彗星核の表面だけですがサブミリ波／ミリ波観測で温度や光学特性を測定。以下、.DeepL.com/Translator（無料版）で翻訳しました。
原始惑星物質の光学特性
Rosetta/MIROによる67P彗星の観測から得られた実際の原始惑星物質の光学特性
ABSTRACT
原始惑星系やデブリディスクの正しい理解とモデル化には、光学的性質が必要である。彗星は太陽系で最も原始的な天体であると仮定する。
彗星は太陽系で最も原始的な天体であると仮定して、実際の原始惑星物質の光学定数を導出することを目的とする。我々は、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の表面近傍の物質の複素屈折率
のサブミリ波・ミリ波観測をフィッティングすることにより、彗星表面近傍物質の複素屈折率を決定しました。
ロゼッタ衛星用マイクロ波放射計（MIRO）による彗星表面下の熱放射のサブミリ波／ミリ波観測と、熱物理学的手法による合成温度とのフィッティングを行い
熱物理モデルと放射伝達モデルによる合成温度で観測しました。彗星形成の2大シナリオに基づき、表層下層を
小石と均質に詰まった塵から構成される。表面物質が均質なダストである場合、長さ吸収係数
の解が得られた。
であり、波長1.594mmでは𝛼≥ 3.84cm^-1
波長
0.533 mm、熱伝導率0.006 W/m^1 K^-1 の場合
小石シナリオの場合、小石と波長1.594 mmの複素屈折率は、𝑛 = (1.074)であることがわかった。
𝑛 = (1.074 - 1.256) + i (2.580 - 7.431) - 10^-3 となります。
であることがわかった。他の制約を考慮すると、この結果は、彗星表面下のペブルの構成が
この結果は、他の制約を考慮すると、半径3mmから6mmまでの彗星表面下における小石の構成を示している。屈折率の実部
屈折率の実数部は、小球の組成とその体積充填率を拘束するために使用される。この光学的・物理的特性について、原始惑星系やデブリディスクの観測との関連で議論した。
の観測との関連で議論する。
キーワード 物理量とプロセス：不透明度、彗星：個体：67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星、ISM：塵：消光、惑星と衛星：形成
1. はじめに
ESA の宇宙ミッションであるロゼッタは、彗星を周回する軌道に乗り、彗星に着陸した最初のミッ ションである。
彗星を周回する軌道に乗り、彗星に着陸した最初のミッションである。ロゼッタに搭載された観測機器は
ロゼッタに搭載された観測装置は、2年以上にわたってターゲットとなる彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星（以下67P）を調査した。ロゼッタ探査機用マイクロ波放射計（MIRO）。
ロゼッタ軌道上マイクロ波観測装置（MIRO）は、他の10個の観測装置とともに、探査機の軌道上に搭載されています。MIROは、ミリ波とサブミリ波（以下、mm/sub-mm）の波長で動作する放射計で、そのため、探査機ロゼッタが発する熱放射を測定することができました。
67Pからの熱放射を測定することができます。
67Pの熱放射を測定することができました (Gulkis et al. 2007; Schloerb et al. 2015)。この方法は、原理的には彗星表面の表面下温度を調べることができます。
この方法は、彗星表面温度を測定することができ、これは彗星活動の物理的プロセスを理解する上で非常に重要である。
を理解する上で重要です。
を理解する上で非常に重要です（例えば、Gundlach et al.2020).
しかし、太陽放射から地表面温度を求めるには、放射伝達モデルの適用が必要である。
吸収と散乱が起こるからである。
が起こるからです。この2つの効果の効率は、複素屈折率に依存する。
その虚数部が吸収を、実数部が反射や回折を引き起こす。
実部によって反射や回折が起こる。
この研究では、MIROの観測から、彗星表面付近のサブミリ波・ミリ波光学特性を導き出しました。
67P. Schloerbら（2015）およびMacherら（2019）とは対照的である。
は吸収係数を仮定して計算を行ったが、我々は
は、熱物理学モデルを用いて、彗星上層の温度プロファイル
を彗星核上層部の温度プロファイルとして求める。その後、彗星核の
をフィッティングすることで、複素屈折率を導出した。
MIROで測定された67Pの表面下部の温度を、熱物理モデルと放射モデルから得られた合成温度でフィッティングし
をフィッティングすることで、複雑な屈折率を導き出しました。
彗星は太陽系で最も原始的な天体であると考えられている。
彗星は太陽系で最も原始的な天体であると考えられているため、彗星物質の屈折率から
彗星物質の屈折率は、実際の原始惑星物質の光学的性質を推定するために使用することができる。
彗星物質の屈折率は、サブミリ波・ミリ波領域における実際の原始惑星物質の光学的性質を推定するために用いることができます。この結果は
この結果は、アルマ望遠鏡による宇宙の若い塵の天体の観測に直接応用することができます。
アルマ望遠鏡による原始惑星系円盤やデブリ円盤などの観測に直接適用し、信頼性の高い
を得ることができます。さらに、得られた光学的特性は、以下のことにも役立ちます。
彗星核を構成する物質の同定にも役立ちます。
そこで、この原稿は以下のような構成になっています。まず、第2章では
で、MIRO観測装置の簡単な説明と、MIRO観測データの解析が行われます。
MIROのデータの解析。彗星表層の熱物理学的モデリングは
彗星表層部の熱物理学的モデリングと、MIROの合成輝度温度
MIRO輝度温度の導出について述べる。3. サブミリ波・ミリ波光学特性の導出については、Sect. 4で説明し
その結果について説明する。
ディスク観測への応用について説明する。最後に、7節で主な結果をまとめる。
をまとめる。
2 MIROの観測
2.1 ロゼッタ衛星のMIRO観測について
MIROは2周波ヘテロダイン放射計です。
(Gulkis et al. 2007) で、ロゼッタ宇宙船の軌道上に搭載されています。
です。その主な目的は、地表下の熱放射を測定することです。
彗星核の表面下（深さ10cm程度まで）から放射される熱放射を測定することです。
彗星核の表面下（深さ10cm程度）から放射される熱放射を測定し、彗星核に含まれる分子（主に水とその同位体）を特定することです。
67Pのコマにある分子（主に水とその同位体）を特定することです。MIROが受信した信号
直径30cmのアンテナで受信し、その信号を2台のヘテロダイン受信機に送信した。
2台のヘテロダイン受信機で受信する。これらの受信機は、波長
0.533mm（以下、サブミリ）と1.594mm（以下、ミリ）の波長で受信した。
