太陽系外縁天体のフヤの掩蔽観測 フヤの大きさ411±7.3km 衛星213±30kmと認識 リングの確認はできない。以下、機械翻訳。
(38628)フヤとその衛星の恒星掩蔽観測:システムの詳細調査
2025年1月16日
要約
海王星外縁天体(TNO)の物理的および軌道的パラメータは、太陽系の形成と進化に関する貴重な情報を提供します。研究によると、2つの異なる集団が示されており、(38628)Huyaは、不等サイズの連星とほぼ同じサイズの成分を持つ連星との間の中間位置を占めている。本研究では、フヤによる3つの恒星掩蔽事象を予言し、観測しました。Huyaとその衛星であるS/2012 (38628) 1は、2021年3月と2023年6月の掩蔽中に検出されました。さらに、2023年2月にHuyaを検出しようとしたところ、セカンダリのシングルコードが追加で検出されました。最小直径がD = 165 kmの球体は、3つの単一弦観測を説明し、衛星サイズの下限を提供できます。フーヤのシステムの天文学は、掩蔽から導き出され、ハッブル宇宙望遠鏡とケック天文台からの観測によって補完されたため、衛星軌道とシステムの質量に制約を提供しました。したがって、セカンダリがプライマリの周りの赤道軌道にあると仮定すると、リムフィッティングは衛星軌道位置角度によって制約されました。Huyaの体積の最も正確な測定値を球面衛星の平均体積に合計することによって計算されたシステム密度は、次のようになります
ρ1= 1073±66kg m^-3.回転周期が 6.725±0.01時間 のマクローリン平衡形状を仮定した物体の密度はρ2= 768±42kg m^-3.この違いは、本体形状のマクローリン均衡の仮定を除外します。
恒星掩蔽 – 海王星外縁天体 – 連星 – Huya
1 紹介
恒星掩蔽法は、複数のステーションからの星の地上観測を用いて、天体を正確に測定することを可能にします。私たちの国際共同研究では、この技術を用いて海王星外縁天体(TNO)やケンタウロスの物性を導き出し、サイズや形状の決定、地形的特徴の検出、さらにはこれらの小さな太陽系天体の周りのリングの発見を可能にしました(Sicardyら、2011;オルティスら、2012年あ,2017,2020,2023;Braga-Ribasら、2014,2023;ロンメルら、2020,2023;Santos-Sanzら、2021;Morgado et al.,2021,2023;ペレイラら、2023).
(38628) Mérida-VENの観測結果からHuyaが発見されました(Ferrinら、2000)また、海王星と2:3の平均運動共鳴(MMR)に位置する海王星交差TNOです(グラッドマンら、2008)、プルートノとも呼ばれます。Huyaの近赤外線スペクトルは、i)メタノール氷の証拠、およびii)連星Plutinos Mors-Somnus、2007 JFのスペクトルとの適合性を明らかにします43、およびレンポ(Fornasierら、2013;Barkumeら、2008;Mommertら、2012;ソウザ・フェリシアーノ他、2018,2024).ハッブル宇宙望遠鏡(HST)からの観測により、
≈主天体から約1740 kmのところにある1.4等暗い伴星、仮指定はS/2012 (38628) 1(ノルら、2012)ですが、その軌道は未発表のままです。ハーシェル宇宙天文台(HSO)とスピッツァー宇宙望遠鏡(SST)による熱測定により、フヤとその衛星の面積換算直径それぞれ406±16kmと213±30kmですの推定が可能になった
(Fornasierら、2013).2019年3月に観測された多弦恒星掩蔽により、フヤの面積換算直径411.0±7.3kmが確認されました(Santos-Sanzら、2022).
太陽系の小さな天体の中での連星系は、捕獲、重力崩壊、回転核分裂、巨大衝突など、いくつかの可能なメカニズムを通じて形成されると考えられています。重力崩壊は、ほぼ等しいサイズとさまざまな分離距離を持つ連星を作成する傾向があります(バーンスタイン他、2023).回転核分裂は、特にハウメア系に関連しています(オルティスら、2012b年).対照的に、捕獲と巨大衝突は、より小さな衛星でより大きなTNOをもたらす可能性が高くなります。いくつかの例外はあるものの(ウィーバーら、2022)では、両方の成分サイズとその分離距離との関係において顕著な二分法が観察されています:既知の最大の海王星外縁連星(TNB)は、一般に、主天体の半径の100倍以内に位置する小さな衛星を持っていますが、最小のTNBは、主天体の半径の100倍を超える分離で、同等のサイズの成分を示します(バーンスタイン他、2023).
Huyaシステムは、大きな主衛星と小さな衛星を特徴とする不均等なサイズの連星と、ほぼ同じサイズのコンポーネントを持つ連星との間の中間の位置を占めています(ネスヴォルニー & ヴォクロウリッキー、2019).全球密度は不明のままですが、確立された一次直径とによって提案されたスキームに基づく分析。Grundy et al. (2019)は、Huyaが小さな低密度のバイナリと大きな高密度のバイナリの中間領域に位置していることを示唆しています(図1を参照)。したがって、この天体の物理的および軌道的特性を包括的に理解することは、TNB集団の広範な特性とこれら2つの極端な二元集団間の関係についての貴重な洞察を提供する可能性があります。
図 1:直径の関数としてのオブジェクトの密度。正方形は、公開されている一次直径を使用してHuyaの位置を示します(Santos-Sanzら、2022)そして、この作品から導き出された密度。Quaoarの密度はKissら(2024).他の密度と一次直径はGrundy et al. (2019)およびその中の参照。
2 予測と観測
私たちの国際共同研究は、恒星掩蔽技術が提供する精度を利用してTNOの物理的特性を取得し、太陽系外縁部で起こっている物理的プロセスに関する知識を継続的に向上させることを目指しています。2010年以降、恒星の位置を更新し、天体の天体暦を改善してそのような事象を正確に予測するために、定期的な天体観測が行われてきました1ケンタウロスとTNOSによる(オルティスら、2020).今日では、ガイアの恒星のカタログリリースのおかげです(Gaia Collaboration et al.,2016,2018,2023)では、小天体掩蔽自体が、恒星の掩蔽予測を維持するために新しい天体観測を必要とします。Huyaの天体暦には、2013年にESOラシッラ(チリ)、2021年から2023年までシエラネバダ天文台(IAA/CSIC-スペイン)、2017年から2019年までピコ・ドス・ディアス天文台(OPD-ブラジル)で取得したアストロメトリーが含まれます2.
2019年の掩蔽キャンペーンの成功後のフヤの軌道の改善のおかげです(Santos-Sanzら、2022)では、Huyaによるさらに3つの恒星の掩蔽を予測し、観測しました。予測は、小惑星の運動の数値積分 (nima; Desmarsら。2015)とガイアの恒星カタログ。この研究で提示された最初のイベントは、2021-03-28に恒星の掩蔽が発生しました(図1)。2a)はオンジェヨフ天文台(チェコ共和国)から検出され、ワイズ天文台(イスラエル)からは近接した負の和音が録音されました。この単一の正のコードから得られたHuyaアストロメトリーは、ニマエフェメリスを改善し、将来の恒星掩蔽イベントの予測に使用されました。その後、オンジェヨフのデータをより徹底的に分析した結果、フヤの衛星による恒星の掩蔽も明らかになった(Sect.3.2)。
図 2:緑の線は、予測されたシャドウパスの北限と南限を示します。
1σ(a) 2021-03-28、(b) 2023-02-17、(c) 2023-06-24に記録された恒星の掩蔽に関する灰色の不確実性。赤い線は、Huya のシャドウ パスの予測された中心を示しています。緑色のマーカーは主成分が陽性検出された観測点、青色のマーカーは衛星のみを観測した観測所、(a)の紫色のマーカーで示された観測所は、バイナリシステムの両方の成分が記録された観測点を表しています。赤いマーカーは陰性検出を記録したステーションを示し、決定的でない結果は黒で表示され、悪天候(または技術的な問題)はオレンジで示されます。パネルc)では、観測点が広い領域に広く分布しているため、観測点の密度が高い領域の個々のマーカーを区別する能力が低下します。マップは、オカルテーションポータルのWebページで説明されていることによって生成されました。Kilicら(2022).
