[論文レビュー] Thermal evolution of Uranus and Neptune II -- Deep thermal boundary layer

Ludwig Scheibe, Nadine Nettelmann+1 more|arXiv (Cornell University)|May 4, 2021

Astro and Planetary Science参考文献 55被引用数 30

ひとこと要約

本研究では、海王星および Uranus の深部に存在する熱伝導性の高い境界層（TBL）が、それらの熱的進化および観測 luminosity に与える影響を調査する。最先端の状態方程式および ab initio 熱伝導率データを用いて、わずか数kmの厚さのTBLでさえも冷却を著しく遅らせることが示された。Uranus が観測された弱い luminosity を示すのは、太陽放射と長期間にわたり熱的平衡にあった場合に限る。一方、Neptune については、15 km よりも厚いTBL、または強化された熱伝導率がある場合に、アディアバティックモデルを上回る高い luminosity を説明できる。

ABSTRACT

Thermal evolution models suggest that the luminosities of both Uranus and Neptune are inconsistent with the classical assumption of an adiabatic interior. Such models commonly predict Uranus to be brighter and, recently, Neptune to be fainter than observed. In this work, we investigate the influence of a thermally conductive boundary layer on the evolution of Uranus- and Neptune-like planets. This thermal boundary layer (TBL) is assumed to be located deep in the planet, and be caused by a steep compositional gradient between a H-He-dominated outer envelope and an ice-rich inner envelope. We investigate the effect of TBL thickness, thermal conductivity, and the time of TBL formation on the planet's cooling behaviour. The calculations were performed with our recently developed tool based on the Henyey method for stellar evolution. We make use of state-of-the-art equations of state for hydrogen, helium, and water, as well as of thermal conductivity data for water calculated via ab initio methods. We find that even a thin conductive layer of a few kilometres has a significant influence on the planetary cooling. In our models, Uranus' measured luminosity can only be reproduced if the planet has been near equilibrium with the solar incident flux for an extended time. For Neptune, we find a range of solutions with a near constant effective temperature at layer thicknesses of 15 km or larger, similar to Uranus. In addition, we find solutions for thin TBLs of few km and strongly enhanced thermal conductivity. A $\sim$ 1$~$Gyr later onset of the TBL reduces the present $\Delta T$ by an order of magnitude to only several 100 K. Our models suggest that a TBL can significantly influence the present planetary luminosity in both directions, making it appear either brighter or fainter than the adiabatic case.

研究の動機と目的

• Uranus および Neptune の熱的進化に及ぼす深部熱的境界層（TBL）の影響を調査すること。
• TBL の厚さ、熱伝導率、形成時期が惑星の冷却および luminosity に与える影響を特定すること。
• 観測 luminosity と古典的アディアバティック進化モデルとの乖離を解消すること。
• TBL がなぜ Uranus が予測よりも暗く、Neptune が予測よりも明るいのかを説明できるかを評価すること。
• 組成勾配および熱伝導率が氷巨大惑星の熱的歴史に与える役割を評価すること。

提案手法

• ヘニイ法に基づく OTTER 星間進化コードを用いて惑星の熱的進化をモデル化した。
• H, He, H2O の最新の状態方程式を適用し、熱力学的性質を計算した。
• 密度汎関数理論（DFT-MD）を用いて計算された水の ab initio 熱伝導率データを組み込んだ。
• 3層構造（岩石コア、氷を多く含むエンVELOPE、H/He支配の外層エンVELOPE）を仮定した。
• TBL 厚さ（数kmから15kmまで）、熱伝導率（水の100倍まで）、開始時期（形成時から約1 Gyr後まで）を変化させた。
• 球対称条件下でのエネルギー保存則および運動量保存則を解き、回転を摂動として取り入れた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 熱伝導性の高い境界層（TBL）は、Uranus および Neptune の冷却速度にどのように影響を与えるか？
• RQ2 TBL があれば、高齢であるにもかかわらず、Uranus が弱い観測 luminosity を示すのを説明できるか？
• RQ3 TBL があれば、アディアバティックモデルを上回る予想外の高い luminosity を示す Neptune を説明できるか？
• RQ4 観測された有効温度を再現するには、どの程度のTBL 厚さと熱伝導率が必要か？
• RQ5 TBL の形成時期が、現在の惑星の熱的状態にどのように影響を与えるか？

主な発見

• Uranus の観測 luminosity は、太陽放射と長期間にわたり熱的平衡にあった場合にのみ再現可能であり、これは初期の熱をほとんど閉じ込められる十分な厚さのTBLが必要であることを示唆する。
• Neptune については、TBL 厚さが15 km以上になると、luminosity の進化がプラトー状態となり、Uranus と同程度のほぼ一定の有効温度を示す。
• 薄いTBL（数km）と強化された熱伝導率（λ/λH2O ≈ 100）を持つ解は、Neptune のアディアバティックモデルを上回る高い luminosity を説明でき、二重拡散対流または層状対流状態の可能性を示唆する。
• 形成後約1 Gyr に TBL が形成されると、現在の温度差（∆T）が1桁小さくなり、数百度程度にまで低下する。
• TBL の厚さと熱伝導率に応じて、アディアバティックモデルよりも明るくも、暗くも見えるため、Uranus の弱さと Neptune の明るさの両方を説明できる。
• TBL は外層エンVELOPEの冷却を加速することで、水と水素の分離を促進し、氷巨大惑星における沈殿過程を支援する可能性がある。