大カイパーベルト天体 (50000) クワオアーの可視光線と熱光線曲線について
要約
最近の恒星掩蔽により、大きなカイパーベルト天体の正確な瞬間的なサイズと見かけの形状の決定が可能になりました。
(50000) Quaoar は、空間的に可変の光学深度を持つ 2 つのリングを検出しました。 この論文では、新しい可視範囲光度曲線データを紹介します。
Kepler/K2 ミッションからの Quaoar のスペクトルと、Herschel/PACS で得られた 100 および 160 μm での熱光度曲線。 K2 データは、
単一ピークの周期は 8.88 時間で、以前に決定された 8.84 時間に非常に近く、非対称の二重ピークの光曲線が有利になります。
周期は 17.76 時間です。 100 μm と 160 μm の両方で相対振幅が約 10% の熱光曲線が明確に検出されました。 詳細な
システムの熱物理モデリングは、体積相当直径が 1090 km、軸比 a/b = 1.19、b/c = 1.16 の三軸楕円体形状に測定が最もよく適合できることを示しています。 この形状は、公開されているオカルト形状と一致します。
視覚および熱光度曲線データも含まれます。 放射サイズの不確実性は、リングと衛星として比較的大きいままです (±40 km)。
システムに統合された磁束密度への寄与は不明です。 可能性は低いですが、リング/衛星の寄与が無視できる場合、
Quaoar のサイズは 1100 km を超え、熱慣性は ≤ 10 J m^−2 K^−1 s^−1/2 になります。
大きくて暗いウェイウォットとの組み合わせ
リングの寄与の可能性により、熱慣性≳ 10 J m^−2 K^−1 s^−1/2 と組み合わせて、サイズが 1080 km 未満になる可能性があります。
特にアルベドと色が似ている小さなカイパーベルト天体よりも高い。 Quaoar の密度は 1.67～1.77g・cm^−3 の範囲にあることがわかります。
、以前の推定よりも大幅に減少しました。 この密度値は、サイズ間で観察される関係に非常によく適合します。
最大のカイパーベルト天体の密度。
キーワード。 カイパーベルト天体: 個別: (50000) Quaoar
1. はじめに
大きなカイパー ベルト 天体 (50000) Quaoar はホット クラシックにあります
長半径 43.7 au の軌道 (Gladman et al. 2008)
8.0°の傾斜。 スペクトルの種類は中程度の赤色 (IR) です
その幾何学的アルベドは約 0.12 です (Pereira et al. 2023)。 クオアール
微惑星形成を理解するための重要な天体の一つです
初期の太陽系: これは太陽系の外側の 1 つです
およそ 1000 km の大きな本体と質量比 q ≲ 0.1 の小さな衛星をもつ天体。
同じサイズの小さいサイズのバイナリ (Noll et al. 2020; Holler
他。 2021a)。 セドナと冥王星の中間の大きさ
Moon、Charon、Quaoar は、揮発性の低いオブジェクトと揮発性の豊富なオブジェクトの間の移行オブジェクトであると想定されました (Brown et al.
2011）。 James Webb Space Tele スコープで得られた最近のスペクトル (Emery et al. 2023) は、軽質炭化水素であるメタンとエタンの存在と、2.7 から 2.7 の間の幅広い吸収を示しています。
3.6 μm は複雑な有機分子を示します。 これらは
メタンの照射の生成物と解釈され、示唆される
地表へのメタンの再供給。 結晶水の氷は
また、温度が一部の地域では 110 K にも達したことを示唆する報告もされており (Jewitt & Luu 2004; Emery et al. 2023)
過去 1000 万年の間の時間であり、クオアーでの衝突曝露または極低温火山活動を示しています。
物理的特性 (形状、サイズ、密度、回転など)
Quaoar の理論は、形成理論と進化理論を制約する上で非常に重要です。 最近の恒星掩蔽により、あるコンプレックスが明らかになった
クアオアールの周りの環系 (Braga-Ribas et al. 2013; Morgado)
他。 2023年; ペレイラら。 2023)、また、Quaoar のメインの見かけのサイズと形状の正確な決定も提供しました。
掩蔽イベント時の本体。 2022 年の掩蔽データを使用すると、クオアーの見かけの手足は楕円に適合する可能性があります
長半径 a’ = 579±4 km、見かけの扁平率
ϵ’ = 0.12 の 2つの不均一なリングが発見されました。
Q1Rは距離4157km、Q2Rは距離2520km、ともに外側
Quaoar の古典的な Roche 制限。 マルチコード恒星掩蔽は地上で測定する最も正確な方法ですが、
見た目の大きさや形は理解できない
回転特性 (周期、光度曲線の形状、スピン軸の方向) などの他の重要な物理的特性が含まれていない
表面温度、熱慣性、化学組成
(オルティス他、2020)。 比較的数が多くなりました
スピッツァー宇宙で測定された 178 個のケンタウルス座と太陽系外縁天体 (TNO) の熱放射測定結果
望遠鏡、ハーシェル宇宙天文台、WISE スペース
望遠鏡 (Stansberry et al. 2008; Müller et al. 2018, 2020)。
これらの測定は、これらのターゲットの熱特性と表面特性についての貴重な洞察を提供します (以下を参照)
例：Lellouch et al。 2013年; ラセルダら。 2014) これらのほとんど
測定は、これらのターゲットの熱放射のスナップショットを提供するだけであり、回転位相への依存性を考慮せず、代表的な磁束密度として使用されました。
より詳細な特性評価を可能にする熱放射光曲線は、少数の太陽系外縁天体についてのみ利用可能です。 たとえば、Lellouch et al. (2017) 取得
を使用した冥王星-カロン系における放射率効果の証拠
スピッツァーによって観測されたマルチバンド熱放射光曲線
そしてハーシェル宇宙望遠鏡。 ロックウッドら。 (2014) 取得
Haumea および Santos Sanz らの Spitzer/MIPS 70 µm 光度曲線データ。 (2017) の Herschel/PACS 光度曲線を分析しました。
ハウメア、2003 VS2 および 2003 AZ84、および低い表面を取得
これらのターゲット向けのサーマルインターシャ。 熱放射光
準惑星ハウメアの曲線はミュラーによって再評価された
他。 (2019) 掩蔽データを考慮し、
これらのデータは、主な熱特性を制約する可能性があります。
ハウメアの表面とハウメアの環の寄与
衛星からの熱放射。 最近の発見は、
リングとその既知の衛星により、Quaoar は同様に複雑なシステムになります。
この論文では、ケプラー宇宙望遠鏡の K2 ミッションからのデータと 100 μm および 160 μm での熱放射光曲線を使用した可視範囲光曲線測定を示します。
ハーシェル宇宙観測所のPACSカメラで観測。 潜在的な熱放出の寄与を推定します
クオアーのリングとその衛星ウェイウォットの様子。 これらのデータが使用されます
Quaoar の熱放射モデルを取得し、そのモデルを制約します。
形状、サイズ、密度、表面の熱特性。
2. Kepler-K2 光度曲線
K2 ミッションのキャンペーン 9 (Howell et al. 2014; Kiss et al.
