キロメトリック電波は天王星の磁力線に飛び込んでくる電子からのサイクロトロン放射を言います。地球にも同じ放射がありオーロラとして極地で見えます。以下、機械翻訳。
天王星のキロメトリック電波を使用した天王星の衛星の受動的探査の実現可能性
キーポイント：
• 天王星の衛星の受動的探査は有望な概念であり、克服できない障害は確認されていない。
• NH3 が豊富な海洋の存在下では、氷と海の境界面を直接検出することが可能です。
• この方法は、衛星の外周や海洋温度が低い場合に最適であり、磁気誘導測定を補完します。
概要
私たちは、100 ～ 900 kHz 帯域の天王星のキロメトリック ラジオ (UKR) 放射を使用した天王星の氷衛星の受動的探査の実現可能性研究を紹介します。
観測ジオメトリ、UKR 特性の概要説明を提供し、感度を推定します。
カッシーニラジオプラズマ波動科学 (RPWS) に似ているが、
修正された受信機デジタイザと信号処理チェーン。 概念には次のものがあることを示します。
天王星の衛星内の冷たい海を直接かつ明確に検出できる可能性があり、
暖かい海洋が存在するか存在しない場合、内部構造に強い制約が与えられます。 として
したがって、この概念は地球物理学的ペイロードの一部であるため、探知において重要な役割を果たす可能性があります。
天王星の衛星内の海洋。 この概念の主な制限はコヒーレンス損失です
これは、UKR の拡大された光源サイズと照明ジオメトリへの依存に起因します。 これらの要因は、将来の天王星ミッションのツアー設計における制約を表しています。
飛行高度と遭遇タイミングの点で。
平易な言葉での要約
天王星の大きな衛星の下には地下海があるという仮説が立てられています。
氷のような地殻。 この論文は、地球に由来する自然電波放射を利用する可能性を分析します。
これらの海を探査する天王星のオーロラ。 冷たい氷は電波を通しません。
液体の水からの反射を容易に観察できます。 ラジオノイズパターンのモニタリング
天王星からの反射を探して、それを検出する直接的な方法となる可能性があります。
地下の海洋。
1 はじめに
天王星系は氷の巨人天王星と既知の 27 個の衛星で構成されています。 の中
これらの衛星、ミランダ、アリエル、ウンブリエル、ティタニア、オベロンの5大衛星は、
それらは地下海洋に存在する可能性があるため、特に関心が寄せられている（Hussmann et al.、2006;
ヘンドリックス他、2019年。 ビアソンとニモ、2022年。 Castillo-Rogez 他、2023)。 この可能性
太陽系における潜在的に居住可能な環境の探索に大きな関心を集めている
そして、衛星の熱と進化の歴史についての洞察を提供する可能性があります。 の
起源、世界、生命の 10 年にわたる調査では、天王星探査機と探査機のミッションが優先されました
この10年間に開始される次のフラッグシップとして。
5 つの衛星の中で最も内側にあるミランダは、表面が比較的若いことで知られています。
崖、峡谷、溝などの広範囲にわたる地殻変動は、最近の潮汐加熱現象の証拠として解釈されている（C. Beddingfield et al., 2015; C. B. Beddingfield, Leonard, et al., 2022）。 アリエルはまた、最も顕著に過去の活動の兆候を示しています。
溝、つまり延長によって形成されたと思われる峡谷 (C. B. Beddingfield、Cartwright、他、2022年）。
ウンブリエルにはクレーター状の表面があり、地殻変動の痕跡はほとんどありません (Schenk &ムーア、2020)。 2 番目に外側の衛星であるティタニアには、クレーターとクレーターが混在した状態が見られます。
滑らかな領域で、オベロンやウンブリエルの表面ほどクレーターが多くありません。
これは表面がより若いことを意味します (Kirchoff et al., 2022)。 オベロンの表面が最も重い
天王星のすべての衛星のクレーターがあり、したがって最も古い表面を持つ可能性があります。
天王星の衛星 (Kirchoff et al., 2022)。
氷と海の境界面を検出する実証済みの技術は磁気探査です。
エウロパ、カリスト、ガニメデ内の地下の液体水の海洋を発見するために使用されました。
