エリスとディスノミアは潮汐ロックした状態で自転公転しているので表面の組成によって反射光の波長が変化する。15.8日のデータを積み重ねていったらニューホライズンズ接近前の冥王星レベルの画像が得られるはず。以下、機械翻訳。
準惑星エリスの回転位相に依存するJ-Hカラー
カイパーベルト天体の中で異なるクラスを構成し、
明るい表面と、より小さなものとは著しく異なる揮発性組成物が特徴です。
太陽系外縁天体。 これらの組成の違いは可視光と近赤外の色にも反映されており、表面全体の斑点により広帯域の色が回転によって変化する可能性があります。
段階。 ここでは、準惑星(136199)エリスの近赤外線 Jバンドおよび Hバンド観測を紹介します。
赤外線望遠鏡施設のGuideDogカメラで取得。 これらの測定結果は次のことを示しています
以前の J-H 測定から推測されたように、エリスの J-H 色は実際に次の条件によって変化します。
回転位相。 これは、化学組成および/またはその他の表面の顕著な不均一性を示唆しています。
それ以外の点では非常に均質で高アルベドの表面にもかかわらず、材料の特性は次のとおりです。
非常に低い振幅の可視範囲光曲線。支配的なCH4の粒径にはばらつきがあるが、
一般に、現在観察されている幾何学的形状における J-H 色の顕著な変化の原因となる可能性があります。
システムの観察された J-H 変動は部分的にしか説明できません。
キーワード: (136199) エリス — 測光 — 太陽系外縁天体 — 近赤外線天文学
1. はじめに
太陽系の小さな天体の可視光と近赤外線の光度曲線は、光量の違いによるものです。
異なる回転位相での反射太陽光の回転体が変形したことが原因である可能性があります。一定のアルベドを持つ形状、または球体の表面アルベドの変化。 本体のサイズは、この意味での重要な要素: 有効半径が約300km より大きい小惑星には非球面性がほとんどありません
メインベルト内 (Vernazza et al. 2021)、したがって
それらの光度曲線は主に以下から発生するはずです。
アルベドの斑入り。 一般的にはもっと難しいですが、
海王星以遠領域の小さな天体の形状、たとえば冥王星やカロン (大きなもの) の形状を推測する
それぞれ直径が約2400km と約1200km の天体）は、球形に非常に近いです（Nimmo et al.2017)、潮汐ロックによりゆっくりと回転している
システム。 他の光度曲線の最近の分析
太陽系外縁天体でも同様の傾向が見られます。
オブジェクト (Kecskem´ethy et al. 2023)。 マルチカラーの小さい
体光度曲線はまれですが、提供できる可能性があります。
全体にわたる組成の変化に関する情報
表面。 海王星横断天体の中でも主要な試験
海王星太陽系天体のうちの代表的な例はハウメアであり、V 間の違いは次のとおりです。
R バンドの光曲線は、「赤色」の存在を示します。
表面上の「スポット」 (Lacerda et al. 2008)、小さいながらも重要な J-H のカラーバリエーション。
スポットの位置と一致しています (Lacerda 2009)。
一部の表面素材 (ソリン、輝石など) は、目に見える色と明確に関連している可能性があります。
正規の小惑星分類学の基礎 (DeMeo他。 2009）。同時に氷などの他の物質も
太陽系外縁部の低温表面では、
可視領域では同様の反射率を持ちますが、さまざまな波長で吸収帯域を持ちます / 異なる吸収帯域を持ちます
近赤外線の深度を測定し、さまざまな近赤外線を導きます
色 (Fern´andez-Valenzuela et al. 2021)。 ニューホライズンズによる冥王星の表面の観察は、どのようにして起こるかを示しています。
さまざまな表面フィーチャを接続できます。
近赤外スペクトルの変動 (Cruikshank et al. 2019 を参照、概要を説明します）。
最近の作品では、準惑星エリスは潮汐ロックされ同期している
衛星ディスノミアの公転周期に合わせて(Szak´ats et al. 2023; Bernstein et al. 2023)、自転/公転周期は P ≈ 15.8 d です。 見える範囲 光度曲線は浅く、ピーク間の振幅は Δm = 0.03 等であり、光度曲線は次のように観測されます。
さまざまな可視バンドは一定の値と一致します
異なる回転による可視範囲の色
段階。 完全な光度曲線は測定されていませんが、エリスの場合は近赤外線、既存のJ、H、光度曲線をサンプリングしたKバンド測定
ランダムな位相では、J-H カラーで最も顕著に大きな変動が見られます (Szak´ats et al. 2020)。
J-H = −0.290 ± 0.045 から J-H = 0.287±0.114 まで (2MASSシステム）。 近赤外線が生まれる理由 色の変化は組成上の変化である可能性があります
表面全体にわたって。 エリスの近赤外スペクトルは次のように知られています。
の強力な CH4 吸収バンドによって支配されます。
図に示すように、H 測光バンドに近い近赤外線
Alvarez-Candal et al. （2011年、2020年）。 これらのVLT/X Shooterスペクトルは、2.91回転に相当する 45.9日の差のある 2つのエポックで取得されました。
ほぼ同じ副観測者の経度を見て、
実際、同様のスペクトル特徴を示しています。 Grundyらによる最近の論文では、 (2023) の NIRSpec 機器で得られたエリスの近赤外スペクトルを発表しました。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、やや異なる軌道位相にあり、主に D/H 等トピック比に焦点を当てています。 マルチエポックの深 NIR スペクトルは
エリスのようなターゲットでは取得が困難ですが、可視近赤外色を効果的に使用して主要なターゲットを識別できます。
スペクトルを決定する構成要素 (Fern´andez Valenzuela et al. 2021)。
この論文では、近赤外の J バンドと H バンドについて説明します。
の盲導犬カメラでエリスを観察
赤外線望遠鏡施設1、それらを以前のJ-H測定と比較し、それらの軌道位相依存性を分析し、観察された色をそれらの色と比較します。
他の海王星太陽系天体を調べ、いくつかの簡単な計算を実行して、J-H 変動を説明しようとします。