2020) ケプラー宇宙望遠鏡は、
銀河の膨らみとクオアーは密集した恒星領域の中を移動していたため、測光は特に困難でした。
データの大部分を破棄する必要がありました。 この最初の選択により、次の期間をカバーする 601 個の光度曲線サンプルが得られました。
〜26日。 データ削減と測光は、
Kecskeméthy らと同じ方法です。 (2023) を参照します。
詳細については紙を参照してください。 QuaoarのK2光度曲線データを掲載
表1に記載されています。
得られた光度曲線を残留物を用いて分析した。
最小化アルゴリズム (Pál et al. 2016; Molnár et al. 2018)。
Molnár et al.で実証されているように。 (2018) この方法で得られた最適周波数は、次の結果と同じです。
ロム・スカーグル ピリオドグラムまたは高速フーリエ変換解析。一般に、一般的な不確実性が著しく小さくなります。
残留物。 Quaoar ライトカーブの場合、これらの方法
同一の結果が得られました。 周波数範囲 f ≤ 1 サイクル/日
(c/d) はノイズに強く支配されているため (Kecskeméthy et al. 2023 の詳細な議論を参照)、f = 1 ～ 10 c/d の周波数範囲で特性周波数を検索します。 で
図 1a はロム・スカーグルのピリオドグラムを示していますが、残差最小化手法ではほぼ同じ残差が得られました。
同じ主ピークを持つスペクトル。 最強の周波数
f = 2.704±0.022 c/d および対応する期間 P = 8.876±0.072 h で特定されました。これは、
Ortiz らによって報告された P = 8.84 時間。 (2003) および Thirouin et al。
(2010)、そして不確実なつながりの中でそれらの価値観と互換性があります。 扁円形からは単一ピークの光曲線が期待されます
表面アルベドの斑点を持つ回転楕円体。静水圧平衡にある大きな惑星体から通常予想される形状。
ロム・スカーグルのピリオドグラムにも別のピークが示されています
P = 11.748±0.109 h で非常に類似した強度を示しますが、
他のデータセットでも報告されています。 8.84 時間周期は以前の論文で報告されているため、この 2 番目のピークの原因は特定できませんでしたが、8.88 時間周期を次のピークとみなします。
以前に報告されたQuaoarの単一ピーク回転周期の確認
図 1: (a) Kepler-K2 クオアールの光度曲線 Lomb-Scargle ピリオドグラム
。 赤いマークは周波数を表します。
以前に特定された期間 P = 8.8402 時間に対応します。
新しい P = 8.876 時間です。 青いマークは 11.748 時間の周期に対応します (b) 折り畳まれた Kepler-K2 光度曲線
元の P = 8.84 時間の周期です。 赤い曲線は最適な正弦です
このピリオドを利用した関数です。 (c) (b) と同じですが、
P = 8.884 時間の期間。 (d) (b) と同じですが、
17.752 時間 (= 2×8.876 時間) 周期。
図 2: Herschel/PACS 光度曲線の画像例
データ。 OBSID と開始繰り返し 134229967/001 を含む 100 μm (上の行) と 160 μm (下の行) の LCDIFF 画像、
13422230111/001と13422230111/076が表示されます。 フォトムトライは画像中央の明るい光源に対して実行されます。 暗い部分はそれぞれの Quaoar の画像です。
背景画像。 すべての画像で色は -3σ から描画されます
(黒)と+3σ(白)。 黒と白の縞模様がエッジです
シングルスキャンマップの。 カバー範囲がかなり広いことに注意してください
低いため、ノイズはエッジに向かうにつれて高くなります。
中心。
図 3: (Herschel/PACS Quaoar の 100 および 160 µm の折り畳まれた光曲線 (a) P = 8.876 h で折り畳まれた 100 µm の熱光曲線
期間。 赤い曲線は、最適な単一ピーク正弦関数です。 黒い点と曲線は、ビン化されたデータを表します。 異なるドット
凡例で示されているように、色はさまざまな OBSID に対応します。 (b) P = 17.752 h で折りたたまれた 100 μm の熱光曲線
期間。 赤い曲線は、半周期 (P = 8.876 h) を持ち、半振幅が等しいと仮定した、最適な正弦関数です。 (c) 同じ
b) と同様ですが、ここでの赤い曲線は、P = 8.876 h 成分と P = 17.752 h 成分の組み合わせである、最適な 2 次正弦関数です。
つまり、折り返された光曲線の前半と後半で異なる振幅を許可します。 部分図 d)、e)、f) と同じ
対応する a)、b)、および c) の部分図ですが、160µm データを使用しています。
図 4: Quaoar のメインの極の方向
本体 (αp,δp)、掩蔽制約により許容され、偏球回転楕円体形状を想定
真の扁平率の値は 0.11 ≤ ϵ ≤ 0.2 (を参照)
カラーバー）。 黒い領域には ϵ > 0.20 が必要です。
黒星が推奨される極ソリューションです
Q1R リングの (Pereira et al. 2023)。 の
黒い点と丸は、極の解を示します。
ペレイラらによるウェイウォットの軌道。 （2023年）。 の
色付きの点と円は、Fraser らによる Weywot またはバイタル極のソリューションを示しています。 (2013) (赤
最も高い確率で)。 黒の + 記号は、私たちが使用する 2 つの極位置を示しています。
放射分析モデル: (α,δ) = (225◦、+70◦） そして(45°、-70°）。
図 5: 2000 年から 2030 年の期間における Quaoar のリングの 100 µm での磁束密度推定値。 曲線は、次のパラメータ (リング ID、反射率、光学的深さ、幅、半径) を持つ均質リング モデルに対応します: 水色: [Q1R,
I/F = 0.04、τ = 0.04、w = 52 km、r = 4057 km]; 中間の青:
[Q1R、0.50、0.04、52、4057]; 黒: [Q1R、0.04、0.40、5.2、4057];