で受信しました。対応する周波数はそれぞれ562.8GHz（sub-mm）および188.2GHz（mm）である（詳細はGulkis et al.2007を参照）。
を参照）。
本研究で使用したMIROデータは、アンテナ温度
を1秒間の平均値ᵄで表したものである。この温度は
この温度は、望遠鏡が受信した電力 ↪L_1D443↩ (ワット) から、以下の式で求められる。
𝑇A = 𝑃/ 𝑘 d𝜈 , (1)
𝑘はボルツマン定数、↪L_1D708↩はサブミリ波とミリ波受信機の帯域幅である。
はボルツマン定数、サブミリ波およびミリ波受信チャネルの帯域幅は ᵅ = 1 GHz
の値であり、それぞれᑑ = 1 GHz およびᑑ = 0.5 GHz である。この関係は、温度既知の2つの校正用ターゲットの観測とともに
温度既知の2つの校正ターゲットの観測
この関係を、温度が既知の2つの校正ターゲット(2014年は18℃と-47℃)の観測と併用して、観測の全時間帯におけるアンテナ温度
を取得することができます。MIROはアンテナ温度
を50.5msごとに収集し、34分ごとに校正ターゲットを観測した。
そして、そのデータを1秒ステップで平均化した。
この作業では、Choukroun et al. (2015)と同じ手順でアンテナ温度を輝度温度に変換した。
を満たす黒体の温度に相当する明るさ温度に変換した。
(放射率 = 1)が望遠鏡のビームを満たし、同じ
観測されたパワーに対応する。アンテナ温度と輝度温度は
Frerking et al.2019）を通して明るさ温度と関係します。
𝑇A = 1/𝑘・ℎ𝜈/𝑒^ℎ𝜈/k𝑇B - 1, (2)
は輝度温度、𝜈は信号の周波数、ℎはプランク定数である。
式2を用いて、対象となるすべての時間帯のᵄBを導出する。
2.2 適切なMIROデータセットの選択
MIROのデータは、ESA Planetary Science Archiveで公開されている。
MIROで測定された輝度温度とESA惑星科学アーカイブで得られた輝度温度を比較するために
熱物理・放射伝達モデルを適用して得られた温度と比較するために、適切な温度セットを選択し、さらにフィルタリングする必要があります。
を選択し、さらにデータの質を最適化するためのフィルタリングを行う必要があります。以下では
以下では、我々のアプローチとフィルタリングに重要なパラメータを紹介する。
を示す。
我々は、MIROが地表に近づいたときに測定されたものを選びました。
67P彗星の表面で最も高い空間分解能を得るために、67P彗星の表面に近づいたときに観測されたMIROのデータを選びました。
表面で最も高い空間分解能を得るために、67P彗星の表面に接近したときに測定されたものを選びました。これにより
このため、彗星核の特定の領域や関心領域に焦点を当てた研究が可能になりました。
特に平坦な領域は、最も複雑でない熱物理モデルを使うことができるため
を使うことができるからです。実際、彗星核の
表面の粗さ、影や崖の存在、そして自己発熱の影響を考慮する必要があることがわかりました。
自己発熱の影響を考慮する必要があることが示されている（Macher et al.(Macher et al.2019）。特に平坦な領域を選択することで、これらの影響を回避し
これらの影響を回避し、結果の信頼性を高めることができる。
そのような状態を発見したのは、2016年3月の春分の直前
オービターが67Pの表面から11kmまで接近したとき
に接近し、イムホテップ領域を観測しました。この領域は、その平坦さと67Pの赤道近くに位置することが特徴です。
平坦で、67P のビッグローブ上の赤道近くに位置することが特徴です（Augerら2015）。
図1. イムホテップ領域は、67P彗星のビッグローブ上に位置する。
オレンジ色に塗られたイムホテップのサブ領域 a で MIRO の観測を分析した。
オレンジ色で表示されている。しかし、赤道から遠く離れている部分（白色で表示）もあるため
しかし、赤道から離れた部分（白線で示す）があり、そのため光の当たり方が異なるので、ここでは、赤道から離れた部分の測定値だけを選んでいる。
MIROのビームの中心が赤道付近にある測定値のみを選択した。
の中心が赤道付近にあるものだけを選んでいる。
図2. 輝度温度（ケルビン）を1日24時間を基準とした局所有効日照時間に対してプロットしたもの。
1日24時間を基準とした実効的な太陽時に対してプロットした。0時間は真夜中、12時間は正午に相当する。
0時間は真夜中、12時間は正午に相当する。イムヘテプの小領域で測定された明るさの温度。
2016年3月にイムホテップのサブリージョン「a」で測定されたもの。ハイライトは、フィルタリングされた
図1の白枠によると、温度。
イムホテップは、4つのサブ領域「a-d」から構成されています（Thomas et al.2018). 我々は、サブ領域'a'で測定された温度を選択した。
なぜなら、それは赤道に最も近く、4つのサブ領域の中で最も平滑だからである。
小領域を選択した。図1は、オレンジ色で示したサブ領域aを67Pの形状モデルと重ね合わせ
を67Pの形状モデルに重ね合わせたものです。
図2は、2016年3月に測定されたイムホテップの亜領域'a'の日周温度曲線である。サブミリ波帯で得られた輝度
サブミリ波・ミリ波チャンネルで得られた輝度温度を、67P の有効な局所太陽時に対してプロットし
67P の有効局所太陽時に対してプロットした。有効局所太陽時
は、1日を24時間とし、0時間を午前0時、12時間を正午としたものである。
であり、12時間が正午に相当する。これらの温度データは、発光角60度以下の
これらの温度データは、60°より小さい放射角でフィルタリングされている。エミッション角とは、地表の法線とMIRの法線がなす角度のことである。
表面法線とMIROのボアサイトとの間の角度と定義される。このような
このような限定された発光角度では、信号の偏光は輝度温度にほとんど影響を与えない。
輝度温度への影響はほとんどありません。さらに、我々は
は、20km以下の距離で行われた測定値のみを選択した。
イムホテップのサブ領域aは、67Pの赤道付近ではない部分をまだカバーしているため
赤道付近ではないため、光の当たり方が異なる。
(図1参照）、さらに緯度・経度によるフィルタリングを行い、その結果
MIROのビームの中心を、緯度+10°から-10°、経度125°から135°の範囲に設定した。
の緯度、経度125°から135°の範囲を選択した（図1、白枠）。
を参照）。この領域はイムホテップのサブリージョン'a'で占められている。
選択された温度は濃い色で強調されている。
を図2に示す。つのMIROチャンネルのそれぞれについて、3つの温度セットが見つかった。
つのMIROチャンネルについて、3つの温度セットが見つかった。1つの測定は、3月19日
2016年3月19日14時36分～15時24分現地太陽時、他の2つのデータセットは2日後の2016年3月21日に記録された。