2. 観察とデータ削減
私たちは SpeX (Rayner et al. 2003) GuideDog を使用しました。
2023年8月11日から 2023年 8月25日までのカメラ
2日のペースで (表の観察ログを参照)
1)。 2日ごとに J バンドのみの観測が行われました。
ターゲットに向けて計画されています。 の視野なので、
GuideDog のカメラは非常に小さい (1'）エリスから数度以内にある比較星を別々に観察しました。
8 泊のうち 3 泊は、何もないか、しかありませんでした。
悪天候による短時間の観測と、2日目の夜（8月13日）はユーザーのミスにより観測ができませんでした。最初の2晩は、軸外ガイダーを使用してガイドしました。
望遠鏡を使用していましたが、明るい星が不足していたため、望遠鏡MORIS2へ切り替えました。
データを処理するために、最初に空の画像を作成しました
ターゲットと比較の星 (表を参照)
1.) 毎晩の各フィルターで中央値を作成します。
5 つのディザ位置、および個々のディザ位置のスケーリング
フレームを基準レベルに調整します。 これが必要だった理由は、
ほとんどの観測は日の出前に行われ、
空の背景は露出するたびに徐々に明るくなっていきました。 次に、これらの空をスケールして減算しました
すべてのディザ位置での各フレームからの画像。 最後に、ターゲットのガウス中心をそれぞれに適合させました。
フレームを変更し、画像を参照画像に移動しました
(シーケンスの最初のもの) そして中央値を取得しました。
画像は露光時間に応じてスケーリングされました。つまり、測光に使用されたすべてのフレームが次のようにスケーリングされました。
露出時間は1秒。 加工後の一部を切り取ったもの
ターゲットを中心とした画像を図 1 に示します。
Astropyで絞り測光を行った
およびPhotutils (Bradley et al. 2023)。 2ピクセルから13ピクセルまでの 12の異なる絞りサイズを使用しました。
rin = 23px、rout = 33px の空の環状体。 バックグラウンド誤差を推定するために、6つの絞りを使用しました。
周囲の測光絞りと同じサイズ
目標。 次に、1シグマ誤差を次のように推定しました。
バックグラウンドの光束値の標準偏差
開口部。
図 1. 周囲の処理済みフレームの切り抜き(136199)エリス。 上の行: J バンドのフレーム。 下の行: Hバンドのフレーム。
すべてのフレームは観察の成功に対応します 夜 (表 1.)、両方のバンド (J、H) がターゲットにサービスを提供するために使用されました。
図 2. 上: 回転位相 (位相ゼロ エポック) の関数として、2MASS システムに変換されたエリスの (J − H) 色
Bernstein らから得られた値は 2457357.8929 JD です。 2023年）。 紺色のマーカーは本作のJ-Hカラーを表しており、
色付きのマーカーは文献からの J-H 値を表します (表 3)。 下：適切に位相調整された正弦曲線を使用した、エリスの可視範囲光曲線の近似表現。 IRTF のフェーズ、XShooter (X1 および X2) および JWST/NIRSpec (JWST) の測定値は垂直の破線でマークされています。
図 3. IRTF 測定の軌道位相。 私たちは、次の「組み合わせた」軌道ソリューションを使用しました。
ホラーら。 (2021) エポック 2453979.0 JD の場合: または公転周期 P = 15.785899±0.000050 d; 軌道長半径 a = 37,273±64 km。 離心率 e = 0.0062±0.0010; 傾き i = 45.49±0.15 度; の平均黄度エポック ε = 125.78±0.32 度; 昇交点の経度Ω = 126.17±0.26度; 近点経度 ω = 307±12 度;
Dysnomia の位置にあるラベル I1 ～ I4 は順序をマークします。
IRTF 観測シーケンスでの測定結果 (表 1 も参照してください)。 「X1」、「X2」、「JWST」のラベルが付いたドット
ディスノミアの位置と軌道位相をマークします。
1 回目と 2 回目の X-Shooter 測定の時間、およびそれぞれJWST/NIRSpec測定。 破線 一点鎖線はおおよその方向を示しています。
可視光曲線の最小値と最大値は次のようになります。
バーンスタインらによって決定されました。 (2023年)
図 4. エリスを含む太陽系外縁天体の (V-R) と (J-H) の色。 エラーバー付きの灰色の点は次のことを表します
MBOSS データベースのオブジェクトでは、黒い点はハウメア ファミリのメンバーです。 水色のシンボルはエリスに対応します
文献からの色の測定値 (表 3 を参照)、および
濃い青色の記号は IRTF Eris 測定値を表します。
平均 (V-R) カラーが 0.406±0.033 であると仮定します。
図 5. 上部パネル: バリエーションのデモンストレーション
波長 0.7 ～ 2 μm の粒子サイズの CH4 スペクトル
範囲。 赤、オレンジ、青の曲線は粒子サイズに対応します
それぞれ100μm、1mm、1cmです。 一点鎖線
曲線は 2MASS J の透過曲線を表し、Hバンドフィルター。 底面パネル：(J-H)カラーバリエーション
純粋な CH4 氷、30 K を仮定した粒子サイズの関数として
温度と均一なサイズの粒子。
4. 議論と結論
ディスノミアの軌道は非常に正確に知られているため、
(Holler et al. 2021) 軌道を割り当てることが可能です
各 IRTF 観測エポックへのフェーズ。 これらのフェーズ
エリスの回転位相の代表的なものでもある
同期回転によるものです (Bernstein et al. 2023;Szak'ats et al. 2023)、および実際の回転位相
Bernstein et al. で提示された光度曲線解を使用して計算することもできます。 （2023年）。
ディスノミアの実際の見かけの相対位置
エリスに関しては、軌道を使用して計算されました。
Holler の「結合」軌道ソリューションの要素
他。 （2021）、図に示すように。 さらに、以前の VLT/XShooter 観測の軌道位相も計算しました (Alvarez-Candal et al.
