トリトンの占領
トリトンの起源に関する仮説

ボイジャー2号宇宙船が撮影した海王星とトリトンの三日月形。

海王星の最大の衛星トリトンは、太陽系の歴史の初期に太陽中心軌道から捕獲されたと仮説されている。トリトンは、逆行かつ大きく傾斜した軌道を周回する唯一の既知の大型衛星であるという点で珍しい。つまり、トリトンの軌道は海王星の自転方向と逆方向に周回しており、その軌道は海王星の赤道面と一致していない。これは、大型衛星はデブリの円盤から形成される傾向があり、順行軌道を周回するという従来の衛星形成理論と矛盾する。その結果、天文学者たちはトリトンがどのようにしてその特異な軌道構成を獲得したのかについて様々な仮説を提唱しており、現在は捕獲仮説が暫定的な合意となっている。

トリトンの捕獲は壊滅的な出来事となり、海王星の周囲に既に存在していた衛星を激しく破壊し、瓦礫と化したと考えられます。トリトン自身も極端な潮汐加熱を受け、おそらく完全に溶解し、他の衛星と衝突した可能性があります。残った破片は、トリトンの軌道内にある 海王星の小さな通常の衛星に集積しました。

歴史

トリトンを含む海王星の内側の衛星の軌道図。衛星の名前と軌道方向が示されています。

トリトンの軌道を説明する初期の試みには、1936年にイギリスの天文学者レイモンド・A・リトルトンが初めて提唱した仮説がある。彼は、トリトンと冥王星はどちらもかつて海王星の大型の規則衛星であったという仮説である。両者の相互作用により冥王星は放出され、トリトンの軌道は反転し、前者の当時の見かけ上の孤立と後者の逆行軌道が説明される。[1]しかし、当初の仮説は冥王星とトリトンの質量が過大評価されていたことに基づいていた。推定質量が真の値に近づくにつれ、冥王星がトリトンの軌道を反転させることは現実的ではないと認識された。これを解決するために、1979年にパオロ・ファリネッラ率いる天文学者チームは、冥王星のみが海王星の固有衛星であり、トリトンは捕獲された天体であるという「ハイブリッド」モデルを提唱した。[2] : 419–420 一方、天文学者のロバート・S・ハリントンとトム・ヴァン・フランダーンは同年、地球の数倍の質量を持つ放浪天体との遭遇が、冥王星をはじき出し、トリトンの軌道を反転させるのに必要な重力の影響とエネルギーをもたらし、同時に海王星系の残りの部分を乱す可能性があると提唱した。[3]この「遭遇」モデルは1980年にファリネラとその共同研究者によって反論され、彼らは、なぜ海王星がそのような巨大な天体に遭遇したにもかかわらず軌道が乱されなかったのかを説明できないと指摘した。こうして1980年代に入ると捕獲モデルがより広く受け入れられるようになり、[4] 1989年までに複数の研究者が捕獲シナリオにおけるトリトンの軌道と熱履歴を調査した。[5] : 1749 

冥王星とトリトンの間で破滅的な相互作用が起こるとするモデルは、1984年にウィリアム・B・マッキノンによって反駁され、構成にかかわらず、必要なエネルギーを考えるとそのようなシナリオは不可能であることが実証された。代わりにマッキノンは、両方の世界が初期太陽系から残った氷の微惑星であり、トリトンが後に海王星の軌道に捕獲されたと提唱した。 [6] [7] : L23 ボイジャー2号の海王星系フライバイに続いて、トリトンの直径や質量などの物理的特性が初めて正確に測定され、[8] : 1437 研究者はトリトンの推定捕獲をより詳細に調査してモデル化できるようになった。フライバイ後の初期の研究には、1990年のウィリアム・B・マッキノンとランス・AM・ベナーによるモデル化があり、彼らは捕獲後のトリトンの予想される熱的進化をボイジャー2号で観測された地質学的特徴に関連づけようとした。[9]

最初の捕獲

捕獲メカニズム

1995年、ウィリアム・B・マッキノンとアンドリュー・C・リースは、海王星を取り囲む巨大な周惑星星雲内のガス抵抗を研究し、モデル化した。このシナリオでは、トリトンが海王星周辺のガスや塵と直接相互作用し、抵抗によってトリトンの軌道からエネルギーが奪われる。海王星に接近すると、重力加速によりトリトンの相対速度が大きくなり、1回の通過でトリトンを太陽軌道から直接捕獲することが可能になる。しかし、ガス抵抗はトリトンの軌道に影響を及ぼし続けるため、捕獲後の抵抗の影響を軽減しない限り、トリトンは海王星に螺旋状に落ち込んでしまう危険がある。ガス抵抗捕獲に関するこれまでの研究では、ガス層が急速に崩壊し、トリトンが取り残されてそれ以上の移動ができなくなると想定されている。マッキノンとリースは、海王星の集積が非常に急速に終了しない限り、このシナリオは起こりにくいと評価した。代わりに、マッキノンとリースは、トリトンの大きな質量がその生存に貢献しており、捕獲後のトリトンは隙間を一掃してガス抵抗の進化を終わらせることができる可能性があると主張している。[10]