紫: [Q1R、0.50、0.40、5.2、4057]; 赤: [Q2R、0.04、0.004、10、
2520]; オレンジ: [Q2R、0.50、0.004、10、2520]。
図 6: Quaoar の熱物理モデルの結果。 上: 利用可能なすべての IR 観測を対応する TPM 予測で割ったもの。等価直径 1090km の三軸形状を使用
、熱慣性12 J m^−2 K^−1 s^-1/2。 計算
リングと Weywot からの小さなフラックス寄与をアカウントに組み込みます (中間のケース)。 これらの絶対比は、モデル内のサイズと熱慣性の仮定に非常に敏感です。
24 μm ポイントは表面粗さの影響を強く受けます。
下: 小さなリングとウェイウォットの光束の寄与が、観測された PACS 100 および 160 µm のライトカーブ データから差し引かれています。
三軸 Quaoar モデルのソリューション (緑色では 100 µm、
160 µm（オレンジ色））が上に表示されます。 ボックスは以下を表します。
3 つの観測ブロックから導出された平均 PACS 値 (表 2 を参照)。
9. 議論と結論
この論文では、Kepler-K2 の可視範囲と (50000) Quaoar の Her schel/PACS 熱放射光曲線を示しました。
単一ピークと二重ピークの K2 光度曲線 (期間 P = 8.876 時間と 17.752 時間) の比較をセクション 2 で示します。 2 二重ピークの光曲線が強く好まれますが、単一ピークの光も望ましいこと
曲線を完全に除外することはできません。 Quaoar が偏球体の場合
二重ピークの場合は、約 180° の 2 つの類似したアルベド特徴が必要になります。
経度的には離れています。 熱放射光曲線は、両方とも約 10% の振幅で検出されます。
これらの回転周期を仮定した 100 μm および 160 μm の Herschel/PACS バンド。 ただし、熱光度曲線は、3 軸楕円体の回転によってより簡単に説明できます。 このような形状は、
また、Quaoar の数値が以下から得られたという事実とも一致します。
2011 年と 2022 年の掩蔽は明らかに異なっており (Braga Ribas et al. 2013; Pereira et al. 2023)、本質的に、扁円形（非三軸）形状。
一般に、最大のカイパーベルト天体は次のとおりであると考えられています。
静水圧平衡状態にあるため、ほぼ球形であるか、低速または中程度の強度のない流体を想定した最も単純なケースではマクローリン回転楕円体の形状に平らになるはずです。
速い回転。 ハウメアの原因としては高速回転が考えられますが、
三軸形状 (P = 3.9 h Ortiz et al. 2017)、Quaoar の回転
(周期が 8.88 時間または 17.7 時間のいずれか) は、そのような歪んだ形状の責任を負うには遅すぎます。 最大のカイパーベルトの一つ
天体冥王星とカロンは非常に丸いことが判明しました (Nimmo他。 2017) 非球面度が非常に小さい。 ハイを使った最近の作品
解像度画像 (Vernazza et al. 2021) は、メインベルトが
D ≥ 400 km の小惑星は球形であり、範囲内での偏差があります。
半径の 1%、および「不規則」から「不規則」への移行サイズ
「球形」の物体は、D ≈ 300 km 程度の低さである可能性があります。 この移行サイズは、氷の天体ではさらに小さくなると予想されます。
海王星横断領域では圧縮率が低いため、
強さ (Lineweaver & Norman 2010)。 しかし、最近の研究では
Kecskeméthy et al. (2023) 太陽系外縁天体は、大きなサイズで顕著に高い光度曲線振幅を示すことを発見しました。
(D ≥ 300 km) はメインベルト小惑星の間で見つかったものよりも大きい。 Quaoar は元々十分な速度で回転していたのではないかと考えられます。
三軸形状（ハウメアと同様）を得たこと、そして
形状は「凍結」されました。 ウェイウォットとの潮汐相互作用は、
その後、回転が現在の値まで遅くなりますが、そのシナリオの詳細なモデリングはこの文書の範囲外です。
Quaoar の密度推定値は大幅に進化しました。
改善点は衛星軌道の決定であり、
したがって、システムの質量が増加し、形状や形状の進歩によっても増加します。
サイズの決定。 Fraser & Brown (2010) はシステムを取得しました
Msys の質量 = 1.6×10^21 kg、および非常に高い嵩密度
ρ = 4.2 g cm^−3 は、次のように得られた小さなサイズ推定によるものです。
Spitzer の平均 (Stansberry et al. 2008; Brucker et al. 2009)
ハッブル (Brown & Trujillo 2004) のサイズ推定値。 バシエ
他。 (2012) は、1.65×10^21 kg の同様のシステム質量を得ました。
追加の衛星軌道データにより、システムの質量値は 〜1.3- となりました。
1.5×10^21 kg (Fraser et al. 2013)、より可能性の高い解は ([1.28-1.30]±0.09)×10^21 kg のより低い質量推定値を持ちます。 Herschel/PACS 熱赤外線測定の使用 Fornasier etアル。 (2013) Deq = 1074±38 km の最新のサイズを取得しました。 これをシステムの質量 1.4×10^21 kg と組み合わせると、彼らは計算しました。
システム密度 ρ = 2.13±0.29 g cm^−3
。 Fornasier らによる赤外線光束密度を適用します。 Brown & Butler (2017) は、追加のアルマ望遠鏡バンド 6 およびバンド 7 測定を使用して、Deq = 1079±50 km、密度推定値を発見しました。
ρ = 2.13±0.29 g cm^−3、システム質量は 1.4×10^21 kg。 の
最新のシステム質量値 (1.2±0.05)×10^21 kg は次のように取得されました。