2011)、および最近の James Webb 宇宙望遠鏡の NIR スペック測定 (Grundy et al. 2023)。 Xシューター
とNIRSpecスペクトルのスペクトルは多少異なることを示しています
J および H 測光バンドによってカバーされる波長範囲の吸収特徴の深さですが、直接これらのスペクトルの比較はまだ行われていません。
グランディら。 （2023年）。
測光結果を比較できるようにするため
以前の J-H の測定値との比較 (表 3)、データを使用しておおよその位相も計算しました
それぞれの論文で入手可能です。 通常、観察の夜が与えられ、場合によっては、連続した2泊分のデータを統合しました。 その間
これにより、位相決定の精度が制限されます。誤差が ±1 d であっても、ほぼ近似した位相で十分です。
エリスの自転周期が長いため。 これが反映されている
図 2 の大きな位相誤差バーに表示されていることに注意してください。
J-H カラーはもともと Snodgrass の J-H として取得されました
他。 (2010) エラーバーが大きく、J-H を示します。
他の近赤外色測定では見られない値エリス。
エリスの公転/自転周期全体はそうではありませんが、
J-H 測定によって均一にカバーされています。
J-H と光度曲線の間には明確な相関関係があります
相 (図 2)。 光度曲線には 2 つの段階があります。
φ ≈ 0.75 で複数の J-H 測定が可能です。
および φ ≈ 1、これらで 3 回と 2 回の測定
それぞれのフェーズ。 各フェーズではすべて J-H
測定値は一貫して同じ J-H 値を示します。
φ ≈ 0.2 の位相では、I2 測定と
Snodgrassらによるもの。 (2010) も同様に高い値を示した
しかしながら、後者の測定にはかなりの不確実性もあります。 J-H 色はより高い値を示します。
J-H ≈ 0、光度曲線の最小値付近、おおよそ 2 つの位相 φ ≈ 0.2-0.8 であり、J-H は に向かって減少します。
ライトカーブ最大。
図 4 でエリスの J-H 色を他の太陽系外縁天体と比較します。V-R と J-H の色
MBOSS2 データベースから取得されました (Hainaut et al.2012）。 文献からのエリス測定値と新しい IRTF 測定値を含めました。 私たちが使用した
V-R のカラーは発売当時の文献より
(表 3 を参照)。 ただし、すべてがそうであったわけではありません
J-H 測定、および IRTF 測定も
同時に測定された対応する V-R カラーがありません
エポック。 これらのケースでは、平均 V-R カラーを使用しました。
収集された V-R データから得られた 0.406±0.033 等
Szak'ats et al. （2023年）。 エリスのV-Rカラーながら
太陽系外縁天体の中で最も低い V-R 値と互換性があり、どの回転位相でも観察されるその J-H 色は、非常に少数の天体であるため、明らかに独特です。
カラー J-H ≤ 0.1 を表示します。 これらの天体のほとんどはハウメア衝突ファミリーのメンバーであり (例: Snod glass et al. 2010; Vilenius et al. 2018 を参照)、明るくほぼ中間色の表面 (黒色) が特徴です。
図4の記号）。 興味深いのは、J ～ H のカラー範囲です。
エリスのJ-H ≈ –0.4 – +0.2はほぼ同じ
これは、ハウメア家の多くのメンバーによってカバーされています (1995 SM55、1999 OY3、2005 RS43、2003 UZ117 および
図4のハウメア）。 ただし、ハウメア家の人々の場合、その色は
ハウメアのスペクトルで観察された水氷の存在 (Pinilla-Alonso et al. 2009)
エリスの J H 色の変化を説明するために、可視光から近赤外線までをモデル化します。
Trujillo et al. で提示されたバージョンの Hapke (1993) 散乱モデルを使用したスペクトル。 (2005)、同じパラメータ化を適用します。 エリスの表面は
CH4氷が強く支配している (Alvarez-Candal et al.2011年; グランディら。 2023) では純粋な CH4 を使用しました。
モデリング。 CH4 の光学定数は次から得られます。グランディら。 (2002) 3 つの温度を使用しました。
20、30、40 K、およびそれぞれの吸収係数。 粒子サイズを使用して一連のスペクトルを作成しました
10 µm ～ 10 cm の範囲 (Quirico et al. 1999; Trujillo)他。 2005）。 私たちの結果 (図 5) が示すように、
そしてTrujilloらでも。 (2005) 吸収帯の深さは粒子サイズに強く依存し、粒子が大きいほど深くなります。 CH4は吸収が強い
1.6 ～ 1.8 μm のバンドは、H バンド アルベド、J バンドの支配的な部分
透過率は 2 つのより強い吸収機能の間にあり、深くなる吸収の影響を受けにくい
粒子サイズが増加するバンド。 同時に、
可視範囲のアルベド (この場合、～0.7 μm) のみが表示されます。
粒子サイズが大きくなると、減少は非常にわずかになります。 Jを使用する
および H バンド 2MASS 透過率曲線 (Skrutskie を参照)他。 2006 年、また図 5) で予想される値を計算しました。
さまざまな粒子サイズに応じた J-H カラーのバリエーションと
温度、10 μm での J-H カラーに関して
粒の大きさ。 結果を図 5 に示します。
増加に伴い、J-H カラーは大幅に減少します。
粒子サイズ、Δ(J-H) = -0.31 等の減少に達する
粒の大きさは10センチ。 ここでは 30 K 曲線を示しますが、
20 K 曲線と 40 K 曲線はほぼ同一です。 J-Hカラーの場合
変動は粒径の変動によって説明されます。
a |Δ(J-H)| ≈ 0.3 等級の変化は、私たちの |∆(J-H)| とほぼ一致します。 この図では≈ 0.4 等の変動が見られます
J-H カラーの大きな誤差も考慮して作業します。
Snodgrass らによって導出されました。 (2010)、上で議論したように。
これらの粒径のばらつきも可視範囲に残ります。
アルベドと明るさはほとんど変化せず、エリスの非常に小さな光度曲線振幅と互換性があります。
(Szak´ats et al. 2023; Bernstein et al. 2023)。
同様の範囲の J-H カラー バリエーションは、エリスの表面全体に大きな粒子サイズを想定し、異なる量の表面成分を追加することによって取得できます。
これは、高い可視範囲アルベドを持ちますが、1 ～ 2 μm の波長範囲に吸収帯がありません。 プライマリー