それから約2年後の2023年2月17日、HuyaからV=16.21等星の掩蔽を試みるために、アメリカ本土の観測者に連絡が入りました。データは、1σ
予測された影の経路の領域:影の経路の南部に1つ、北部の領域に2つ(図2)。2b)。その中で、ペンローズ天文台だけが陽性を記録しました。技術的な問題により、ペンローズでの画像取得は、このステーションの本体掩蔽の予測時間(11:42:01.00 UTC)のわずか2秒前に開始することができました。聞いたところではLindegren et al. (2021)、Gaia 恒星カタログからの行儀の良いソースは、繰り込み単位重量誤差 (RUWE) を提示します
≈1. ターゲット スターの RUWE = 0.966 で、重複するソース フラグはありません。さらに、Huyaに適合する最新のnima v10軌道には、次の不確実性があります。
σα=7ミリ秒秒 (MAS) とσδ=9掩蔽時のMAS。それにもかかわらず、予測された時間とペンローズからの単一コード検出の中心との間に62秒のオフセットが観察されました。
≈スカイプレーンで53ミリ秒。このようなオフセットは、検出が本体ではなく衛星に起因するべきであることを示唆しています(Sect.3.2)。
Huyaによる最新の恒星掩蔽は2023-06-24に発生し、V = 17.6等星が関与していました。ポルトガル、スペイン、イタリア、スロベニアからの観測が試みられ、この天体で記録された2番目の多弦イベントにつながりました。観測キャンペーンには合計30の観測局が参加しました。このうち、11件はHuyaによる陽性検出を記録し、1件は衛星を検出しました。12のデータセットではどちらの成分も検出されず、2つの観測点では画像内のターゲット星の信号対雑音比(S/N)が低いために決定的な結果が得られず、4つの観測点では悪天候や技術的な失敗によりデータを取得できませんでした(図2)。2c)。表 1 は、天体の地心距離 (星の直径) での直径を含む、対象星に関する一般的な情報を示しています。Rommel et al. (2023)、および掩蔽光曲線の影の速度とフレネル効果は、で説明されているのと同じアプローチを使用して計算されます。Gomes-Júnior et al. (2022).
表1:掩蔽日でソートされた最接近瞬間(UTC)の掩蔽星の指定とパラメータ。V等級はNOMAD恒星カタログから得られました(ザカリアスら、2005).
日付 Gaia DR3の名称 赤経 偏差 V 星径 フレネル 速度
(hh:mm:ss.ss) (∘ ′ ′′) (等級) (km) (km) (km/秒)
データセットは、コンパクトな30cmモデルから、シエラネバダ天文台の1.5メートル望遠鏡(IAA/CSIC-スペイン)やラ・パルマ2メートルリバプール望遠鏡(IAC-スペイン)などの大型の望遠鏡まで、さまざまなサイズの望遠鏡を使用して収集されました。データ品質は露光時間と使用する機器によって異なりましたが、ほとんどの観察者はS/Nを上げるためにフィルターを使用しませんでした。時刻同期には、受信したデータのうち、10人が全地球測位システム(GPS)を使用していました。GPSアンテナは、原子時計を搭載した複数のGPS衛星を接続し、世界時(UTC)に次の不確実性を提供します。
≈5ナノ秒(Gamageら、2024).残りのほとんどのステーションは、画像のタイムスタンプを世界時間に同期するためにネットワークタイムプロトコル(NTP)に依存していました。ただし、NTPがインターネット接続に依存しているため、ネットワークの輻輳やクロックドリフトなどの既知の問題が発生します(Gamageら、2024).したがって、NTP 同期データは、これらの不確実性を考慮して慎重に取り扱う必要があります。観測結果に続いて、データセットとレポートをOccultation Portalプラットフォームにアップロードしました3 (Kilicら、2022).参加するすべてのオブザーバーとその機器の詳細は、付録Aに記載されています。
3 データ分析と結果
このセクションでは、衛星の軌道の決定とともに、恒星の掩蔽のデータ削減と分析の包括的な概要を提供します。また、この作業で得られた結果の詳細なプレゼンテーションも含まれています。
3.1 オカルテーション by Huya
この論文で説明した恒星掩蔽からのデータセットは、さまざまな形式と画像品質を持っています。FITS 形式およびキャリブレーション画像を取得すると、ccdproc v2.4.1 Python ライブラリに実装されている標準的な手順を使用して、バイアス、ダーク (必要な場合)、およびフラット フィールド補正が行われました4 (クレイグら、2023).avi と ser のビデオ ファイルは、最初に opencv-python v4.7.0.72 ライブラリに基づくスクリプトを使用して FITS 形式に変換されました5 (ブラッドスキー、2000).このスクリプトは、ビデオ ファイルから奇数フィールドと偶数フィールドを抽出し、それらを組み合わせて 1 つの完全なビデオ フレームを取得します。これは、インターレース ビデオ データを処理する場合に必要な手順です6.CCDカメラの取得モードによっては、抽出されたフレームは同じ露出の繰り返しコピーです。そのため、フレームはastropy v5.2.1をベースにしたPythonスクリプトで処理しました(Astropy Collaboration et al.,2022)また、各ピクセルのフラックスの中央値を使用して積み重ねられ、個々のコピーの電子ノイズの影響を軽減します。スタックフレームの数は、カメラのモデルと使用する取得モードによって異なります。集録ソフトウェアがフレームに時間を書き込む方法により、一部の計測器構成ではオフセットも必要です。例えば、この研究では、SABADELLデータセットは、WATEC 910HXカメラをCCIR-x256モードに設定して取得しました。この取得モードでは、抽出されたフレームを 127 ごとにスタックする必要があり、正しい UTC 情報を回復するには -2.54 秒の時間補正が必要です7.フレームが失われていないか慎重に確認します。これは、異なる露出のフレームが混在する可能性があるためです。さらに、フレーム上に時間が書き込まれるため、結果の画像にはヘッダーに時間情報が含まれません。したがって、掩蔽光度曲線を適切に生成するには、最初の画像の露光時間とタイムスタンプを測光ソフトウェアに手動で提供する必要があります。
相対開口測光は、天文画像を自動的に縮小するためのパッケージの測光ツールを使用して行われました(プライア;アサフィン、2023bさん)、スターの S/N を最大化するように最適化された絞りサイズ。ターゲット星の背景補正されたフラックスを、大気変動の特徴を取り除くために、キャリブレーション星の重み付けされていない平均フラックスで除算しました。多項式関数を使用して光度曲線を平坦化し、それを平均で除算して、掩蔽の外側のユニティに対する磁束比を正規化しました8.星と物体の等級に基づいて、最大輝度の寄与は
14.8%
は、2021年3月と2023年6月に観測された恒星の掩蔽中にHuya系から予想されました。その結果、掩蔽中のフラックスはこの値に正規化されました。2023年2月のイベントでHuyaシステムから予想される明るさの貢献は、
4%また、データの分散を考えると、無視できます。
潜入と出現の瞬間は、Stellar Occultation Reduction and Analysis パッケージ v0.3.1 を使用して導き出されました9 (ソラ;Gomes-Júnior et al.,2022).これらの瞬間は、物体の距離での恒星の直径、フレネル回折効果、有限露光時間、およびCCD帯域幅を畳み込んだシャープエッジモデルを使用して正の光曲線をモデル化することによって決定されました。表7に特に指定がない限り、ほとんどのデータセットはフィルターなしで取得されたため、フレネル回折計算に使用した波長範囲は
λ= 700±300nm。星の直径とフレネル回折が光度曲線モデル(表1)に及ぼすサブキロメートルの影響は、記録された各事象の最短露光時間(2021-03-28、2023-02-17、2023-06-25はそれぞれ71 km、96 km、18 km)を考慮すると無視できます。図 3 に、sora v0.3.1 を使用して導出されたすべての正の光度曲線とその合成モデルを示します。潜入と出現のインスタント、および
