[논문 리뷰] Modeling the Jovian subnebula: II - Composition of regular satellites ices

O. Mousis, Y. Alibert|ArXiv.org|2005. 10. 28.

Astro and Planetary Science인용 수 21

한 줄 요약

이 연구는 투명한 난류 하위원반 진화 모델을 사용하여 목성의 정상적인 얼음 위성에서 얼음의 조성을 모델링하며, 이슬점에서 CO2, CH4, NH3, N2 등의 비탈성이 목성의 식량 영역에서 클라테레이트 또는 수화물에 갇혀 있음을 보여준다. 결과는 갈리무르와 칼리스토 표면의 CO2와 그들의 해저에 존재하는 NH3를 뒷받침하며, 두 가지 형성 시나리오인 식량 영역에서 형성된 전조성 천체의 집합 또는 최소한의 화학적 가공을 동반한 하위원반 내부에서의 형성을 지지한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 시간에 따라 변하는 난류 하위원반 모델을 사용하여 목성의 정상적인 얼음 위성에 있는 얼음의 조성을 규명하는 것.
• CO2, CH4, NH3, N2 및 희귀 기체와 같은 비탈성이 목성의 식량 영역에서 클라테레이트 또는 수화물에 보존되었는지 평가하는 것.
• 두 가지 형성 시나리오를 비교하는 것: 목성의 식량 영역에서 형성된 천체의 집합과 하위원반 내에서의 직접 형성.
• 예측된 비탈성 농도가 갈리무르와 칼리스토의 표면 및 내부 조성과 얼마나 일치하는지 평가하는 것.
• 하위원반 내의 동위원소 교환을 기반으로 물 얼음의 D:H 비율을 제약 조건화하고, 향후 현장 측정을 위한 검증 가능한 예측을 제공하는 것.

제안 방법

• Alibert 등 (2005a)의 초기 집합 속도가 저지대 목성 형성과 일치하는 2차원 시간에 따라 변하는 α-난류 모델을 사용한다.
• Lunine & Stevenson (1985)의 클라테레이트 수화물 및 수화물 포획 이론을 적용하여 열역학적으로 일관된 조건에서 목성의 식량 영역에서 비탈성이 고체에 포함되는지를 결정한다.
• 하위원반의 열역학적 및 화학적 진화를 모델링하며, 초기 고온 단계 동안 얼음의 응축 및 기화를 추적한다.
• 하위원반 내 기체상 화학 반응을 분석하며, 특히 CO에서 CH4, CO에서 CO2, N2에서 NH3로의 반응이 비효율적임을 확인하여 식량 영역의 초기 비율을 유지한다.
• 두 가지 형성 시나리오를 비교한다: (1) 식량 영역에서 형성된 기체가 증발된 상태로 보존된 천체의 집합; (2) 냉각과 재응축 후 하위원반에서 생성된 천체의 집합.
• 목성 대기의 농도 증가(A05b)와 관측된 표면 조성에 대한 제약 조건을 사용하여 위성 내부에서 비탈성의 질량 농도를 H2O 대비 추정한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 클라테레이트 및 수화물 내 비탈성의 포함에 의해 결정된 목성의 정상적인 얼음 위성에 있는 얼음의 조성은 무엇인가?
• RQ2 목성 하위원반의 열역학적 및 화학적 조건은 CO2, CH4, NH3, N2와 같은 비탈성 종류의 보존에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ3 갈리무르와 칼리스토 표면에서 관측된 CO2의 검출이 이 위성들의 예측된 내부 조성과 얼마나 일치하는가?
• RQ4 식량 영역 천체의 집합과 하위원반 내에서의 직접 형성이라는 두 가지 제안된 형성 시나리오가 위성 얼음 내 예측된 비탈성 농도와 D:H 비율에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ5 하위원반 내에서 HDO와 H2 간의 동위원소 교환은 물 얼음의 D:H 비율에 측정 가능한 차이를 일으키는가? 이는 형성 경로를 구분하는 데 검증 가능한 서명을 제공하는가?

주요 결과

• CO2, CH4, NH3, N2, Ar, Kr, Xe, H2S 등의 비탈성은 열역학적으로 일관된 조건에서 목성의 식량 영역에서 형성된 얼음 고체에 클라테레이트 또는 수화물에 갇혀 있었다.
• 약 0.5 Myr 이전에 하위원반에 들어온 얼음들은 높은 온도로 인해 완전히 기화되었으며, 이는 위성 형성에 대해 두 가지 별개의 시나리오가 필요함을 시사한다.
• 모든 시나리오에서 CO2:CO:CH4 및 N2:NH3 기체상 비율은 하위원반 내 반응의 비효율성으로 인해 보존되어 식량 영역의 초기 조성을 뒷받침한다.
• 모델은 위성 내부에 갈리무르와 칼리스토 표면의 CO2 검출과 내부 자기장으로부터 추론되는 해저 해수의 존재와 일치하는 양의 CO2와 NH3를 포함하고 있다고 예측한다.
• 위성이 식량 영역 천체에서 형성된 경우 물 얼음의 D:H 비율은 태양 값의 약 4~5배로 예측되나, 하위원반 내에서 형성된 경우 H2와의 동위원소 교환으로 인해 낮아지며, 이는 형성 경로를 구분할 수 있는 검증 가능한 차이를 제공한다.
• 결과는 목성 대기의 관측된 비탈성 농도 증가와 일치하며, 갈리무르와 칼리스토의 해저 해수가 NH3에 의해 안정화될 수 있다는 가정을 지지한다.