候補はつい最近エリスの表面で初めて直接検出されたN2でしょう。
(Grundy et al. 2023)
4.0および4.3μm。 N2 氷中に分散した CH4 分子の振動吸収バンドが青にシフトして見えるため、N2 の存在が長い間疑われてきました。
観察されたスペクトルは、N2 氷が豊富に存在することを示唆していました。
90% に達する可能性があります (Tegler et al. 2010, 2012)。 Grundyらによる最近のスペクトルモデリング。 (2023) 取得
N2 存在量は 22±5%。
しかし、私たちが観測しているような大きな J-H 変動の場合、半球上の非常に大きな違いが生じるでしょう。
エリスの表面では必要であり、
エリスの表面がほぼ赤道上にあるのがわかります。 潮汐的に回転が固定されているため、エリスの回転極は
ディスノミアの軌道の極と一致しており、私たちは
比較的大きなアスペクト角 (44°) を持つシステムを参照してください。
2023年に）。 これは、経度 |Θ| が ≥46° は継続的に表示され、表面領域は
さまざまな J-H カラーは |Θ| に配置する必要があります。 ≤46◦
、エリスの赤道に比較的近い。 この構成では、
継続的に見える極域はエリスの約 1/3 をカバーします
観察者に面した半球。 これにより、この現在のジオメトリで起こり得る J H の差は、最大 2/3 に制限されます。
最大半球差があり、CH4 の粒径または組成による色の違い Δ(J-H) ≈ 0.2 等までの変化。
エリスの J H 色の変化を説明するために、可視光から近赤外線までをモデル化します。
Trujillo et al. で提示されたバージョンの Hapke (1993) 散乱モデルを使用したスペクトル。 (2005)、同じパラメータ化を適用します。 エリスの表面は
CH4 氷が強く支配している (Alvarez-Candal et al.2011年; グランディら。 2023) では純粋な CH4 を使用しました。
モデリング。 CH4 の光学定数は次から得られます。
グランディら。 (2002) 3 つの温度を使用しました。
20、30、40 K、およびそれぞれの吸収係数。 粒子サイズを使用して一連のスペクトルを作成しました
10 µm ～ 10 cm の範囲 (Quirico et al. 1999; Trujillo)
他。 2005）。 私たちの結果 (図 5) が示すように、
そしてTrujilloらでも。 (2005) 吸収帯の深さは粒子サイズに強く依存し、
粒子が大きいほど深くなります。 CH4は吸収が強い
1.6 ～ 1.8 μm のバンドは、H バンド アルベド、J バンドの支配的な部分
透過率は 2 つのより強い吸収機能の間にあり、深くなる吸収の影響を受けにくい
粒子サイズが増加するバンド。 同時に、
可視範囲のアルベド (この場合、～0.7 μm) のみが表示されます。
粒子サイズが大きくなると、減少は非常にわずかになります。 Jを使用する
および H バンド 2MASS 透過率曲線 (Skrutskie を参照)
他。 2006 年、また図 5) で予想される値を計算しました。
さまざまな粒子サイズに応じた J-H カラーのバリエーションと
温度、10 μm での J-H カラーに関して
粒の大きさ。 結果を図 5 に示します。
増加に伴い、J-H カラーは大幅に減少します。
粒子サイズ、Δ(J-H) = -0.31 等の減少に達する
粒の大きさは10センチ。 ここでは 30 K 曲線を示しますが、
20 K 曲線と 40 K 曲線はほぼ同一です。 J-Hカラーの場合
変動は粒径の変動によって説明されます。
a |Δ(J-H)| ≈ 0.3 等級の変化は、私たちの |∆(J-H)| とほぼ一致します。 この図では≈ 0.4 等の変動が見られます
J-H カラーの大きな誤差も考慮して作業します。
Snodgrass らによって導出されました。 (2010)、上で議論したように。
これらの粒径のばらつきも可視範囲に残ります。
アルベドと明るさはほとんど変化せず、エリスの非常に小さな光度曲線振幅と互換性があります。
(Szak´ats et al. 2023; Bernstein et al. 2023)。
同様の範囲の J-H カラー バリエーションは、エリスの表面全体に大きな粒子サイズを想定し、異なる量の表面成分を追加することによって取得できます。
これは、高い可視範囲アルベドを持ちますが、1 ～ 2 μm の波長範囲に吸収帯がありません。 プライマリー
候補はつい最近エリスの表面で初めて直接検出されたN2でしょう。
(Grundy et al. 2023)
4.0および4.3μm。 N2 氷中に分散した CH4 分子の振動吸収バンドが青にシフトして見えるため、N2 の存在が長い間疑われてきました。
観察されたスペクトルは、N2 氷が豊富に存在することを示唆していました。
90% に達する可能性があります (Tegler et al. 2010, 2012)。 Grundyらによる最近のスペクトルモデリング。 (2023) 取得
N2 存在量は 22±5%。
しかし、私たちが観測しているような大きな J-H 変動の場合、半球上の非常に大きな違いが生じるでしょう。
エリスの表面では必要であり、
エリスの表面がほぼ赤道上にあるのがわかります。 潮汐的に回転が固定されているため、エリスの回転極は
ディスノミアの軌道の極と一致しており、私たちは
比較的大きなアスペクト角 (44°) を持つシステムを参照してください。
2023年に）。 これは、経度 |Θ| が ≥46° は継続的に表示され、表面領域は
さまざまな J-H カラーは |Θ| に配置する必要があります。 ≤46◦
、エリスの赤道に比較的近い。 この構成では、
継続的に見える極域はエリスの約 1/3 をカバーします
観察者に面した半球。 これにより、この現在のジオメトリで起こり得る J H の差は、最大 2/3 に制限されます。
最大半球差があり、CH4 の粒径または組成による色の違い Δ(J-H) ≈ 0.2 等までの変化。
大きなアルベドや組成の違いを持つ表面の特徴が冥王星に存在することはよく知られています（「
例えば クルックシャンクら。 2019）。 Hofgart ner et al. で議論されているように。 (2019) 現在の太陽中心距離で
～95 au、遠日点に近く、N2 と CH4 の両方が存在します。
重要な地域における弾道大気体制
エリスの表面と局所的な衝突大気の一部
太陽以下の緯度に近い最も暖かい地域でのみ発生すると予想されます。 グランディら。 (2023) 観察された D/H および 13CO/12CO 同位体比は、内部または内部からの地質学的に最近のガス放出の可能性によって説明されました。