データセットは、2日後の2016年3月21日の3時28分から3時39分、および4時00分から4時12分（現地太陽時）の間に記録された。
時間帯に記録した。以下、この 3 組の気温を昼、夜 I、II と呼ぶ。
以下、3つの気温をそれぞれ昼、夜Ⅰ、夜Ⅱのケースと呼ぶ。夜間
夜間 II の測定は夜遅くに行われたが、測定された温度は、発光角度が異なるため
夜間Ⅱの測定は夜遅くに行われたが、発光角度が平均40°と異なるため、測定された温度はほぼ同じである。
であり、夜間 I では平均 40°、夜間 II では平均 30.5°である。発光角が小さいと
発光角が小さいと、より深い層からの放射が測定される。
夜間はより暖かい。その結果、夜間 II の場合
上層部は夜間Iの場合よりも温度が下がっている可能性がありますが
MIROは同様の温度を測定することができる。
異なるケースについて、上記の時間間隔で測定された輝度温度の平均値を使用する。
それぞれの最低・最高輝度温度
表1. MIROで測定した3つのケースの平均輝度温度↪L_1D447↩B
ケースを選択した。
ケース ᵄB in K
日 mm 188.7 ± 2.2
サブミリメートル 186.6 ± 4.2
夜間 I mm 150.6 ± 2.0
sub-mm 117.5 ± 2.7
ナイトII mm 150.6 ± 2.2
sub-mm 117.1 ± 2.9
は、アンテナ温度の不確かさと合わせて、MIROの測定値の不確かさを推定することができる。
MIROのアンテナ温度の測定不確かさ
は、サブミリ波チャネルで±1.0 K、ミリ波チャネルで±0.4 Kである
(である（Frerking et al.2019）。による誤差は考慮していない。
発光角の幅や彗星表面の緯度・経度範囲による誤差は考慮していない。
の幅による誤差は考慮していない。選択した測定の総誤差を求めるために、MIROランダム誤差の二乗と測定分散を加算し
の二乗と測定値のばらつきを足して平方根をとった。この誤差に
この誤差に、校正誤差1K（Schloerbbの表1参照）を加えた。
Schloerb et al. 2015 の表 1 に示されている)。MIROのビーム効率は
は、測定値に対する既知の影響ですが、この影響は、MIROの全ビーム効率を使用することでしか計算できません。
を決定するためにMIROの全ビームパターンを使用することによって計算されます。
ローカルイルミネーションを決定します。これは通常、より長い計算時間を必要とするため、実用的ではありません。
しかし、解析した測定回数が少ない我々のケースでは、これを実施した。したがって
数値熱モデルに使用される照明パターンは、ビーム効率誤差を考慮し
は、ビーム効率誤差を考慮に入れている。選択された平均輝度温度とそれに対応する不確かさを表1に示す。
表1に示す。
表2は、67P の地軸距離、ロゼッタ衛星から 67P までの距離、および、ロゼッタ衛星から 67P までの距離を示しています。
表2は、67P の太陽中心距離、ロゼッタ探査機から 67P の表面までの距離、および、温度測定の主な
温度測定の日付も示しています。MIROのフットプリント。
は、67Pの表面におけるビームの大きさを意味し、約24m（サブミリ）と計算される。
直径24 m (sub-mm) と74 m (mm) と算出された。
2.3 昼間のシャドウイング効果
日中、両チャンネルで測定された輝度温度は、ほぼ同等である（図2参照）。
で測定された輝度温度はほぼ同等である（図2参照）。しかし、通常の
の場合、波長が短くなるにつれて吸収効率が上がり、その結果、温度が高くなることが予想される。
しかし、通常の物質では、波長が短くなるにつれて吸収効率が上がり、サブミリ波帯の方が温度が高くなることが予想されます。
しかし、通常の物質であれば、波長が短くなるにつれて吸収効率が上がり、サブミリ波帯の温度が高くなることが予想されます。
というのも、上層は太陽による加熱が強いため、温度が高くなるはずだからです。夜間には
夜間には、2つの波長帯の間に予想された違いが見られます。
これは、上層部が深層部よりも低温であるためです。しかし
吸収率が高いということは、昼間はシャドウイングが起こりやすいということです。
彗星表面は有限の粗さを持つため、日中はシャドウイング効果が無視できない。
というのも、彗星表面は比較的平らであっても、有限の粗さをもっているからです。このため、MIROの観測は
その結果、MIROの測定値は、最初の数ミリメートル以内は暖かい（太陽光の下）温度と涼しい（影の下）温度が混在することになる。
このため、MIROの測定は、最初の数ミリメートル/数センチメートルの範囲で、暖かい温度と冷たい温度が混在することになり、これがサブミリ波帯の測定に大きく影響します。
サブミリ波長域の測定に影響を与え、ミリ波長域の測定にはあまり影響を与えない。
なぜなら、より深い層は全フラックスにより多く寄与しているからである。定量的な例を挙げると 熱物理モデル(3.2 節参照)は、15°C での表面温度を
熱物理モデル (3.2節参照) は、局所太陽時15時の表面温度を約220Kと予測し、これに対してサブミリ波帯で測定された輝度温度は約185Kである。
サブミリ波帯の明るさ温度は約185Kである。これは約15%のフラックス不足に相当する。
サブミリ波帯で測定された輝度温度は、暖かい温度（約220K）と冷たい温度（約120K）の線形結合で説明することができる。
後者はシャドウイングと表面の粗さに起因する。
表面粗さによるものである。したがって、MIROの日中のサブミリ波温度は
(は下限値として扱わなければならない。
を下限値として扱わなければならない。このことは、データ解析の際に考慮される。
ラジオメトリック測定における日中のシャドウ効果については、以前に
は以前に議論されたことがある。Grottら(2019)とOgawaら(2019)
は、日中の観測で同じ問題を経験し
小惑星リュウグウの輝度温度を分析する際に、赤外線放射計MARAで測定された
MASCOTに搭載された赤外線放射計MARAで測定した。このとき
昼間のデータは地形や表面の粗さに影響されるとして、夜間のデータのみを用いて熱物理モデルのフィッティングを行いました。
図3. 彗星地下領域の構成に関する2つのモデルのスケッチ（核の内外での熱放射の放射伝達を含む
彗星核の内外への熱放射の放射伝達を含む。各パネルの右上に、MIROの観測装置が示されている。彗星からこの方向に放射された光線だけが
MIROで検出することができます。背景の色は、2つの冷たい層の間に暖かい層がある、夜の場合を示しています (例として図5を参照)。左：典型的な
小石の大きさはmm-cm程度。矢印は、小石から放射される熱放射（矢印の始点）、吸収（矢印の終点）、屈折（矢印の終点）を示している。
矢印は、小石表面で屈折する熱放射を表しています（小石内部の点線）。右図。Űサイズのダスト粒子の緩やかな集合体としてのペブルのないモデル。矢印は
