太陽系およびいくつかの系外惑星系における天体の移動

核心概念

本稿では、太陽系やプロキシマ・ケンタウリ、TRAPPIST-1 などの系外惑星系における天体の移動に関するシミュレーション結果と観測結果を比較し、惑星や衛星の形成過程、水の起源、小天体の衝突確率などを考察しています。

要約

太陽系における天体の移動

本論文は、太陽系およびプロキシマ・ケンタウリやTRAPPIST-1といった系外惑星系における天体の移動に関するレビュー論文である。論文では、惑星形成のガスがない段階における微惑星や小天体の移動について、数値計算を用いたシミュレーション結果と観測結果を比較しながら議論している。

地球型惑星の形成

• 地球型惑星の各層は、主にその惑星の軌道付近に存在した微惑星から形成されたと考えられる。
• 地球と金星の外層は、地球型惑星の供給領域の異なる領域から来た類似の微惑星を蓄積した可能性がある。
• 地球と金星は、500万年で質量の半分以上を獲得した可能性がある。
• 火星や水星は、希薄な凝縮体の圧縮によって現在の質量よりも数倍小さい胚が形成された後、比較的急速に成長した可能性がある。
• 地球型惑星の供給領域から双曲線軌道に放出された微惑星の割合は10%を超えなかった。
• 地球型惑星の形成には、巨大惑星の供給領域や小惑星帯から移動してきた天体も影響を与えたと考えられる。

月の形成

• 月の形成には、共成長説、巨大衝突説、多重衝突説など、いくつかのモデルが提唱されている。
• 共成長説では、月は地球近傍の小天体の群れから形成されたと考える。
• 巨大衝突説では、火星サイズの天体が原始地球に衝突し、その際に放出された地球のマントル物質から月が形成されたと考える。
• 多重衝突説では、巨大衝突説よりも多くの衝突体が、より小さな質量で衝突したと考える。
• 本論文では、ガリモフらが提唱した、地球と月の胚が単一の初期ガス・ダスト希薄凝縮体から形成され、その後2つの断片に分裂・圧縮するというモデルについても議論している。
• また、Ipatov (2018) は、地球と月の胚を形成するのに必要な親凝縮体の角運動量は、主に2つの希薄凝縮体の衝突によって得られた可能性があると指摘している。
• 月の胚の質量の大部分は、微惑星（およびより小さな天体）と地球の多数の衝突の際に地球から放出された物質によって成長した可能性がある。
• 月の胚の存在は、他の地球型惑星が月のような衛星を持たない理由を説明できる可能性がある。

巨大惑星の形成

• 巨大惑星の胚は、微惑星の集積によって形成された後、ガスを降着させたというSafronov (1972) のモデルが提唱されている。
• 巨大惑星の形成過程で、木星の核と外層には、他のどの惑星よりも多くの氷と岩石物質が流入した可能性がある。
• 天王星と海王星の質量の大きい胚は、土星の軌道付近で形成され、そこでガス状のエンベロープを獲得したという説がある。
• Ipatov (1991, 1993a) の計算によると、これらの胚は、微惑星との重力相互作用によって現在の軌道に到達した可能性がある。
• その後、巨大惑星の軌道の進化に関する他のモデルが登場した。
• Niceモデルでは、木星と土星が共鳴を起こし、その結果、天王星と海王星の軌道長半径が急激に変化したとされる。
• グランド・タック・モデルでは、木星は当初ガスによって駆動され、太陽に向かって1.5 AUまで移動したとされる。その後、質量の大きい土星が形成され、ガスが散逸した後、木星は土星と2:3の共鳴を起こしながら、太陽から後退し始めたとされる。