表面のメタンのインベントリを循環させて最表層の表面を新鮮な状態に保つプロセスを使用します。
プロセスは全体で均一に発生しない可能性があります。
表面。 現在の分光観測では
エリスの組成に大きな違いは見られない
この論文で示されている、さまざまな回転位相で観察された J-H 色の変化は、明らかに
varieg が存在する必要があることを示します
組成、粒子サイズ、または影響を与えるその他の表面特性の変化
近赤外線反射率が大幅に向上します。 追加
特定の回転位相で得られる可視/近赤外スペクトルは、どのような影響が考えられるかを判断するのに役立つ可能性があります。
J-H のカラーバリエーションについては責任を負います。 現在
このような観測を行うのに最適な機器 観測はJamesのNIRSpec分光計です。
ウェッブ宇宙望遠鏡は、エリスの表面に N2 が存在することを直接確認できました。
準惑星エリスの回転位相に依存するJ-Hカラー
カイパーベルト天体の中で異なるクラスを構成し、
明るい表面と、より小さなものとは著しく異なる揮発性組成物が特徴です。
太陽系外縁天体。 これらの組成の違いは可視光と近赤外の色にも反映されており、表面全体の斑点により広帯域の色が回転によって変化する可能性があります。
段階。 ここでは、準惑星(136199)エリスの近赤外線 Jバンドおよび Hバンド観測を紹介します。
赤外線望遠鏡施設のGuideDogカメラで取得。 これらの測定結果は次のことを示しています
以前の J-H 測定から推測されたように、エリスの J-H 色は実際に次の条件によって変化します。
回転位相。 これは、化学組成および/またはその他の表面の顕著な不均一性を示唆しています。
それ以外の点では非常に均質で高アルベドの表面にもかかわらず、材料の特性は次のとおりです。
非常に低い振幅の可視範囲光曲線。支配的なCH4の粒径にはばらつきがあるが、
一般に、現在観察されている幾何学的形状における J-H 色の顕著な変化の原因となる可能性があります。
システムの観察された J-H 変動は部分的にしか説明できません。
キーワード: (136199) エリス — 測光 — 太陽系外縁天体 — 近赤外線天文学
1. はじめに
太陽系の小さな天体の可視光と近赤外線の光度曲線は、光量の違いによるものです。
異なる回転位相での反射太陽光の回転体が変形したことが原因である可能性があります。一定のアルベドを持つ形状、または球体の表面アルベドの変化。 本体のサイズは、この意味での重要な要素: 有効半径が約300km より大きい小惑星には非球面性がほとんどありません
メインベルト内 (Vernazza et al. 2021)、したがって
それらの光度曲線は主に以下から発生するはずです。
アルベドの斑入り。 一般的にはもっと難しいですが、
海王星以遠領域の小さな天体の形状、たとえば冥王星やカロン (大きなもの) の形状を推測する
それぞれ直径が約2400km と約1200km の天体）は、球形に非常に近いです（Nimmo et al.2017)、潮汐ロックによりゆっくりと回転している
システム。 他の光度曲線の最近の分析
太陽系外縁天体でも同様の傾向が見られます。
オブジェクト (Kecskem´ethy et al. 2023)。 マルチカラーの小さい
体光度曲線はまれですが、提供できる可能性があります。
全体にわたる組成の変化に関する情報
表面。 海王星横断天体の中でも主要な試験
海王星太陽系天体のうちの代表的な例はハウメアであり、V 間の違いは次のとおりです。
R バンドの光曲線は、「赤色」の存在を示します。
表面上の「スポット」 (Lacerda et al. 2008)、小さいながらも重要な J-H のカラーバリエーション。
スポットの位置と一致しています (Lacerda 2009)。
一部の表面素材 (ソリン、輝石など) は、目に見える色と明確に関連している可能性があります。
正規の小惑星分類学の基礎 (DeMeo他。 2009）。同時に氷などの他の物質も
太陽系外縁部の低温表面では、
可視領域では同様の反射率を持ちますが、さまざまな波長で吸収帯域を持ちます / 異なる吸収帯域を持ちます
近赤外線の深度を測定し、さまざまな近赤外線を導きます
色 (Fern´andez-Valenzuela et al. 2021)。 ニューホライズンズによる冥王星の表面の観察は、どのようにして起こるかを示しています。
さまざまな表面フィーチャを接続できます。
近赤外スペクトルの変動 (Cruikshank et al. 2019 を参照、概要を説明します）。
最近の作品では、準惑星エリスは潮汐ロックされ同期している
衛星ディスノミアの公転周期に合わせて(Szak´ats et al. 2023; Bernstein et al. 2023)、自転/公転周期は P ≈ 15.8 d です。 見える範囲 光度曲線は浅く、ピーク間の振幅は Δm = 0.03 等であり、光度曲線は次のように観測されます。
さまざまな可視バンドは一定の値と一致します
異なる回転による可視範囲の色
段階。 完全な光度曲線は測定されていませんが、エリスの場合は近赤外線、既存のJ、H、光度曲線をサンプリングしたKバンド測定
ランダムな位相では、J-H カラーで最も顕著に大きな変動が見られます (Szak´ats et al. 2020)。
J-H = −0.290 ± 0.045 から J-H = 0.287±0.114 まで (2MASSシステム）。 近赤外線が生まれる理由 色の変化は組成上の変化である可能性があります
表面全体にわたって。 エリスの近赤外スペクトルは次のように知られています。
の強力な CH4 吸収バンドによって支配されます。
図に示すように、H 測光バンドに近い近赤外線
Alvarez-Candal et al. （2011年、2020年）。 これらのVLT/X Shooterスペクトルは、2.91回転に相当する 45.9日の差のある 2つのエポックで取得されました。
ほぼ同じ副観測者の経度を見て、
実際、同様のスペクトル特徴を示しています。 Grundyらによる最近の論文では、 (2023) の NIRSpec 機器で得られたエリスの近赤外スペクトルを発表しました。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、やや異なる軌道位相にあり、主に D/H 等トピック比に焦点を当てています。 マルチエポックの深 NIR スペクトルは
エリスのようなターゲットでは取得が困難ですが、可視近赤外色を効果的に使用して主要なターゲットを識別できます。
スペクトルを決定する構成要素 (Fern´andez Valenzuela et al. 2021)。