モルガドら。 （2023年）。 ペレイラら。 (2023) は面積相当直径 1086±4 km を得、かさ密度は 1.99 g cm^−3 と計算されました。
。 これは Braga-Ribas で取得したものと同じです
他。 (2013) 別の掩蔽イベントから、平均値を使用
Msys の = 1.4×10^21 kg (Fraser らから) (2013) システム用
質量、および等価直径は 1110±5 km から得られます。
マクローリン回転楕円体を仮定した最適な掩蔽コード
形。
当社の熱放射モデルでは、
最新の掩蔽の形状とサイズの制約、可視光線曲線
Kepler/K2 からのデータ (回転周期と形状制約)、および
100 μm および 160 μm での熱光曲線により、追加の効果が得られます。
図 7: かさ密度対サイズ (体積等価半径)
Kuiper の最も大規模な 10 個のバイナリのプライマリの
ベルト、一次-二次イニシャル: P および C:
冥王星とカロン (Nimmo et al. 2017)、ED: エリス・ディスノミア
(Sicardy et al. 2011; Holler et al. 2021b)、HH: Haumea-Hi’iaka
(Ortiz et al. 2017; Dunham et al. 2019)、MM: Makemake MK2 (Ortiz et al. 2012; Brown 2013; Parker et al. 2018)、GX:
Gonggong-Xiangliu (Kiss et al. 2019)、OV: Orcus-Vanth (Brown)
& Butler 2018)、SA: Salacia-Actea (Brown & Butler 2017)、
VI: Varda-Ilmarë (Grundy et al. 2015; Souami et al. 2020)、
GG: G!kún∥’hòmdímà-G!ò’é!Hú (Grundy et al. 2019)。 灰色
ボックスは不確実性を表します。 Quaoar のさまざまなサイズ/密度の推定値は、次のように色で示されています。 シアン: ブラウン
＆バトラー（2017）; 水色: Fornasier et al. (2013)、ダークブルー:
ブラガ・リバスら。 (2013)、紫: Pereira et al。 (2023)、またはアンジェ: この作品、TPM モデル OB1。 ピンク：本作、TPMモデル
OB2; 赤：本作品、TPMモデルTC（三軸楕円体）
Deq = 1090 km)。 元の密度推定値 ρ = 4.2 g cm^−3
Fraser & Brown による (2010) は、この図の境界をはるかに超えています。
クオアーのサイズには限界があります。 これらは推奨される解決策ではありませんが、偏球回転楕円体のケース (OB1 および OB2) は、Deq = 1111 km および Deq = 1094 km の体積相当直径を提供します。
かさ密度 ρ = 1.67 g cm^−3 に相当
、 そしてρ = 1.75 g cm^−3
、それぞれ、Msys = 1.2×10^21 kg 質量を使用
Morgadoらによる推定。 （2023年）。 同様に、Deq = 1090 km の最適三軸楕円体ケース (TC) は、バルクに相当します。
ρ の密度 = 1.77 g cm^−3
、そしてこの後者の解決策（三軸形状）
非対称の双峰光曲線により好まれ、
2011 と 2022 のマルチコードの形状の違い
掩蔽（Braga-Ribas et al. 2013; Pereira et al. 2023）。 私たちの
上記の新しい値は、次の条件で得られた最低のかさ密度値です。
ここまではクワオアー。
これらの密度を状況に合わせて説明するために、以下と比較します。
最も大規模な連星系における初星の密度
信頼性の高いシステム質量が推定される海王星以遠領域では
これらの天体の電流密度推定値は、Rp ≲ 800 km までの半径と密度の間に強い相関関係を示しています。
マケマケとほぼ同じサイズで、2 つを「平らにする」
最大の天体、エリスと冥王星。 Quaoar の以前の推定値
密度は明らかにこの明確な傾向から外れています (図 7 の青と紫の記号)。 TPM ベースの推定値 (オレンジ、ピンク)
ただし、一般的な密度サイズの関係に非常によく適合します。 これらの形成を支配するプロセス
大きなカイパーベルト天体は完全には理解されていません（例：ブラウンを参照）
＆バトラー2018; 荒川ら。 2019）。 組成的に均質で、岩石の割合が 70% の岩石が豊富な貯留層
サイズの増加に伴う空隙率の減少は、〜1.8 g cm^-3 までの密度値を説明できます。
(Bierson & Nimmo 2019) しかし、最大のカイパーベルトのいくつかの密度を説明することはできません。
オブジェクト (マケマケ、エリス、トリトン)。 私たちの密度推定値が示唆するのは、
以前の高密度値が示したように、クワオアーの形成はおそらく特異なものではなく、クワオアーは他の大型カイパーベルト天体と同様の形成メカニズムに従っていたことが考えられます。
要約
最近の恒星掩蔽により、大きなカイパーベルト天体の正確な瞬間的なサイズと見かけの形状の決定が可能になりました。
(50000) Quaoar は、空間的に可変の光学深度を持つ 2 つのリングを検出しました。 この論文では、新しい可視範囲光度曲線データを紹介します。
Kepler/K2 ミッションからの Quaoar のスペクトルと、Herschel/PACS で得られた 100 および 160 μm での熱光度曲線。 K2 データは、
単一ピークの周期は 8.88 時間で、以前に決定された 8.84 時間に非常に近く、非対称の二重ピークの光曲線が有利になります。
周期は 17.76 時間です。 100 μm と 160 μm の両方で相対振幅が約 10% の熱光曲線が明確に検出されました。 詳細な
システムの熱物理モデリングは、体積相当直径が 1090 km、軸比 a/b = 1.19、b/c = 1.16 の三軸楕円体形状に測定が最もよく適合できることを示しています。 この形状は、公開されているオカルト形状と一致します。