小惑星帯と太陽系外縁天体の形成

• 木星の軌道長半径の減少は、小惑星帯における共鳴の位置の変化をもたらし、小惑星帯の清掃に貢献した。
• 巨大惑星の集積過程で、海王星の軌道の外側を移動していた微惑星の総質量は、地球の質量の数十倍に相当した。
• Ipatov (1987) は、太陽から30 AU以上離れた場所で形成され、軌道離心率の小さい軌道上を移動する太陽系外縁天体に加えて、巨大惑星の領域で形成された天体が、この領域で軌道離心率の大きい軌道上を移動していると提唱した。これらの天体は、現在、「散乱円盤天体」と呼ばれている。
• 太陽系外縁天体が小さな微惑星から固体集積するためには、集積が小さな（〜0.001）軌道離心率と、質量の大きいベルト（地球の質量の数十倍）で行われる必要がある。
• Ipatov (1999, 2001) の計算によると、形成中の巨大惑星、太陽系外縁天体、移動する微惑星の重力的な影響により、直径100 km以上の太陽系外縁天体が固体集積するために必要な時間、このような小さな軌道離心率は存在できなかったと考えられる。
• したがって、軌道離心率があまり大きくない軌道上を移動する直径100 km以上の太陽系外縁天体は、より小さな微惑星の降着ではなく、大きな希薄ダスト凝縮体（a > 30 AU）の圧縮によって形成された可能性がある。
• 巨大惑星の供給領域にある直径約100〜1000 kmの微惑星や、さらに大きなメインベルト小惑星の一部も、希薄ダスト凝縮体の圧縮によって直接形成された可能性がある。
• 小天体のうち、衛星を持つものの割合は、メインベルト小惑星で0.1、地球近傍小惑星で0.15、古典的な太陽系外縁天体で約0.3、その他の太陽系外縁天体で0.1である。
• Ipatov (2017a) の論文では、太陽系外縁天体の衛星系の形成をもたらす希薄凝縮体（ダストや直径1 m未満の天体からなる）の圧縮をモデル化する際に初期データとしてNesvorný et al. (2010) の計算で使用された凝縮体の角速度は、ヒル半径に匹敵する半径を持つ凝縮体の衝突で得られた可能性があると示されている。
• 衝突する凝縮体の太陽中心軌道は、円軌道に近かった可能性がある。
• 2つの凝縮体の衝突を考慮した衛星系の形成モデルは、太陽系外縁天体で発見された連星の約40%が、質量中心に対して負の角運動量を持っているという観測結果と一致している (Ipatov, 2017b)。
• 凝縮体の衝突速度の接線成分と凝縮体の表面における放物速度の比は、太陽からの距離に反比例し、凝縮体の質量の3乗根に反比例する。したがって、凝縮体-原始惑星の凝固は、より質量の大きい凝縮体や、太陽からより遠くにあった凝縮体（特に、小惑星帯よりも太陽系外縁天体の凝縮体）で起こりやすい。