(Kivelson et al., 1999, 2002) だけでなく、イオの火山活動が活発な表面の下に推定上のマグマオーシャンがある (Khurana et al., 2011)。 木星の衛星の磁気探査が達成される
これは、それらが浸漬されている時間変化する木星の磁気環境によって促進される磁気誘導によるものです。 今後の 2 つのミッション - NASA のエウロパクリッパー
ESA の JUICE - 磁気探査をさらに使用して、内部の海洋の特徴を明らかにする予定です。
エウロパ、ガニメデ、カリスト (Grasset et al., 2013; Phillips & Pappalardo, 2014)。 の
天王星の磁気圏の強力で非常に動的な磁気環境もまた、
天王星の衛星の磁気誘導調査を行うための偶然の研究所。
いくつかの最近の研究は、誘導磁場を検出する実現可能性を実証しました。
天王星の主要衛星の地下海洋からの痕跡
海洋構成（Arridge & Eggington、2021; Cochrane et al.、2021; Weiss et al.、2021）。
しかし、(Castillo-Rogez et al., 2023) は、これらの衛星の地下に海洋があることを示しました。
それらは存在し、寒く、厚さは数十キロメートルしかなく、アンモニアが豊富である可能性があります。
このような条件では、これらの残留海洋の電気伝導率は非常に低い可能性があります。
そのため、磁気誘導による検出が困難になります。
天王キロメートル電波 (UKR) の放射を使用したパッシブレーダー探査は、これらの衛星の内部構造に関する情報を提供する可能性があります。
氷の殻の厚さと地下海の存在と深さによって、磁気探査を補完する技術。 キロメートル単位の電波放射の範囲は 1
波長は 10 キロメートルまでで、大気のあるすべての惑星から放出されます。
および磁場 (Zarka、2004)。 キロメートル単位の排出が発生していることが観察されている
天王星からのものであり、サイクロトロンメーザーの不安定性によって生成されると仮説が立てられています（ガルキス）
& カー、1987)。 パッシブレーダーサウンディング技術の使用には、物の表面または地下からの自然に発生する電波の反射を検出および分析することが含まれます。
地球物理学的ターゲット (Romero-Wolf et al., 2015)。 電波の反射を解析することで
ミランダ、アリエル、ウンブリエル、ティタニア、オベロンの表面または地下から、それは可能性があります。
地下海の存在と氷の殻の厚さを決定することが可能です。
この論文では、海洋の音を受動的にレーダー探知する実現可能性を確立します。
100 ～ 900 kHz の周波数の UKR 放射を使用した天王星の衛星の表面下
帯域 (波長 0.33 ～ 3 km) をソースとして使用します。 この研究では、同様の機能を持つ機器を想定しています。
Cassini Radio and Plasma Wave Science (Gurnett et al., 2004) としての仕様ですが、
修正されたデジタイザと信号処理チェーンを使用して、相互相関を実行します。
パッシブサウンディングに必要なデータ。 この研究は受動的なサウンディングに似ています
木星の電波バーストを使用して木星の衛星について行われた実現可能性研究 (Romero-Wolf et al.,2015年; シュローダーら、2016年。 Steinbrügge et al.、2021)。 セクション 2 では、概念の概要を説明し、無線源の特性に関する現在の知識を要約します。
パッシブサウンドの感度は音源の空間範囲に依存するため（コヒーレンス損失が発生します)、機器が利用可能な時間帯域幅積、
ソースの可用性、および調査対象の媒体の無線損失、セクション 3、4、5 送信元のプロパティ、受信側のモデル、および
ターゲット プロパティをそれぞれ指定して、概念の初期検証を提供します。
図 1. を使用した天王星の氷衛星の受動的探査コンセプトの概要を示すフローチャート
天王星キロメトリック電波 (UKR) の放射。
図 2. UKR 源と氷衛星の形状。 南側の位置と広さ 青い「S」でラベル付けされた情報源は、ボイジャー 2 号の観測に基づいています (Menietti et al., 1990)。 図
天王星、源の範囲、氷の衛星ミランダの縮尺で描かれています。 UKR北部