1σ不確実性は、表2にまとめられています。
図 3:(a) 2021-03-28、(b) 2023-02-17、(c) 2023-06-24に記録されたHuya系の掩蔽光度曲線。黒い点と線は観測データを表します。赤い点線は、合成光曲線モデルを示しています(本文を参照)。
表2:イングレスとエグレスのインスタント (UTC)1σこの研究で提示された恒星の掩蔽イベントの各陽性検出の不確実性。
フヤタイムズ サテライトタイム
サイト 潜入 出現 潜入 出現
派生したイングレスとエグレスのインスタント、およびそれらの
1σ不確実性は、次に天空平面に投影されます(式7-9を参照)。Gomes-Júnior et al. (2022)).肢のフィッティング手順は、使用可能なデータポイントの数に依存し、古典的な
χ^2自由度ごと (χpdf2) 関数。満足のいく解決策は、次のように示されます。
χpdf2=χ2/(N−M)≈1どこNはデータポイントの数、Mは適合パラメータの数です。ここで紹介した3つのイベントのうち、2023年6月のHuyaのマルチコード検出のみが十分なデータを提供します(N>5) 楕円モデル(M= 5)装着する。周縁のフィッティングは、Montsec、Sabadell、Botorrita、La SagraのGPSデータセットのみを使用した一般的なフィットから始まりました。この予備的な適合は、Belesta close negative によってフィルタリングされ、各正の弦端部における物体の表面速度に対する法線を導き出すために使用されました(Gomes-Júnior et al.,2022).次に、両方の値の平均を使用してインスタントが再計算され、表 2 に示す値が得られます。
2023年6月の恒星掩蔽によるフヤの周縁は、衛星に関連するラ・パルマ島のデータセットを除くすべての正のコードを使用して決定されました。楕円近似は、観測されたプロファイル (f,g)については、天体の天体暦、見かけの半長軸と半短軸(a′,b′)、天の北に対する半短軸の位置角(PA)、および物体の見かけの扁平度(ε′).この分析には、次のものが含まれます
N= 22のデータポイント、2つの異なる方法を使用:(i)5つの楕円パラメータの自由検索(f,g,a′,ε′および PA) および (ii) PA = 内の位置角度に基づく制約付き検索
53.7∘±2.2∘.制約付き探索の位置角間隔は、衛星軌道データから決定されました(Sect.3.3)、Huyaが扁平な形状をしており、二次がその赤道面に沿って一次を周回していると仮定して。どちらの方法でも、ベルレスタから記録された陰性データと交差する周縁溶液は、SORA v0.3.1を使用して除外されました
filter_negative_chord機能(図2)4)周縁検索の結果は、表3の1列目と2列目に示されています。
Requivは取得した面積等価半径 (km)、Rdispersionは、最適適合楕円点と観測データ点の間の放射状残差 (km) に対応します。2023 Restrictソリューションは、2021年に取得した単一の検出からHuyaの周縁を取得するために使用されました。最後の列は、2023 Restrictアプローチと同じコンストレイントリムフィッティング手順の仮定を使用して得られた結果を示していますが、位置角度範囲PA = 51.6を使用しています∘
±2.2∘2019年に発表された19のポジティブコードに適用されました(図2)。9). 大きいχpdf^2 2019 Restrictソリューション(付録B)で得られたものは、以前に公開された正の和音の一部が時間オフセットを必要としていること、またはHuyaの周縁がそのイベントで何らかの地形を示したことを示唆している可能性があります。2019年のデータで観測されたが、2023年6月の記録には見られなかった推定上の地形的特徴は、2023年のデータに大きな誤差バーがあることと、2023年の観測が行われた回転位相の変化の組み合わせによって説明できます。また、オブジェクトプロファイルの北部に大きな特徴があり、Belesta データセットが負の弦になる可能性も無視できません。
表3:Huyaの最適四肢ソリューションのパラメータ(1σ)は、各アプローチについて導出されます(テキストを参照)。ザ∗記号は、四肢の解を拘束するために使用される位置角度の値をマークします。
パラメーター 2023年無料 2023年の制限 2019年の制限
(38628)フヤとその衛星の恒星掩蔽観測:システムの詳細調査
2025年1月16日
要約
海王星外縁天体(TNO)の物理的および軌道的パラメータは、太陽系の形成と進化に関する貴重な情報を提供します。研究によると、2つの異なる集団が示されており、(38628)Huyaは、不等サイズの連星とほぼ同じサイズの成分を持つ連星との間の中間位置を占めている。本研究では、フヤによる3つの恒星掩蔽事象を予言し、観測しました。Huyaとその衛星であるS/2012 (38628) 1は、2021年3月と2023年6月の掩蔽中に検出されました。さらに、2023年2月にHuyaを検出しようとしたところ、セカンダリのシングルコードが追加で検出されました。最小直径がD = 165 kmの球体は、3つの単一弦観測を説明し、衛星サイズの下限を提供できます。フーヤのシステムの天文学は、掩蔽から導き出され、ハッブル宇宙望遠鏡とケック天文台からの観測によって補完されたため、衛星軌道とシステムの質量に制約を提供しました。したがって、セカンダリがプライマリの周りの赤道軌道にあると仮定すると、リムフィッティングは衛星軌道位置角度によって制約されました。Huyaの体積の最も正確な測定値を球面衛星の平均体積に合計することによって計算されたシステム密度は、次のようになります
ρ1= 1073±66kg m^-3.回転周期が 6.725±0.01時間 のマクローリン平衡形状を仮定した物体の密度はρ2= 768±42kg m^-3.この違いは、本体形状のマクローリン均衡の仮定を除外します。
恒星掩蔽 – 海王星外縁天体 – 連星 – Huya
1 紹介
恒星掩蔽法は、複数のステーションからの星の地上観測を用いて、天体を正確に測定することを可能にします。私たちの国際共同研究では、この技術を用いて海王星外縁天体(TNO)やケンタウロスの物性を導き出し、サイズや形状の決定、地形的特徴の検出、さらにはこれらの小さな太陽系天体の周りのリングの発見を可能にしました(Sicardyら、2011;オルティスら、2012年あ,2017,2020,2023;Braga-Ribasら、2014,2023;ロンメルら、2020,2023;Santos-Sanzら、2021;Morgado et al.,2021,2023;ペレイラら、2023).
(38628) Mérida-VENの観測結果からHuyaが発見されました(Ferrinら、2000)また、海王星と2:3の平均運動共鳴(MMR)に位置する海王星交差TNOです(グラッドマンら、2008)、プルートノとも呼ばれます。Huyaの近赤外線スペクトルは、i)メタノール氷の証拠、およびii)連星Plutinos Mors-Somnus、2007 JFのスペクトルとの適合性を明らかにします43、およびレンポ(Fornasierら、2013;Barkumeら、2008;Mommertら、2012;ソウザ・フェリシアーノ他、2018,2024).ハッブル宇宙望遠鏡(HST)からの観測により、
≈主天体から約1740 kmのところにある1.4等暗い伴星、仮指定はS/2012 (38628) 1(ノルら、2012)ですが、その軌道は未発表のままです。ハーシェル宇宙天文台(HSO)とスピッツァー宇宙望遠鏡(SST)による熱測定により、フヤとその衛星の面積換算直径それぞれ406±16kmと213±30kmですの推定が可能になった
(Fornasierら、2013).2019年3月に観測された多弦恒星掩蔽により、フヤの面積換算直径411.0±7.3kmが確認されました(Santos-Sanzら、2022).