この論文では、近赤外の J バンドと H バンドについて説明します。
の盲導犬カメラでエリスを観察
赤外線望遠鏡施設1、それらを以前のJ-H測定と比較し、それらの軌道位相依存性を分析し、観察された色をそれらの色と比較します。
他の海王星太陽系天体を調べ、いくつかの簡単な計算を実行して、J-H 変動を説明しようとします。
2. 観察とデータ削減
私たちは SpeX (Rayner et al. 2003) GuideDog を使用しました。
2023年8月11日から 2023年 8月25日までのカメラ
2日のペースで (表の観察ログを参照)
1)。 2日ごとに J バンドのみの観測が行われました。
ターゲットに向けて計画されています。 の視野なので、
GuideDog のカメラは非常に小さい (1'）エリスから数度以内にある比較星を別々に観察しました。
8 泊のうち 3 泊は、何もないか、しかありませんでした。
悪天候による短時間の観測と、2日目の夜（8月13日）はユーザーのミスにより観測ができませんでした。最初の2晩は、軸外ガイダーを使用してガイドしました。
望遠鏡を使用していましたが、明るい星が不足していたため、望遠鏡MORIS2へ切り替えました。
データを処理するために、最初に空の画像を作成しました
ターゲットと比較の星 (表を参照)
1.) 毎晩の各フィルターで中央値を作成します。
5 つのディザ位置、および個々のディザ位置のスケーリング
フレームを基準レベルに調整します。 これが必要だった理由は、
ほとんどの観測は日の出前に行われ、
空の背景は露出するたびに徐々に明るくなっていきました。 次に、これらの空をスケールして減算しました
すべてのディザ位置での各フレームからの画像。 最後に、ターゲットのガウス中心をそれぞれに適合させました。
フレームを変更し、画像を参照画像に移動しました
(シーケンスの最初のもの) そして中央値を取得しました。
画像は露光時間に応じてスケーリングされました。つまり、測光に使用されたすべてのフレームが次のようにスケーリングされました。
露出時間は1秒。 加工後の一部を切り取ったもの
ターゲットを中心とした画像を図 1 に示します。
Astropyで絞り測光を行った
およびPhotutils (Bradley et al. 2023)。 2ピクセルから13ピクセルまでの 12の異なる絞りサイズを使用しました。
rin = 23px、rout = 33px の空の環状体。 バックグラウンド誤差を推定するために、6つの絞りを使用しました。
周囲の測光絞りと同じサイズ
目標。 次に、1シグマ誤差を次のように推定しました。
バックグラウンドの光束値の標準偏差
開口部。
図 1. 周囲の処理済みフレームの切り抜き(136199)エリス。 上の行: J バンドのフレーム。 下の行: Hバンドのフレーム。
すべてのフレームは観察の成功に対応します 夜 (表 1.)、両方のバンド (J、H) がターゲットにサービスを提供するために使用されました。
図 2. 上: 回転位相 (位相ゼロ エポック) の関数として、2MASS システムに変換されたエリスの (J − H) 色
Bernstein らから得られた値は 2457357.8929 JD です。 2023年）。 紺色のマーカーは本作のJ-Hカラーを表しており、
色付きのマーカーは文献からの J-H 値を表します (表 3)。 下：適切に位相調整された正弦曲線を使用した、エリスの可視範囲光曲線の近似表現。 IRTF のフェーズ、XShooter (X1 および X2) および JWST/NIRSpec (JWST) の測定値は垂直の破線でマークされています。
図 3. IRTF 測定の軌道位相。 私たちは、次の「組み合わせた」軌道ソリューションを使用しました。
ホラーら。 (2021) エポック 2453979.0 JD の場合: または公転周期 P = 15.785899±0.000050 d; 軌道長半径 a = 37,273±64 km。 離心率 e = 0.0062±0.0010; 傾き i = 45.49±0.15 度; の平均黄度エポック ε = 125.78±0.32 度; 昇交点の経度Ω = 126.17±0.26度; 近点経度 ω = 307±12 度;
Dysnomia の位置にあるラベル I1 ～ I4 は順序をマークします。
IRTF 観測シーケンスでの測定結果 (表 1 も参照してください)。 「X1」、「X2」、「JWST」のラベルが付いたドット
ディスノミアの位置と軌道位相をマークします。
1 回目と 2 回目の X-Shooter 測定の時間、およびそれぞれJWST/NIRSpec測定。 破線 一点鎖線はおおよその方向を示しています。
可視光曲線の最小値と最大値は次のようになります。
バーンスタインらによって決定されました。 (2023年)
図 4. エリスを含む太陽系外縁天体の (V-R) と (J-H) の色。 エラーバー付きの灰色の点は次のことを表します
MBOSS データベースのオブジェクトでは、黒い点はハウメア ファミリのメンバーです。 水色のシンボルはエリスに対応します
文献からの色の測定値 (表 3 を参照)、および
濃い青色の記号は IRTF Eris 測定値を表します。
平均 (V-R) カラーが 0.406±0.033 であると仮定します。
図 5. 上部パネル: バリエーションのデモンストレーション
波長 0.7 ～ 2 μm の粒子サイズの CH4 スペクトル
範囲。 赤、オレンジ、青の曲線は粒子サイズに対応します
それぞれ100μm、1mm、1cmです。 一点鎖線
曲線は 2MASS J の透過曲線を表し、Hバンドフィルター。 底面パネル：(J-H)カラーバリエーション
純粋な CH4 氷、30 K を仮定した粒子サイズの関数として
温度と均一なサイズの粒子。
4. 議論と結論
ディスノミアの軌道は非常に正確に知られているため、
(Holler et al. 2021) 軌道を割り当てることが可能です
各 IRTF 観測エポックへのフェーズ。 これらのフェーズ
エリスの回転位相の代表的なものでもある
同期回転によるものです (Bernstein et al. 2023;Szak'ats et al. 2023)、および実際の回転位相
Bernstein et al. で提示された光度曲線解を使用して計算することもできます。 （2023年）。
ディスノミアの実際の見かけの相対位置
エリスに関しては、軌道を使用して計算されました。
Holler の「結合」軌道ソリューションの要素
他。 （2021）、図に示すように。 さらに、以前の VLT/XShooter 観測の軌道位相も計算しました (Alvarez-Candal et al.