熱放射は放出（矢印の始点）または吸収（矢印の終点）される。MIROの波長とダスト粒子の大きさの長さのコントラストが大きいため
の長さのコントラストが大きいため、散乱や屈折が生じない。
図4. a) 67P彗星の太陽を回る軌道と主要な日付。
分析されたMIRO測定の位置は赤で色分けされている。軌道上に描かれた
軌道上に描かれているのは、熱物理モデルでシミュレーションされた彗星の日数の違い。
軌跡上に描かれているのは、熱物理モデルでシミュレーションした彗星の日数。日数は、2016 年 3 月 21 日の最後の測定
b) シミュレーションにおける照明条件の可視化。
b) シミュレーションにおける照明条件、すなわち太陽強度対時間の可視化。シミュレーションは日の出から始まり、昼と夜
昼と夜を通して実行される。太陽強度は正弦波関数であるため、昼間は最も強度が高い。
昼間の太陽強度は正弦波であるため、正午に最も高い強度に達する。夜間は
はゼロとなる。分析されたMIROの温度プロファイルを取得するため
のデータから温度プロファイルを得るために、昼、夜、I、II のそれぞれのローカルタイムでシミュレーションを停止する。
IとIIのケースは赤い点で示されている。
図5. 温度プロファイルの2つの例。左のパネルは温度深度プロファイル全体、右のパネルはMIROが感度を上げた表面下領域を拡大したもの。
右のパネルはMIROが感度を得た表面下領域を拡大したものである。すべての温度プロファイルは付録A(図A2および図A3)に掲載されている。
図 6. 発光角度ǽは、各層の深さǽを光路ǽに置き換えて考慮されている。
ťを光路ᵆに置き換えることで考慮している。
7 結論
この研究では、サブミリ波/ミリ波MIROの測定結果をもとに、彗星67Pの表面下の熱放射を合成してフィッティングを行いました。
彗星67Pの表面下部の熱放射を、熱物理モデルから得られた合成輝度温度でフィッティングし
輝度温度と、熱物理モデルおよび放射伝達モデルから得られた
放射伝達モデルによる合成輝度温度でフィッティングした。熱物理学モデルを仮定することで
熱物理モデルを仮定することで、67P彗星の表面近傍の物質の光学的性質を
を決定することができました。
惑星系の2つの主要な形成シナリオに従って、小石からなるダスト層と、より小さな粒からなる均質なダスト層をシミュレートしました。後者の場合
後者の場合、LambertBeer則に基づく放射伝達モデルを適用し、光学特性については、熱伝導率がℊのときのみ解を求めました。
熱伝導率 𝜆 = 0.006 Wm^-1K^-1
でしか光学特性の解が得られず、このことから
の均質なダストモデルの長さ吸収係数が示唆された。
𝛼 サブミリ波 ≥ 3.84 cm^-1であり、サブミリ波では
mm波長では 𝛼 ≈ 0.22 cm^-1 となる。
小石の場合、小石サイズが2つのMIRO波長より大きく、散乱効果を無視できないため、レイトレーシングのアルゴリズムを適用した。
散乱の影響を無視することはできない。レイトレーシングのシミュレーションでは
光線追跡シミュレーションでは、小球の複素屈折率を変化させ
mmの波長と小石の複素屈折率を変化させ、𝑛pebble,mm = (1.074 - 1.256) + i (2.580 - 7.431) - 10^-3
を導出した。
サブミリ波で測定された熱放射は、彗星表面のごく浅い部分から放射されたものであるため、この結果は破棄された。
この短波長の熱放射は彗星表面のごく浅いところから発生しており、1つの小石内の温度勾配をモデル化することは、現在の熱物理モデルの複雑さを超えているため、サブミリ波帯の結果は破棄されました。
を超える。
得られた光学的特性は、合成された
得られた光学特性を用いて、局所的な太陽時間の全範囲における輝度温度を導き出しました。
日周期のMIRO温度曲線と比較した。
と比較した。この比較は、各モデルとMIROの日周温度曲線の一般的な形状がよく一致していることを示している。
また、サブミリ波では日中の影が問題となることがわかった。サブミリ波とミリ波で波長が異なるが
mmチャンネルとサブmmチャンネルの波長差はわずか3倍であるが、シャドウイングはmmデータではそれほど重要な役割を果たさない可能性がある。
計算された長さ方向の吸収係数から得られる透過深度
というのも、計算された長さ方向の吸収係数から得られる透過深度は約4.5cmであり、これは小石の半径数個分に相当するからです。
半径に相当する。一方、サブミリ波帯の透過深度
は約0.3cm以下であり、小石の半径のオーダーであることがわかる。粗さも小石程度の大きさであれば、サブミリ波帯のデータは、小石径の影響を受ける。
サブミリ波ではシャドウイングの影響を受けるが、ミリ波ではほとんど受けない。
のデータはほとんど影響を受けない。
得られた屈折率の実数部を用いて
得られた屈折率の実部を用いて、微小球の組成と体積充填率に関する制約を導出した。
を導出した。ペブルは、真空、水氷、水溶液の三相混合物からできていると仮定する。
真空、水氷、耐火物からなる三相混合物であると仮定した。
後者は炭素質コンドライトやマグネシウム珪酸塩と混ざった炭素で表される。
Herique et al.(2017). 我々は、マグネシウム珪酸塩と混合された炭素が、最も高い内部ペブル体積を提供することを見出した
ペブル内体積充填係数が最も高く、ペブル間体積充填係数を考慮することで
ペブル間体積充填率を考慮することで、ペブル間体積充填率
の67P彗星の全容積充填係数と良い一致が見られた。
ペブルサイズが5mmと6mmの場合。この比較は
このように、彗星の体積充填率とコンサートの結果を比較した結果
この結果、半径1mmの小石は、彗星の体積に相当しないことがわかりました。
半径1mmの小石は、彗星物質を構成していない可能性が高いという結論に達しました。このように
の結果は、Blum et al.ら(2017)が提案した小石サイズの範囲を支持する。
私たちの結果の考察は、小石を含まない均一な表面下
小石を含まない均質な表面下物質と小石モデルの結果の考察は、彗星表面下の小石構成に向け、例えば、結果である
小石がない場合の熱伝導率は、5mmの小石がある場合の放射伝導率と一致する。
また、小石がない場合の熱伝導率は、調査した温度範囲における5mmの小石の放射伝導率と一致した。
一般に、熱伝導の基礎となるプロセス、ひいては地下の構造については
一般に、基礎となる熱伝導プロセスや地下構造は、日中の表面温度測定から推測することができる（Bischoff et al.）
しかし、残念ながら67P彗星ではそのような測定はできません。
67P彗星の表層下部の光学的・物理的特性は
67P彗星の光学的・物理的特性は、原始惑星系円盤やデブリの文脈で貴重な情報を提供します。
例えば、原始惑星系円盤や破片円盤の観測では、その光学的性質によって塵の質量を推定することができるためです。
