木星の不均一なエンベロープ

旧来のガス惑星形成モデルでは地球の10倍以上の質量が集まった段階で原始惑星系円盤からガスが降着を始めてガス惑星が寡占的に成長するはずが、木星コアの質量が７倍地球未満なのが測定されシナリオ通りに形成されていないことが分かった。以下、機械翻訳。
木星の不均一なエンベロープ
2022年3月3日に提出
概要
環境。木星の巨大なガスエンベロープは主に水素とヘリウムで構成されていますが、木星の形成を理解するための鍵
そして進化は残りの（重い）元素の分布にあります。 Junoミッションの前は、高精度の重力の欠如
高調波は、木星の包絡線内の重元素分布のロバストな決定に統計分析を使用することを妨げました。
目的。この論文では、これまでで最も包括的で多様な木星内部モデルのコレクションを集め、それを使用して研究します
惑星のエンベロープ内の重元素の分布。
メソッド。ベイズ統計的アプローチを内部モデルの計算に適用し、Junoの重力と大気の測定値と深い帯状流からの制約を再現します。
結果。私たちの結果は、重力の制約が1バールの温度5〜15Kに対応する木星の深いエントロピーにつながることを示しています
従来想定されていたよりも高い。また、量を決定する際には、状態方程式の不確実性が重要であることがわかります。
木星の内部の重い要素の。私たちのモデルは、独立して、7MEarthの木星の内側のコンパクトコアに上限を設けています
構造モデル（希薄コアの有無にかかわらず）および考慮される状態方程式について。さらに、私たちはそれをしっかりと示しています
木星のエンベロープは不均一であり、外側のエンベロープに比べて内側に重元素が豊富に含まれています。これは、
私たちの太陽系とそれ以降で重元素の濃縮はガス降着段階まで続き、巨大惑星の形成に重要な影響を及ぼしました。
キーワード。惑星と衛星：ガス状の惑星–惑星と衛星：内部–惑星と衛星：形成

図1：で使用される木星構造モデルの概略図
この紙。 パネル（a）：3層モデル。 パネル（b）：希薄コアモデル。さまざまな領域が矢印で示されています。


図2：2つのサブサンプルのToFとCMS間のオフセット
（MCMCモデルと最適化モデル）。 左パネル：オフセット
重力の瞬間。 黒い破線は、モデルの線形フィットを示しています。 緑の点は原点を示しています。 黄色
星は、最適化されたモデルの中央値の線形フィットに対応します。∆J2の。 ピンクのエラーバーは、Junoの不確実性を示しています
差動回転を説明する測定。 紫色のエラーバーは、Juno測定の不確かさを示しています。
緑の十字は、ギロットらからの以前のオフセットを示しています。（2018）。 右パネル：残差。


図3：100モデルの4セットの結果：からのランダムモデル
私たちの好ましいMCMC実行、新しいオフセットを持つ最適化されたモデル、Guillotらによる以前のオフセットを使用した最適化されたモデル。 （2018）
CMS計算による最適化されたモデル。 左上のパネル：赤道半径とJ2。 右上のパネル：水素分子層のコア質量と氷の割合。
灰色の線は各モデルとその最適化されたバージョン間のペアリング。 中央と下部のパネル：重力モーメント。 ブラックエラー
バーは、Juno測定アカウンティングの不確実性を示しています差動回転用。


図4：深部大気流による重力高調波への寄与。 示されているのは、雲レベルの風の解決策です
（a）、放射状の減衰プロファイル（b）、および風によって引き起こされる均一な重力高調波（c-f）。 灰色の線/点は3000のすべてを示しています
ケース、および黒い線/点はもっともらしい解決策を示しています。 （a）の赤い線は、観測された雲レベルの風を示しています。
（b）の緑色の線は、Kaspi etal。のソリューションを示しています。 （2018）。 （e-f）の赤い十字は、寄与差の期待平均値を示しています。


図5：3層のモデルの詳細。 パネル（a）、（b）、および（c）：異なる方程式を使用して計算された3層モデルのJ4とJ6
図に示されているHの状態の。 シアンの四角はJunoの測定値を示しています（J
ジュノ2n）、および重力高調波が修正されました
差動回転による–私たちのインテリアモデルと一致するもの（J静的2n）–は赤で表示されます。 パネル（d）：ヒストグラムを示す
Hメタリック層とH2優勢層の間の重元素の違い（ΔZ= Z2-Z1）。


図6：希薄コアを備えたモデルの詳細。 パネル（a）、（b）、および（c）：J4とJ6は、
H. Juno測定（JJuno2n）はシアンの四角で示されます。 私たちのインテリアと一致する有効な重力高調波
モデル（Jstatic2n）は赤で表示されます。 パネル（d）：重元素（ΔZ= Zdilute-Z1）の違いを示すヒストグラム
希薄なコア領域とH2が優勢な層。


図7：ランダムな木星の重元素の総質量の関数としてのさまざまな層の重元素の質量
3層モデル（a、b、c）と希薄コア（d、e、f、g）のモデルから抽出された1000モデルのサンプル。 違う
色は、さまざまな状態方程式で計算されたモデルを示しています。 パネル（a）と（d）は、H2が支配的な領域の質量を示しています。
y軸、パネル（b）および（e）は、Hmetallicが支配的な領域の質量を示し、パネル（f）は、希薄コアおよびパネルの質量を示します。
（c）と（g）は内核の質量を示しています。

4.結論
この研究は、Juno測定からの観測上の制約（偶数および奇数の重力高調波と大気中の水分量）を包括的に再現します。
ガリレオプローブからのヘリウム測定で、探索 木星のインテリアのさまざまなモデルと最近のすべてを考慮
状態方程式。重力制約がを指していることを示します
木星の深いエントロピーは、従来想定されていたよりも高い1バールの温度、つまり166 Kではなく170〜180Kに対応します。
。木星のエンベロープでは、重い元素の存在量が均一ではないことをしっかりと示しています。私たちの
結果は、木星が重元素を蓄積し続けたことを意味します
小石分離質量に基づく予測とは反対に、水素-ヘリウムエンベロープが成長している間に大量に
その最も単純な化身（Lambrechts etal。2014）で、
代わりに、微惑星ベースまたはより複雑なハイブリッドモデル（Alibert et al.2018; Guilera et al.2020）。さらに、木星が若くて熱かったときでさえ、惑星のその後の進化の間にエンベロープは完全に混ざりませんでした（Vazan etal。
2018）。私たちの結果は、さらなる調査の必要性を明確に示しています
巨大惑星の非断熱内部モデルの例であり、太陽系外惑星の基本的な例を提供します。不均一なエンベロープは、観測された金属量が
惑星のバルク金属量。したがって、太陽系外惑星での遠隔大気観測から推測される金属量は、
惑星のバルク金属量。さらに、状態方程式の知識は、木星の内部にある重元素の塊であり、木星の内核に重要な制約を課しています。
最大7MEarth、インテリアモデルに依存しない結果 計算に採用された状態方程式。