2011)、および最近の James Webb 宇宙望遠鏡の NIR スペック測定 (Grundy et al. 2023)。 Xシューター
とNIRSpecスペクトルのスペクトルは多少異なることを示しています
J および H 測光バンドによってカバーされる波長範囲の吸収特徴の深さですが、直接これらのスペクトルの比較はまだ行われていません。
グランディら。 （2023年）。
測光結果を比較できるようにするため
以前の J-H の測定値との比較 (表 3)、データを使用しておおよその位相も計算しました
それぞれの論文で入手可能です。 通常、観察の夜が与えられ、場合によっては、連続した2泊分のデータを統合しました。 その間
これにより、位相決定の精度が制限されます。誤差が ±1 d であっても、ほぼ近似した位相で十分です。
エリスの自転周期が長いため。 これが反映されている
図 2 の大きな位相誤差バーに表示されていることに注意してください。
J-H カラーはもともと Snodgrass の J-H として取得されました
他。 (2010) エラーバーが大きく、J-H を示します。
他の近赤外色測定では見られない値エリス。
エリスの公転/自転周期全体はそうではありませんが、
J-H 測定によって均一にカバーされています。
J-H と光度曲線の間には明確な相関関係があります
相 (図 2)。 光度曲線には 2 つの段階があります。
φ ≈ 0.75 で複数の J-H 測定が可能です。
および φ ≈ 1、これらで 3 回と 2 回の測定
それぞれのフェーズ。 各フェーズではすべて J-H
測定値は一貫して同じ J-H 値を示します。
φ ≈ 0.2 の位相では、I2 測定と
Snodgrassらによるもの。 (2010) も同様に高い値を示した
しかしながら、後者の測定にはかなりの不確実性もあります。 J-H 色はより高い値を示します。
J-H ≈ 0、光度曲線の最小値付近、おおよそ 2 つの位相 φ ≈ 0.2-0.8 であり、J-H は に向かって減少します。
ライトカーブ最大。
図 4 でエリスの J-H 色を他の太陽系外縁天体と比較します。V-R と J-H の色
MBOSS2 データベースから取得されました (Hainaut et al.2012）。 文献からのエリス測定値と新しい IRTF 測定値を含めました。 私たちが使用した
V-R のカラーは発売当時の文献より
(表 3 を参照)。 ただし、すべてがそうであったわけではありません
J-H 測定、および IRTF 測定も
同時に測定された対応する V-R カラーがありません
エポック。 これらのケースでは、平均 V-R カラーを使用しました。
収集された V-R データから得られた 0.406±0.033 等
Szak'ats et al. （2023年）。 エリスのV-Rカラーながら
太陽系外縁天体の中で最も低い V-R 値と互換性があり、どの回転位相でも観察されるその J-H 色は、非常に少数の天体であるため、明らかに独特です。
カラー J-H ≤ 0.1 を表示します。 これらの天体のほとんどはハウメア衝突ファミリーのメンバーであり (例: Snod glass et al. 2010; Vilenius et al. 2018 を参照)、明るくほぼ中間色の表面 (黒色) が特徴です。
図4の記号）。 興味深いのは、J ～ H のカラー範囲です。
エリスのJ-H ≈ –0.4 – +0.2はほぼ同じ
これは、ハウメア家の多くのメンバーによってカバーされています (1995 SM55、1999 OY3、2005 RS43、2003 UZ117 および
図4のハウメア）。 ただし、ハウメア家の人々の場合、その色は
ハウメアのスペクトルで観察された水氷の存在 (Pinilla-Alonso et al. 2009)
エリスの J H 色の変化を説明するために、可視光から近赤外線までをモデル化します。
Trujillo et al. で提示されたバージョンの Hapke (1993) 散乱モデルを使用したスペクトル。 (2005)、同じパラメータ化を適用します。 エリスの表面は
CH4氷が強く支配している (Alvarez-Candal et al.2011年; グランディら。 2023) では純粋な CH4 を使用しました。
モデリング。 CH4 の光学定数は次から得られます。グランディら。 (2002) 3 つの温度を使用しました。
20、30、40 K、およびそれぞれの吸収係数。 粒子サイズを使用して一連のスペクトルを作成しました
10 µm ～ 10 cm の範囲 (Quirico et al. 1999; Trujillo)他。 2005）。 私たちの結果 (図 5) が示すように、
そしてTrujilloらでも。 (2005) 吸収帯の深さは粒子サイズに強く依存し、粒子が大きいほど深くなります。 CH4は吸収が強い
1.6 ～ 1.8 μm のバンドは、H バンド アルベド、J バンドの支配的な部分
透過率は 2 つのより強い吸収機能の間にあり、深くなる吸収の影響を受けにくい
粒子サイズが増加するバンド。 同時に、
可視範囲のアルベド (この場合、～0.7 μm) のみが表示されます。
粒子サイズが大きくなると、減少は非常にわずかになります。 Jを使用する
および H バンド 2MASS 透過率曲線 (Skrutskie を参照)他。 2006 年、また図 5) で予想される値を計算しました。
さまざまな粒子サイズに応じた J-H カラーのバリエーションと
温度、10 μm での J-H カラーに関して
粒の大きさ。 結果を図 5 に示します。
増加に伴い、J-H カラーは大幅に減少します。
粒子サイズ、Δ(J-H) = -0.31 等の減少に達する
粒の大きさは10センチ。 ここでは 30 K 曲線を示しますが、
20 K 曲線と 40 K 曲線はほぼ同一です。 J-Hカラーの場合
変動は粒径の変動によって説明されます。
a |Δ(J-H)| ≈ 0.3 等級の変化は、私たちの |∆(J-H)| とほぼ一致します。 この図では≈ 0.4 等の変動が見られます
J-H カラーの大きな誤差も考慮して作業します。
Snodgrass らによって導出されました。 (2010)、上で議論したように。
これらの粒径のばらつきも可視範囲に残ります。
アルベドと明るさはほとんど変化せず、エリスの非常に小さな光度曲線振幅と互換性があります。
(Szak´ats et al. 2023; Bernstein et al. 2023)。
同様の範囲の J-H カラー バリエーションは、エリスの表面全体に大きな粒子サイズを想定し、異なる量の表面成分を追加することによって取得できます。
これは、高い可視範囲アルベドを持ちますが、1 ～ 2 μm の波長範囲に吸収帯がありません。 プライマリー
候補はつい最近エリスの表面で初めて直接検出されたN2でしょう。
(Grundy et al. 2023)
4.0および4.3μm。 N2 氷中に分散した CH4 分子の振動吸収バンドが青にシフトして見えるため、N2 の存在が長い間疑われてきました。
観察されたスペクトルは、N2 氷が豊富に存在することを示唆していました。
90% に達する可能性があります (Tegler et al. 2010, 2012)。 Grundyらによる最近のスペクトルモデリング。 (2023) 取得