視覚および熱光度曲線データも含まれます。 放射サイズの不確実性は、リングと衛星として比較的大きいままです (±40 km)。
システムに統合された磁束密度への寄与は不明です。 可能性は低いですが、リング/衛星の寄与が無視できる場合、
Quaoar のサイズは 1100 km を超え、熱慣性は ≤ 10 J m^−2 K^−1 s^−1/2 になります。
大きくて暗いウェイウォットとの組み合わせ
リングの寄与の可能性により、熱慣性≳ 10 J m^−2 K^−1 s^−1/2 と組み合わせて、サイズが 1080 km 未満になる可能性があります。
特にアルベドと色が似ている小さなカイパーベルト天体よりも高い。 Quaoar の密度は 1.67～1.77g・cm^−3 の範囲にあることがわかります。
、以前の推定よりも大幅に減少しました。 この密度値は、サイズ間で観察される関係に非常によく適合します。
最大のカイパーベルト天体の密度。
キーワード。 カイパーベルト天体: 個別: (50000) Quaoar
1. はじめに
大きなカイパー ベルト 天体 (50000) Quaoar はホット クラシックにあります
長半径 43.7 au の軌道 (Gladman et al. 2008)
8.0°の傾斜。 スペクトルの種類は中程度の赤色 (IR) です
その幾何学的アルベドは約 0.12 です (Pereira et al. 2023)。 クオアール
微惑星形成を理解するための重要な天体の一つです
初期の太陽系: これは太陽系の外側の 1 つです
およそ 1000 km の大きな本体と質量比 q ≲ 0.1 の小さな衛星をもつ天体。
同じサイズの小さいサイズのバイナリ (Noll et al. 2020; Holler
他。 2021a)。 セドナと冥王星の中間の大きさ
Moon、Charon、Quaoar は、揮発性の低いオブジェクトと揮発性の豊富なオブジェクトの間の移行オブジェクトであると想定されました (Brown et al.
2011）。 James Webb Space Tele スコープで得られた最近のスペクトル (Emery et al. 2023) は、軽質炭化水素であるメタンとエタンの存在と、2.7 から 2.7 の間の幅広い吸収を示しています。
3.6 μm は複雑な有機分子を示します。 これらは
メタンの照射の生成物と解釈され、示唆される
地表へのメタンの再供給。 結晶水の氷は
また、温度が一部の地域では 110 K にも達したことを示唆する報告もされており (Jewitt & Luu 2004; Emery et al. 2023)
過去 1000 万年の間の時間であり、クオアーでの衝突曝露または極低温火山活動を示しています。
物理的特性 (形状、サイズ、密度、回転など)
Quaoar の理論は、形成理論と進化理論を制約する上で非常に重要です。 最近の恒星掩蔽により、あるコンプレックスが明らかになった
クアオアールの周りの環系 (Braga-Ribas et al. 2013; Morgado)
他。 2023年; ペレイラら。 2023)、また、Quaoar のメインの見かけのサイズと形状の正確な決定も提供しました。
掩蔽イベント時の本体。 2022 年の掩蔽データを使用すると、クオアーの見かけの手足は楕円に適合する可能性があります
長半径 a’ = 579±4 km、見かけの扁平率
ϵ’ = 0.12 の 2つの不均一なリングが発見されました。
Q1Rは距離4157km、Q2Rは距離2520km、ともに外側
Quaoar の古典的な Roche 制限。 マルチコード恒星掩蔽は地上で測定する最も正確な方法ですが、
見た目の大きさや形は理解できない
回転特性 (周期、光度曲線の形状、スピン軸の方向) などの他の重要な物理的特性が含まれていない
表面温度、熱慣性、化学組成
(オルティス他、2020)。 比較的数が多くなりました
スピッツァー宇宙で測定された 178 個のケンタウルス座と太陽系外縁天体 (TNO) の熱放射測定結果
望遠鏡、ハーシェル宇宙天文台、WISE スペース
望遠鏡 (Stansberry et al. 2008; Müller et al. 2018, 2020)。
これらの測定は、これらのターゲットの熱特性と表面特性についての貴重な洞察を提供します (以下を参照)
例：Lellouch et al。 2013年; ラセルダら。 2014) これらのほとんど
測定は、これらのターゲットの熱放射のスナップショットを提供するだけであり、回転位相への依存性を考慮せず、代表的な磁束密度として使用されました。
より詳細な特性評価を可能にする熱放射光曲線は、少数の太陽系外縁天体についてのみ利用可能です。 たとえば、Lellouch et al. (2017) 取得
を使用した冥王星-カロン系における放射率効果の証拠
スピッツァーによって観測されたマルチバンド熱放射光曲線
そしてハーシェル宇宙望遠鏡。 ロックウッドら。 (2014) 取得
Haumea および Santos Sanz らの Spitzer/MIPS 70 µm 光度曲線データ。 (2017) の Herschel/PACS 光度曲線を分析しました。
ハウメア、2003 VS2 および 2003 AZ84、および低い表面を取得
これらのターゲット向けのサーマルインターシャ。 熱放射光
準惑星ハウメアの曲線はミュラーによって再評価された
他。 (2019) 掩蔽データを考慮し、
これらのデータは、主な熱特性を制約する可能性があります。
ハウメアの表面とハウメアの環の寄与
衛星からの熱放射。 最近の発見は、
リングとその既知の衛星により、Quaoar は同様に複雑なシステムになります。
この論文では、ケプラー宇宙望遠鏡の K2 ミッションからのデータと 100 μm および 160 μm での熱放射光曲線を使用した可視範囲光曲線測定を示します。
ハーシェル宇宙観測所のPACSカメラで観測。 潜在的な熱放出の寄与を推定します
クオアーのリングとその衛星ウェイウォットの様子。 これらのデータが使用されます
Quaoar の熱放射モデルを取得し、そのモデルを制約します。
形状、サイズ、密度、表面の熱特性。
2. Kepler-K2 光度曲線
K2 ミッションのキャンペーン 9 (Howell et al. 2014; Kiss et al.
