木星と土星の曖昧な核

惑星形成論的に10倍地球質量の核が原始惑星系円盤内のガスや岩石を集めてガス惑星に成長するはずがジュノーの観測では「核は此処や」と指摘できるほどの核が無いという。天文学的に今世紀最大のギャグを見せられてる状況なんですが。ファジーコアという専門用語を覚えとくと酒席で自慢できる日が来るかもしれません。以下、機械翻訳。
木星と土星の曖昧な核
要約
木星と土星の新しい内部モデルは、両方の惑星が「あいまいな核」を持っていることを示唆しています。 これらのコア
重元素が豊富であるが、それとは区別できない中心領域と見なすべきである。
残りの深い内部。 これらの核には、少量ではあるが大量の水素とヘリウムが含まれている可能性があります。
純粋な重元素コアも存在する可能性があります。 新しい測定と高度な惑星モデリング
巨大惑星の内部についての私たちの考え方に革命をもたらし、重要な情報を提供してきました。
惑星形成と進化理論の制約。 これらの発展は、巨大系外惑星の特徴づけ。
平易な言葉での要約
何十年もの間、巨大惑星はその深部内部に明確な重元素の核があり、その上に原子核が存在すると考えられてきた。
水素とヘリウムのエンベロープ。 ジュノーとカッシーニのミッションからの測定は、次のことを強く示しています。
木星と土星の内部構造は、組成の不均一性や「あいまいさ」など、はるかに複雑です。
コア。 木星では、この希釈は地球の質量の 100 以上に及ぶ可能性がありますが、土星の場合はそれよりも少ないですが、
どちらの惑星にも、半径全体の数十パーセントに及ぶ希薄な領域があります。 どちらの場合も、小さな中央
純粋な、またはほぼ純粋な元素のコアが存在する可能性があります。 これらの構造は、巨大惑星の理解に課題をもたらします
形成と進化。
キーポイント
• 木星と土星の内部は複雑です。 これらには、組成勾配と「ファジー」コアが含まれます。
• 「ファジーコア」の起源は不明ですが、おそらく惑星形成プロセスに関連していると考えられます。
• 多くの未解決の疑問が残っています。 将来のモデリング、観測、実験、リンクにより、系外惑星は私たちの生活を向上させることができます。
巨大ガス惑星についての理解。

1. はじめに
木星と土星は、太陽系で最大の惑星です。 これらの惑星は何十年にもわたって研究されてきました
理論的にも観察的にも。 これら 2 つの巨大ガス惑星の性質を理解することが重要です。
これらは、私たちの惑星系の起源、高圧下での物質の挙動、および
温度と巨大惑星の多様性について Guillot et al. (2004); ヘルドら。 (2020、2022c、a); スティーブンソンら。
(2022a); ミゲルとヴァザン (2023); ギロットら。 （2023年）。
歴史的に、木星と土星は、単純化された内部構造を想定してモデル化されてきました。
既存の惑星形成理論に基づいて、それらの中心に巨大な重元素の核があると想定されています。 そのような中で
木星と土星の伝統的な構造モデルでは、内部温度は等エントロピーを仮定することによって推定されました。
構造、より正確には、界面での温度上昇が無視できる程度の異なる組成の 2 ～ 3 つの等エントロピー層です。 等エントロピー (断熱) 内部のこの見方は、惑星が以下の要素から構成されている場合に有効です。
小さなコアを取り囲む均質な「エンベロープ」（コアを除くすべて）。
素朴な人は、巨大な惑星の核質量を制限することが、次のようなものを区別するために重要であると考えるでしょう。
巨大惑星形成の核降着モデルと円盤不安定モデル ボルトンら。 (2017b)。 しかし、私たちは
どちらの形成モデルも、考えられる核の質量と惑星の構成の広範囲を導き出す可能性があることが現在ではわかっています。
ヘルドら。 (2014); ヘルド＆モルビデリ（2021）。 それにもかかわらず、平均的な重元素（ここでは
天体物理学の慣例: 重元素は水素とヘリウムを除くすべてです) 木星とヘリウムの両方の濃縮
土星は太陽存在量に比べて高く、コア降着モデルに有利です。 両方の惑星が
木星と特に土星は天体の予想よりも半径が小さいため、重元素が豊富です。
太陽の組成で。 この「観察」は、実際には、私たちの理解に基づいた理論的推論です。
高圧の水素とヘリウム、およびほぼ均質な物体の熱効果の制限は、
重元素の中心集中、つまり核の存在が必要であるが、歴史的に解釈されてきた
このようにするのは、部分的には計算上の利便性または単純さによるものですが、部分的には次の基本原理によるものです。
核が最初に形成される核降着モデル (地球全体の形成にある程度似ています)
その後、円盤から降着した水素ヘリウム (H-He) ガスの流入に包まれます (Mizuno (1980))。 ポラックら。（1996年）。
巨大な惑星が純粋な重元素の核を持っているという古い見方は、
ジュノーとカッシーニのミッションと土星の環地震学。 木星の内部構造が明らかになりました。
土星は複雑で、惑星が完全に断熱（対流）している可能性は低いと考えられています。 しかし、インテリアを勉強すると、
巨大惑星の構造（核の性質を含む）を解明するのは困難です。なぜなら、私たちはその惑星を直接観察することができないからです。
インテリア。 代わりに、内部構造モデルと、構造を再構築する形成/進化シミュレーションに依存する必要があります。
惑星の質量、半径、光度、重力などの惑星の物理的特性の利用可能な測定値
そして磁場。 最近学んだもう 1 つの重要な教訓は、木星と土星は異なるということです。
土星は単に木星の小型版ではありません。 以下に、内部の現在の理解を要約します。
惑星の構造をファジーコアに焦点を当てて説明し、木星と土星の主な違いについて説明します。
内部モデリングにおける残された課題、および巨大な系外惑星との関係。