太陽系の小さな天体の中での連星系は、捕獲、重力崩壊、回転核分裂、巨大衝突など、いくつかの可能なメカニズムを通じて形成されると考えられています。重力崩壊は、ほぼ等しいサイズとさまざまな分離距離を持つ連星を作成する傾向があります(バーンスタイン他、2023).回転核分裂は、特にハウメア系に関連しています(オルティスら、2012b年).対照的に、捕獲と巨大衝突は、より小さな衛星でより大きなTNOをもたらす可能性が高くなります。いくつかの例外はあるものの(ウィーバーら、2022)では、両方の成分サイズとその分離距離との関係において顕著な二分法が観察されています:既知の最大の海王星外縁連星(TNB)は、一般に、主天体の半径の100倍以内に位置する小さな衛星を持っていますが、最小のTNBは、主天体の半径の100倍を超える分離で、同等のサイズの成分を示します(バーンスタイン他、2023).
Huyaシステムは、大きな主衛星と小さな衛星を特徴とする不均等なサイズの連星と、ほぼ同じサイズのコンポーネントを持つ連星との間の中間の位置を占めています(ネスヴォルニー & ヴォクロウリッキー、2019).全球密度は不明のままですが、確立された一次直径とによって提案されたスキームに基づく分析。Grundy et al. (2019)は、Huyaが小さな低密度のバイナリと大きな高密度のバイナリの中間領域に位置していることを示唆しています(図1を参照)。したがって、この天体の物理的および軌道的特性を包括的に理解することは、TNB集団の広範な特性とこれら2つの極端な二元集団間の関係についての貴重な洞察を提供する可能性があります。
図 1:直径の関数としてのオブジェクトの密度。正方形は、公開されている一次直径を使用してHuyaの位置を示します(Santos-Sanzら、2022)そして、この作品から導き出された密度。Quaoarの密度はKissら(2024).他の密度と一次直径はGrundy et al. (2019)およびその中の参照。
2 予測と観測
私たちの国際共同研究は、恒星掩蔽技術が提供する精度を利用してTNOの物理的特性を取得し、太陽系外縁部で起こっている物理的プロセスに関する知識を継続的に向上させることを目指しています。2010年以降、恒星の位置を更新し、天体の天体暦を改善してそのような事象を正確に予測するために、定期的な天体観測が行われてきました1ケンタウロスとTNOSによる(オルティスら、2020).今日では、ガイアの恒星のカタログリリースのおかげです(Gaia Collaboration et al.,2016,2018,2023)では、小天体掩蔽自体が、恒星の掩蔽予測を維持するために新しい天体観測を必要とします。Huyaの天体暦には、2013年にESOラシッラ(チリ)、2021年から2023年までシエラネバダ天文台(IAA/CSIC-スペイン)、2017年から2019年までピコ・ドス・ディアス天文台(OPD-ブラジル)で取得したアストロメトリーが含まれます2.
2019年の掩蔽キャンペーンの成功後のフヤの軌道の改善のおかげです(Santos-Sanzら、2022)では、Huyaによるさらに3つの恒星の掩蔽を予測し、観測しました。予測は、小惑星の運動の数値積分 (nima; Desmarsら。2015)とガイアの恒星カタログ。この研究で提示された最初のイベントは、2021-03-28に恒星の掩蔽が発生しました(図1)。2a)はオンジェヨフ天文台(チェコ共和国)から検出され、ワイズ天文台(イスラエル)からは近接した負の和音が録音されました。この単一の正のコードから得られたHuyaアストロメトリーは、ニマエフェメリスを改善し、将来の恒星掩蔽イベントの予測に使用されました。その後、オンジェヨフのデータをより徹底的に分析した結果、フヤの衛星による恒星の掩蔽も明らかになった(Sect.3.2)。
図 2:緑の線は、予測されたシャドウパスの北限と南限を示します。
1σ(a) 2021-03-28、(b) 2023-02-17、(c) 2023-06-24に記録された恒星の掩蔽に関する灰色の不確実性。赤い線は、Huya のシャドウ パスの予測された中心を示しています。緑色のマーカーは主成分が陽性検出された観測点、青色のマーカーは衛星のみを観測した観測所、(a)の紫色のマーカーで示された観測所は、バイナリシステムの両方の成分が記録された観測点を表しています。赤いマーカーは陰性検出を記録したステーションを示し、決定的でない結果は黒で表示され、悪天候(または技術的な問題)はオレンジで示されます。パネルc)では、観測点が広い領域に広く分布しているため、観測点の密度が高い領域の個々のマーカーを区別する能力が低下します。マップは、オカルテーションポータルのWebページで説明されていることによって生成されました。Kilicら(2022).
それから約2年後の2023年2月17日、HuyaからV=16.21等星の掩蔽を試みるために、アメリカ本土の観測者に連絡が入りました。データは、1σ
予測された影の経路の領域:影の経路の南部に1つ、北部の領域に2つ(図2)。2b)。その中で、ペンローズ天文台だけが陽性を記録しました。技術的な問題により、ペンローズでの画像取得は、このステーションの本体掩蔽の予測時間(11:42:01.00 UTC)のわずか2秒前に開始することができました。聞いたところではLindegren et al. (2021)、Gaia 恒星カタログからの行儀の良いソースは、繰り込み単位重量誤差 (RUWE) を提示します
≈1. ターゲット スターの RUWE = 0.966 で、重複するソース フラグはありません。さらに、Huyaに適合する最新のnima v10軌道には、次の不確実性があります。
σα=7ミリ秒秒 (MAS) とσδ=9掩蔽時のMAS。それにもかかわらず、予測された時間とペンローズからの単一コード検出の中心との間に62秒のオフセットが観察されました。
≈スカイプレーンで53ミリ秒。このようなオフセットは、検出が本体ではなく衛星に起因するべきであることを示唆しています(Sect.3.2)。
Huyaによる最新の恒星掩蔽は2023-06-24に発生し、V = 17.6等星が関与していました。ポルトガル、スペイン、イタリア、スロベニアからの観測が試みられ、この天体で記録された2番目の多弦イベントにつながりました。観測キャンペーンには合計30の観測局が参加しました。このうち、11件はHuyaによる陽性検出を記録し、1件は衛星を検出しました。12のデータセットではどちらの成分も検出されず、2つの観測点では画像内のターゲット星の信号対雑音比(S/N)が低いために決定的な結果が得られず、4つの観測点では悪天候や技術的な失敗によりデータを取得できませんでした(図2)。2c)。表 1 は、天体の地心距離 (星の直径) での直径を含む、対象星に関する一般的な情報を示しています。Rommel et al. (2023)、および掩蔽光曲線の影の速度とフレネル効果は、で説明されているのと同じアプローチを使用して計算されます。Gomes-Júnior et al. (2022).
表1:掩蔽日でソートされた最接近瞬間(UTC)の掩蔽星の指定とパラメータ。V等級はNOMAD恒星カタログから得られました(ザカリアスら、2005).
