葉巻型UFOにそっくりなオウムアムア、太陽の前に別の恒星に超接近して加熱と潮汐力により破壊された後で細長く結合した説です。揮発性物質もあまり逃げない？以下、機械翻訳。
1I / 2017 U1（オウムアムア）の起源としての潮汐断片化
2020年4月15日に提出
最初に発見された星間物体（ISO）、 オウムアムア（1I / 2017 U1）は、乾いた岩だらけの表面、異常に細長い短軸と長軸の比率C / A ≲ 1 / 6、ローカルと比べて遅い速度を示しています標準の休息（〜10 km s − 1）、非重力加速度、数時間のタイムスケールでの転倒。とは対照的に、小惑星のISOの母集団の推定数密度（〜3.5 × 10^13− 2 × 10^15 pc＾− 3）は、≥ 10＾３によって彗星のISOを上回りますはるかに低い比率（≲ 10− 2）岩/氷のカイパーベルト天体。いくつかのシナリオは小惑星のISOの放出を引き起こす可能性がありますが、統一された形成理論は、すべての `オウムアムアの不可解な特性を包括的にリンクし、人口を説明する必要があります。ここでは、数値シミュレーションによって、 オウムアムアのようなISOが、広範な潮汐の断片化によって大量に生成され、ホストスターとの揮発性に富んだ親体の接近中に排出されることを示します。ペリアストロン通過中の集中的な加熱によって強化された材料強度により、形状がC / A ≲ 1 / 10、サイズ〜100 mで岩が多い表面を持つ非常に細長い3軸ISOの出現が可能になります。昇華温度が低い揮発性物質（COなど）は同時に枯渇しますが、表面の下に埋め込まれたH2OはこれらのISOに保存されており、内部の太陽系を通過する際のオウムアムアの非重力加速のための測定可能な彗星活動なしにガス放出源を提供します。「オウムアムアのようなISOの前駆体は、オールト雲からのkmサイズの長周期彗星、破片ディスクからのkmサイズの残留微惑星、またはいくつかのAUでの惑星サイズの物体であり、低質量メインの周りを周回している可能性があります。主系列星または白色矮星。これらは、「オウムアムア」の発生率を説明するための豊富な貯水池を提供します。
図1：モデルの最初のセットの異なるペリストロン距離での潮汐破壊プロセスと断片化の結果。メインパネルは、軌跡（破線）を重ね合わせます
瓦礫の山の母体の進化（質量中心を持つベージュの粒状凝集体）
対応する各軌道に配置する。説明のために拡大）異なる時間tとして
それは星のそばを左から右に飛んでおり、3つの中心の間隔dpがあります。発光球
星の位置と大きさを表します。最後のシーンで生成されたフラグメントは、
赤いものが元の惑星系から脱出し、星間オブジェクト。左上の挿入図は、有効スピン周期Tの分布と
質量ě106 kgのフラグメントの短軸と長軸の比率c {aシンボルサイズは各フラグメントの半長軸a、および色は回転インデックスを示し、λ "1、0、
および´1は、それぞれ、短軸、中間軸、および長軸の回転状態を示し、間は主軸以外の回転状態を示します（メソッドを参照）。
35˝の摩擦角とこれらのシミュレーションでは、結合力0 Paが使用されています。
図2：dp“ 3.5 ˆ 108 mでのさまざまな材料強度の断片化の結果
モデルの最初のセット。 a、b、フラグメントの有効スピン周期と軸比分布
異なる材料摩擦角φ（a; C“ 0 Pa）と後でオンになるさまざまな材料の質量ě106 kg
材料の凝集力C（b;φ“35˝）。 記号は左上と同じ意味です
図1の挿入図。c、d、e、潮汐破壊によって形成された細長い断片の例（c、d、φ“35˝、C“ 0 Pa; e、φ“35˝、C「0 Pa、地殻形成前のペリアストロン後3時間で、C」5.2 Paこの移行後）、色は一括回転を示します。
図3：接近した恒星フライバイの熱モデリング。 a、母体の温度変化 ホスト星（Ms“ 0.5Md）との、ペリアストロンでの放物線軌道での潮汐遭遇の間
距離dp "3.5 ˆ 108 m。 b、初期温度のフラグメントの温度変化 その間に親体が分裂した後、その表面が星に新たにさらされた20 K
同じ軌道上のペリアストロン通過。 aとbでは、さまざまな深度での温度は次のように表されます。
異なる色の実線と、H2O、CO2、およびCO、およびケイ酸塩32の溶融温度は破線で表されます。 c、深度の進化
太陽の「オウムアムア」フライバイ時のH2OおよびCO2昇華層の変化。赤と緑 破線/点線は、地層内の残留H2OおよびCO2氷の埋没深度を表します
a / bに示すシナリオ。 「オウムアムア」の観測範囲は水色の領域で示されます。
ソーラーシステムの通過中に、大量の残留H2OおよびCO2氷が昇華し始める可能性があります