原始惑星物質の光学特性
Rosetta/MIROによる67P彗星の観測から得られた実際の原始惑星物質の光学特性
ABSTRACT
原始惑星系やデブリディスクの正しい理解とモデル化には、光学的性質が必要である。彗星は太陽系で最も原始的な天体であると仮定する。
彗星は太陽系で最も原始的な天体であると仮定して、実際の原始惑星物質の光学定数を導出することを目的とする。我々は、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の表面近傍の物質の複素屈折率
のサブミリ波・ミリ波観測をフィッティングすることにより、彗星表面近傍物質の複素屈折率を決定しました。
ロゼッタ衛星用マイクロ波放射計（MIRO）による彗星表面下の熱放射のサブミリ波／ミリ波観測と、熱物理学的手法による合成温度とのフィッティングを行い
熱物理モデルと放射伝達モデルによる合成温度で観測しました。彗星形成の2大シナリオに基づき、表層下層を
小石と均質に詰まった塵から構成される。表面物質が均質なダストである場合、長さ吸収係数
の解が得られた。
であり、波長1.594mmでは𝛼≥ 3.84cm^-1
波長
0.533 mm、熱伝導率0.006 W/m^1 K^-1 の場合
小石シナリオの場合、小石と波長1.594 mmの複素屈折率は、𝑛 = (1.074)であることがわかった。
𝑛 = (1.074 - 1.256) + i (2.580 - 7.431) - 10^-3 となります。
であることがわかった。他の制約を考慮すると、この結果は、彗星表面下のペブルの構成が
この結果は、他の制約を考慮すると、半径3mmから6mmまでの彗星表面下における小石の構成を示している。屈折率の実部
屈折率の実数部は、小球の組成とその体積充填率を拘束するために使用される。この光学的・物理的特性について、原始惑星系やデブリディスクの観測との関連で議論した。
の観測との関連で議論する。
キーワード 物理量とプロセス：不透明度、彗星：個体：67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星、ISM：塵：消光、惑星と衛星：形成
1. はじめに
ESA の宇宙ミッションであるロゼッタは、彗星を周回する軌道に乗り、彗星に着陸した最初のミッ ションである。
彗星を周回する軌道に乗り、彗星に着陸した最初のミッションである。ロゼッタに搭載された観測機器は
ロゼッタに搭載された観測装置は、2年以上にわたってターゲットとなる彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星（以下67P）を調査した。ロゼッタ探査機用マイクロ波放射計（MIRO）。
ロゼッタ軌道上マイクロ波観測装置（MIRO）は、他の10個の観測装置とともに、探査機の軌道上に搭載されています。MIROは、ミリ波とサブミリ波（以下、mm/sub-mm）の波長で動作する放射計で、そのため、探査機ロゼッタが発する熱放射を測定することができました。
67Pからの熱放射を測定することができます。
67Pの熱放射を測定することができました (Gulkis et al. 2007; Schloerb et al. 2015)。この方法は、原理的には彗星表面の表面下温度を調べることができます。
この方法は、彗星表面温度を測定することができ、これは彗星活動の物理的プロセスを理解する上で非常に重要である。
を理解する上で重要です。
を理解する上で非常に重要です（例えば、Gundlach et al.2020).
しかし、太陽放射から地表面温度を求めるには、放射伝達モデルの適用が必要である。
吸収と散乱が起こるからである。
が起こるからです。この2つの効果の効率は、複素屈折率に依存する。
その虚数部が吸収を、実数部が反射や回折を引き起こす。
実部によって反射や回折が起こる。
この研究では、MIROの観測から、彗星表面付近のサブミリ波・ミリ波光学特性を導き出しました。
67P. Schloerbら（2015）およびMacherら（2019）とは対照的である。
は吸収係数を仮定して計算を行ったが、我々は
は、熱物理学モデルを用いて、彗星上層の温度プロファイル
を彗星核上層部の温度プロファイルとして求める。その後、彗星核の
をフィッティングすることで、複素屈折率を導出した。
MIROで測定された67Pの表面下部の温度を、熱物理モデルと放射モデルから得られた合成温度でフィッティングし
をフィッティングすることで、複雑な屈折率を導き出しました。
彗星は太陽系で最も原始的な天体であると考えられている。
彗星は太陽系で最も原始的な天体であると考えられているため、彗星物質の屈折率から
彗星物質の屈折率は、実際の原始惑星物質の光学的性質を推定するために使用することができる。
彗星物質の屈折率は、サブミリ波・ミリ波領域における実際の原始惑星物質の光学的性質を推定するために用いることができます。この結果は
この結果は、アルマ望遠鏡による宇宙の若い塵の天体の観測に直接応用することができます。
アルマ望遠鏡による原始惑星系円盤やデブリ円盤などの観測に直接適用し、信頼性の高い
を得ることができます。さらに、得られた光学的特性は、以下のことにも役立ちます。
彗星核を構成する物質の同定にも役立ちます。
そこで、この原稿は以下のような構成になっています。まず、第2章では
で、MIRO観測装置の簡単な説明と、MIRO観測データの解析が行われます。
MIROのデータの解析。彗星表層の熱物理学的モデリングは
彗星表層部の熱物理学的モデリングと、MIROの合成輝度温度
MIRO輝度温度の導出について述べる。3. サブミリ波・ミリ波光学特性の導出については、Sect. 4で説明し
その結果について説明する。
ディスク観測への応用について説明する。最後に、7節で主な結果をまとめる。
をまとめる。
2 MIROの観測
2.1 ロゼッタ衛星のMIRO観測について
MIROは2周波ヘテロダイン放射計です。
(Gulkis et al. 2007) で、ロゼッタ宇宙船の軌道上に搭載されています。
です。その主な目的は、地表下の熱放射を測定することです。
彗星核の表面下（深さ10cm程度まで）から放射される熱放射を測定することです。
彗星核の表面下（深さ10cm程度）から放射される熱放射を測定し、彗星核に含まれる分子（主に水とその同位体）を特定することです。
67Pのコマにある分子（主に水とその同位体）を特定することです。MIROが受信した信号
直径30cmのアンテナで受信し、その信号を2台のヘテロダイン受信機に送信した。
2台のヘテロダイン受信機で受信する。これらの受信機は、波長
0.533mm（以下、サブミリ）と1.594mm（以下、ミリ）の波長で受信した。
で受信しました。対応する周波数はそれぞれ562.8GHz（sub-mm）および188.2GHz（mm）である（詳細はGulkis et al.2007を参照）。