日付 Gaia DR3の名称 赤経 偏差 V 星径 フレネル 速度
(hh:mm:ss.ss) (∘ ′ ′′) (等級) (km) (km) (km/秒)
データセットは、コンパクトな30cmモデルから、シエラネバダ天文台の1.5メートル望遠鏡(IAA/CSIC-スペイン)やラ・パルマ2メートルリバプール望遠鏡(IAC-スペイン)などの大型の望遠鏡まで、さまざまなサイズの望遠鏡を使用して収集されました。データ品質は露光時間と使用する機器によって異なりましたが、ほとんどの観察者はS/Nを上げるためにフィルターを使用しませんでした。時刻同期には、受信したデータのうち、10人が全地球測位システム(GPS)を使用していました。GPSアンテナは、原子時計を搭載した複数のGPS衛星を接続し、世界時(UTC)に次の不確実性を提供します。
≈5ナノ秒(Gamageら、2024).残りのほとんどのステーションは、画像のタイムスタンプを世界時間に同期するためにネットワークタイムプロトコル(NTP)に依存していました。ただし、NTPがインターネット接続に依存しているため、ネットワークの輻輳やクロックドリフトなどの既知の問題が発生します(Gamageら、2024).したがって、NTP 同期データは、これらの不確実性を考慮して慎重に取り扱う必要があります。観測結果に続いて、データセットとレポートをOccultation Portalプラットフォームにアップロードしました3 (Kilicら、2022).参加するすべてのオブザーバーとその機器の詳細は、付録Aに記載されています。
3 データ分析と結果
このセクションでは、衛星の軌道の決定とともに、恒星の掩蔽のデータ削減と分析の包括的な概要を提供します。また、この作業で得られた結果の詳細なプレゼンテーションも含まれています。
3.1 オカルテーション by Huya
この論文で説明した恒星掩蔽からのデータセットは、さまざまな形式と画像品質を持っています。FITS 形式およびキャリブレーション画像を取得すると、ccdproc v2.4.1 Python ライブラリに実装されている標準的な手順を使用して、バイアス、ダーク (必要な場合)、およびフラット フィールド補正が行われました4 (クレイグら、2023).avi と ser のビデオ ファイルは、最初に opencv-python v4.7.0.72 ライブラリに基づくスクリプトを使用して FITS 形式に変換されました5 (ブラッドスキー、2000).このスクリプトは、ビデオ ファイルから奇数フィールドと偶数フィールドを抽出し、それらを組み合わせて 1 つの完全なビデオ フレームを取得します。これは、インターレース ビデオ データを処理する場合に必要な手順です6.CCDカメラの取得モードによっては、抽出されたフレームは同じ露出の繰り返しコピーです。そのため、フレームはastropy v5.2.1をベースにしたPythonスクリプトで処理しました(Astropy Collaboration et al.,2022)また、各ピクセルのフラックスの中央値を使用して積み重ねられ、個々のコピーの電子ノイズの影響を軽減します。スタックフレームの数は、カメラのモデルと使用する取得モードによって異なります。集録ソフトウェアがフレームに時間を書き込む方法により、一部の計測器構成ではオフセットも必要です。例えば、この研究では、SABADELLデータセットは、WATEC 910HXカメラをCCIR-x256モードに設定して取得しました。この取得モードでは、抽出されたフレームを 127 ごとにスタックする必要があり、正しい UTC 情報を回復するには -2.54 秒の時間補正が必要です7.フレームが失われていないか慎重に確認します。これは、異なる露出のフレームが混在する可能性があるためです。さらに、フレーム上に時間が書き込まれるため、結果の画像にはヘッダーに時間情報が含まれません。したがって、掩蔽光度曲線を適切に生成するには、最初の画像の露光時間とタイムスタンプを測光ソフトウェアに手動で提供する必要があります。
相対開口測光は、天文画像を自動的に縮小するためのパッケージの測光ツールを使用して行われました(プライア;アサフィン、2023bさん)、スターの S/N を最大化するように最適化された絞りサイズ。ターゲット星の背景補正されたフラックスを、大気変動の特徴を取り除くために、キャリブレーション星の重み付けされていない平均フラックスで除算しました。多項式関数を使用して光度曲線を平坦化し、それを平均で除算して、掩蔽の外側のユニティに対する磁束比を正規化しました8.星と物体の等級に基づいて、最大輝度の寄与は
14.8%
は、2021年3月と2023年6月に観測された恒星の掩蔽中にHuya系から予想されました。その結果、掩蔽中のフラックスはこの値に正規化されました。2023年2月のイベントでHuyaシステムから予想される明るさの貢献は、
4%また、データの分散を考えると、無視できます。
潜入と出現の瞬間は、Stellar Occultation Reduction and Analysis パッケージ v0.3.1 を使用して導き出されました9 (ソラ;Gomes-Júnior et al.,2022).これらの瞬間は、物体の距離での恒星の直径、フレネル回折効果、有限露光時間、およびCCD帯域幅を畳み込んだシャープエッジモデルを使用して正の光曲線をモデル化することによって決定されました。表7に特に指定がない限り、ほとんどのデータセットはフィルターなしで取得されたため、フレネル回折計算に使用した波長範囲は
λ= 700±300nm。星の直径とフレネル回折が光度曲線モデル(表1)に及ぼすサブキロメートルの影響は、記録された各事象の最短露光時間(2021-03-28、2023-02-17、2023-06-25はそれぞれ71 km、96 km、18 km)を考慮すると無視できます。図 3 に、sora v0.3.1 を使用して導出されたすべての正の光度曲線とその合成モデルを示します。潜入と出現のインスタント、および
1σ不確実性は、表2にまとめられています。
図 3:(a) 2021-03-28、(b) 2023-02-17、(c) 2023-06-24に記録されたHuya系の掩蔽光度曲線。黒い点と線は観測データを表します。赤い点線は、合成光曲線モデルを示しています(本文を参照)。
表2:イングレスとエグレスのインスタント (UTC)1σこの研究で提示された恒星の掩蔽イベントの各陽性検出の不確実性。
フヤタイムズ サテライトタイム
サイト 潜入 出現 潜入 出現
派生したイングレスとエグレスのインスタント、およびそれらの
1σ不確実性は、次に天空平面に投影されます(式7-9を参照)。Gomes-Júnior et al. (2022)).肢のフィッティング手順は、使用可能なデータポイントの数に依存し、古典的な
χ^2自由度ごと (χpdf2) 関数。満足のいく解決策は、次のように示されます。
χpdf2=χ2/(N−M)≈1どこNはデータポイントの数、Mは適合パラメータの数です。ここで紹介した3つのイベントのうち、2023年6月のHuyaのマルチコード検出のみが十分なデータを提供します(N>5) 楕円モデル(M= 5)装着する。周縁のフィッティングは、Montsec、Sabadell、Botorrita、La SagraのGPSデータセットのみを使用した一般的なフィットから始まりました。この予備的な適合は、Belesta close negative によってフィルタリングされ、各正の弦端部における物体の表面速度に対する法線を導き出すために使用されました(Gomes-Júnior et al.,2022).次に、両方の値の平均を使用してインスタントが再計算され、表 2 に示す値が得られます。
2023年6月の恒星掩蔽によるフヤの周縁は、衛星に関連するラ・パルマ島のデータセットを除くすべての正のコードを使用して決定されました。楕円近似は、観測されたプロファイル (f,g)については、天体の天体暦、見かけの半長軸と半短軸(a′,b′)、天の北に対する半短軸の位置角(PA)、および物体の見かけの扁平度(ε′).この分析には、次のものが含まれます
N= 22のデータポイント、2つの異なる方法を使用:(i)5つの楕円パラメータの自由検索(f,g,a′,ε′および PA) および (ii) PA = 内の位置角度に基づく制約付き検索
53.7∘±2.2∘.制約付き探索の位置角間隔は、衛星軌道データから決定されました(Sect.3.3)、Huyaが扁平な形状をしており、二次がその赤道面に沿って一次を周回していると仮定して。どちらの方法でも、ベルレスタから記録された陰性データと交差する周縁溶液は、SORA v0.3.1を使用して除外されました
filter_negative_chord機能(図2)4)周縁検索の結果は、表3の1列目と2列目に示されています。
Requivは取得した面積等価半径 (km)、Rdispersionは、最適適合楕円点と観測データ点の間の放射状残差 (km) に対応します。2023 Restrictソリューションは、2021年に取得した単一の検出からHuyaの周縁を取得するために使用されました。最後の列は、2023 Restrictアプローチと同じコンストレイントリムフィッティング手順の仮定を使用して得られた結果を示していますが、位置角度範囲PA = 51.6を使用しています∘
±2.2∘2019年に発表された19のポジティブコードに適用されました(図2)。9). 大きいχpdf^2 2019 Restrictソリューション(付録B)で得られたものは、以前に公開された正の和音の一部が時間オフセットを必要としていること、またはHuyaの周縁がそのイベントで何らかの地形を示したことを示唆している可能性があります。2019年のデータで観測されたが、2023年6月の記録には見られなかった推定上の地形的特徴は、2023年のデータに大きな誤差バーがあることと、2023年の観測が行われた回転位相の変化の組み合わせによって説明できます。また、オブジェクトプロファイルの北部に大きな特徴があり、Belesta データセットが負の弦になる可能性も無視できません。
表3:Huyaの最適四肢ソリューションのパラメータ(1σ)は、各アプローチについて導出されます(テキストを参照)。ザ∗記号は、四肢の解を拘束するために使用される位置角度の値をマークします。
パラメーター 2023年無料 2023年の制限 2019年の制限
図 4:2023年6月24日のHuyaによる恒星掩蔽で、決定的な結果が得られなかった観測点の位置は灰色の点線で示され、陽性の検出はカラフルな実線で表され、赤い線は
1σ不確実 性。薄緑色のセグメントは、ベルスタ天文台で記録された露光時間を表しており、観測されたプロファイルの北に最も近い負の弦に対応しています。濃い緑色の破線は、観測されたリムの南に最も近い負のコードに対応するAlboxステーションでキャプチャされた露光時間を示しています。ダッシュ間の空白は、両方のステーションでの露光間の読み取り時間を反映しています。黒の楕円は、a) 2023 Free アプローチと b) 2023 Restrict アプローチをそれぞれ使用した最適な四肢ソリューションです。グレーの領域は、
1σ各周縁決定アプローチの不確実性。影の動きの方向は黒い矢印で示されます。
Huyaの全球密度は、2つの異なる方法で決定できます:i)掩蔽からのシステム体積と、この研究で提示された衛星軌道適合から得られた質量(表6)を使用するか、または;ii) マクローリン平衡形状を仮定し、フーヤの自転周期を考慮に入れる。最初のアプローチでは、密度の基本方程式 (ρ1=M/V) で、Mは Huya のシステム質量、V
システムの合計ボリュームを示します。Huyaの体積は、真軸を持つ扁平な回転楕円体形状の仮定から得られました
a=b=a′=218.05±0.11km とc=a(1−ε)=187.5±2.4km、ここでεは、等価半径とアスペクト角度を考慮した真の扁平度です(付録Cの式C1を参照)。衛星体積の決定は、恒星の掩蔽単一弦D=165kmから得られた最小値から熱D=243kmまでの直径の球体を想定して行われる(付録C参照)。その結果、システム密度は
ρ1= 1073±66kg m^-3.