太陽系の様々な領域から地球型惑星への小天体の移動

• 水と揮発性物質は、太陽系や太陽系外惑星系における生命の起源と進化にとって重要である (Marov, 2023)。
• 地球の海水と、その重水素と水素の比率（D/H比）は、D/H比の高い外因性の水と低い内因性の水が混ざり合った結果である可能性がある。
• 太陽系における天体の移動問題は、太陽系の形成と進化を理解するためにも重要である。
• 水の内因的な供給源としては、星雲ガスからマグマメルトへの水素の直接吸着、それに続く水素H2と酸化鉄FeOの反応、初期太陽系の内側のガスが散逸する前に原始惑星系円盤の粒子が水を蓄積したことなどが考えられ、これらのプロセスによって地球の海の重水素と水素の比率（D/H比）が上昇した可能性がある (Genda and Icoma, 2008)。
• また、初期太陽系の内側のガスが散逸する前に原始惑星系円盤の粒子が水を蓄積したことも考えられる (Drake and Campins, 2006; Muralidharan et al., 2008)。
• 外因的な供給源としては、小惑星帯の外側から移動してきた天体 (Ipatov, 2021; Lunine et al., 2003; Morbidelli et al., 2000, 2012; O'Brien et al., 2014; Petit et al., 2001; Raymond et al., 2004) や、木星の軌道の外側から移動してきた微惑星 (Ipatov, 2010, 2020; Ipatov and Mather, 2003, 2004a, 2004b, 2006; Levison et al., 2001; Marov and Ipatov, 2018, 2023; Morbidelli et al., 2000) の移動が考えられる。
• 多くの研究では、小惑星帯の外側が地球上の水の主な供給源であると考えられている。
• 後期重爆撃期には、多くの天体が地球型惑星や月に衝突した。
• 後期重爆撃期の発生源については、Bottke and Norman (2017) の論文などで議論されている。
• Ipatov (1999) の論文では、直径1 km以上の地球近傍天体の最大20%が、太陽系外縁天体から来た可能性があると推定している。
• Ipatov and Mather (2003, 2004a, 2004b) の論文では、初期周期が20年未満の約3万個の木星横断天体の軌道の進化を調べた。
• 木星横断天体の平均的な力学的寿命は約1億年であり、当初木星の軌道を横断していた天体が地球横断軌道に移動するまでの平均時間は約3万年であった。
• しかし、検討した3万個の木星横断天体のうち、木星の軌道内に入り、そこで数千万年にわたって移動した天体がいくつかあった。このような天体が地球型惑星に衝突する確率は、木星の軌道を横断した他の1万個の天体よりも高いかもしれない。
• 移動した天体のうち、軌道長半径aが2 AU未満になったものはほんの一部だったが、当初木星の軌道を横断していた天体がa < 2 AUの軌道で過ごした平均時間は、a = 3 AUでの時間と同程度であった。
• 木星の軌道を横断する天体が地球に衝突する確率は約4 × 10-6〜4 × 10-5であった（天体のグループによって異なる）。
• Marov and Ipatov (2018) の論文では、「JS」計算のシリーズにおいて、地球型惑星、木星、土星の現在の軌道と質量を考慮した。
• JS01シリーズでは、地球型惑星の質量は現在の値の10分の1であった（多くの宇宙進化論モデルでは、地球型惑星の質量が現在の値に達していない段階で、木星と土星はほぼ形成されていたと考えられている）。
• JNシリーズとJN01シリーズでは、さらに、天王星と海王星を現在の軌道に配置して計算を行った。
• JS、JS01、JN、JN01の4つの計算シリーズでは、初期微惑星の軌道長半径aをamin = 4.5 AUからamax = 12 AUまで変化させ、軌道長半径がaに近い微惑星の数をa1/2に比例させた。
• 微惑星の初期軌道の離心率は0.3（地球型惑星の集積の最終段階における微惑星の平均的な離心率）とし、軌道の傾斜角は0.15ラジアンとした。
• 検討した微惑星（木星と土星の領域から来たもの）が地球に衝突する確率は、2 × 10-6のオーダーであった (Marov and Ipatov, 2018)。
• 木星と土星の供給領域から運ばれた水の約30%は、地球の胚が0.5地球質量まで成長する過程で運ばれた可能性がある。