2006年にクレイグ・B・アグナーとダグラス・P・ハミルトンによって提唱された三体捕獲説は、冥王星とその大きな衛星カロンに似た、トリトンが第三の天体と連星系を形成するというものです。この仮説では、連星系が海王星に近づくと潮汐力による束縛が解け、連星系の一部が系から放出され、トリトンは海王星を周回する非常に離心率の高い軌道に捕獲されます。この現象が起こるには、離脱する伴星がトリトンよりも質量が小さくても構いませんが、一回の捕獲に必要な推進力を与えるのに十分な質量を持っている必要があります。トリトンは捕獲後に激しい分裂や危険な軌道崩壊を受けないため、この現象は「穏やかで短時間」だったと考えられます。さらに、カイパーベルト天体には連星系が多く存在し、太陽系形成初期に海王星が外側へ移動していたことから、海王星と連星系が遭遇する可能性はそれほど低くないと考えられます。[11]

ネレイド

ネレイドの形状は、捕獲モデルとの整合性が困難であった。もしトリトンが巨大惑星の移動時代に捕獲されたのであれば、ネレイドもこの時期に捕獲されたと考えるのが妥当だろう。その結果、トリトンの高離心率期は、捕獲時に存在していたネレイドを含む他の不規則衛星に大きな摂動を与えたはずである。エリカ・ノゲイラと共同研究者によるモデル化では、トリトンの初期の軌道長半径が海王星半径の100倍から400倍の間（R N、ネレイドは24,622 ± 19 km [12]）、ほぼ常に0.1 Myr（10万年）以内に海王星に衝突したと考えられています。これを調和させるために、ノゲイラと共同研究者は、ネレイドの存在と現在の配置を説明する5つのシナリオを検討しました。[13]

  • トリトンは、軌道長半径が50 R N未満の、はるかに小さな軌道に捕獲された可能性があります。これにより、トリトンはより急速に円軌道に転じることができ、ネレイドが生き残る可能性が高まります。しかし、小さな軌道長半径に捕獲される可能性は低いと考えられます。
  • ネレイドは捕獲された衛星ではなく、海王星の原始衛星系の生き残りである可能性もある。ノゲイラ氏らによるモデル化では、ネレイドを順行軌道から分散させることに成功せず、いずれの場合もネレイドは海王星に衝突するか、放出されるかのどちらかに終わった。そのため、彼らはこのシナリオはありそうにないと考えている。
  • デッシュとポーターは2010年に、三体捕獲モデルの修正案を提唱しました。このモデルでは、伴星の質量は地球の2倍と、はるかに大きいとされています。デッシュとポーターは、この捕獲メカニズム後のトリトンの典型的な軌道長半径を報告していないため、彼らが提唱したモデルがネレイドの存在と整合するかどうかは不明です。
  • トリトンと、破壊された原始衛星によって生成された巨大なデブリ円盤との相互作用は、トリトンの離心率を急速に減衰させる可能性がある。しかし、トリトンの軌道長半径が十分に大きい場合、原始衛星がトリトンを放出するリスクが高まり、原始衛星がトリトンとの破壊的な衝突のリスクを低減するのに十分な速さでデブリに粉砕されるかどうかは不明である。
  • もしトリトンが惑星不安定化の前に捕獲されていたとしたら、ネレイドや他の不規則衛星が捕獲されるずっと前に、トリトンの軌道は円形になっていたはずだ。なぜなら、それらの衛星が存在していた可能性は低いからだ。ノゲイラ氏と共同研究者たちは、このシナリオが最も妥当だと評価している。

その後の影響

潮汐加熱

捕獲後、トリトンの軌道は大きな偏心を示し、捕獲後に円形になって現在のほぼ円形の軌道になったと考えられる。この初期の偏心状態では、海王星によってトリトンに引き起こされた潮汐は極端であり、トリトン内部で大量のエネルギーが散逸し、軌道の円形化に寄与したと考えられる。散逸したエネルギーの量は、トリトンの岩石核と氷のマントルへの分化に寄与するのに十分な量であり、衛星全体が溶ける可能性もあった。この段階の初期には、トリトンでは強い乱流冷却が支配的で、液体の水の海での強い対流によって熱が伝達されていた。円形化の過程で潮汐加熱の規模が減少するにつれて、液体の水の海の上に氷殻が成長し、冷却速度が遅くなる。潮汐加熱は氷殻の底部を優先的に加熱すると考えられる。トリトンの岩石核内の放射性加熱と、トリトンの捕獲とそれに続く環状化後に誘発された潮汐加熱の組み合わせは、今日まで地下の液体の水の海を維持するのに十分であった可能性がある。[14]