N2 存在量は 22±5%。
しかし、私たちが観測しているような大きな J-H 変動の場合、半球上の非常に大きな違いが生じるでしょう。
エリスの表面では必要であり、
エリスの表面がほぼ赤道上にあるのがわかります。 潮汐的に回転が固定されているため、エリスの回転極は
ディスノミアの軌道の極と一致しており、私たちは
比較的大きなアスペクト角 (44°) を持つシステムを参照してください。
2023年に）。 これは、経度 |Θ| が ≥46° は継続的に表示され、表面領域は
さまざまな J-H カラーは |Θ| に配置する必要があります。 ≤46◦
、エリスの赤道に比較的近い。 この構成では、
継続的に見える極域はエリスの約 1/3 をカバーします
観察者に面した半球。 これにより、この現在のジオメトリで起こり得る J H の差は、最大 2/3 に制限されます。
最大半球差があり、CH4 の粒径または組成による色の違い Δ(J-H) ≈ 0.2 等までの変化。
エリスの J H 色の変化を説明するために、可視光から近赤外線までをモデル化します。
Trujillo et al. で提示されたバージョンの Hapke (1993) 散乱モデルを使用したスペクトル。 (2005)、同じパラメータ化を適用します。 エリスの表面は
CH4 氷が強く支配している (Alvarez-Candal et al.2011年; グランディら。 2023) では純粋な CH4 を使用しました。
モデリング。 CH4 の光学定数は次から得られます。
グランディら。 (2002) 3 つの温度を使用しました。
20、30、40 K、およびそれぞれの吸収係数。 粒子サイズを使用して一連のスペクトルを作成しました
10 µm ～ 10 cm の範囲 (Quirico et al. 1999; Trujillo)
他。 2005）。 私たちの結果 (図 5) が示すように、
そしてTrujilloらでも。 (2005) 吸収帯の深さは粒子サイズに強く依存し、
粒子が大きいほど深くなります。 CH4は吸収が強い
1.6 ～ 1.8 μm のバンドは、H バンド アルベド、J バンドの支配的な部分
透過率は 2 つのより強い吸収機能の間にあり、深くなる吸収の影響を受けにくい
粒子サイズが増加するバンド。 同時に、
可視範囲のアルベド (この場合、～0.7 μm) のみが表示されます。
粒子サイズが大きくなると、減少は非常にわずかになります。 Jを使用する
および H バンド 2MASS 透過率曲線 (Skrutskie を参照)
他。 2006 年、また図 5) で予想される値を計算しました。
さまざまな粒子サイズに応じた J-H カラーのバリエーションと
温度、10 μm での J-H カラーに関して
粒の大きさ。 結果を図 5 に示します。
増加に伴い、J-H カラーは大幅に減少します。
粒子サイズ、Δ(J-H) = -0.31 等の減少に達する
粒の大きさは10センチ。 ここでは 30 K 曲線を示しますが、
20 K 曲線と 40 K 曲線はほぼ同一です。 J-Hカラーの場合
変動は粒径の変動によって説明されます。
a |Δ(J-H)| ≈ 0.3 等級の変化は、私たちの |∆(J-H)| とほぼ一致します。 この図では≈ 0.4 等の変動が見られます
J-H カラーの大きな誤差も考慮して作業します。
Snodgrass らによって導出されました。 (2010)、上で議論したように。
これらの粒径のばらつきも可視範囲に残ります。
アルベドと明るさはほとんど変化せず、エリスの非常に小さな光度曲線振幅と互換性があります。
(Szak´ats et al. 2023; Bernstein et al. 2023)。
同様の範囲の J-H カラー バリエーションは、エリスの表面全体に大きな粒子サイズを想定し、異なる量の表面成分を追加することによって取得できます。
これは、高い可視範囲アルベドを持ちますが、1 ～ 2 μm の波長範囲に吸収帯がありません。 プライマリー
候補はつい最近エリスの表面で初めて直接検出されたN2でしょう。
(Grundy et al. 2023)
4.0および4.3μm。 N2 氷中に分散した CH4 分子の振動吸収バンドが青にシフトして見えるため、N2 の存在が長い間疑われてきました。
観察されたスペクトルは、N2 氷が豊富に存在することを示唆していました。
90% に達する可能性があります (Tegler et al. 2010, 2012)。 Grundyらによる最近のスペクトルモデリング。 (2023) 取得
N2 存在量は 22±5%。
しかし、私たちが観測しているような大きな J-H 変動の場合、半球上の非常に大きな違いが生じるでしょう。
エリスの表面では必要であり、
エリスの表面がほぼ赤道上にあるのがわかります。 潮汐的に回転が固定されているため、エリスの回転極は
ディスノミアの軌道の極と一致しており、私たちは
比較的大きなアスペクト角 (44°) を持つシステムを参照してください。
2023年に）。 これは、経度 |Θ| が ≥46° は継続的に表示され、表面領域は
さまざまな J-H カラーは |Θ| に配置する必要があります。 ≤46◦
、エリスの赤道に比較的近い。 この構成では、
継続的に見える極域はエリスの約 1/3 をカバーします
観察者に面した半球。 これにより、この現在のジオメトリで起こり得る J H の差は、最大 2/3 に制限されます。
最大半球差があり、CH4 の粒径または組成による色の違い Δ(J-H) ≈ 0.2 等までの変化。
大きなアルベドや組成の違いを持つ表面の特徴が冥王星に存在することはよく知られています（「
例えば クルックシャンクら。 2019）。 Hofgart ner et al. で議論されているように。 (2019) 現在の太陽中心距離で
～95 au、遠日点に近く、N2 と CH4 の両方が存在します。
重要な地域における弾道大気体制
エリスの表面と局所的な衝突大気の一部
太陽以下の緯度に近い最も暖かい地域でのみ発生すると予想されます。 グランディら。 (2023) 観察された D/H および 13CO/12CO 同位体比は、内部または内部からの地質学的に最近のガス放出の可能性によって説明されました。
表面のメタンのインベントリを循環させて最表層の表面を新鮮な状態に保つプロセスを使用します。
プロセスは全体で均一に発生しない可能性があります。
表面。 現在の分光観測では
エリスの組成に大きな違いは見られない
この論文で示されている、さまざまな回転位相で観察された J-H 色の変化は、明らかに
varieg が存在する必要があることを示します
組成、粒子サイズ、または影響を与えるその他の表面特性の変化
近赤外線反射率が大幅に向上します。 追加
特定の回転位相で得られる可視/近赤外スペクトルは、どのような影響が考えられるかを判断するのに役立つ可能性があります。
J-H のカラーバリエーションについては責任を負います。 現在
このような観測を行うのに最適な機器 観測はJamesのNIRSpec分光計です。
ウェッブ宇宙望遠鏡は、エリスの表面に N2 が存在することを直接確認できました。
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