2. 更新された内部構造モデル
2.1. 木星
木星の内部についての私たちの理解は、木星の正確な測定を受けて大幅な再評価を受けました。
ボルトンらによる探査機ジュノーによる重力場の研究。 （2017a）。 正確な重力データは重力を制限します。
惑星の内部密度分布に依存する重力調和関数。 低次の重力
偶数高調波 (J2、J4 など) は、土星の木星の惑星半径の約 60% まで感度が高くなりますが、
高次の偶数高調波は、惑星大気の密度分布を調査します。 奇数高調波は以下に対応します
南北が非対称であるため、大気の力学に関連しています。 重力の正確な測定
高調波と、地球上に存在すると予想される物質の状態方程式を使用する内部モデルとを組み合わせたものです。
温度プロファイル (熱輸送メカニズムに依存) を使用して、惑星の内部温度を制限することができます。
構造。 注目すべきことに、ジュノーミッションからの重力データの品質が向上したことにより、多くの新たな疑問が生じました。
従来の構造モデルに挑戦し、木星の内部構造について解明しました。 前例のない精度
ジュノーの重力データは、木星のより洗練された構造モデルの開発を促しました。
不均一な組成、組成勾配、および希薄（ファジー）コア。 ジュピターの内部モデルを更新
Juno のデータに適合するものには、木星の内部にある重元素の不均一な分布が含まれます。
上部分子エンベロープと比較して重元素が豊富な金属エンベロープ Wahl et al. （2017）;バザンら。 （2018年）; ドブラス＆シャブリエ (2019); ネッテルマンら。 （2021年）; ミゲルら。 (2022); ミリッツァーら。 (2022);
ハワードら。 (2023a)。 これらの新しい木星の構造モデルは、構造の潜在的に重大な逸脱を示しています。
断熱温度から見た惑星深部内部の温度プロファイル Vazan et al. （2018年）; ドブラス＆シャブリエ（2019年）。 さらに、これらの更新されたモデルでは、木星の核は純粋な重元素とはみなされなくなりました。
コアとエンベロープの境界で密度が不連続になっている中央領域。 このあいまいで希薄な核心は、
木星の全半径の数十パーセント。 重元素が支配する最も内側の存在の可能性を除いて
領域（せいぜい数個の地球質量からなる「コンパクトコア」）、ファジーコアの構成さえ考えられるかもしれない
「汚れた水素」として。 全体として、木星の重元素の総質量は依然として不確実です (モデルに依存します)。
断熱モデルから推定される重元素の質量は、非断熱モデルでは地球の質量 (M⊕) 20 倍程度です。
モデルは、重元素の質量が最大 60 M⊕ に達する可能性があると予測しています。 （2017）; バザンら。 （2018年）;
ドブラス＆シャブリエ (2019); ネッテルマンら。 （2021年）; ミゲルら。 (2022); ミリッツァーら。 (2022); ハワードら。 (2023a);ヘルドら。 (2022b)。