赤い「N」のラベルが付けられた音源は、ボイジャー 2 号では観測されなかったので、それを対蹠的としてモデル化します。
南部のソースのクローン。 ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された天王星の紫外線画像
北と南のオーロラの間に形態学的差異が生じる (Lamy et al., 2017)、
これは、対応する無線ソース間の違いを示します。 詳細なモデリング
電波源は将来の研究に残されており (§7 を参照)、観測上の制約は最終的には変更される可能性があります。
宇宙船から直接得られるもの。 ベクトル rsrc は UKR ソース内の場所に対応します
から見た氷月からの視野角に対応する視野角θviewを持つ領域
位置rM。 この図では、氷衛星は UKR 南極と同じ経度に位置しています。
ソースですが、必ずしもそうであるとは限りません。 角度 Δθ は、見たときのソースの範囲を表します。
氷衛星から。
図 3. 天王星のキロメトリック電波 (UKR) 源 (Zarka、1998) の磁束密度を天王星の氷衛星の距離に正規化しました。 ミランダの磁束曲線は破線になっています。
ビームパターンがそれを照らすかどうかは現時点では不明です。 空の背景ノイズ
フラックス (Cane (1979) からのデータとパラメータ化) が比較のために含まれています。
図 4. 基準周波数 700 kHz の最大測深高度。 それぞれの氷衛星に対応する線は、事前に測深が可能な最大高度を推定します。
コヒーレンス損失は、ソース サイズ (天王星半径 RU の単位) の関数として発生し始めます。
700 kHz では、ソース サイズの上限が灰色の影付きの領域で示されます。 最大
高度はミランダの場合は約 50 km、オベロンの場合は約 1000 km に達します。
図 5. 氷衛星の天王星の関数としてのソースビュー角度 (図 2 で定義された θview)
経度。 トレースは、rsrc が南方の震源範囲にわたってサンプリングした点に対応します。
源 (青いトレース) と北の源 (赤いトレース) です。 UKR南部の発生源がモデル化されています
(Menietti et al.、1990) に基づいています。 北のソースはボイジャー 2 号では観測できませんでした。
プロキシとして、これを対蹠領域にマッピングされた南源モデルのコピーとして含めました。
北方の発信源の電波放射のモデル化は今後の課題です (さらなる議論については §7 を参照)。
実線の水平線は、南の UKR 光源が発生する視野角に対応します。
氷衛星を照らします。 黒い破線は理論上の最大円錐に対応します
Meniettiらの開口角。 （1990年）。 氷の中で最も近い (ミランダ) と最も遠い (オベロン)
対象となる衛星は、極端な例を示すために示されています。
図 6. スペクトル等価磁束密度 (SEFD) のノイズ バックグラウンドと予想値の比較
氷衛星における UKR の磁束密度。 対象となる各氷の衛星のフラックスは、ソリッドを使用して表示されます。
色付きの線。 受信機ノイズは、事前に測定されたカッシーニの低周波数帯域および高周波数帯域受信機です。
Zarka et al.で報告されているように、アンテナの展開まで。 (2004) を一点鎖線で示します。 下段
電子密度 ne = 1.0 cm^−3 に対応するプラズマノイズに制限されます。
と温度
Te = 3 × 10^3 ケルビンは黄色の破線で示され、上限は以下に対応します。
ne = 2500 cm^−3
温度 Te = 10^3 ケルビンは灰色の破線で示されています (本文を参照)
パラメータの選択の詳細)。 銀河の背景フラックスは黒い破線で示されています。
8 結論
受動的観測を行う天王星の氷の月雪氷圏のこの初期の実現可能性評価
天王星のキロメートル電波放射を利用することは有望です。 私たちはこの結論に達しました
ソース プロパティ、レシーバー モデル、ターゲット プロパティ、およびさまざまな範囲を評価した後、
天王星の氷衛星の雪氷圏の物理モデルの可能性。
天王星の氷衛星付近の UKR 源の磁束密度は、特定されたバックグラウンドよりも大幅に高く、パッシブのパフォーマンスを意味します
サウンディングは、積分時間と帯域幅の積によってのみ制限されます。 ソースエクステントは