を参照）。
本研究で使用したMIROデータは、アンテナ温度
を1秒間の平均値ᵄで表したものである。この温度は
この温度は、望遠鏡が受信した電力 ↪L_1D443↩ (ワット) から、以下の式で求められる。
𝑇A = 𝑃/ 𝑘 d𝜈 , (1)
𝑘はボルツマン定数、↪L_1D708↩はサブミリ波とミリ波受信機の帯域幅である。
はボルツマン定数、サブミリ波およびミリ波受信チャネルの帯域幅は ᵅ = 1 GHz
の値であり、それぞれᑑ = 1 GHz およびᑑ = 0.5 GHz である。この関係は、温度既知の2つの校正用ターゲットの観測とともに
温度既知の2つの校正ターゲットの観測
この関係を、温度が既知の2つの校正ターゲット(2014年は18℃と-47℃)の観測と併用して、観測の全時間帯におけるアンテナ温度
を取得することができます。MIROはアンテナ温度
を50.5msごとに収集し、34分ごとに校正ターゲットを観測した。
そして、そのデータを1秒ステップで平均化した。
この作業では、Choukroun et al. (2015)と同じ手順でアンテナ温度を輝度温度に変換した。
を満たす黒体の温度に相当する明るさ温度に変換した。
(放射率 = 1)が望遠鏡のビームを満たし、同じ
観測されたパワーに対応する。アンテナ温度と輝度温度は
Frerking et al.2019）を通して明るさ温度と関係します。
𝑇A = 1/𝑘・ℎ𝜈/𝑒^ℎ𝜈/k𝑇B - 1, (2)
は輝度温度、𝜈は信号の周波数、ℎはプランク定数である。
式2を用いて、対象となるすべての時間帯のᵄBを導出する。
2.2 適切なMIROデータセットの選択
MIROのデータは、ESA Planetary Science Archiveで公開されている。
MIROで測定された輝度温度とESA惑星科学アーカイブで得られた輝度温度を比較するために
熱物理・放射伝達モデルを適用して得られた温度と比較するために、適切な温度セットを選択し、さらにフィルタリングする必要があります。
を選択し、さらにデータの質を最適化するためのフィルタリングを行う必要があります。以下では
以下では、我々のアプローチとフィルタリングに重要なパラメータを紹介する。
を示す。
我々は、MIROが地表に近づいたときに測定されたものを選びました。
67P彗星の表面で最も高い空間分解能を得るために、67P彗星の表面に近づいたときに観測されたMIROのデータを選びました。
表面で最も高い空間分解能を得るために、67P彗星の表面に接近したときに測定されたものを選びました。これにより
このため、彗星核の特定の領域や関心領域に焦点を当てた研究が可能になりました。
特に平坦な領域は、最も複雑でない熱物理モデルを使うことができるため
を使うことができるからです。実際、彗星核の
表面の粗さ、影や崖の存在、そして自己発熱の影響を考慮する必要があることがわかりました。
自己発熱の影響を考慮する必要があることが示されている（Macher et al.(Macher et al.2019）。特に平坦な領域を選択することで、これらの影響を回避し
これらの影響を回避し、結果の信頼性を高めることができる。
そのような状態を発見したのは、2016年3月の春分の直前
オービターが67Pの表面から11kmまで接近したとき
に接近し、イムホテップ領域を観測しました。この領域は、その平坦さと67Pの赤道近くに位置することが特徴です。
平坦で、67P のビッグローブ上の赤道近くに位置することが特徴です（Augerら2015）。
図1. イムホテップ領域は、67P彗星のビッグローブ上に位置する。
オレンジ色に塗られたイムホテップのサブ領域 a で MIRO の観測を分析した。
オレンジ色で表示されている。しかし、赤道から遠く離れている部分（白色で表示）もあるため
しかし、赤道から離れた部分（白線で示す）があり、そのため光の当たり方が異なるので、ここでは、赤道から離れた部分の測定値だけを選んでいる。
MIROのビームの中心が赤道付近にある測定値のみを選択した。
の中心が赤道付近にあるものだけを選んでいる。
図2. 輝度温度（ケルビン）を1日24時間を基準とした局所有効日照時間に対してプロットしたもの。
1日24時間を基準とした実効的な太陽時に対してプロットした。0時間は真夜中、12時間は正午に相当する。
0時間は真夜中、12時間は正午に相当する。イムヘテプの小領域で測定された明るさの温度。
2016年3月にイムホテップのサブリージョン「a」で測定されたもの。ハイライトは、フィルタリングされた
図1の白枠によると、温度。
イムホテップは、4つのサブ領域「a-d」から構成されています（Thomas et al.2018). 我々は、サブ領域'a'で測定された温度を選択した。
なぜなら、それは赤道に最も近く、4つのサブ領域の中で最も平滑だからである。
小領域を選択した。図1は、オレンジ色で示したサブ領域aを67Pの形状モデルと重ね合わせ
を67Pの形状モデルに重ね合わせたものです。
図2は、2016年3月に測定されたイムホテップの亜領域'a'の日周温度曲線である。サブミリ波帯で得られた輝度
サブミリ波・ミリ波チャンネルで得られた輝度温度を、67P の有効な局所太陽時に対してプロットし
67P の有効局所太陽時に対してプロットした。有効局所太陽時
は、1日を24時間とし、0時間を午前0時、12時間を正午としたものである。
であり、12時間が正午に相当する。これらの温度データは、発光角60度以下の
これらの温度データは、60°より小さい放射角でフィルタリングされている。エミッション角とは、地表の法線とMIRの法線がなす角度のことである。
表面法線とMIROのボアサイトとの間の角度と定義される。このような
このような限定された発光角度では、信号の偏光は輝度温度にほとんど影響を与えない。
輝度温度への影響はほとんどありません。さらに、我々は
は、20km以下の距離で行われた測定値のみを選択した。
イムホテップのサブ領域aは、67Pの赤道付近ではない部分をまだカバーしているため
赤道付近ではないため、光の当たり方が異なる。
(図1参照）、さらに緯度・経度によるフィルタリングを行い、その結果
MIROのビームの中心を、緯度+10°から-10°、経度125°から135°の範囲に設定した。
の緯度、経度125°から135°の範囲を選択した（図1、白枠）。
を参照）。この領域はイムホテップのサブリージョン'a'で占められている。
選択された温度は濃い色で強調されている。
を図2に示す。つのMIROチャンネルのそれぞれについて、3つの温度セットが見つかった。
つのMIROチャンネルについて、3つの温度セットが見つかった。1つの測定は、3月19日
2016年3月19日14時36分～15時24分現地太陽時、他の2つのデータセットは2日後の2016年3月21日に記録された。
データセットは、2日後の2016年3月21日の3時28分から3時39分、および4時00分から4時12分（現地太陽時）の間に記録された。