2.2. 土星
土星の観測された光度が完全対流モデルの予測を上回っていることは何十年も前から知られていた。
これは、この惑星ではヘリウム雨や非対流領域の影響が大きいことを示しています。 プレゼンス
組成勾配や境界層は熱輸送メカニズムに影響を与え、さらにそれが熱輸送メカニズムに影響を与えます。
惑星の温度と明るさ。 ほぼ均一な惑星の明るさは、次のように容易に理解できます。
熱エネルギーの減少（そのほとんどは歴史の初期に起こる）ですが、組成勾配がある場合は複雑になります
または、重力エネルギーの変化と内部の貯蔵または変化の可能性の競合効果によるヘリウムの雨
惑星の実効温度に比例しない熱エネルギー。 土星の内部が
非断熱。観測された光度が断熱/均質モデルによる予測よりも高いため、重要な情報が得られます。
今日の土星の内部構造をモデル化するための制約。 観測された土星の明るさがどの程度なのかはまだ不明です。
ヘリウム雨 Mankovich & Fortney (2020) および/または組成勾配 Leconte & Chabrier (2013) の結果。 重力
カッシーニ探査機からのフィールド地震学とリング地震学の測定は、土星の内部に新たな制約を与える
構造 Iess et al. （2019年）; ミリッツァーら。 （2019年）; マンコビッチ＆フラー（2021）。 土星の場合、環地震学
土星の安定成層領域によってのみ説明できる振動モードが明らかになった。
内部は非断熱です（完全に混合されていません）。 リング地震学の詳細については、Mankovich (2020) を参照してください。
およびその中の参考文献。
異なる層を仮定し、異なる回転を考慮した土星の内部モデルを提示
期間とコアサイズ。 この構造モデルにはファジーコアとヘリウムレインが含まれており、その結果、広い領域が発生します。
対流に対して安定した組成勾配のある土星の深部内部。 コア質量は次のように推定されました
15 ～ 18 M⊕ で、エンベロープ内の重元素は 5 M⊕ 未満。 マンコビッチ＆フラー（2021）発表
重力データと地震データの両方と一致する土星の内部モデル。 これらのモデルは、土星が対流に対して安定した領域があり、その範囲は土星の半径の約 60% に及びます。 また、インテリアには次のものが含まれていることがわかります。
組成勾配と約6 g cm^-3の適度に低い中心密度、ファジーコアの存在を示します。
この結果は、Saturn Movshovitz らの経験的構造モデルと一致しています。 （2020年）。 重元素の合計
土星の質量は約 17 M⊕ であると推定されました。 同様の結果が、推定値を使用した 4 層モデルから推測されました。
重元素の総質量は 12 ～ 18 M⊕、内部にはファジーコアに囲まれた小さなコンパクトなコアが含まれています
に（2020）。 ネッテルマンら。 (2021) さまざまな H-He 状態方程式 (EoS) を使用して土星の内部を調査し、次のことを発見しました。
これは、Chabrier らによって提示された EoS をモデルとしています。 (2019) (CMS EoS として知られる) によりエンリッチされたエンベロープが実現
土星の半径の最大 0.4 まで広がり、コンパクトな重元素コア。 に拡張されたファジーコアの解決策
EoS の摂動を考慮すると、土星の半径の 40% が判明しました。 内部構造のスケッチ　木星と土星を図 1 に示します。

2.3. コンパクトコア？
木星と土星の両方は、中心に小さくてコンパクトな重元素の核を持っている可能性があります。 残念ながら、このような小さなコアの存在や特性を制限することは非常に困難です。 判断するのは非常に難しいです
予想される質量が数 M⊕ 程度と小さいため、コンパクトなコアが存在するかどうか。 この低質量はそうではありません
惑星の総質量と比較するとほんの小さいですが、重力によって「見えない」領域に位置しています
データ。 また、慣性モーメントにもほとんど寄与しません。これは、約地球半径の 5 M⊕ コアがあるためです。
慣性モーメントの 10^4 分の 1 程度に寄与します。 重力調和は非常に厳しい制約を課します
慣性モーメントの許容値について。その値は、観察された回転軸の歳差運動を通じて測地学的に決定できます。 Juno はこれを初めて非常に正確に測定していますが、十分ではありません
内部モデルを改善するための精度。
このような純粋な重元素コアの予想される質量は、惑星の総質量と比較すると小さいですが、重要なことは
惑星形成と進化理論を制約するため。 最近の巨大惑星形成モデルでは、深層惑星は次のように予測されています。
巨大惑星の内部には、このようなコンパクトな核が含まれているはずである。 （2017）; ヘルドとスティーブンソン (2017); 地獄
他。 (2022c)。 これらの純粋な重元素コアは、固体（小石、微惑星）の付着によって形成され、
コア質量が数 M⊕ 未満であるため、共降着する少量の H-He ガスだけでは防止するには不十分です。
微惑星、または中心（コア）まで貫通する小石の塊の大部分。 実際、両方の構造モデルがいくつかあります。
木星と土星には、そのようなコンパクトなコアが含まれています。 (2023a); ミゲルら。 (2022) しかし、そうでない解決策
コンパクトコアも紹介されています。 複雑さは、そのような原始的なコンパクトコアが可能であるという事実から生じます。
強い対流混合によって破壊される可能性がある。 (2020b) または巨大衝突などの極端な現象によって、Liu et al.
(2019)、以下で説明します。