• 多くの計算 (Ipatov, 2020, 2021, 2024c; Marov and Ipatov, 2023) では、微惑星（天体）の軌道長半径の初期値aoをaminからamin + daまで変化させ、初期離心率をeo、初期傾斜角をeo/2ラジアンとした。
• いくつかの計算では、aminの値を5 AUから40 AUまで2.5 AU刻みで変化させ、da = 2.5 AU、eo = 0.05またはeo = 0.3とした。
• また別の計算では、aminの値を3 AUから4.9 AUまで0.1 AU刻みで変化させ、da = 0.1 AU、eo = 0.02またはeo = 0.15とした。
• 惑星（金星から海王星まで）と太陽の重力の影響を考慮した。
• 運動方程式の積分には、SWIFT積分パッケージを使用した。
• 天体が惑星や月に衝突する確率は、移動した天体の軌道要素の配列に基づいて計算した（これらの確率は小さい）。
• 天体が地球に衝突する確率pEの値は、5 ≤ ao ≤ 40 AUでは、軌道長半径の初期値aoが大きいほど小さくなる傾向があった (Ipatov, 2020)。
• 微惑星が地球に衝突する確率pEの値は、太陽からの距離が約15〜40 AUで約10-6、約4〜10 AUで約10-5である。
• aminとeoの値によっては、250個の微惑星について計算したpEの値が、ほぼ同一の初期軌道を持つ計算であっても、数百倍も異なる場合があった。この違いは、何千個もの微惑星のうち1個が、数百万年にわたって地球横断軌道上に存在する可能性があるためである。
• 当初太陽から異なる距離に位置していた天体は、異なる時間tで地球に到達した。
• 3 ≤ amin ≤ 3.5 AU、eo ≤ 0.15の場合、個々の天体は、数億年後になってから地球や月に落下する可能性があった。
• 例えば、amin = 3.3 AU、eo = 0.02の場合、pEの値は、0.5 ≤ t ≤ 0.8億年（後期重爆撃期の時期）で4 × 10-5、2 ≤ t ≤ 2.5億年で6 × 10-6であった。
• amin = 3.2 AU、eo = 0.15の場合、pEの値は、0.5 ≤ t ≤ 1億年で0.015、1 ≤ t ≤ 2億年で6 × 10-4であった。
• 小惑星帯の外側の領域は、「後期重爆撃」の発生源の1つであった可能性がある。
• 当初太陽から4〜5 AUの距離に位置していた天体が地球に衝突したケースのほとんどは、最初の1000万年の間に発生した。
• 当初木星の軌道を横断していた天体は、ほとんどが最初の100万年以内（質量の大きい木星が形成された後）に地球の軌道に到達した可能性がある。
• 天王星と海王星の供給領域から天体が移動する時間は、これらの惑星の大きな胚がこの領域にいつ出現したかによって異なった。
• Ipatov (1993a) によると、巨大惑星の胚の軌道要素の主な変化は、1000万年以内に起こったとされている。
• 5 < amin < 30 AUの天体のほとんどは、2000万年以上かけて地球に落下した。
• amin > 20 AUでは、pEの値は数億年後でもわずかに増加する可能性があり、個々の天体は、太陽系の年齢に等しい時間経過後も楕円軌道上に留まる可能性があった。
• 地球の海の総質量は、約2 × 10-4地球質量である。
• pE = 4 × 10-6、太陽からの初期距離が5〜10 AUの微惑星の総質量mΣが100地球質量の場合、地球に落下した微惑星の総質量mΣEは4 × 10-4地球質量となる。
• 10〜40 AUの領域では、pE = 1.5 × 10-6、mΣ = 100地球質量の場合、mΣE = 1.5 × 10-4地球質量となる。
• 3〜4 AUの領域では、pE = 10-3、mΣ = 10地球質量の場合、mΣE = 0.01地球質量となる。
• 彗星に含まれる氷の量は、33%を超えないと推定されている。しかし、一部の研究者は、原始微惑星には現在の彗星よりも多くの氷（〜50%）が含まれていた可能性があると主張している。
• 上記の推定値から、木星の軌道の外側から地球に運ばれた水の氷の総質量は、地球の海の質量に匹敵する可能性があったことがわかる。
• 小惑星帯の外側の天体は、木星の軌道の外側の天体よりも総質量が小さく、含まれる氷の量も少なかった（〜10%）と考えられるが、地球に衝突する確率がはるかに高いため、小惑星帯の外側の領域から来た天体は、巨大惑星の領域から来た天体よりも多くの水を地球に運んだ可能性がある。
• 木星の軌道長半径が減少したため、微惑星が双曲線軌道に放出され、小惑星帯の中で微惑星を地球に送り込む確率の高い領域が移動し、時間の経過とともに、より多くの微惑星をカバーするようになった。
