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氷巨星は、酸素、炭素、窒素、硫黄など、水素やヘリウムよりも重い元素を主成分とする巨大惑星です。太陽系には、天王星と海王星という 2 つの氷巨星があります。
天体物理学と惑星科学において、「氷」という用語は 、水、アンモニア、メタンなど、凝固点が約 100 Kを超える揮発性化合物を指します。凝固点はそれぞれ 273 K (0 °C)、195 K (-78 °C)、91 K (-182 °C) です (揮発性物質を参照)。1990 年代には、天王星と海王星は、主に水素とヘリウムで構成されるガス惑星である他の巨大惑星である木星と土星とは異なる、異なるクラスの巨大惑星であると判断されました。[ 1]
海王星と天王星は現在、氷巨星と呼ばれています。明確な固体表面を持たず、主に気体と液体で構成されています。その構成化合物は、惑星の形成中に主に氷の形で取り込まれたとき、または水氷に閉じ込められたときに固体でした。今日、天王星と海王星の水のほとんどは氷の形で残っていません。代わりに、水は主にそれらの温度と圧力で超臨界流体として存在します。 [2]天王星と海王星は、質量の約20％の水素とヘリウムで構成されていますが、太陽系のガス巨星である木星と土星は、質量の90％以上が水素とヘリウムです。
用語
1952年、SF作家のジェームズ・ブリッシュがガス巨星[3]という造語を作り、太陽系の大きな非地球型惑星を指すのに使われた。しかし、1940年代後半[4]から、天王星と海王星の組成は木星や土星とは大きく異なると理解されるようになった。これらは主に水素とヘリウムよりも重い元素で構成されており、まったく別の種類の巨大惑星を形成している。天王星と海王星は形成中に氷または水氷に閉じ込められたガスとして物質を取り込んだため、氷巨星という用語が使われるようになった。[2] [4] 1970年代初頭、この用語はSF界で人気を博した（例えばBova (1971)）が、[5]この用語の最も古い科学的使用は、おそらくダンとバージェス（1978） [6]によるNASAの報告書によるものと思われる。 [7]
形成
地球型惑星とガス型惑星の形成モデル化は比較的単純で、議論の余地はない。太陽系の地球型惑星は、原始惑星系円盤内での微惑星の衝突集積によって形成されたと広く理解されている。ガス型惑星（木星、土星、およびそれらの太陽系外惑星）は、同様のプロセスを経て地球の約10倍の質量（ M E ）の固体核を形成し、数百万年から数百万年（ Ma ）かけて周囲の太陽系星雲からガス状の外層を集積したと考えられているが、[8] [9]最近では、小石の集積に基づく核形成の代替モデルが提案されている。[10]一部の太陽系外巨大惑星は、代わりに重力ディスク不安定性によって形成された可能性がある。[9] [11]
同様の核集積過程を経て天王星と海王星が形成されたことは、はるかに問題が多い。太陽系の中心から約20天文単位（AU）離れた小さな原始惑星の脱出速度は、それらの相対速度に匹敵するはずである。土星や木星の軌道を横切るそのような天体は、双曲軌道に乗って系から放出される可能性が高い。そのような天体はガス巨星に飲み込まれ、より大きな惑星に集積されるか、彗星の軌道に投げ込まれる可能性が高い。[11]
形成モデル化の困難さにもかかわらず、2004年以降、多くの氷巨星候補が他の恒星を周回しているのが観測されている。これは、氷巨星候補が天の川銀河で一般的である可能性を示している。[2]
移住
太陽系の中心から20AU以上離れた原始惑星が経験するであろう軌道上の課題を考えると、単純な解決策は、氷の巨星が木星と土星の軌道の間に形成され、その後重力によってより遠い軌道へと外側に散らばったというものである。 [11]
ディスクの不安定性
原始惑星系円盤の重力不安定性は、30 AU までの距離に複数の巨大ガス原始惑星を生成する可能性もあります。円盤内のわずかに密度の高い領域は、最終的に惑星の密度まで崩壊する塊の形成につながる可能性があります。[11]わずかな重力不安定性の円盤でも、10 AU から 30 AU の間に 1000 年以上 (ka) で原始惑星を生成する可能性があります。これは、雲のコア集積によって原始惑星を生成するために必要な 100,000 年から 1,000,000 年よりもはるかに短く、数百万年しか存在しない最も寿命の短い円盤でも実行可能です。[11]
このモデルの問題点は、不安定化前にディスクを安定させていた原因を特定することである。ディスクの進化の過程で重力不安定化が起こるメカニズムはいくつか考えられる。他の原始星との接近は、安定していたディスクに重力刺激を与える可能性がある。磁気的に進化するディスクは、イオン化の程度によって磁気デッドゾーンを持つ可能性が高く、磁力によって動かされた質量がそこに蓄積し、最終的に限界的に重力不安定になる可能性がある。原始惑星系ディスクは単にゆっくりと物質を集積し、比較的短い期間の限界的な重力不安定と質量の集中を引き起こし、その後、表面密度が不安定性を維持するのに必要なレベルを下回る期間が続く可能性がある。[11]
光蒸発
オリオン座θ1C星が放射する極端紫外線（EUV）によるオリオン座トラペジウム星団の原始惑星系円盤の光蒸発の観測は、氷巨星の形成の別の可能性のあるメカニズムを示唆している。木星質量の倍数を持つガス巨星原始惑星は、近くの大質量星からの強力なEUV放射によって水素エンベロープのほとんどが剥ぎ取られる前に、円盤の不安定性によって急速に形成された可能性がある。[11]
カリーナ星雲のEUVフラックスは、トラペジウムのオリオン星雲の約100倍です。原始惑星系円盤は両方の星雲に存在します。EUVフラックスが高いほど、氷巨星の形成の可能性がさらに高まります。EUVが強くなれば、原始惑星が崩壊してさらなる損失に耐えられるようになる前に、原始惑星からガスエンベロープが除去される可能性が高まります。[11]
特徴
氷巨星は、太陽系に存在する2つの根本的に異なる巨大惑星のカテゴリーのうちの1つであり、もう1つのグループは、よりよく知られているガス巨星であり、質量の90％以上が水素とヘリウムで構成されています。これらの惑星の水素は、小さな岩石の核まで広がっていると考えられており、そこで数百ギガパスカル（GPa）の極度の圧力下で水素分子イオンが金属水素に変化します。[2]
氷巨星は主に重い元素で構成されている。宇宙の元素の豊富さから判断すると、酸素、炭素、窒素、硫黄である可能性が高い。氷巨星にも水素の殻があるが、これははるかに小さい。質量の20%未満を占める。また、水素は金属水素を生成するのに必要な圧力に達する深さまで到達しない。[2]しかし、これらの殻は氷巨星の内部の観測を制限し、それによって氷巨星の構成と進化に関する情報も制限している。[2]
天王星と海王星は氷の巨大惑星と呼ばれていますが、その雲の下には超臨界水とアンモニアの海があり、その質量は全質量の約3分の2を占めていると考えられています。[12] [13]
大気と天気
氷巨星のガス外層はガス巨星のものといくつかの類似点がある。これには、長寿命の高速赤道風、極渦、大規模な循環パターン、上空からの紫外線放射と下層大気との混合によって引き起こされる複雑な化学反応などが含まれる。[2]
氷の巨星の大気パターンを研究することで、大気物理学への洞察も得られます。氷の巨星の組成はさまざまな化学反応を促進し、太陽系の他のどの惑星よりも遠い軌道で受ける太陽光がはるかに少ないため、内部加熱が気象パターンに与える影響が増します。[2]
海王星で目に見える最も大きな特徴は、繰り返し現れる大暗斑である。これは数年ごとに形成され、消滅するが、木星の同様の大きさの大赤斑は何世紀にもわたって続いている。太陽系の既知の巨大惑星の中で、海王星は吸収した太陽光の単位あたりの内部熱放出が最も多く、その比率は約2.6である。次に高い放出率を持つ土星の比率は約1.8に過ぎない。天王星の放出熱は最も少なく、海王星の10分の1である。これは、その極端な98度の軸傾斜に関係しているのではないかと疑われている。このため、季節パターンは太陽系の他のどの惑星とも大きく異なる。[2]
氷巨星で観測される大気の特徴を説明する完全なモデルはまだ存在しない。 [2]これらの特徴を理解することは、巨大惑星の大気が一般的にどのように機能するかを解明するのに役立つだろう。[2]その結果、そのような洞察は、主星に非常に近いことが発見された巨大な太陽系外惑星（ペガスス型惑星）や、太陽系で発見された巨大惑星と地球型惑星の中間の質量と半径を持つ太陽系外惑星の大気の構造と挙動を科学者がより正確に予測するのに役立つ可能性がある。[2]
インテリア
惑星はサイズが大きく熱伝導率が低いため、内部の圧力は数百GPa、温度は数千ケルビン（K）に達する。[14]
2012年3月、氷巨星モデルで使用される水の圧縮率が3分の1ずれている可能性があることが判明しました。 [15]この値は氷巨星のモデル化にとって重要であり、氷巨星の理解に波及効果をもたらします。[15]
磁場
天王星と海王星の磁場は、どちらも異常にずれ、傾いている。[16]磁場の強さは、ガス惑星と地球型惑星の中間で、それぞれ地球の50倍と25倍である。天王星と海王星の赤道磁場の強さは、それぞれ地球の0.305ガウスの75％と45％である。[16]磁場は、イオン化された対流する流体氷マントルに由来すると考えられている。[16]
宇宙船訪問
過去
- ボイジャー2号（天王星と海王星）
提案
- MUSE (2012年に提案、2014年にNASA、 2016年にESAが検討)
- NASA の天王星探査機と探査機(2011 年に提案、2017 年に NASA が検討)
- OCEANUS（2017年に提案）
- ODINUS（2013年に提案）
- 太陽系外縁部[17]（2012年に提案）
- トリトンホッパー（2015年に提案、2018年現在NASAが検討中）
- 天王星パスファインダー（2010年に提案）
- ネプチューンオデッセイ（2022年に提案）
参照
参考文献
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外部リンク
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- サンディアの実験は宇宙の天体物理学モデルの改訂を迫るかもしれない - サンディア研究所 2013-11-06ウェイバックマシンにアーカイブ