図 1. 木星と土星の内部構造のスケッチ。 2 つの惑星は分子状の水素エンベロープで構成されています
ヘリウムが枯渇し、ヘリウムのより深い領域で雨が降り、約Mbarの圧力で水素が金属になる場所
プレッシャー。 この領域には重元素も含まれていますが、その濃度は不明です。 金属領域ではヘリウムは
充実した。 より深い内部には、あいまいなコアおよび/または組成勾配があることが予想されます。 惑星の深部内部には、
分子エンベロープと比較して重元素の濃度が高くなります。 レイヤーは必ずしも異なるわけではないことに注意してください
レイヤー間の変化は緩やかです。 土星の場合、ヘリウムと重金属の寄与を分離するのは困難です。
深い内部の要素 (本文を参照)。 どちらの惑星もまだ小さな純粋な重元素の核を持っている可能性があります (セクション 2.3)。

2.4. 木星と土星の違い
木星と土星はどちらも巨大ガス惑星に分類されていますが、この 2 つの惑星は明確で重要な存在です。
違いがあり、土星をより小さな木星として扱うべきではありません。
まず、土星ではエントロピーが若干低いため、ヘリウムの混合は木星よりもはるかに深刻であると考えられます。
外側領域 (観測された大気 Achterberg & Flasar (2020) を含む) については、おそらく内側の領域につながる可能性があります。
水素が 5% 未満の領域 (例: Mankovich & Fuller (2021))。 土星の深部内部に大量のヘリウムが存在する可能性があるという事実は、密度が一定であるため、深部内部に重元素を拘束することを難しくしています。
大量の重元素またはヘリウムの増加によって説明できる可能性があります。 その結果、土星の場合は、
解決が難しい重元素/ヘリウムの縮退。 しかし、土星のヘリウムの将来の測定
大気の豊富さは土星のヘリウム雨のプロセスを制限する可能性があるため、この退化を打破する可能性があります
フォートニーら。 （2023年）。 H-He の相図も不確かなままです。 これは実験室での実験によって確立することができますが、メガバールの圧力および圧力での混合物の臨界（非混合）ラインを決定することは非常に困難です。
何千度K。
第二に、木星と土星の質量はかなり異なり、土星は 3 分の 1 以上小さいです。
大規模。 木星と土星の重元素の総質量は同等で、おそらく数十M⊕であることを示唆しています。
土星の金属度が高いということです。 これは、土星の半径が木星よりも小さい主な理由でもあります。
これら 2 つの惑星は、同じ (しかし低い) 金属度を持っている場合、おおよその半径が非常に似ているはずです。
H-He 状態方程式の挙動。圧力は密度の 2 乗にほぼ比例します。
第三に、惑星内部の重元素の分布は根本的に異なります。 これは、さまざまな出版物からの木星と土星の重元素質量分率 (Z) を示す図 2 で実証されています。
図のキャプションで説明されているモデル。 考えられる重元素分布の範囲は広いですが、2 つの重要な結論が得られます。 (1) 木星と土星の希釈核の重元素質量分率は大きく異なります。 木星の場合、重元素の質量割合は 20% 程度ですが、その割合は大幅に増加します。
土星のほうが高い。 木星と土星の質量半径の関係が示していることを考えると、これは驚くべきことではないかもしれません。
土星は相対的に木星よりも重元素が豊富であるが、これは重要な点である。
木星と土星のファジーコアの性質は根本的に異なる：木星の希薄なコアはH-Heが支配的である
土星の組成はそうではありません。 （２）希釈されたコア領域に含まれる質量が大きく異なる。
モデルによって異なりますが、希薄核の質量は木星の場合、約 100 M⊕ です (木星の約 3 分の 1)。
惑星の総質量）土星の質量に匹敵する。 土星の場合は最大約60M⊕です。 の異なる性質
惑星の希薄化した核はその形成史に関連している可能性がある Helled & Stevenson (2017)。 地獄（2023年）。 私たちは
どのような条件下でそのようなコンパクトなコアが必要となるかを決定するためにさらなる努力が必要であると示唆しています。