• 水の一部は、微惑星が惑星、特に月に衝突した際に失われた。
• その結果、地球型惑星や月に流入した水の量は、これらの天体に運ばれた水の量よりも少なかった可能性がある。
• 木星の軌道の外側から金星と水星に運ばれた水の総質量は、惑星の質量あたりで計算すると、地球の場合とほぼ同じであり、火星に運ばれた水の質量は、惑星の質量あたりで計算すると、地球の場合の約2〜3倍であった (Marov and Ipatov, 2018)。絶対値で言うと、火星に運ばれた水の質量は、地球に運ばれた水の質量の3〜5分の1であった。
• この結果は、火星と金星にかつて海が存在し、深部に残っている可能性（火星）や、進化の過程で失われた可能性（金星）があることを示唆している。
• 木星の軌道の外側から月に運ばれた水の質量は、地球の場合の20分の1以下であった可能性がある。
• 地球型惑星の供給領域にある微惑星の場合、地球に衝突した微惑星の数の月と衝突した微惑星の数の比rEMは、一般に20〜40で推移した。
• 当初、地球の軌道から離れた場所にあった微惑星は、より軌道離心率の大きい軌道から地球に到達し、これらの微惑星の場合、rEMの値は、軌道離心率の小さい軌道を持つ、より地球に近い微惑星の場合よりも小さかった。
• 3 ≤ ao ≤ 5 AUにおける天体の移動を計算したケースの80%で、16.4 ≤ rEM ≤ 17.4という結果が得られた。
• その他の計算ケースでは、ao ≥ 3 AUで、rEMの値は14.6〜17.9の範囲になる可能性があった。
• 月への衝突で蒸発する水の割合は、衝突速度が速いほど、つまりrEMの値が小さいほど高くなる。
• rEMの値とMarov and Ipatov (2021) で示されている式を用いて、いくつかのケースについて、天体が地球や月に衝突する特性速度を推定した。
• 地球の軌道付近の微惑星（0.9 ≤ ao ≤ 1.1 AU）の場合、月への衝突の特性速度は8〜10 km/s、地球への衝突の特性速度は13〜15 km/sであった。
• 地球型惑星の供給領域の他の部分（20 ≤ rEM ≤ 40）から来た微惑星の場合、微惑星が地球に衝突する特性速度の範囲は、主に13〜19 km/s、月に衝突する特性速度は8〜16 km/sであった。
• ao ≥ 3 AUのほとんどの天体（16.4 ≤ rEM ≤ 17.4）の場合、同様の特性衝突速度の範囲は、地球で23〜26 km/s、月で20〜23 km/sであった。しかし、この領域からのすべての天体（14.6 ≤ rEM ≤ 17.9）の衝突速度の範囲は、地球で22〜39 km/s、月で19〜38 km/sと、より広かった。
• 上記の速度は、これらの天体の表面における放物速度よりも速いため、衝突時に放出された天体の一部は、太陽中心軌道に乗ることができたと考えられる。
• 質量が現在の天体の質量の10分の1である地球の胚や月の胚に、地球の胚の軌道に比較的近い場所に位置していた微惑星が衝突する特性速度は、一般に、地球の胚で7〜8 km/s、月の胚で5〜6 km/sの範囲内であった。
• 地球型惑星の供給領域のうち、地球の軌道からより離れた領域から来た微惑星の場合、特性速度は、地球の胚に衝突する場合で9〜11 km/s、月の胚に衝突する場合で7〜10 km/sであった。
• 小天体が地球に接近することは、小惑星・彗星の衝突の危険性 (Shustov, 2011; Emelyanenko and Shustov, 2013) やクレーターの形成と関連している。
• Ipatov et al. (2020) は、年齢が11億年未満の嵐の大洋地域の月面クレーターの直径の分布と、地球近傍天体の数と、地球近傍天体が月に衝突するまでに経過した特性時間に基づいて推定したクレーターの数との比較を行った。
• この比較から、大きなメインベルト小惑星の壊滅的な破壊（例えば、1億6000万年前 (Bottke et al., 2007)）の後、地球近傍天体の数が増加した可能性が示唆された。しかし、古いクレーターの破壊や、地球近傍天体の軌道分布が時間とともに変化することを考慮すると、過去10億年間の地球近傍天体の平均的な数は、現在の値に近かった可能性があるという結論に至るかもしれない。
• Feoktistova and Ipatov (2021) は、年齢が11億年未満のクレーターについて、月の海と高地のクレーターの直径に対するクレーターの深さの比の依存性を調べた。
• 特に、直径が同じ場合、クレーターの直径が40〜50 km未満であれば、月の海のクレーターの方が大陸のクレーターよりも深いことが指摘された。直径がこれより大きい場合は、大陸のクレーターの方が深い。