パッシブサウンダーが適切な飛行高度でコヒーレンスを維持できるほど十分にコンパクトです。 ビームパターンとソース範囲により、UKR ソースの可用性が予測可能になります
値は少なくとも ～55%、ビーム パターンが広い場合は最大 ～87% になる可能性があります
天王星のボイジャー2号フライバイで利用できたものよりも。
この研究に使用された受信機は、NASA の RPWS 装置をモデルにしています。
カッシーニのミッションですが、バックエンドは 1 MHz の瞬間帯域幅で構成されています
デジタイザと信号処理チェーン。 測定された受信機のノイズフロアは大幅に下回っています
天王星の氷衛星付近の UKR フラックスは改善する必要がないため、
パッシブサウンド用にオンにします。 受信機周囲のプラズマ内の電子密度が一定である限り、プラズマ ノイズは対象の周波数帯域に大きな影響を与えません。
ne < 2500 cm^−3
これは、ヨーロッパの規模の拡大に基づいたかなり悲観的な推定です。
電離層と表面重力、および天王星系におけるボイジャー 2 号の測定は、
ne ≤ 1 cm^−3。 銀河系の騒音も、周囲の騒音に無視できる程度の影響を及ぼします。
対象の周波数 (< 1 MHz)。
磁気誘導技術が課題となる冷たい海洋の場合、パッシブ測深は可能です。
氷と海の境界面を直接調査します。 空隙率による減衰や散乱による損失は小さいと予測されます。 海洋が暖かい場合には、減衰が起こります。
海洋での直接検出は禁止されており、氷の温度が NH3 共晶温度を超えた場合でも下部氷殻内に塩水が存在すると予想され、依然として検出可能であるため、次の制約が可能になります。
氷殻の熱プロファイル。 このような状況下では、この方法は氷殻の厚さを直接測定することにより磁力誘導技術を補完します。
海洋特性を特徴付ける能力を強化します。
これが初期推定であることを考慮すると、以下に必要な主要なモデリングの改良点を特定しました。
このコンセプトをさらに発展させます。 電波放射シミュレーションと電離層密度プロファイル
期待値は、不確実性を理解し、ソースの可用性をより正確に推定するために重要です。 ゴニオポラリメトリック機能と UKR の今後の研究
氷の殻による掩蔽は、天王星の氷衛星についての理解をさらに深めるだろう
雪氷圏。
天王星のキロメトリック電波を使用した天王星の衛星の受動的探査の実現可能性
キーポイント：
• 天王星の衛星の受動的探査は有望な概念であり、克服できない障害は確認されていない。
• NH3 が豊富な海洋の存在下では、氷と海の境界面を直接検出することが可能です。
• この方法は、衛星の外周や海洋温度が低い場合に最適であり、磁気誘導測定を補完します。
概要
私たちは、100 ～ 900 kHz 帯域の天王星のキロメトリック ラジオ (UKR) 放射を使用した天王星の氷衛星の受動的探査の実現可能性研究を紹介します。
観測ジオメトリ、UKR 特性の概要説明を提供し、感度を推定します。
カッシーニラジオプラズマ波動科学 (RPWS) に似ているが、
修正された受信機デジタイザと信号処理チェーン。 概念には次のものがあることを示します。
天王星の衛星内の冷たい海を直接かつ明確に検出できる可能性があり、
暖かい海洋が存在するか存在しない場合、内部構造に強い制約が与えられます。 として
したがって、この概念は地球物理学的ペイロードの一部であるため、探知において重要な役割を果たす可能性があります。
天王星の衛星内の海洋。 この概念の主な制限はコヒーレンス損失です
これは、UKR の拡大された光源サイズと照明ジオメトリへの依存に起因します。 これらの要因は、将来の天王星ミッションのツアー設計における制約を表しています。
飛行高度と遭遇タイミングの点で。
平易な言葉での要約
天王星の大きな衛星の下には地下海があるという仮説が立てられています。
氷のような地殻。 この論文は、地球に由来する自然電波放射を利用する可能性を分析します。
これらの海を探査する天王星のオーロラ。 冷たい氷は電波を通しません。
液体の水からの反射を容易に観察できます。 ラジオノイズパターンのモニタリング
天王星からの反射を探して、それを検出する直接的な方法となる可能性があります。
地下の海洋。
1 はじめに
天王星系は氷の巨人天王星と既知の 27 個の衛星で構成されています。 の中
これらの衛星、ミランダ、アリエル、ウンブリエル、ティタニア、オベロンの5大衛星は、