2020) ケプラー宇宙望遠鏡は、
銀河の膨らみとクオアーは密集した恒星領域の中を移動していたため、測光は特に困難でした。
データの大部分を破棄する必要がありました。 この最初の選択により、次の期間をカバーする 601 個の光度曲線サンプルが得られました。
〜26日。 データ削減と測光は、
Kecskeméthy らと同じ方法です。 (2023) を参照します。
詳細については紙を参照してください。 QuaoarのK2光度曲線データを掲載
表1に記載されています。
得られた光度曲線を残留物を用いて分析した。
最小化アルゴリズム (Pál et al. 2016; Molnár et al. 2018)。
Molnár et al.で実証されているように。 (2018) この方法で得られた最適周波数は、次の結果と同じです。
ロム・スカーグル ピリオドグラムまたは高速フーリエ変換解析。一般に、一般的な不確実性が著しく小さくなります。
残留物。 Quaoar ライトカーブの場合、これらの方法
同一の結果が得られました。 周波数範囲 f ≤ 1 サイクル/日
(c/d) はノイズに強く支配されているため (Kecskeméthy et al. 2023 の詳細な議論を参照)、f = 1 ～ 10 c/d の周波数範囲で特性周波数を検索します。 で
図 1a はロム・スカーグルのピリオドグラムを示していますが、残差最小化手法ではほぼ同じ残差が得られました。
同じ主ピークを持つスペクトル。 最強の周波数
f = 2.704±0.022 c/d および対応する期間 P = 8.876±0.072 h で特定されました。これは、
Ortiz らによって報告された P = 8.84 時間。 (2003) および Thirouin et al。
(2010)、そして不確実なつながりの中でそれらの価値観と互換性があります。 扁円形からは単一ピークの光曲線が期待されます
表面アルベドの斑点を持つ回転楕円体。静水圧平衡にある大きな惑星体から通常予想される形状。
ロム・スカーグルのピリオドグラムにも別のピークが示されています
P = 11.748±0.109 h で非常に類似した強度を示しますが、
他のデータセットでも報告されています。 8.84 時間周期は以前の論文で報告されているため、この 2 番目のピークの原因は特定できませんでしたが、8.88 時間周期を次のピークとみなします。
以前に報告されたQuaoarの単一ピーク回転周期の確認
図 1: (a) Kepler-K2 クオアールの光度曲線 Lomb-Scargle ピリオドグラム
。 赤いマークは周波数を表します。
以前に特定された期間 P = 8.8402 時間に対応します。
新しい P = 8.876 時間です。 青いマークは 11.748 時間の周期に対応します (b) 折り畳まれた Kepler-K2 光度曲線
元の P = 8.84 時間の周期です。 赤い曲線は最適な正弦です
このピリオドを利用した関数です。 (c) (b) と同じですが、
P = 8.884 時間の期間。 (d) (b) と同じですが、
17.752 時間 (= 2×8.876 時間) 周期。
図 2: Herschel/PACS 光度曲線の画像例
データ。 OBSID と開始繰り返し 134229967/001 を含む 100 μm (上の行) と 160 μm (下の行) の LCDIFF 画像、
13422230111/001と13422230111/076が表示されます。 フォトムトライは画像中央の明るい光源に対して実行されます。 暗い部分はそれぞれの Quaoar の画像です。
背景画像。 すべての画像で色は -3σ から描画されます
(黒)と+3σ(白)。 黒と白の縞模様がエッジです
シングルスキャンマップの。 カバー範囲がかなり広いことに注意してください
低いため、ノイズはエッジに向かうにつれて高くなります。
中心。
図 3: (Herschel/PACS Quaoar の 100 および 160 µm の折り畳まれた光曲線 (a) P = 8.876 h で折り畳まれた 100 µm の熱光曲線
期間。 赤い曲線は、最適な単一ピーク正弦関数です。 黒い点と曲線は、ビン化されたデータを表します。 異なるドット
凡例で示されているように、色はさまざまな OBSID に対応します。 (b) P = 17.752 h で折りたたまれた 100 μm の熱光曲線
期間。 赤い曲線は、半周期 (P = 8.876 h) を持ち、半振幅が等しいと仮定した、最適な正弦関数です。 (c) 同じ
b) と同様ですが、ここでの赤い曲線は、P = 8.876 h 成分と P = 17.752 h 成分の組み合わせである、最適な 2 次正弦関数です。
つまり、折り返された光曲線の前半と後半で異なる振幅を許可します。 部分図 d)、e)、f) と同じ
対応する a)、b)、および c) の部分図ですが、160µm データを使用しています。
図 4: Quaoar のメインの極の方向
本体 (αp,δp)、掩蔽制約により許容され、偏球回転楕円体形状を想定
真の扁平率の値は 0.11 ≤ ϵ ≤ 0.2 (を参照)
カラーバー）。 黒い領域には ϵ > 0.20 が必要です。
黒星が推奨される極ソリューションです
Q1R リングの (Pereira et al. 2023)。 の
黒い点と丸は、極の解を示します。
ペレイラらによるウェイウォットの軌道。 （2023年）。 の
色付きの点と円は、Fraser らによる Weywot またはバイタル極のソリューションを示しています。 (2013) (赤
最も高い確率で)。 黒の + 記号は、私たちが使用する 2 つの極位置を示しています。
放射分析モデル: (α,δ) = (225◦、+70◦） そして(45°、-70°）。