時間帯に記録した。以下、この 3 組の気温を昼、夜 I、II と呼ぶ。
以下、3つの気温をそれぞれ昼、夜Ⅰ、夜Ⅱのケースと呼ぶ。夜間
夜間 II の測定は夜遅くに行われたが、測定された温度は、発光角度が異なるため
夜間Ⅱの測定は夜遅くに行われたが、発光角度が平均40°と異なるため、測定された温度はほぼ同じである。
であり、夜間 I では平均 40°、夜間 II では平均 30.5°である。発光角が小さいと
発光角が小さいと、より深い層からの放射が測定される。
夜間はより暖かい。その結果、夜間 II の場合
上層部は夜間Iの場合よりも温度が下がっている可能性がありますが
MIROは同様の温度を測定することができる。
異なるケースについて、上記の時間間隔で測定された輝度温度の平均値を使用する。
それぞれの最低・最高輝度温度
表1. MIROで測定した3つのケースの平均輝度温度↪L_1D447↩B
ケースを選択した。
ケース ᵄB in K
日 mm 188.7 ± 2.2
サブミリメートル 186.6 ± 4.2
夜間 I mm 150.6 ± 2.0
sub-mm 117.5 ± 2.7
ナイトII mm 150.6 ± 2.2
sub-mm 117.1 ± 2.9
は、アンテナ温度の不確かさと合わせて、MIROの測定値の不確かさを推定することができる。
MIROのアンテナ温度の測定不確かさ
は、サブミリ波チャネルで±1.0 K、ミリ波チャネルで±0.4 Kである
(である（Frerking et al.2019）。による誤差は考慮していない。
発光角の幅や彗星表面の緯度・経度範囲による誤差は考慮していない。
の幅による誤差は考慮していない。選択した測定の総誤差を求めるために、MIROランダム誤差の二乗と測定分散を加算し
の二乗と測定値のばらつきを足して平方根をとった。この誤差に
この誤差に、校正誤差1K（Schloerbbの表1参照）を加えた。
Schloerb et al. 2015 の表 1 に示されている)。MIROのビーム効率は
は、測定値に対する既知の影響ですが、この影響は、MIROの全ビーム効率を使用することでしか計算できません。
を決定するためにMIROの全ビームパターンを使用することによって計算されます。
ローカルイルミネーションを決定します。これは通常、より長い計算時間を必要とするため、実用的ではありません。
しかし、解析した測定回数が少ない我々のケースでは、これを実施した。したがって
数値熱モデルに使用される照明パターンは、ビーム効率誤差を考慮し
は、ビーム効率誤差を考慮に入れている。選択された平均輝度温度とそれに対応する不確かさを表1に示す。
表1に示す。
表2は、67P の地軸距離、ロゼッタ衛星から 67P までの距離、および、ロゼッタ衛星から 67P までの距離を示しています。
表2は、67P の太陽中心距離、ロゼッタ探査機から 67P の表面までの距離、および、温度測定の主な
温度測定の日付も示しています。MIROのフットプリント。
は、67Pの表面におけるビームの大きさを意味し、約24m（サブミリ）と計算される。
直径24 m (sub-mm) と74 m (mm) と算出された。
2.3 昼間のシャドウイング効果
日中、両チャンネルで測定された輝度温度は、ほぼ同等である（図2参照）。
で測定された輝度温度はほぼ同等である（図2参照）。しかし、通常の
の場合、波長が短くなるにつれて吸収効率が上がり、その結果、温度が高くなることが予想される。
しかし、通常の物質では、波長が短くなるにつれて吸収効率が上がり、サブミリ波帯の方が温度が高くなることが予想されます。
しかし、通常の物質であれば、波長が短くなるにつれて吸収効率が上がり、サブミリ波帯の温度が高くなることが予想されます。
というのも、上層は太陽による加熱が強いため、温度が高くなるはずだからです。夜間には
夜間には、2つの波長帯の間に予想された違いが見られます。
これは、上層部が深層部よりも低温であるためです。しかし
吸収率が高いということは、昼間はシャドウイングが起こりやすいということです。
彗星表面は有限の粗さを持つため、日中はシャドウイング効果が無視できない。
というのも、彗星表面は比較的平らであっても、有限の粗さをもっているからです。このため、MIROの観測は
その結果、MIROの測定値は、最初の数ミリメートル以内は暖かい（太陽光の下）温度と涼しい（影の下）温度が混在することになる。
このため、MIROの測定は、最初の数ミリメートル/数センチメートルの範囲で、暖かい温度と冷たい温度が混在することになり、これがサブミリ波帯の測定に大きく影響します。
サブミリ波長域の測定に影響を与え、ミリ波長域の測定にはあまり影響を与えない。
なぜなら、より深い層は全フラックスにより多く寄与しているからである。定量的な例を挙げると 熱物理モデル(3.2 節参照)は、15°C での表面温度を
熱物理モデル (3.2節参照) は、局所太陽時15時の表面温度を約220Kと予測し、これに対してサブミリ波帯で測定された輝度温度は約185Kである。
サブミリ波帯の明るさ温度は約185Kである。これは約15%のフラックス不足に相当する。
サブミリ波帯で測定された輝度温度は、暖かい温度（約220K）と冷たい温度（約120K）の線形結合で説明することができる。
後者はシャドウイングと表面の粗さに起因する。
表面粗さによるものである。したがって、MIROの日中のサブミリ波温度は
(は下限値として扱わなければならない。
を下限値として扱わなければならない。このことは、データ解析の際に考慮される。
ラジオメトリック測定における日中のシャドウ効果については、以前に
は以前に議論されたことがある。Grottら(2019)とOgawaら(2019)
は、日中の観測で同じ問題を経験し
小惑星リュウグウの輝度温度を分析する際に、赤外線放射計MARAで測定された
MASCOTに搭載された赤外線放射計MARAで測定した。このとき
昼間のデータは地形や表面の粗さに影響されるとして、夜間のデータのみを用いて熱物理モデルのフィッティングを行いました。
図3. 彗星地下領域の構成に関する2つのモデルのスケッチ（核の内外での熱放射の放射伝達を含む
彗星核の内外への熱放射の放射伝達を含む。各パネルの右上に、MIROの観測装置が示されている。彗星からこの方向に放射された光線だけが
MIROで検出することができます。背景の色は、2つの冷たい層の間に暖かい層がある、夜の場合を示しています (例として図5を参照)。左：典型的な
小石の大きさはmm-cm程度。矢印は、小石から放射される熱放射（矢印の始点）、吸収（矢印の終点）、屈折（矢印の終点）を示している。
矢印は、小石表面で屈折する熱放射を表しています（小石内部の点線）。右図。Űサイズのダスト粒子の緩やかな集合体としてのペブルのないモデル。矢印は
熱放射は放出（矢印の始点）または吸収（矢印の終点）される。MIROの波長とダスト粒子の大きさの長さのコントラストが大きいため