原始衛星の破壊

プロテウスは、海王星の他の内側の衛星と同様に、トリトンの捕獲後に生じた瓦礫から形成された可能性が高い。[15]

トリトンの軌道より内側には 7 つの通常の衛星が知られており、そのすべてがほぼ円形の順行軌道を持ち、トリトンによって強く摂動を受けている。[16] : 1 これらの衛星が海王星の元々の通常の衛星システムである可能性は低い。なぜなら、トリトンの捕獲は、海王星の周りに以前存在していた衛星に深刻な破壊をもたらしたであろうからである。トリトンが非常に離心率の高い軌道に捕獲された後、摂動によって原始衛星の離心率が上昇し始め、海王星からの潮汐減衰がトリトンによる離心率の上昇よりも衛星の離心率の低下により効果的になるまで、離心率は最大で 0.3 まで上昇する可能性がある。この離心率では、氷のロッシュ限界(~2.7 R N ) と 5 R Nの間の 2 つの衛星が衝突する可能性があり、衝突のタイムスケールは 1 kyr (1,000 年) と計算されている。軌道が重なり合って離心率が減衰するまでのタイムスケールは10万年であるため、衝突はこのタイムスケール内でほぼ確実に発生する。衝突後、残っていた破片や衛星の軌道はデブリによって急速に減衰したと考えられる。トリトンの軌道が円軌道になった後、残った破片から新たな「娘」衛星系が再集積した。[17]

最終的な破壊

潮汐加速（1）と潮汐減速（2）における力の図。トリトンの潮汐力学は（2）に最も類似している。

トリトンの逆行軌道は、海王星との潮汐相互作用によってトリトンの軌道が徐々に減衰していることを意味します。クリストファー・F・チバ氏と共同研究者によるモデル化では、トリトンがロッシュ限界内を通過するまでの期間はおよそ36億年であることが示されています。[7]

捕獲の代替手段

トリトンの起源については現在の天文学界では捕獲説が一般的であるが、捕獲モデルとネレイドの生存を調和させることが困難であるため、一部の天文学者はトリトンの原位置起源の可能性を調査している。[18]

ハリントンとファン・フランデルンのモデルに類似した、海王星と摂動惑星との接近遭遇シナリオが提案されている。2020年、天文学者のディ・リとアポストロス・A・クリストウは、パオロ・ファリネッラらによる遭遇モデルに対する当初の批判（摂動候補天体が観測されていないこと、そして海王星の軌道が励起されていないこと）は、5惑星ニースモデルによって説明できると主張した。5惑星ニースモデルは、太陽系初期に天王星と海王星に加えて、後に放出される巨大氷惑星を新たに1つ提案している。このモデルは、他の4つの巨大惑星との接近遭遇が発生した可能性のある惑星を示している。たとえ海王星の軌道が「第5の巨星」との遭遇によって励起されたとしても、巨大な原始カイパーベルトとの相互作用によって、海王星の軌道は現在の状態まで減衰していると考えられる。海王星と第5の巨星との遭遇と生き残った衛星の進化の数値モデル化では、トリトンのような衛星とネレイドのような衛星をうまく再現したが、著者らは遭遇モデルは捕獲モデルよりも効率が悪いと指摘している。[19]

2つ目の代替モデルは、海王星の形成過程において、複数の惑星胚と巨大衝突が発生するというものです。2024年に天文学者のロドニー・ゴメスとアレッサンドロ・モルビデリによって提唱されたこのモデルでは、地球サイズの原始惑星衝突体による2回の衝突を調査しました。数値シミュレーションを用いて、著者らは、トリトンが逆行軌道を達成する可能性は、最初の衝突後の海王星の軸の傾きに大きく依存することを発見しました。最初の衝突後、トリトンの軌道は海王星の新しい赤道面に対して歳差運動を開始し、2回目の衝突で海王星は現在の軸の傾きに近づくか、あるいは現在の傾きになり、トリトンの軌道は逆行軌道のままになります。このモデルは2回の主要な衝突に限定されず、著者らは、追加の衝突がトリトンが現在の構成に近い軌道を達成する可能性を高める可能性があると指摘しています。[18]

参照

参考文献

  1. ^ Lyttleton, RA (1936年10月30日). 「冥王星と海王星系の遭遇の可能性のある結果について」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 97 (2): 108– 115. Bibcode :1936MNRAS..97..108L. doi : 10.1093/mnras/97.2.108 . 2024年6月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年6月10日閲覧。
  2. ^ Farinella, P.; Milani, A.; Nobili, AM; Valsecchi, GB (1979年6月). 「潮汐進化と冥王星-カロン系」.月と惑星. 20 (4): 415– 421. Bibcode :1979M&P....20..415F. doi :10.1007/BF00897349.
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