図 2. 重元素の質量分率と重元素の質量分率。 さまざまな出版物からの木星 (左) と土星 (右) の惑星質量
モデル。 Leconte+12+Set: Leconte & Chabrier (2012)、Mankovich+21: Mankovich & Fuller (2021)、Nettelmann+2021: Nettelmann et al. (2021)、Debras+2019: Debras & Chabrier (2019)、Howard+2023: Howard et al. (2023a)、マイケル+2022: マイケル他。 (2022)、Militzer+2022: Militzer et al. （2022年）。

5. 系外惑星とのつながり
木星と土星は最も探査されている巨大ガス惑星であり、これら 2 つの惑星に関する私たちの知識は、
より一般的な意味で巨大ガス惑星を理解する。 木星と土星が複雑な内部構造を持っていることが最近判明
組成の不均一性やファジーコアを含む構造は、惑星系外科学に直接影響を与えます。 これ
過度に単純化されたコア+エンベロープまたは均一に混合された内部を更新して考慮する必要があることを意味します
巨大な系外惑星を特徴づけるとき。 これは、冷却と冷却に続く惑星進化モデルにも影響を与えます。
巨大惑星の収縮 Muller et al. (2020a、c)。 巨人の初期条件は断熱的かつ均質であるが、
惑星は簡単に忘れられますが、より複雑な内部の場合は、完全に対流していないため、これは当てはまりません。 したがって、
巨大惑星の最新の進化モデルを考慮する必要があります。 非断熱内部の考慮は、惑星のバルク金属量の推定および大気測定の解釈に影響を与えます。
大気の組成がバルクの組成とどのように関係しているかは不明です。 さらに、私たちは今、
「大気汚染」により、大気の金属量はより深いエンベロープの金属量よりも高くなる可能性さえあります（ミュラー）& Helled、2024)、そしてこの効果は巨大な系外惑星にとっても重要である可能性があります。 全体的にインテリアを決めるのは、
巨大惑星は、巨大惑星形成モデルの制約、系外惑星の特性評価、および
私たちの太陽系を視野に入れてみましょう。 同時に、多数の巨大な系外惑星が観測されているため、
これらのオブジェクトを統計的な方法で調査し、重要な相関関係を特定します。
6. 概要
全体として、木星と土星の理解は大きく進んでいるにもかかわらず、多くの重要な未解決の疑問が残っています。
上で説明したように、惑星の内部構造をモデル化する際には、いくつかの課題が残されています。
今後の研究は、木星と土星の違いとその起源を特定することに重点を置くべきであると提案します。
今後の研究では、巨大惑星の形成、進化、内部構造の 3 つの側面を適切に組み合わせる必要があります。
より多くの物理的プロセスと詳細な物理学を考慮しながら。
さらに、巨大惑星の大気組成とそのバルク組成との関連性も明らかになりました。
現在をもっと理解する必要があります。 これは、実験中の大気濃縮の調査とは異なることに注意してください。
惑星の形成過程。 ガリレオ探査機の測定は、木星の大気が濃縮されていることを示していますが、
太陽と比較して 3 倍、内部モデルは分子エンベロープのより中程度の濃縮を好みます。
現在の木星の豊かな大気と、予測される低質量性エンベロープを調和させる取り組み
は現在も進行中である（例：Howard et al. (2023b)、Müller & Helled、1024）。
また、大気圏突入探査機による土星の大気組成の測定は、
2つの惑星を比較します。 このような探査機は、土星の大気中のヘリウムの存在量を決定し、
He の雨の大きさと、土星の大気の金属量を決定します。
巨大ガス惑星の内部構造に関する追加の補足情報は、木星の地震学から得られる可能性があります。 これには、土星の輪で検出された f モードと g モードの検出と特性評価が含まれます。
そして潜在的にはドップラーイメージングによるものです。 また、磁場の測定は、磁場を制約するために非常に重要です。
内部構造。 これらは、（電気的な要件を介して）惑星の組成を制約するために使用できます。
導電性材料）、安定した層状層および/または組成勾配の存在を確認するため、および
内部抵抗損失を推定します。 全体として、磁場データは重要かつ補完的な制約を提供します。
構造および力学モデル (例: Galanti & Kaspi (2021); Moore et al. (2022))。
最後に、詳細に特徴付けられたガス巨大系外惑星の数が増えていることは、
この惑星の種類の性質と巨大惑星の形成と進化理論を制約します。