[論文レビュー] Comet formation in collapsing pebble clouds. What cometary bulk density implies for the cloud mass and dust-to-ice ratio

Sebastian Lorek, Bastian Gundlach+2 more|arXiv (Cornell University)|Jan 21, 2016

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ひとこと要約

本研究では、小惑星の形成を説明するため、ペブル雲の重力収縮をモデル化し、小惑星の体積密度が約0.5 g/cm³に達するのは、中程度または高質量の雲（≥2.6×10²⁰ g）の場合、または初期に密なペブルを有する非常に低質量・低質量の雲の場合に限ることを示している。観測された多孔質性と密度に一致させるためには、ダスト対アイス比が3〜9の範囲に収まらなければならない。

ABSTRACT

Comets are remnants of the icy planetesimals that formed beyond the ice line in the Solar Nebula. Growing from micrometre-sized dust and ice particles to km-sized objects is, however, difficult because of growth barriers and time scale constraints. The gravitational collapse of pebble clouds that formed through the streaming instability may provide a suitable mechanism for comet formation. We study the collisional compression of cm-sized porous ice/dust-mixed pebbles in collapsing pebble clouds. For this, we developed a collision model for pebbles consisting of a mixture of ice and dust, characterised by their dust-to-ice mass ratio. Using the final compression of the pebbles, we constrain combinations of initial cloud mass, initial pepple porosity, and dust-to-ice ratio that lead to cometesimals which are consistent with observed bulk properties of cometary nuclei. We find that observed high porosity and low density of ~0.5 g/cc of comet nuclei can only be explained if comets formed in clouds with mass approximately M>1e18 g. Lower mass clouds would only work if the pebbles were initially very compact. Furthermore, the dust-to-ice ratio must be in the range of between 3 and 9 to match the observed bulk properties of comet nuclei. (abridged version)

研究の動機と目的

• 観測された低密度（約0.5 g/cm³）を持つ小惑星を形成するため、ペブル雲の重力収縮がどのように作用するかを調査すること。
• 小惑星の多孔質性と整合するための初期雲質量、ペブルの体積充填率、ダスト対アイス比を特定すること。
• 収縮過程における純粋な石英、純粋な氷、および混合ペブル集合体の衝突圧縮をモデル化すること。
• 観測された小惑星の密度と多孔質性に基づいて、ダスト対アイス質量比を制約すること。

提案手法

• 初期質量が異なるペブル雲の収縮をシミュレートするために、代表粒子法（モンテカルロ法）を用いた。
• ダストに適用されたWindmarkら（2012a）の衝突モデルを、氷を含めるために、臨界速度を10倍にスケーリングすることで拡張した。
• 0.5〜10の間で変化するダスト対アイス比を有する混合ペブルに対して、補間型の衝突モデルを開発した。
• μmサイズの氷集合体の実験測定済み圧縮強度を用いて、ペブルの圧縮をモデル化した。
• 雲質量が2.6×10¹⁴〜2.6×10²³ gの4つのケースにおいて、石英、氷、および混合ペブルの体積充填率（φV）の時間的変化を追跡した。
• 小惑星体の体積密度が0.5 g/cm³に達するためのペブルのパッケージングを計算し、ランダムな緩い充填（φP = 0.55〜0.64）の限界と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 どの雲質量がペブル雲の収縮によって小惑星の体積密度約0.5 g/cm³を生成できるか？
• RQ2 ペブルの初期体積充填率が重力収縮後の最終多孔質度にどのように影響するか？
• RQ3 観測された小惑星の密度と多孔質性に一致させるために必要なダスト対アイス質量比は何か？
• RQ4 氷と石英のペブルは収縮過程でどのように圧縮特性を示し、それぞれの最終充填率はどのようになるか？
• RQ5 同じ小惑星質量が、初期ペブル特性が異なる複数の小惑星核を生成できるか？

主な発見

• 石英ペブルは、初期充填率に関係なく、収縮中に常に圧縮され、最終的な体積充填率は0.22〜0.43の範囲に達する。
• 非常に低質量の雲（M = 2.6×10¹⁴ g）では氷ペブルに顕著な圧縮は見られないが、低質量および中程度質量の雲ではφV ≈ 0.11〜0.17に圧縮される。
• 高質量雲（M = 2.6×10²³ g）では、氷ペブルは最終的にφV ≈ 0.23に達し、より強い圧縮が生じていることが示された。
• 混合ペブルは、ダスト対アイス比に応じて、純粋な氷と純粋な石英ペブルの間の充填率を達成する。
• 小惑星の体積密度0.5 g/cm³は、中程度または高質量の雲（≥2.6×10²⁰ g）の場合、または初期に密なペブル（φ₀ ≥ 0.4）を有する非常に低質量／低質量の雲の場合にのみ達成可能である。
• 観測された小惑星の体積的性質をすべての雲質量シナリオで一致させるには、ダスト対アイス比が3 ≤ ξ ≤ 9の範囲に収まらなければならない。