[论文解读] Modeling the Jovian subnebula: II - Composition of regular satellites ices

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

Astro and Planetary Science被引用 21

一句话总结

本研究利用湍流子盘演化模型模拟木星的规则冰质卫星中冰的组成，表明CO2、CH4、NH3和N2等挥发物在木星吸积区以包合物或水合物形式被捕获。结果与木卫三和木卫四表面的CO2以及其海洋中潜在的NH3相一致，支持两种形成情景：源自木星吸积区预形成的星子的吸积，或在子盘中局部形成且化学过程最少。

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.

研究动机与目标

• 利用时间依赖的湍流子盘模型，确定木星的规则冰质卫星中冰的组成。
• 评估CO2、CH4、NH3、N2和惰性气体等挥发物是否在卫星形成期间以包合物或水合物形式被保留在固体中。
• 比较两种形成情景：源自木星吸积区形成的星子的吸积，与在木星子盘中本地形成的子盘形成。
• 评估预测的挥发物丰度与木卫三和木卫四表面及内部成分观测结果的一致性。
• 基于子盘中的同位素交换，约束水冰中的D:H比值，为未来原位测量提供可检验的预测。

提出的方法

• 采用Alibert等（2005a）提出的二维时间依赖α-湍流子盘模型，初始吸积率与木星晚期形成过程一致。
• 应用包合物水合物和水合物捕获理论（Lunine & Stevenson 1985），在热力学一致条件下确定挥发物在木星吸积区固体中的结合。
• 模拟子盘的热力与化学演化，追踪早期高温阶段冰的凝结与汽化，以及后续冷却过程中的变化。
• 分析子盘中的气相化学，特别是CO转化为CH4、CO转化为CO2以及N2转化为NH3的反应效率低下，从而保留了初始吸积区的组成比例。
• 比较两种形成情景：(1) 从吸积区形成的、已汽化并被保存的星子吸积；(2) 在冷却和再凝结后由子盘生成的星子吸积。
• 基于木星大气中同位素富集（A05b）和观测到的表面成分，估算卫星内部挥发物相对于H2O的质量丰度。

实验结果

研究问题

• RQ1 根据包合物和水合物中的挥发物结合情况，木星的规则冰质卫星中冰的组成是什么？
• RQ2 木星子盘中的热力学与化学条件如何影响CO2、CH4、NH3和N2等挥发物的保存？
• RQ3 在木卫三和木卫四表面观测到的CO2与这些卫星内部预测组成的符合程度如何？
• RQ4 所提出的两种形成情景——从吸积区星子吸积与在子盘中本地形成——如何影响预测的挥发物丰度和水冰中的D:H比值？
• RQ5 子盘中HDO与H2之间的同位素交换是否能在水冰中产生可测量的D:H比值差异，从而为区分形成路径提供可检验的特征？

主要发现

• CO2、CH4、NH3、N2、Ar、Kr、Xe和H2S等挥发物在热力学一致条件下，被保留在木星吸积区形成的冰质固体中的包合物或水合物中。
• 在约0.5 Myr之前进入木星子盘的冰物质因高温而完全汽化，因此卫星形成必须依赖两种不同的形成情景。
• 在两种情景中，CO2:CO:CH4和N2:NH3的气相比例因子盘中反应效率低下而得以保留，支持初始吸积区的组成。
• 模型预测卫星内部含有与木卫三和木卫四表面CO2观测结果以及由内部磁场推断的地下海洋一致的CO2和NH3含量。
• 若卫星由吸积区星子形成，水冰中的D:H比值预测为太阳值的约4–5倍；若在子盘中形成，则因与H2发生同位素交换而较低，从而为区分形成路径提供可检验的差异。
• 结果与木星大气中观测到的挥发物富集一致，并支持木卫三和木卫四的地下海洋可能由NH3稳定存在的观点。