2 番目の方法は、一次のマクローリン平衡形状を仮定し、次のように次の方程式を使用します。Sicardy et al. (2011);Braga-Ribas et al. (2013):
どこθは Huya のアスペクト角で、衛星軌道の開口角と同じと想定されていました。
θ=60.0∘±3.5∘ 2023年6月の恒星掩蔽のために。Gは重力定数、Pは公開された回転周期 6.725 時間です。(Santos-Sanzら、2022).回転周期の不確かさが与えられていないため、0.01時間の誤差を想定しました。その結果、密度ρ2= 768±42㎏ m^-3ここで、不確実性は古典的な不確実性伝播の公式から来ています。両方の密度値間の不一致については、Sect4.で説明しています。
3.2 フヤの衛星による掩蔽
本研究では、S/2012 (38628) 1(以下、Huya衛星と呼ぶ)の3つのシングルコード検出について紹介します。シングルコード検出では、完全な周縁フィッティングはできません。したがって、公開された半径が 106.5 km の円形のリムを想定しました(Fornasierら、2013)そして、センター(f,g) を変化させて衛星アストロメトリを取得します。
2021年3月に取得したオンジェヨフ光度曲線は、標準偏差(0.23)が顕著で、露光時間は8.0秒です。それにもかかわらず、4.3σ恒星フラックスの低下は、本体による掩蔽の前に確認されました(図1)。3a)。衛星正の弦の長さは73±40 km です で、年
Huyaの投影された中心から北西に1910±55kmに位置しています。同じイベントについてイスラエルから取得したネガティブデータセットは、衛星円形リムの解に実質的な制約を提供しず、2つの天文学的解につながります(図5a、表4)。最新の衛星検出は、2023年6月24日にラ・パルマ天文台から行われました(図2)。3c)、南東方向のプライマリーからの平均分離は1603 kmです。このレコードは、Huyaの衛星肢の最も正確な測定値を表しており、弦の長さは179±14kmです
。しかし、このイベントには多くのネガティブデータセットが利用可能であるにもかかわらず、どのネガティブも衛星リムソリューションを制限するほどラパルマ天文台に十分近づいていません。その結果、図5cおよび表4に示すように、2つの等しく妥当な解が得られます。
図 5:本研究で解析した、(a) 2021-03-28、(b) 2023-02-17、(c) 2023-06-24 に観測されたHuya系による恒星掩蔽。正の和音は、赤いセグメントのエラーバーと色の実線で表されます。ネガティブなエクスポージャーが近い場合は濃い緑色のセグメントで示され、その他のネガティブなデータセットは薄緑色の破線で示されます。決定的でない結果は、灰色の点線で表されます。青い星は、2023年2月17日のHuyaの予測位置を示しています。黒の楕円はプライマリに最適なソリューションであり、シャドウ領域は
1σ疑い。点線と破線の円は、衛星検出の解決策を示しています (テキストを参照)。黒い矢印は影の動きの方向を示しています。
2023年2月にペンローズ天文台から取得したシングルコードデータでは、恒星フラックスが9秒間低下していることが明らかになりました(図2)。3b) は、
177±35スカイプレーンのkm。これは、このイベントの唯一の肯定的なデータであり、観測者は予測された影の経路の北に配置されていました。
1σ地域。ペンローズ天文台からのデータ取得はわずか2秒前に開始され、正の弦はその場所でのフーヤ掩蔽の予測瞬間(11:42:01.00 UTC)の62秒後に記録されました。Gaia カタログは、ターゲット星に対して重複しないフラグと RUWE = 0.996 を提供します。ここで、RUWE = 1 は完全に適切に動作するソースに対応します。さらに、イベントの日付でのnima v10軌道の精度は、両方の座標で10ミリ秒未満の不確実性があります。したがって、この正の検出のオフセットは、恒星のアストロメトリーが悪いことや、天体暦の大きな不確実性に起因するものではありません。それはそれ以上のものです
5σ Huyaの予測された位置から離れており、このような大きな天体測定オフセットは、掩蔽が主天体ではなくHuyaの衛星によって引き起こされたことを強く示唆しています。したがって、この陽性検出に円形のリムを取り付け、溶液をオランダ天文台で記録された近接陰性によってろ過し、単一中心の溶液を提供しました(図5b、表4)。このイベントではHuyaが検出されなかったため、nima v10による予測位置(不確かさあり)を使用して、表5に示されている相対位置との分離を計算しました スカイプレーン上の両方のコンポーネント間は1173±150kmです。
表4:Huyaのシステムのアストロメトリーは、3つの恒星の掩蔽イベントに由来します。Huyaの衛星と本体との間の相対的なアストロメトリーを表5に示します。
オブジェクト 日付 右赤経(α) 赤緯 (δ) 解決
3.3 衛星軌道決定
3回の別々の掩蔽中にHuyaの衛星を検出し、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)とケック天文台からのシステムの解像画像とともに、衛星の軌道を決定することを可能にしました。HSTアーカイブ画像は、2002年にSpace Telescope Imaging Spectrograph(STIS)、2012年にWide Field Camera 3(WFC3)を使用して、プログラム9110および12468によって撮影されました。STIS 画像はフィルタなしで取得しましたが、WFC3 画像は F606W および F814W フィルタで取得しました。これらの画像からの相対アストロメトリーは、十分に検証された処理パイプラインでTinyTimのモデルPSFを使用して、点像分布関数(PSF)フィッティング技術を使用して抽出されました(例:Grundyら、2008,2009).この研究で使用されたすべてのHST画像は、ミクルスキー宇宙望遠鏡アーカイブ(MAST)で入手できます:http://dx.doi.org/10.17909/8krd-3h13(カタログ10.17909 / 8krd-3h13)さらに、NIRC2のナローカメラとレーザーガイドスター補償光学を使用して、2021年に2つの観測が得られました(LGS AO;Wizinowichら、2006)ケック天文台で。これらの観察は、赤外線で行われました
Hフィルター (波長∼1.48 から 1.77μm)は、空の減算を可能にし、ホット/デッドピクセルを回避するために、ディザリングされた露出を含んでいました。相対アストロメトリーは、ガウスPSFフィットによって得られ、これは以前のケックTNB観測で使用された方法と一致しています(例:Grundyら、2011).2023年2月の恒星掩蔽から導き出された衛星アストロメトリーと、2021年3月と2023年6月のイベントからの平均位置がアストロメトリーデータベースに追加されました。
20年以上にわたって得られたアストロメトリックデータ(表5)は、Huya系の相互軌道を計算するための強力なデータセットを提供します。軌道フィッティングは、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)軌道フィッティングアプローチであるMultiMoonを使用して完了しました。Ragozzineら(2024)そしてProudfoot et al. (2024年あ,b).見るホッグ&フォアマン・マッキー(2018)MCMC法の入門書として。軌道フィットは、ケプラー運動(つまり、軌道歳差運動なし)の仮定の下で実行されました。この仮定については、後で確認します。グローバルベストフィットを見つけるために、数十回のオービットフィットが完了し、7次元の軌道パラメータ空間(システム質量、長半径、離心率、4軌道方位角)全体で初期ウォーカー位置をテストしました。