それらは地下海洋に存在する可能性があるため、特に関心が寄せられている（Hussmann et al.、2006;
ヘンドリックス他、2019年。 ビアソンとニモ、2022年。 Castillo-Rogez 他、2023)。 この可能性
太陽系における潜在的に居住可能な環境の探索に大きな関心を集めている
そして、衛星の熱と進化の歴史についての洞察を提供する可能性があります。 の
起源、世界、生命の 10 年にわたる調査では、天王星探査機と探査機のミッションが優先されました
この10年間に開始される次のフラッグシップとして。
5 つの衛星の中で最も内側にあるミランダは、表面が比較的若いことで知られています。
崖、峡谷、溝などの広範囲にわたる地殻変動は、最近の潮汐加熱現象の証拠として解釈されている（C. Beddingfield et al., 2015; C. B. Beddingfield, Leonard, et al., 2022）。 アリエルはまた、最も顕著に過去の活動の兆候を示しています。
溝、つまり延長によって形成されたと思われる峡谷 (C. B. Beddingfield、Cartwright、他、2022年）。
ウンブリエルにはクレーター状の表面があり、地殻変動の痕跡はほとんどありません (Schenk &ムーア、2020)。 2 番目に外側の衛星であるティタニアには、クレーターとクレーターが混在した状態が見られます。
滑らかな領域で、オベロンやウンブリエルの表面ほどクレーターが多くありません。
これは表面がより若いことを意味します (Kirchoff et al., 2022)。 オベロンの表面が最も重い
天王星のすべての衛星のクレーターがあり、したがって最も古い表面を持つ可能性があります。
天王星の衛星 (Kirchoff et al., 2022)。
氷と海の境界面を検出する実証済みの技術は磁気探査です。
エウロパ、カリスト、ガニメデ内の地下の液体水の海洋を発見するために使用されました。
(Kivelson et al., 1999, 2002) だけでなく、イオの火山活動が活発な表面の下に推定上のマグマオーシャンがある (Khurana et al., 2011)。 木星の衛星の磁気探査が達成される
これは、それらが浸漬されている時間変化する木星の磁気環境によって促進される磁気誘導によるものです。 今後の 2 つのミッション - NASA のエウロパクリッパー
ESA の JUICE - 磁気探査をさらに使用して、内部の海洋の特徴を明らかにする予定です。
エウロパ、ガニメデ、カリスト (Grasset et al., 2013; Phillips & Pappalardo, 2014)。 の
天王星の磁気圏の強力で非常に動的な磁気環境もまた、
天王星の衛星の磁気誘導調査を行うための偶然の研究所。
いくつかの最近の研究は、誘導磁場を検出する実現可能性を実証しました。
天王星の主要衛星の地下海洋からの痕跡
海洋構成（Arridge & Eggington、2021; Cochrane et al.、2021; Weiss et al.、2021）。
しかし、(Castillo-Rogez et al., 2023) は、これらの衛星の地下に海洋があることを示しました。
それらは存在し、寒く、厚さは数十キロメートルしかなく、アンモニアが豊富である可能性があります。
このような条件では、これらの残留海洋の電気伝導率は非常に低い可能性があります。
そのため、磁気誘導による検出が困難になります。
天王キロメートル電波 (UKR) の放射を使用したパッシブレーダー探査は、これらの衛星の内部構造に関する情報を提供する可能性があります。
氷の殻の厚さと地下海の存在と深さによって、磁気探査を補完する技術。 キロメートル単位の電波放射の範囲は 1
波長は 10 キロメートルまでで、大気のあるすべての惑星から放出されます。
および磁場 (Zarka、2004)。 キロメートル単位の排出が発生していることが観察されている
天王星からのものであり、サイクロトロンメーザーの不安定性によって生成されると仮説が立てられています（ガルキス）
& カー、1987)。 パッシブレーダーサウンディング技術の使用には、物の表面または地下からの自然に発生する電波の反射を検出および分析することが含まれます。
地球物理学的ターゲット (Romero-Wolf et al., 2015)。 電波の反射を解析することで
ミランダ、アリエル、ウンブリエル、ティタニア、オベロンの表面または地下から、それは可能性があります。
地下海の存在と氷の殻の厚さを決定することが可能です。
この論文では、海洋の音を受動的にレーダー探知する実現可能性を確立します。
100 ～ 900 kHz の周波数の UKR 放射を使用した天王星の衛星の表面下
帯域 (波長 0.33 ～ 3 km) をソースとして使用します。 この研究では、同様の機能を持つ機器を想定しています。
Cassini Radio and Plasma Wave Science (Gurnett et al., 2004) としての仕様ですが、
修正されたデジタイザと信号処理チェーンを使用して、相互相関を実行します。
パッシブサウンディングに必要なデータ。 この研究は受動的なサウンディングに似ています
木星の電波バーストを使用して木星の衛星について行われた実現可能性研究 (Romero-Wolf et al.,2015年; シュローダーら、2016年。 Steinbrügge et al.、2021)。 セクション 2 では、概念の概要を説明し、無線源の特性に関する現在の知識を要約します。
パッシブサウンドの感度は音源の空間範囲に依存するため（コヒーレンス損失が発生します)、機器が利用可能な時間帯域幅積、
ソースの可用性、および調査対象の媒体の無線損失、セクション 3、4、5 送信元のプロパティ、受信側のモデル、および
ターゲット プロパティをそれぞれ指定して、概念の初期検証を提供します。
図 1. を使用した天王星の氷衛星の受動的探査コンセプトの概要を示すフローチャート
天王星キロメトリック電波 (UKR) の放射。
図 2. UKR 源と氷衛星の形状。 南側の位置と広さ 青い「S」でラベル付けされた情報源は、ボイジャー 2 号の観測に基づいています (Menietti et al., 1990)。 図
天王星、源の範囲、氷の衛星ミランダの縮尺で描かれています。 UKR北部
赤い「N」のラベルが付けられた音源は、ボイジャー 2 号では観測されなかったので、それを対蹠的としてモデル化します。
南部のソースのクローン。 ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された天王星の紫外線画像
北と南のオーロラの間に形態学的差異が生じる (Lamy et al., 2017)、
これは、対応する無線ソース間の違いを示します。 詳細なモデリング
電波源は将来の研究に残されており (§7 を参照)、観測上の制約は最終的には変更される可能性があります。
宇宙船から直接得られるもの。 ベクトル rsrc は UKR ソース内の場所に対応します
から見た氷月からの視野角に対応する視野角θviewを持つ領域
位置rM。 この図では、氷衛星は UKR 南極と同じ経度に位置しています。
ソースですが、必ずしもそうであるとは限りません。 角度 Δθ は、見たときのソースの範囲を表します。
氷衛星から。
図 3. 天王星のキロメトリック電波 (UKR) 源 (Zarka、1998) の磁束密度を天王星の氷衛星の距離に正規化しました。 ミランダの磁束曲線は破線になっています。
ビームパターンがそれを照らすかどうかは現時点では不明です。 空の背景ノイズ
フラックス (Cane (1979) からのデータとパラメータ化) が比較のために含まれています。
図 4. 基準周波数 700 kHz の最大測深高度。 それぞれの氷衛星に対応する線は、事前に測深が可能な最大高度を推定します。
コヒーレンス損失は、ソース サイズ (天王星半径 RU の単位) の関数として発生し始めます。
700 kHz では、ソース サイズの上限が灰色の影付きの領域で示されます。 最大
高度はミランダの場合は約 50 km、オベロンの場合は約 1000 km に達します。
図 5. 氷衛星の天王星の関数としてのソースビュー角度 (図 2 で定義された θview)
経度。 トレースは、rsrc が南方の震源範囲にわたってサンプリングした点に対応します。
源 (青いトレース) と北の源 (赤いトレース) です。 UKR南部の発生源がモデル化されています
(Menietti et al.、1990) に基づいています。 北のソースはボイジャー 2 号では観測できませんでした。
プロキシとして、これを対蹠領域にマッピングされた南源モデルのコピーとして含めました。
