の許可を得て、PLSclear参照番号：18694]。


図4. C / H元素比（y軸）は、測定されたCH4水素混合比（x軸）と非線形関係にあります。
特に、重元素が豊富な組成物。 実線と破線の違い
惑星のエンベロープ全体の揮発性種CH4、H2O、およびNH3に結びついている水素の量。 の中に
C / OおよびC / Nソーラーケース（黒い実線）、海王星の87xソーラーCH4混合比（Karkoschka and Tomasko 2011）
実際には、72倍のソーラーC / H比（22％の差）に相当します。 500xソーラーO / Hケース（セクション4.3.1）では、
水素はH2O分子で拘束されており、観測されたCH4混合比は、エンベロープ。


図5. p-TとCH4モル分率によって制約された太陽組成雲構造モデル（C / H = 45×太陽）
Voyager [Lindal et al。 1987]には、NH3-iceクラウドレイヤーがありますが、H2S-iceクラウドはありません。 海王星の結果は
それらの温度が1 barレベルで互いに数度以内であることを考えると、非常に似ています。 雲の密度は
Weidenschilling and Lewis（1973）の式を使用して計算されました。 （2015）に対応することを示した
各高度での圧力スケールの高さH（z）に等しい非常に大きな上昇気流の長さスケール。 ほとんどの実際の雲密度
天王星/海王星の状況は、示されているよりもはるかに小さい可能性がありますが、雲底の圧力レベルは影響を受けません
アップドラフト長さスケールの選択により。


図6.図4の太陽光成分の場合とは対照的に、スーパーソーラーS / N比（この部分では、
対流圏上部）の代わりにH2S氷結が発生します。 モデルは、NH1が0.001〜5×ソーラーであり、S / Nが
太陽より上の係数6および16。 CH4氷は最上層の雲層として残り、H2S氷は約3 barレベルで下にあります
S / N = 6の場合。 雲密度と雲底圧力レベルについては、図5の説明を参照してください。


図7.代表的なVLAスペクトル（データポイントは黒い三角形）と太陽の存在量を示す図
モデルスペクトル（赤い破線の曲線）と最適なモデルスペクトル（青い実線）。


図8.巨大惑星と太陽の大気におけるHe / H2比。


図9.天王星と海王星で予測された揮発性物質の濃縮度の違いによる質的違い
形成シナリオ（CH4データからの炭素（C / H）に基づくキャリブレーション）。 重い貴族の結果の濃縮
Ar、Kr、Xのガスは、緑（結晶質の氷）、茶色（アモルファスの氷）、青（クラスレート）、および影付きの茶色で表示されます。
（スノーライン）。 [Mousis et al。 2020。]


図10.地球の標準平均海水（SMOW）値（1.558×10-4）に対する水素と水素の比）。
土星のリングB、レア、ハイペリオン、およびイアペトゥスは同様の値を持ち、すべてSMOWに近いため、プロットは
それらの値。 彗星名は略図で省略されており、103P：ハートレー2、67P：チュリュモフ–ゲラシメンコ、45P：Honda-Mrkos-Pajdusakova、8P：タトル、46P：ウィルタネン、1P：ハレー（m）測定。 （r）再解釈、
1996B2：百武、1995O1：Hale-Bopp、2002T7：LINEAR、153P：Ikeya-Zhang、2009P1：Garrad、2007N3：Lulin、2012F6：Lemmon、2014Q2：Lovejoy。 金星D / Hはスケールから外れています。 その値は：（5–6.5）×10-2雲の下、そして
（2.5±0.5）×10-2は70〜90 kmの範囲であり、SMOWに対するその比率は雲の下で160±32、70〜90 kmの範囲は320〜417です。


図11.豊富に混合された水のさまざまな存在量に対する天王星と木星の水雲の深さの比較
（O / H）太陽の値と比較して。 木星では、O / Hが他のものと類似している場合、水雲は〜6 barレベルで形成されます
要素、つまり〜3×ソーラー（表1）、天王星ではキロバールレベルで形成されるので、O / H = C / H、つまり〜80×ソーラー
（表1）。 雲密度と雲底圧力レベルについては、図5の説明を参照してください。