地球から放出された天体の移動

• 地球の集積段階および後期重爆撃期には、大きな天体が惑星に衝突した可能性がある。これらの衝突により、惑星から物質が放出された可能性がある。
• Gladman et al. (2005) やReyes-Ruiz et al. (2012) の論文では、衝突体が地球に衝突した際に地球から放出された天体の運動を、3万年の時間間隔で調べた。
• これらの計算では、検討した放出天体の初期速度は、地球の表面に対して垂直であった。
• 放出角iejの値は、主に20°〜55°、特に40°〜50°の間に分布することが知られている (Shuvalov and Trubetskaya, 2011)。
• Ipatov (2024a, 2025) の論文では、地球から放出された天体の運動を、すべての天体の力学的寿命Tend（通常は約2億〜4億年）の間、調べた。
• 計算の各ケースにおいて、放出角iej（地表からの角度）、放出速度vej、時間積分ステップtsを固定し、固定された放出点について、地球から放出された250個の天体の運動を調べた。
• 太陽と8つの惑星すべての重力の影響を考慮した。
• 惑星や太陽に衝突した天体、または太陽から2000 AUに到達した天体は、積分から除外した。
• 運動方程式の積分には、SWIFTパッケージ (Levison and Duncan, 1994) のシンプレクティックアルゴリズムを使用した。
• 検討した時間ステップtsは、1日、2日、5日、または10日であり、異なるtsについて計算結果を比較した。
• ほとんどの計算ケースでは、ステップtsは5日とした。
• 天体が月に衝突する確率は、Ipatov and Mather (2003, 2004a, 2004b, Ipatov, 2019) と同様に、移動した天体の軌道要素の配列（500年刻みで保存）に基づいて計算した。
• 地球の表面上の6つの反対側の放出点を検討した。
• ほとんどの計算では、天体は地球の表面から出発した。
• ケースに応じて、放出角iejの値は、15°、30°、45°、60°、89°、または90°とした。
• 地球からの放出速度vejは、11.22〜20 km/sの範囲で変化させた（主に11.22、11.5、12、16.4、20 km/s）。
• 天体が地球に衝突する確率pEの平均値は、vejとiejによる天体の分布に依存する。
• 放出速度vej ≤ 11.3 km/s、つまり放物速度よりわずかに速い速度で放出された場合、放出された天体のほとんどは地球に落下した。
• 放出速度vejが11.5 km/sと12 km/sの場合、pEの値は、地球の表面上の異なる出発点について大きな差はなく、約0.2〜0.3であった。
• 地球と金星に運ばれた天体の総数は、それほど変わらなかったと考えられる。
• 一般に、天体が金星に衝突する確率pVと地球に衝突する確率pEの比pV/pEは、放出速度が遅いほど小さかった。
• 地球から放出された天体の約2〜6%と1%が、1000万年の間に水星と火星に衝突した可能性がある。
• T = Tend（検討した時間間隔全体）の場合、天体が水星と火星に衝突する確率は、それぞれ0.02〜0.08と0〜0.025の範囲であった。
• ほとんどの計算で、天体が太陽に衝突する確率は、T = 1000万年の場合で約0.05〜0.2、T = Tendの場合で0.5に達する可能性があった。
• 天体が双曲線軌道に放出される確率pejの値は、T = Tendの場合、T = 1000万年の場合の値（通常は2倍以下）を超えていた。
• pejの値は、T = Tend、30o ≤ iej ≤ 60o、11.5 ≤ vesc ≤ 12 km/sの様々な計算ケースで、0.016〜0.064の範囲であった。
• vej = 16.4 km/sの場合、pejの値は0.8に達する可能性があり、vej = 20 km/sで地球の運動方向の点から放出された場合、すべての天体が双曲線軌道に放出される可能性があった。
• 天体が月に衝突する確率の値は、vej = 11.3 km/sで0.01〜0.02のオーダー、vej = 16.4 km/sで0.005〜0.008のオーダーであった。
• 放出された天体が地球や月に衝突する平均速度は、放出速度が速いほど速くなる。
• 放出速度が11.3、11.5、12、14、16.4 km/sの場合、衝突速度は、地球に対してそれぞれ約13、14〜15、14〜16、14〜20、14〜25 km/s、月に対して7〜8、10〜12、10〜16、11〜20 km/sの範囲内であった。

太陽系におけるダストの移動と黄道光雲の形成

• 小惑星の衝突で形成された粒子や、彗星の核の氷の母材が昇華する際に彗星から放出された粒子が、惑星間塵の主な発生源である。
• ディープ・インパクト探査機のインパクターがテンペル第1彗星に衝突した際 (A'Hearn et al., 2005)、ガスとダストを含む空洞が形成された (Ipatov and A'Hearn, 2011)。
• 毎日地球の大気圏に落下するダスト粒子や小さな流星物質に含まれる物質の量は、30〜180トンである。
• ダスト粒子の移動については、多くの研究者によって検討されている (Gorkavyi et al., 1997; Ipatov 2010; Ipatov and Mather, 2006; Ipatov et al., 2004; Liou et al., 1995, 1996; Marov and Ipatov, 2005; Moro-Martin and Malhotra, 2002; Reach et al., 1997)。
• Ipatov et al. (2004) やIpatov and Mather (2006) では、2万個のダスト粒子の軌道の進化を、粒子が太陽系から出て行くか、太陽に衝突するまで調べた。
• 積分には、BULSTO法 (Bulirsh and Stoer, 1996) を使用した。
• すべての惑星の重力、放射圧、ポインティング・ロバートソン効果、太陽風の影響を考慮した。
• 広範囲の粒子サイズ（1 μmから数mmまで）を検討した。
• βの値（放射圧の重力に対する比）を0.0001、0.0002、0.0004、0.001、0.002、0.004、0.005、0.01、0.05、0.1、0.2、0.25、0.4として計算を行った。
• 密度が2.5 g/cm3のケイ酸塩粒子の場合、このようなβの値は、それぞれ4700、2400、1200、470、240、120、47、9.4、4.7、2.4、1.9、1.2 μmの粒子直径dに対応する。
• 水氷の場合、同じβに対して、直径dはケイ酸塩粒子の2.5倍になる。
• 彗星起源および小惑星起源のダスト粒子の場合、粒子が地球に衝突する確率pEは、0.002 ≤ β ≤ 0.01、つまりd ~ 100 μmで最大（〜0.001〜0.005）となった（このdの値は、観測データと一致している）。
• 粒子の場合、これらのpEの値は、一般に（テンペル第2彗星を除く）、母彗星の場合よりも1桁大きかった。
• 小惑星起源の粒子は、太陽からの距離R > 3 AUでは優勢ではないことが示されており、3〜7 AUの距離にある粒子のかなりの部分は、彗星起源である。
• ダストは、天体よりも効率的に有機物を惑星に運んだ可能性がある。これは、ダスト粒子は、大気を通過する際に激しい加熱を受けなかったためである（表面積と質量の比が大きいため）。
• Ipatov et al. (2008) は、WHAMの観測から得られた、黄道光塵のスペクトル中のマグネシウム線から決定された速度と、様々な小天体によって生成されたダスト粒子の移動モデルに基づく推定値とを比較した。
• これらの研究に基づき、小惑星起源の粒子、木星の軌道内で形成された彗星起源の粒子、木星の軌道の外側で形成された粒子の割合は、それぞれ約3分の1であり、3分の1から0.1〜0.2ずれる可能性があると結論付けられた。
• WHAMの観測結果によく一致する、太陽から1〜2 AUの距離にある黄道光粒子の軌道の平均離心率は、0.2〜0.5であり、より可能性の高い値は約0.3である。

プロキシマ・ケンタウリcの供給領域からの天体の移動

• 現在までに、5000個以上の太陽系外惑星が発見されている (Marov and Shevchenko, 2020, 2022)。
• プロキシマ・ケンタウリ系外惑星系では、恒星の質量は太陽質量の0.12倍であり、惑星c（ac = 1.489 AU、ec = 0.04、mc = 7地球質量）は、スノーラインの外側に位置している。

統計

地球の海の総質量は、約2 × 10-4地球質量である。
木星横断天体の平均的な力学的寿命は約1億年である。
当初木星の軌道を横断していた天体が地球横断軌道に移動するまでの平均時間は約3万年であった。
地球近傍天体の最大20%が、太陽系外縁天体から来た可能性がある。
小惑星のうち、衛星を持つものの割合は、メインベルト小惑星で0.1、地球近傍小惑星で0.15、古典的な太陽系外縁天体で約0.3、その他の太陽系外縁天体で0.1である。
毎日地球の大気圏に落下するダスト粒子や小さな流星物質に含まれる物質の量は、30〜180トンである。
プロキシマ・ケンタウリ系外惑星系では、恒星の質量は太陽質量の0.12倍である。

引用

地球型惑星の各層は、主にその惑星の軌道付近に存在した微惑星から形成されたと考えられる。
月の胚の存在は、他の地球型惑星が月のような衛星を持たない理由を説明できる可能性がある。
巨大惑星の形成過程で、木星の核と外層には、他のどの惑星よりも多くの氷と岩石物質が流入した可能性がある。
したがって、軌道離心率があまり大きくない軌道上を移動する

抽出されたキーインサイト

Migration of celestial bodies in the Solar system and in several exoplanetary systems

by S.I. Ipatov 場所 arxiv.org 11-11-2024

https://arxiv.org/pdf/2411.05436.pdf