図 5: 2000 年から 2030 年の期間における Quaoar のリングの 100 µm での磁束密度推定値。 曲線は、次のパラメータ (リング ID、反射率、光学的深さ、幅、半径) を持つ均質リング モデルに対応します: 水色: [Q1R,
I/F = 0.04、τ = 0.04、w = 52 km、r = 4057 km]; 中間の青:
[Q1R、0.50、0.04、52、4057]; 黒: [Q1R、0.04、0.40、5.2、4057];
紫: [Q1R、0.50、0.40、5.2、4057]; 赤: [Q2R、0.04、0.004、10、
2520]; オレンジ: [Q2R、0.50、0.004、10、2520]。
図 6: Quaoar の熱物理モデルの結果。 上: 利用可能なすべての IR 観測を対応する TPM 予測で割ったもの。等価直径 1090km の三軸形状を使用
、熱慣性12 J m^−2 K^−1 s^-1/2。 計算
リングと Weywot からの小さなフラックス寄与をアカウントに組み込みます (中間のケース)。 これらの絶対比は、モデル内のサイズと熱慣性の仮定に非常に敏感です。
24 μm ポイントは表面粗さの影響を強く受けます。
下: 小さなリングとウェイウォットの光束の寄与が、観測された PACS 100 および 160 µm のライトカーブ データから差し引かれています。
三軸 Quaoar モデルのソリューション (緑色では 100 µm、
160 µm（オレンジ色））が上に表示されます。 ボックスは以下を表します。
3 つの観測ブロックから導出された平均 PACS 値 (表 2 を参照)。
9. 議論と結論
この論文では、Kepler-K2 の可視範囲と (50000) Quaoar の Her schel/PACS 熱放射光曲線を示しました。
単一ピークと二重ピークの K2 光度曲線 (期間 P = 8.876 時間と 17.752 時間) の比較をセクション 2 で示します。 2 二重ピークの光曲線が強く好まれますが、単一ピークの光も望ましいこと
曲線を完全に除外することはできません。 Quaoar が偏球体の場合
二重ピークの場合は、約 180° の 2 つの類似したアルベド特徴が必要になります。
経度的には離れています。 熱放射光曲線は、両方とも約 10% の振幅で検出されます。
これらの回転周期を仮定した 100 μm および 160 μm の Herschel/PACS バンド。 ただし、熱光度曲線は、3 軸楕円体の回転によってより簡単に説明できます。 このような形状は、
また、Quaoar の数値が以下から得られたという事実とも一致します。
2011 年と 2022 年の掩蔽は明らかに異なっており (Braga Ribas et al. 2013; Pereira et al. 2023)、本質的に、扁円形（非三軸）形状。
一般に、最大のカイパーベルト天体は次のとおりであると考えられています。
静水圧平衡状態にあるため、ほぼ球形であるか、低速または中程度の強度のない流体を想定した最も単純なケースではマクローリン回転楕円体の形状に平らになるはずです。
速い回転。 ハウメアの原因としては高速回転が考えられますが、
三軸形状 (P = 3.9 h Ortiz et al. 2017)、Quaoar の回転
(周期が 8.88 時間または 17.7 時間のいずれか) は、そのような歪んだ形状の責任を負うには遅すぎます。 最大のカイパーベルトの一つ
天体冥王星とカロンは非常に丸いことが判明しました (Nimmo他。 2017) 非球面度が非常に小さい。 ハイを使った最近の作品
解像度画像 (Vernazza et al. 2021) は、メインベルトが
D ≥ 400 km の小惑星は球形であり、範囲内での偏差があります。
半径の 1%、および「不規則」から「不規則」への移行サイズ
「球形」の物体は、D ≈ 300 km 程度の低さである可能性があります。 この移行サイズは、氷の天体ではさらに小さくなると予想されます。
海王星横断領域では圧縮率が低いため、
強さ (Lineweaver & Norman 2010)。 しかし、最近の研究では
Kecskeméthy et al. (2023) 太陽系外縁天体は、大きなサイズで顕著に高い光度曲線振幅を示すことを発見しました。
(D ≥ 300 km) はメインベルト小惑星の間で見つかったものよりも大きい。 Quaoar は元々十分な速度で回転していたのではないかと考えられます。
三軸形状（ハウメアと同様）を得たこと、そして
形状は「凍結」されました。 ウェイウォットとの潮汐相互作用は、
その後、回転が現在の値まで遅くなりますが、そのシナリオの詳細なモデリングはこの文書の範囲外です。
Quaoar の密度推定値は大幅に進化しました。
改善点は衛星軌道の決定であり、
したがって、システムの質量が増加し、形状や形状の進歩によっても増加します。
サイズの決定。 Fraser & Brown (2010) はシステムを取得しました
Msys の質量 = 1.6×10^21 kg、および非常に高い嵩密度
ρ = 4.2 g cm^−3 は、次のように得られた小さなサイズ推定によるものです。
Spitzer の平均 (Stansberry et al. 2008; Brucker et al. 2009)
ハッブル (Brown & Trujillo 2004) のサイズ推定値。 バシエ
他。 (2012) は、1.65×10^21 kg の同様のシステム質量を得ました。
追加の衛星軌道データにより、システムの質量値は 〜1.3- となりました。
1.5×10^21 kg (Fraser et al. 2013)、より可能性の高い解は ([1.28-1.30]±0.09)×10^21 kg のより低い質量推定値を持ちます。 Herschel/PACS 熱赤外線測定の使用 Fornasier etアル。 (2013) Deq = 1074±38 km の最新のサイズを取得しました。 これをシステムの質量 1.4×10^21 kg と組み合わせると、彼らは計算しました。