表5:Huyaの衛星相対赤経(α)と赤緯(δ) 日付順に並べられています。2021年3月と2023年6月の恒星掩蔽イベントのアストロメトリーでは、表4の両方のアストロメトリックソリューションの平均が考慮されています。
ジュリアン・デイト 日付 望遠鏡/機器 Δαcosδ σΔαcosδ Δδ σΔδ
(′′) (′′) (′′) (′′)
最初の探索的適合で好ましい軌道解が見つかると、好ましい解の中心近くから長い軌道近似が実行されました。MCMC軌道適合は、1000人のウォーカーを使用し、同時にマルコフ鎖を実行し、10000ステップのバーンインフェーズで開始し、その後マルコフ鎖を廃棄しました。バーンイン後、パフォーマンスの低いウォーカーは削除され、パフォーマンスの高いウォーカーのランダムな線形組み合わせに置き換えられ、その後、別の1000ステップのバーンインフェーズが実行されて破棄されました。ウォーカーの最後のアンサンブルは25000歩を走りました(Foreman-Mackey et al.,2013;Ragozzineら、2024;プラウドフットら、2024bさん、MCMCフィッティング手順の詳細については).フィット感の収束は、歩行者のトレースプロット、周辺後部、および関節後部の目視検査によって評価されました(付録Dを参照)。この 1 回の近似では、合計で 3,000 万セットを超える軌道パラメーターがデータに対してテストされました。予備的な探査ランを含めて、∼
可能な軌道パラメータの5億回のテストが実施されました。
この研究でテストされた軌道パラメータの量が多いにもかかわらず、最も適合したケプラー軌道(表6と図6に示されている)は
χ^2∼36 9自由度で、与える
χpdf^2∼4.この近似は統計的に品質が劣りますが、観測値の典型的な残差は比較的小さく、RMS 残差は 9 mas で、Keck のピクセルのサイズや HST ピクセルの 25% に匹敵します。真のケプラー軌道が適合度が悪い(または悪い)可能性は
∼5×10^−5または20,000人に1人。この低品質は、i)低品質のデータが相対天文データセットを汚染している、またはii)非ケプラー運動が低品質のケプラー軌道適合を引き起こしているという2つの問題のいずれかの結果である可能性が高いです。8つのアストロメトリー測定は高品質で、データ処理パイプラインは10年以上の使用を通じて検証されています(例:Grundyら、2008,2009).それでも、データ汚染は常に可能であり、可能性として捨てることはできません。Huyaシステムは、両方のコンポーネント間の最大分離が
∼0.1′′これは、HST と Keck の分解能限界に近づきます。HST WFC3 と比較して、JWST の NIRCam はわずかに高解像度のピクセル スケール (0.03′′/px を 0.04 と比較′′/px) とはるかに優れた PSF FWHM (0.029′′0.067と比較して′′)、データ汚染仮説を検証するためのプラットフォームを提供します。
テーブル 6:Huyaの衛星軌道は、パラメータを適合させ、導出しました。すべての軌道角度は、JD 2452400 (2002-05-05 12:00 UTC) の J2000 黄道フレームに関連していますが、派生した軌道極 (α,δ)はJ2000赤道フレームで与えられます。
フィットパラメータ 後方分布 ベストフィット
図 6:ケプラー軌道解と観測データの比較。黒い楕円は、2023-06-24 掩蔽中の Huya とその衛星の形をほぼ縮尺で表示しています。色付きの十字架は、観測のさまざまな時代における相対的なアストロメトリーを示しています。黒の線は、観測値をケプラーモデルによって予測された位置に接続します。色付きの楕円は、その暦年の最初の観測時の軌道を示しています。時間の経過に伴う見かけの軌道の違いは、衛星の軌道の開口角の変化を示しています(Sect.4)。
非ケプラー効果は、ここで紹介するような低品質の軌道近似を引き起こす可能性があります。システムの狭い相互軌道 (最大分離∼2000 km)と短軌道周期(∼3.5日)、推定される歳差運動は、20年間の観測ベースラインで容易に検出できる。セクション 3 で説明した 2023 Restrict アプローチで得られた Huya の 2 次元投影形状 (J2≈0.04)とTNBの歳差運動の解析式(プラウドフットら、2024bさん)、Huyaの衛星の軌道歳差運動周期は次のようになります
≲5これは、衛星の軌道が発見以来数回歳差運動をした可能性があることを意味します。したがって、(Huyaの赤道に関して)わずかな離心率や傾きでも、ケプラー運動からの大幅な逸脱が予想されます。したがって、衛星の軌道で検出された小さな離心率を考えると、非ケプラー効果は、上記の品質の適合の低さの良い説明です。
この仮説の簡単なテストは、観測データに適合する非ケプラー軌道を使用して実行されました。軌道は
χ2∼14 (χpdf2∼3)が得られましたが、これは追加の自由度から期待される改善以上のものです。この適合度(またはそれより悪い)が真の非ケプラー軌道によって達成されるランダムな可能性は、次のようになります
∼0.02、つまり50分の1の確率ですが、それでも期待よりもやや悪いです。したがって、適合が完全に収束しなかったか、観測値の誤差がやや過小評価されている可能性があります。グローバル近似として最適ではないと思われますが、非ケプラー近似は、上記のケプラー近似と比較して、質量、半長軸、および軌道周期が似ています。軌道解は、推定後陣(節点)歳差運動周期が100μA未満の合理的な非ケプラー軌道パラメータを持っています。
∼1−1.5 (∼2−3)年。この品質の劇的な改善は、非ケプラー効果が品質の低さの適合の原因である可能性が高いことを示しています。一方、ケプラー軌道の適合がシステムに関する重要な情報 (質量、長半径、周期など) をまだキャプチャしていることが確認されています。相互軌道特性の小さな変化は、非ケプラー解析後に起こると予想されますが、それらが包括的な結果を変える可能性は低いです。完全な非ケプラー軌道近似の実行には複雑さが伴うため、特に急速歳差運動の文脈では、この近似問題は将来の研究に延期します。
4 考察と結論
本研究では、既知の海王星外縁連星(TNB)の中で、レンポ・ヒイシに次いで2番目に短い相互軌道を持つ連星であるフヤ系による3つの恒星掩蔽事象を紹介する。2023年6月のイベントは、Huyaによる2番目の既知の多弦恒星掩蔽であり、ここで得られた3つのリム溶液(表3に示)は、
1σHuyaプロファイルが公開したレベルとSantos-Sanz et al. (2022)ただし、2023年のフリーアプローチから得られた位置角間隔は除きます。2019年の恒星掩蔽イベント以来、フーヤは動くだけでした
≈1.67%太陽の周りの軌道で、アスペクト角度を数度だけ変えます。したがって、観察された不一致は約 20∘楕円位置では、2019年と2023年の恒星掩蔽イベントの間の角度は、推定上の三軸形状にのみ起因します。ただし、公開された回転光度曲線の振幅は低くなっています(Santos-Sanzら、2022)Huya では、このような形状はサポートされていません。衛星がHuyaの赤道面を周回すると仮定すると、浅い回転光曲線は次のように報告されます。Santos-Sanz et al. (2022)ポールオン観測方向では説明できません。この文脈では、私たちが好む周縁ソリューションは、2023年のRestrictアプローチから来ています(図2)。4b)。