太線で示されています。
1I / 2017 U1（オウムアムア）の起源としての潮汐断片化
2020年4月15日に提出
最初に発見された星間物体（ISO）、 オウムアムア（1I / 2017 U1）は、乾いた岩だらけの表面、異常に細長い短軸と長軸の比率C / A ≲ 1 / 6、ローカルと比べて遅い速度を示しています標準の休息（〜10 km s − 1）、非重力加速度、数時間のタイムスケールでの転倒。とは対照的に、小惑星のISOの母集団の推定数密度（〜3.5 × 10^13− 2 × 10^15 pc＾− 3）は、≥ 10＾３によって彗星のISOを上回りますはるかに低い比率（≲ 10− 2）岩/氷のカイパーベルト天体。いくつかのシナリオは小惑星のISOの放出を引き起こす可能性がありますが、統一された形成理論は、すべての `オウムアムアの不可解な特性を包括的にリンクし、人口を説明する必要があります。ここでは、数値シミュレーションによって、 オウムアムアのようなISOが、広範な潮汐の断片化によって大量に生成され、ホストスターとの揮発性に富んだ親体の接近中に排出されることを示します。ペリアストロン通過中の集中的な加熱によって強化された材料強度により、形状がC / A ≲ 1 / 10、サイズ〜100 mで岩が多い表面を持つ非常に細長い3軸ISOの出現が可能になります。昇華温度が低い揮発性物質（COなど）は同時に枯渇しますが、表面の下に埋め込まれたH2OはこれらのISOに保存されており、内部の太陽系を通過する際のオウムアムアの非重力加速のための測定可能な彗星活動なしにガス放出源を提供します。「オウムアムアのようなISOの前駆体は、オールト雲からのkmサイズの長周期彗星、破片ディスクからのkmサイズの残留微惑星、またはいくつかのAUでの惑星サイズの物体であり、低質量メインの周りを周回している可能性があります。主系列星または白色矮星。これらは、「オウムアムア」の発生率を説明するための豊富な貯水池を提供します。
図1：モデルの最初のセットの異なるペリストロン距離での潮汐破壊プロセスと断片化の結果。メインパネルは、軌跡（破線）を重ね合わせます
瓦礫の山の母体の進化（質量中心を持つベージュの粒状凝集体）
対応する各軌道に配置する。説明のために拡大）異なる時間tとして
それは星のそばを左から右に飛んでおり、3つの中心の間隔dpがあります。発光球
星の位置と大きさを表します。最後のシーンで生成されたフラグメントは、
赤いものが元の惑星系から脱出し、星間オブジェクト。左上の挿入図は、有効スピン周期Tの分布と
質量ě106 kgのフラグメントの短軸と長軸の比率c {aシンボルサイズは各フラグメントの半長軸a、および色は回転インデックスを示し、λ "1、0、
および´1は、それぞれ、短軸、中間軸、および長軸の回転状態を示し、間は主軸以外の回転状態を示します（メソッドを参照）。
35˝の摩擦角とこれらのシミュレーションでは、結合力0 Paが使用されています。
図2：dp“ 3.5 ˆ 108 mでのさまざまな材料強度の断片化の結果
モデルの最初のセット。 a、b、フラグメントの有効スピン周期と軸比分布
異なる材料摩擦角φ（a; C“ 0 Pa）と後でオンになるさまざまな材料の質量ě106 kg
材料の凝集力C（b;φ“35˝）。 記号は左上と同じ意味です
図1の挿入図。c、d、e、潮汐破壊によって形成された細長い断片の例（c、d、φ“35˝、C“ 0 Pa; e、φ“35˝、C「0 Pa、地殻形成前のペリアストロン後3時間で、C」5.2 Paこの移行後）、色は一括回転を示します。
図3：接近した恒星フライバイの熱モデリング。 a、母体の温度変化 ホスト星（Ms“ 0.5Md）との、ペリアストロンでの放物線軌道での潮汐遭遇の間
距離dp "3.5 ˆ 108 m。 b、初期温度のフラグメントの温度変化 その間に親体が分裂した後、その表面が星に新たにさらされた20 K
同じ軌道上のペリアストロン通過。 aとbでは、さまざまな深度での温度は次のように表されます。
異なる色の実線と、H2O、CO2、およびCO、およびケイ酸塩32の溶融温度は破線で表されます。 c、深度の進化
太陽の「オウムアムア」フライバイ時のH2OおよびCO2昇華層の変化。赤と緑 破線/点線は、地層内の残留H2OおよびCO2氷の埋没深度を表します
a / bに示すシナリオ。 「オウムアムア」の観測範囲は水色の領域で示されます。
ソーラーシステムの通過中に、大量の残留H2OおよびCO2氷が昇華し始める可能性があります
太線で示されています。
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