システム密度 ρ = 2.13±0.29 g cm^−3
。 Fornasier らによる赤外線光束密度を適用します。 Brown & Butler (2017) は、追加のアルマ望遠鏡バンド 6 およびバンド 7 測定を使用して、Deq = 1079±50 km、密度推定値を発見しました。
ρ = 2.13±0.29 g cm^−3、システム質量は 1.4×10^21 kg。 の
最新のシステム質量値 (1.2±0.05)×10^21 kg は次のように取得されました。
モルガドら。 （2023年）。 ペレイラら。 (2023) は面積相当直径 1086±4 km を得、かさ密度は 1.99 g cm^−3 と計算されました。
。 これは Braga-Ribas で取得したものと同じです
他。 (2013) 別の掩蔽イベントから、平均値を使用
Msys の = 1.4×10^21 kg (Fraser らから) (2013) システム用
質量、および等価直径は 1110±5 km から得られます。
マクローリン回転楕円体を仮定した最適な掩蔽コード
形。
当社の熱放射モデルでは、
最新の掩蔽の形状とサイズの制約、可視光線曲線
Kepler/K2 からのデータ (回転周期と形状制約)、および
100 μm および 160 μm での熱光曲線により、追加の効果が得られます。
図 7: かさ密度対サイズ (体積等価半径)
Kuiper の最も大規模な 10 個のバイナリのプライマリの
ベルト、一次-二次イニシャル: P および C:
冥王星とカロン (Nimmo et al. 2017)、ED: エリス・ディスノミア
(Sicardy et al. 2011; Holler et al. 2021b)、HH: Haumea-Hi’iaka
(Ortiz et al. 2017; Dunham et al. 2019)、MM: Makemake MK2 (Ortiz et al. 2012; Brown 2013; Parker et al. 2018)、GX:
Gonggong-Xiangliu (Kiss et al. 2019)、OV: Orcus-Vanth (Brown)
& Butler 2018)、SA: Salacia-Actea (Brown & Butler 2017)、
VI: Varda-Ilmarë (Grundy et al. 2015; Souami et al. 2020)、
GG: G!kún∥’hòmdímà-G!ò’é!Hú (Grundy et al. 2019)。 灰色
ボックスは不確実性を表します。 Quaoar のさまざまなサイズ/密度の推定値は、次のように色で示されています。 シアン: ブラウン
＆バトラー（2017）; 水色: Fornasier et al. (2013)、ダークブルー:
ブラガ・リバスら。 (2013)、紫: Pereira et al。 (2023)、またはアンジェ: この作品、TPM モデル OB1。 ピンク：本作、TPMモデル
OB2; 赤：本作品、TPMモデルTC（三軸楕円体）
Deq = 1090 km)。 元の密度推定値 ρ = 4.2 g cm^−3
Fraser & Brown による (2010) は、この図の境界をはるかに超えています。
クオアーのサイズには限界があります。 これらは推奨される解決策ではありませんが、偏球回転楕円体のケース (OB1 および OB2) は、Deq = 1111 km および Deq = 1094 km の体積相当直径を提供します。
かさ密度 ρ = 1.67 g cm^−3 に相当
、 そしてρ = 1.75 g cm^−3
、それぞれ、Msys = 1.2×10^21 kg 質量を使用
Morgadoらによる推定。 （2023年）。 同様に、Deq = 1090 km の最適三軸楕円体ケース (TC) は、バルクに相当します。
ρ の密度 = 1.77 g cm^−3
、そしてこの後者の解決策（三軸形状）
非対称の双峰光曲線により好まれ、
2011 と 2022 のマルチコードの形状の違い
掩蔽（Braga-Ribas et al. 2013; Pereira et al. 2023）。 私たちの
上記の新しい値は、次の条件で得られた最低のかさ密度値です。
ここまではクワオアー。
これらの密度を状況に合わせて説明するために、以下と比較します。
最も大規模な連星系における初星の密度
信頼性の高いシステム質量が推定される海王星以遠領域では
これらの天体の電流密度推定値は、Rp ≲ 800 km までの半径と密度の間に強い相関関係を示しています。
マケマケとほぼ同じサイズで、2 つを「平らにする」
最大の天体、エリスと冥王星。 Quaoar の以前の推定値
密度は明らかにこの明確な傾向から外れています (図 7 の青と紫の記号)。 TPM ベースの推定値 (オレンジ、ピンク)
ただし、一般的な密度サイズの関係に非常によく適合します。 これらの形成を支配するプロセス
大きなカイパーベルト天体は完全には理解されていません（例：ブラウンを参照）
＆バトラー2018; 荒川ら。 2019）。 組成的に均質で、岩石の割合が 70% の岩石が豊富な貯留層
サイズの増加に伴う空隙率の減少は、〜1.8 g cm^-3 までの密度値を説明できます。
(Bierson & Nimmo 2019) しかし、最大のカイパーベルトのいくつかの密度を説明することはできません。
オブジェクト (マケマケ、エリス、トリトン)。 私たちの密度推定値が示唆するのは、
以前の高密度値が示したように、クワオアーの形成はおそらく特異なものではなく、クワオアーは他の大型カイパーベルト天体と同様の形成メカニズムに従っていたことが考えられます。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます