[論文レビュー] Modeling the Jovian subnebula: II - Composition of regular satellites ices

O. Mousis, Y. Alibert|ArXiv.org|Oct 28, 2005

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ひとこと要約

本研究では、乱流サブネビュラの進化モデルを用いて木星の規則的氷衛星の氷の組成をモデル化し、CO2、CH4、NH3、N2 などの揮発性物質が木星の給餌領域でガスハイドレートやクラタレートに閉じ込められていたことを示した。結果は、ガニメデおよびカリストの表面に存在するCO2と、それらの地下の海洋に存在するNH3と整合しており、衛星形成の2つのシナリオ（事前に形成された微惑星からの集積、または化学的処理が最小限のサブネビュラ内での形成）を支持するものである。

ABSTRACT

We use the evolutionary turbulent model of Jupiter's subnebula described by Alibert et al. (2005a) to constrain the composition of ices incorporated in its regular icy satellites. We consider CO2, CO, CH4, N2, NH3, H2S, Ar, Kr, and Xe as the major volatile species existing in the gas-phase of the solar nebula. All these volatile species, except CO2 which crystallized as a pure condensate, are assumed to be trapped by H2O to form hydrates or clathrate hydrates in the solar nebula. Once condensed, these ices were incorporated into the growing planetesimals produced in the feeding zone of proto-Jupiter. Some of these solids then flowed from the solar nebula to the subnebula, and may have been accreted by the forming Jovian regular satellites. We show that ices embedded in solids entering at early epochs into the Jovian subdisk were all vaporized. This leads us to consider two different scenarios of regular icy satellites formation in order to estimate the composition of the ices they contain. In the first scenario, icy satellites were accreted from planetesimals that have been produced in Jupiter's feeding zone without further vaporization, whereas, in the second scenario, icy satellites were accreted from planetesimals produced in the Jovian subnebula. In this latter case, we study the evolution of carbon and nitrogen gas-phase chemistries in the Jovian subnebula and we show that the conversions of N2 to NH3, of CO to CO2, and of CO to CH4 were all inhibited in the major part of the subdisk. Finally, we assess the mass abundances of the major volatile species with respect to H2O in the interiors of the Jovian regular icy satellites. Our results are then compatible with the detection of CO2 on the surfaces of Callisto and Ganymede and with the presence of NH3 envisaged in subsurface oceans within Ganymede and Callisto.

研究の動機と目的

• 時間に依存する乱流サブネビュラモデルを用いて、木星の規則的氷衛星に含まれる氷の組成を特定すること。
• CO2、CH4、NH3、N2、希ガスなどの揮発性物質が、衛星形成中にガスハイドレートやハイドレートに閉じ込められていたかどうかを評価すること。
• 2つの形成シナリオを比較すること：木星の給餌領域で形成された微惑星からの集積 vs. Jovianサブネビュラ内での即時の形成。
• 予測された揮発性物質の豊度が、ガニメデおよびカリストの表面および地下の組成観測と整合するかどうかを評価すること。
• サブネビュラ内での同位体交換に基づき、水氷中のD:H比を制約し、将来的な直接測定による検証可能な予測を提示すること。

提案手法

• Alibertら（2005a）の2次元時間に依存するα乱流モデルを用い、最終段階の木星形成に一致する初期集積率を設定。
• Lunine＆Stevenson（1985）のガスハイドレートおよびハイドレート捕集理論を適用し、熱力学的に整合した条件下で、木星の給餌領域における揮発性物質の固体への組み込みを決定。
• サブネビュラの熱的・化学的進化をモデル化し、初期の高温期における氷の凝縮と気化を追跡。
• サブネビュラ内の気相化学を分析し、特にCO→CH4、CO→CO2、N2→NH3への反応が非効率であることに注目し、初期の給餌領域の比率が保存されることを示した。
• 2つの形成シナリオを比較：(1) 給餌領域で事前に気化され、保存された微惑星からの集積；(2) 冷却と再凝縮後にサブネビュラで生成された微惑星からの集積。
• 木星の大気中の豊度増加（A05b）および表面組成の観測結果を制約として用い、衛星内部における揮発性物質の質量豊度をH2Oに対して推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ガスハイドレートおよびハイドレートへの揮発性物質の組み込みによって、木星の規則的氷衛星に含まれる氷の組成はどのように特定されるか？
• RQ2 Jovianサブネビュラ内の熱力学的および化学的条件は、CO2、CH4、NH3、N2 などの揮発性種の保存にどのように影響を与えるか？
• RQ3 ガニメデおよびカリストの表面に観測されたCO2の検出は、これらの衛星の予測された内部組成とどの程度整合するか？
• RQ4 2つの提案された形成シナリオ（給餌領域の微惑星からの集積 vs. サブネビュラ内での即時の形成）は、衛星氷中の予測される揮発性物質の豊度およびD:H比にどのように影響を与えるか？
• RQ5 サブネビュラ内でのHDOとH2間の同位体交換は、水氷中のD:H比に測定可能な差を生じさせ、形成経路を区別するための検証可能なシグネチャを提供できるか？

主な発見

• CO2、CH4、NH3、N2、Ar、Kr、Xe、H2S などの揮発性物質が、熱力学的に整合した条件下で、木星の給餌領域で形成された氷固体にガスハイドレートまたはハイドレートとして閉じ込められていた。
• 約0.5 Myr以前にサブネビュラに入ってきた氷は、高温のため完全に気化したため、衛星形成に向けた2つの明確なシナリオが必要であった。
• 両シナリオにおいて、CO2:CO:CH4およびN2:NH3の気相反比が、サブネビュラ内での反応が非効率であったために保存され、初期の給餌領域組成を支持した。
• モデルは、衛星内部にガニメデおよびカリストの表面CO2検出と一致するCO2およびNH3の量が存在すると予測した。また、内部磁場から推定される地下海洋の存在とも整合した。
• 衛星が給餌領域の微惑星から形成された場合、水氷中のD:H比は太陽値の約4–5倍になると予測されるが、サブネビュラ内で形成された場合はH2との同位体交換により低い値になると予測され、形成経路を区別するための検証可能な差別化が可能である。
• 結果は、木星の大気中の観測された揮発性物質の豊度増加と整合しており、ガニメデおよびカリストの地下海洋がNH3によって安定化されている可能性を支持する。