天王星の大きな衛星の赤い物質：不規則な衛星からの塵？

チタニアとオベロン天王星の大きな衛星には赤い部分が有るが、外側を回る不規則衛星起源説です。以下、機械翻訳。
天王星の大きな衛星の赤い物質：不規則な衛星からの塵？
（2018年6月5日に提出）
天王星の大型で潮汐ロックされた古典的な衛星は、それらの表面組成における縦横の傾向を示す。スペクトル的に赤色の物質は、外側の衛星TitaniaとOberonの公転方向半球で主に検出されています。さらに、検出されたH2O氷帯は、古典衛星の公転方向の半球上でより強く、H2O氷帯強度における先行/後続の非対称性は、天王星からの距離とともに減少する。観測された赤色物質の分布とH2Oの氷帯強度の傾向は、天王星の不規則な衛星からの塵の噴出に起因すると仮定します。これらのダスト粒子は、ゆっくりと減衰する軌道上を内側に移動し、最終的に古典衛星ゾーンに到達し、主に外側の衛星と衝突する。これらの衛星によって掃き出された塵の緯度分布は、南半球と北半球の半球にわたってかなり均一でなければならない。しかし、赤色の物質は、これらの衛星の南半球（亜太陽緯度81 S）でのみ検出されています。したがって、不規則なサテライトダストの影響が観測された赤化の強化を促進するかどうかをテストするために、我々は観測可能なこれらの衛星の北半球（サブオブザーバ緯度17〜35 N）の新しい地上ベースのデータを収集した。私たちの結果と分析は、発赤とH2Oの氷帯の強さの縦横の潮汐的な傾向が、これらの衛星の南北両方の緯度にわたって広く一致していることを示し、それによって我々の仮説を裏付けている。数値最適フィットモデル群を利用して、これらの衛星で検出された赤化エージェントの組成を調べ、複雑な有機物と非晶質の輝石の両方が我々のデータのスペクトルの勾配と一致することを発見した。我々は同じくＬ / Ｌの地帯にかかるスペクトルを提供する（~２.９ － ４.１μｍ）、中に前に未探検の周波数の範囲 天王星の衛星のための 分光法 の期間と我々は 木星と土星のシステムでスペクトル連続体の形と 反射能をこれらのＬ / ｌ’バンドデータで他の氷で覆われた衛星と比較します. さらに、我々は Titania の上に赤くなることについての可能な局地的に制限された拡張、古典の衛星の南の、そして北の半球の間のＨ2Ｏ氷バンドの強さにおける微妙な相違、ミランダの上の構成要素の分配とこれらの衛星の上の NH3 - 水化物の可能な存在を論じます。
閉じることにおいて、我々は 天王星系で未来の観察の、そして数のモデリング仕事で可能性がある指示を探究します。

図１：古典の 天王星の衛星（丁重さＮＡＳＡ / ＪＰＬ / - カリフォルニア工科大 / USGS）の、アリエルと Titania の夜サイドのセクションを持っているボイジャー２ / ＩＳＳイメージモザイク質的に（彼・それ）らの相対的な大きさ（表１でリストされた半径とそれぞれの衛星の質量）に大きさを調整された「天王星輝き」（Stryk と Stooke 、２００８）を使って開示されます。
それぞれの衛星の先導のセクション（青いＬ）を映し出しましたそして（オレンジＴ）をなびかせて、半球とそれらの南極（赤い円）のおよその場所、が同様に見せられます（天王星を持ったボイジャー２遭遇、~８１°Ｓの時点での subsolar ポイント）。 空間の解決がオベロンのために数百メートル / ミランダのためのピクセルから~６ km / ピクセルまで及びます。 図２が特にアリエルの主導的な半球のために、ここで見せられていない他のより品質が低いイメージを含むこれらのボイジャー２ / ＩＳＳイメージモザイクの地図によって計画されたバージョンを示します。


図２：中央の観測衛星の経度と IRTF / SpeX を使って３つの異なったチームによって作られた古典の 天王星の衛星の緯度：赤いダイヤモンド（パイカートライト、２０１２ － 2017) 、青い円（パイグランディ、２００１ － ２００６）、緑の三角形（パイリブキン、２０００）と紫の正方形（パイ Gourgeot 、２０１２年）. ベース地図はボイジャー２ / ＩＳＳイメージモザイク（丁重さＮＡＳＡ / ＪＰＬ / カリフォルニア工科大 / USGS 、 http://maps.jpl.nasa.gov/uranus.html) 。です アリエルと Titania の夜サイドのセクションが「天王星輝き」（Stryk と Stooke 、２００８）で明らかにされます。


図３：「雄大な平均」 PRISM 様式 SpeX スペクトルと我々が持っている６つの「ネイティブ決議」 LXD 様式 SpeX スペクトルは、 LXD スペクトルの「破棄された」バージョン（窓を破棄している広い５０ピクセル）とともに、（暗いグレー）集まりました。 見せられたすべてのスペクトルは~０.９６μｍにおいて幾何学的な albedo に大きさを調整されます（表１で要約されます）。
（、ｃ、ｅ、 g) 主な半球スペクトル（１つのσエラーが禁じる青）とスペクトル（オレンジ１σエラーバー）が（そのために）見せられる（ｂ、ｄ、ｆ、ｈ）末端の半球それぞれの衛星. telluric バンド（明るいグレーの地域）の周波数の範囲と IRAC チャンネル１（~３.１ － ４.０のμｍ、赤いバー）が示されます。


図４： SpeX スペクトル（PRISM 様式）の上に行なわれたスペクトルの測定の例が Titania の主導的な半球（中央の観測衛星経度２１°）の上に集まりました。 reflectance 比率（R1.26 μｍ / R0.72 μｍ）とＨ2Ｏバンドエリア大きさ（青）とＨ2Ｏバンドセンター大きさ（赤）で使われたデータポイントがハイライトされます。 Ｈ2Ｏバンドエリア測定のための連続体が、２.０２Ｈ2Ｏのμｍバンドの長波長の終わり（緑のライン）を識別するために利用される３番目のオーダー多項式を含めて、同じく見せられます。