北方の発信源の電波放射のモデル化は今後の課題です (さらなる議論については §7 を参照)。
実線の水平線は、南の UKR 光源が発生する視野角に対応します。
氷衛星を照らします。 黒い破線は理論上の最大円錐に対応します
Meniettiらの開口角。 （1990年）。 氷の中で最も近い (ミランダ) と最も遠い (オベロン)
対象となる衛星は、極端な例を示すために示されています。
図 6. スペクトル等価磁束密度 (SEFD) のノイズ バックグラウンドと予想値の比較
氷衛星における UKR の磁束密度。 対象となる各氷の衛星のフラックスは、ソリッドを使用して表示されます。
色付きの線。 受信機ノイズは、事前に測定されたカッシーニの低周波数帯域および高周波数帯域受信機です。
Zarka et al.で報告されているように、アンテナの展開まで。 (2004) を一点鎖線で示します。 下段
電子密度 ne = 1.0 cm^−3 に対応するプラズマノイズに制限されます。
と温度
Te = 3 × 10^3 ケルビンは黄色の破線で示され、上限は以下に対応します。
ne = 2500 cm^−3
温度 Te = 10^3 ケルビンは灰色の破線で示されています (本文を参照)
パラメータの選択の詳細)。 銀河の背景フラックスは黒い破線で示されています。
8 結論
受動的観測を行う天王星の氷の月雪氷圏のこの初期の実現可能性評価
天王星のキロメートル電波放射を利用することは有望です。 私たちはこの結論に達しました
ソース プロパティ、レシーバー モデル、ターゲット プロパティ、およびさまざまな範囲を評価した後、
天王星の氷衛星の雪氷圏の物理モデルの可能性。
天王星の氷衛星付近の UKR 源の磁束密度は、特定されたバックグラウンドよりも大幅に高く、パッシブのパフォーマンスを意味します
サウンディングは、積分時間と帯域幅の積によってのみ制限されます。 ソースエクステントは
パッシブサウンダーが適切な飛行高度でコヒーレンスを維持できるほど十分にコンパクトです。 ビームパターンとソース範囲により、UKR ソースの可用性が予測可能になります
値は少なくとも ～55%、ビーム パターンが広い場合は最大 ～87% になる可能性があります
天王星のボイジャー2号フライバイで利用できたものよりも。
この研究に使用された受信機は、NASA の RPWS 装置をモデルにしています。
カッシーニのミッションですが、バックエンドは 1 MHz の瞬間帯域幅で構成されています
デジタイザと信号処理チェーン。 測定された受信機のノイズフロアは大幅に下回っています
天王星の氷衛星付近の UKR フラックスは改善する必要がないため、
パッシブサウンド用にオンにします。 受信機周囲のプラズマ内の電子密度が一定である限り、プラズマ ノイズは対象の周波数帯域に大きな影響を与えません。
ne < 2500 cm^−3
これは、ヨーロッパの規模の拡大に基づいたかなり悲観的な推定です。
電離層と表面重力、および天王星系におけるボイジャー 2 号の測定は、
ne ≤ 1 cm^−3。 銀河系の騒音も、周囲の騒音に無視できる程度の影響を及ぼします。
対象の周波数 (< 1 MHz)。
磁気誘導技術が課題となる冷たい海洋の場合、パッシブ測深は可能です。
氷と海の境界面を直接調査します。 空隙率による減衰や散乱による損失は小さいと予測されます。 海洋が暖かい場合には、減衰が起こります。
海洋での直接検出は禁止されており、氷の温度が NH3 共晶温度を超えた場合でも下部氷殻内に塩水が存在すると予想され、依然として検出可能であるため、次の制約が可能になります。
氷殻の熱プロファイル。 このような状況下では、この方法は氷殻の厚さを直接測定することにより磁力誘導技術を補完します。
海洋特性を特徴付ける能力を強化します。
これが初期推定であることを考慮すると、以下に必要な主要なモデリングの改良点を特定しました。
このコンセプトをさらに発展させます。 電波放射シミュレーションと電離層密度プロファイル
期待値は、不確実性を理解し、ソースの可用性をより正確に推定するために重要です。 ゴニオポラリメトリック機能と UKR の今後の研究
氷の殻による掩蔽は、天王星の氷衛星についての理解をさらに深めるだろう
雪氷圏。
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