の長さのコントラストが大きいため、散乱や屈折が生じない。
図4. a) 67P彗星の太陽を回る軌道と主要な日付。
分析されたMIRO測定の位置は赤で色分けされている。軌道上に描かれた
軌道上に描かれているのは、熱物理モデルでシミュレーションされた彗星の日数の違い。
軌跡上に描かれているのは、熱物理モデルでシミュレーションした彗星の日数。日数は、2016 年 3 月 21 日の最後の測定
b) シミュレーションにおける照明条件の可視化。
b) シミュレーションにおける照明条件、すなわち太陽強度対時間の可視化。シミュレーションは日の出から始まり、昼と夜
昼と夜を通して実行される。太陽強度は正弦波関数であるため、昼間は最も強度が高い。
昼間の太陽強度は正弦波であるため、正午に最も高い強度に達する。夜間は
はゼロとなる。分析されたMIROの温度プロファイルを取得するため
のデータから温度プロファイルを得るために、昼、夜、I、II のそれぞれのローカルタイムでシミュレーションを停止する。
IとIIのケースは赤い点で示されている。
図5. 温度プロファイルの2つの例。左のパネルは温度深度プロファイル全体、右のパネルはMIROが感度を上げた表面下領域を拡大したもの。
右のパネルはMIROが感度を得た表面下領域を拡大したものである。すべての温度プロファイルは付録A(図A2および図A3)に掲載されている。
図 6. 発光角度ǽは、各層の深さǽを光路ǽに置き換えて考慮されている。
ťを光路ᵆに置き換えることで考慮している。
7 結論
この研究では、サブミリ波/ミリ波MIROの測定結果をもとに、彗星67Pの表面下の熱放射を合成してフィッティングを行いました。
彗星67Pの表面下部の熱放射を、熱物理モデルから得られた合成輝度温度でフィッティングし
輝度温度と、熱物理モデルおよび放射伝達モデルから得られた
放射伝達モデルによる合成輝度温度でフィッティングした。熱物理学モデルを仮定することで
熱物理モデルを仮定することで、67P彗星の表面近傍の物質の光学的性質を
を決定することができました。
惑星系の2つの主要な形成シナリオに従って、小石からなるダスト層と、より小さな粒からなる均質なダスト層をシミュレートしました。後者の場合
後者の場合、LambertBeer則に基づく放射伝達モデルを適用し、光学特性については、熱伝導率がℊのときのみ解を求めました。
熱伝導率 𝜆 = 0.006 Wm^-1K^-1
でしか光学特性の解が得られず、このことから
の均質なダストモデルの長さ吸収係数が示唆された。
𝛼 サブミリ波 ≥ 3.84 cm^-1であり、サブミリ波では
mm波長では 𝛼 ≈ 0.22 cm^-1 となる。
小石の場合、小石サイズが2つのMIRO波長より大きく、散乱効果を無視できないため、レイトレーシングのアルゴリズムを適用した。
散乱の影響を無視することはできない。レイトレーシングのシミュレーションでは
光線追跡シミュレーションでは、小球の複素屈折率を変化させ
mmの波長と小石の複素屈折率を変化させ、𝑛pebble,mm = (1.074 - 1.256) + i (2.580 - 7.431) - 10^-3
を導出した。
サブミリ波で測定された熱放射は、彗星表面のごく浅い部分から放射されたものであるため、この結果は破棄された。
この短波長の熱放射は彗星表面のごく浅いところから発生しており、1つの小石内の温度勾配をモデル化することは、現在の熱物理モデルの複雑さを超えているため、サブミリ波帯の結果は破棄されました。
を超える。
得られた光学的特性は、合成された
得られた光学特性を用いて、局所的な太陽時間の全範囲における輝度温度を導き出しました。
日周期のMIRO温度曲線と比較した。
と比較した。この比較は、各モデルとMIROの日周温度曲線の一般的な形状がよく一致していることを示している。
また、サブミリ波では日中の影が問題となることがわかった。サブミリ波とミリ波で波長が異なるが
mmチャンネルとサブmmチャンネルの波長差はわずか3倍であるが、シャドウイングはmmデータではそれほど重要な役割を果たさない可能性がある。
計算された長さ方向の吸収係数から得られる透過深度
というのも、計算された長さ方向の吸収係数から得られる透過深度は約4.5cmであり、これは小石の半径数個分に相当するからです。
半径に相当する。一方、サブミリ波帯の透過深度
は約0.3cm以下であり、小石の半径のオーダーであることがわかる。粗さも小石程度の大きさであれば、サブミリ波帯のデータは、小石径の影響を受ける。
サブミリ波ではシャドウイングの影響を受けるが、ミリ波ではほとんど受けない。
のデータはほとんど影響を受けない。
得られた屈折率の実数部を用いて
得られた屈折率の実部を用いて、微小球の組成と体積充填率に関する制約を導出した。
を導出した。ペブルは、真空、水氷、水溶液の三相混合物からできていると仮定する。
真空、水氷、耐火物からなる三相混合物であると仮定した。
後者は炭素質コンドライトやマグネシウム珪酸塩と混ざった炭素で表される。
Herique et al.(2017). 我々は、マグネシウム珪酸塩と混合された炭素が、最も高い内部ペブル体積を提供することを見出した
ペブル内体積充填係数が最も高く、ペブル間体積充填係数を考慮することで
ペブル間体積充填率を考慮することで、ペブル間体積充填率
の67P彗星の全容積充填係数と良い一致が見られた。
ペブルサイズが5mmと6mmの場合。この比較は
このように、彗星の体積充填率とコンサートの結果を比較した結果
この結果、半径1mmの小石は、彗星の体積に相当しないことがわかりました。
半径1mmの小石は、彗星物質を構成していない可能性が高いという結論に達しました。このように
の結果は、Blum et al.ら(2017)が提案した小石サイズの範囲を支持する。
私たちの結果の考察は、小石を含まない均一な表面下
小石を含まない均質な表面下物質と小石モデルの結果の考察は、彗星表面下の小石構成に向け、例えば、結果である
小石がない場合の熱伝導率は、5mmの小石がある場合の放射伝導率と一致する。
また、小石がない場合の熱伝導率は、調査した温度範囲における5mmの小石の放射伝導率と一致した。
一般に、熱伝導の基礎となるプロセス、ひいては地下の構造については
一般に、基礎となる熱伝導プロセスや地下構造は、日中の表面温度測定から推測することができる（Bischoff et al.）
しかし、残念ながら67P彗星ではそのような測定はできません。
67P彗星の表層下部の光学的・物理的特性は
67P彗星の光学的・物理的特性は、原始惑星系円盤やデブリの文脈で貴重な情報を提供します。
例えば、原始惑星系円盤や破片円盤の観測では、その光学的性質によって塵の質量を推定することができるためです。
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