一方、2019年以降の投影面積がほぼ変化していないことや、回転光度曲線の振幅が小さいことから、フーヤは扁平字やマクローリン形をしていることがうかがえます。したがって、Huyaの全球密度を2つの異なる方法を使用して決定しました:i)連星系の質量と体積で、システム密度を求めます。
ρ1=1073±66㎏ m^-3(球状の衛星と両方の成分の密度が同じであると仮定します)およびii)Huyaの自転周期とChandrasekharsの形式化(チャンドラセカール、1969)の一次密度を得るためには、ρ2= 768±42kg^-3.Huya がマクローリン三次元形状を持ち、2 番目の解で示される密度を持つと仮定すると、直径が約 200 km の衛星の密度は 100 km 未満である必要があります。
≈3500km^-3最初の方法から得られたシステム全体の密度と一致するようにする。これは、衛星がこれまでに確認された中で最も密度の高い海王星外縁天体(TNO)であることを意味し、その可能性は非常に低いと思われる。別のアプローチは、Huyaとその衛星が同じ密度を共有していると仮定することであり、Huyaのみの密度は1073 kg mです-3は、最初のソリューションから導出されます。これを2番目の解と比較すると、この不一致は、Huyaがマクローリン平衡形状に適合していない可能性が高いことを示唆しています。Huyaの直径が静水圧平衡が予想される450 kmの限界に近いことを考えると、これはもっともらしいです(タンクレディ&ファーブル、2008).したがって、導出されたプロファイルと公開された回転光度曲線に基づいて、密度が 100 未満
ρ1=1073kg m^-3Huyaの推奨ソリューションです。
Huyaに加えて、2021年と2023年の恒星掩蔽イベントからのHuya衛星の3つのシングルコード検出も紹介します。2023年6月からの最良の周縁測定では、球形衛星を想定して、直径をD = 165 kmと下限としています。衛星の絶対等級HV= 6.68±0.18等は、システムとHuyaの絶対等級との間の磁束差から計算されました。
HV= 5.04±0.03等とHV= 5.31±それぞれ0.03等(Santos-Sanzら、2022).したがって、衛星幾何学的アルベドの上限を求めることができ、
pV= 0.15 です。Huya幾何学的アルベド(pV= 0.079±0.004)ですが、それでも衛星のサイズと形状について行った仮定に完全に依存しています。しかし、このような高いアルベドが確認されれば、光明衛星がTNOを周回する例はヒイアカに次いで2例目となります(Fernández-Valenzuelaら、2022).
シングルコード恒星掩蔽は、天体の軌道解を改善するための貴重なアストロメトリーを提供することができます(ロンメルら、2020)さらに、この物体が事前に軌道を決定していない衛星である場合。恒星の掩蔽から得られた相対アストロメトリーと、HSTとケックの画像から得られたアストロメトリーを用いて、フーヤの衛星の軌道を得ました。ケプラーのアプローチは低品質の軌道を示すため(表6)、非ケプラー軌道の仮説もテストしました。これにより、ケプラーの近似と比較して同様のパラメーターが得られます。高速歳差運動領域に完全非ケプラー軌道適合は複雑であり、将来の研究のトピックとなるでしょう。
私たちの結果によると、図6に示すように、衛星軌道の開口角度は観測の時間枠でゆっくりと減少しています。したがって、我々の導出されたケプラー軌道と、Huyaとその衛星の導出されたサイズを考えると、連星の相互イベントシーズンは2033年頃に始まると予想されている。最初は短い放牧イベントですが、最終的には次の年で期間と深さが増します。相互のイベントシーズンはピークに達します
∼2039年、長く続くイベントとともに∼システム全体が暗くなる5時間∼0.25等(Huyaの絶対等級と上記の組み合わせたシステムに基づく)。システムは比較的明るい(V=19−20等級)やイベントが数年間にわたって3.46日ごとに2回再発生するため、これらのイベントを観測することは、0.5〜1メートルの望遠鏡でも比較的アクセス可能です。この文脈では、相互のイベントシーズンが始まる前に、今後のイベントの正確なスケジュールを提供するために、高解像度の観測(HST、JWST、または場合によってはKeckから)を行う必要があります。相互イベントは、サイズ、形状、アルベド、表面アルベド斑入り、相互軌道プロパティなど、さまざまなシステムプロパティに関する情報を提供できます。相互のイベント中にタイトなバイナリTNOを観測するユニークな可能性を考えると、コミュニティは長期的な準備計画を検討する必要があります。
Huyaを取り巻く推定リングシステムの下限も、で説明されているのと同じ手順に従って決定されました。Santos-Sanz et al. (2022)そしてFernández-Valenzuela et al. (2023).リングの見かけの幅は、式 2 を使用して計算できます。
どこσ光度曲線の分散に対応し、vは掩蔽の瞬間におけるHuyaの見かけの天空速度(km / s)、Texpは各データセットに使用された露光時間(秒)、
p′は推定リングの見かけの不透明さです。の不透明さの間の探求
3σ<p′<1が作成され、最も正確なデータセットを図 7 に示します。リングの存在に対する最も厳しい制約は、Calar Alto ネガティブ データセットによって提供され、周囲を 8 km ほど狭い構造のプローブで
p′= 1 〜 18 kmの広いリングp′= 0.45 です。これらのデータのデッドタイムは、空の1.4kmの不確実性に相当します。したがって、3σより上になるように
レベルをCalar Altoデータでは、リング状の構造は見かけの不透明度が45%より大きいはずです
幅は9.4kmを超えています。ラ・パルマ島の光度曲線のデッドタイムは 0.05 秒ですが、ノイズが多く、不透明なリング (p′>0.69)見かけの幅が18kmを超える。最後に、ラ・サグラの光度曲線にはデッドタイムがなく、40 kmから112 km(p′=1.0から0.36).ベルスタとモンテックのデータセットは、図7では有望に見えますが、デッドタイムが2秒を超えており、不確実性が45kmを超えており、フヤを囲むリングの存在に意味のある制約を課すことができませんでした。したがって、すべての既知の小さな物体リング状の構造、見かけの不透明度、および半径方向の幅(p′,Wr)文献から回収した場合、ここで取得したデータセットでは、それらのほとんどを検出できません。Huyaに存在する場合、Calar Alto、Sierra Nevada(OSN)、およびLa Sagraの光度曲線で検出される唯一のリングシステムは、ハウメアのようなリングです。しかし、フラックスが3σ信頼水準は、次の範囲で表示されます。
≈ラ・サグラ光曲線でのHuyaの検出以外に、光曲線の予測位置を本体中心に9000 km(図1参照)。8)。
図 7. 各データセットのデータ分散と露出時間を考慮した、リングの見かけの不透明度 (p′) の関数としてのリングの半径幅 (本文参照)。データ ポイントは、小天体の周囲の既知のリングを表しています。
図 8. Huya の周囲のリングの存在について最良の制約を与える 3 つのデータセットについて、時間の関数として、ターゲット星のフラックス比 (赤) と不確実性 (灰色) を示します (本文を参照)。垂直の黒い線は、各サイトでの Huya 掩蔽の予測瞬間を示し、緑の破線は、各光度曲線の 3σ 検出レベルを示します。
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