アンモニウム塩は、彗星核とおそらく小惑星で窒素の貯蔵庫です

ESAのニュースの論文です。金星、地球と火星の大気は窒素の比率が組成の１番か２番、結構リッチです。彗星と小惑星に豊富なら後から追加で都合がいい。以下、機械翻訳。
アンモニウム塩は、彗星核とおそらく小惑星で窒素の貯蔵庫です
（2020年3月12日に提出）
彗星の測定された窒素対炭素比は太陽の場合よりも低く、彗星に未知の窒素貯留層がある場合はそれを緩和することができます。彗星67P / チュリュモフ・ゲラシメンコの核は、約3.2マイクロメートルの正体不明の広いスペクトル反射特性を示し、表面全体に遍在しています。実験室での実験に基づいて、この吸収帯は、表面にダストが混入したアンモニウム塩に起因すると考えられます。バンドの深さは、半揮発性アンモニウム塩が彗星内の窒素の実質的な貯留層であり、潜在的に難治性有機物質とより揮発性の種を支配していることを示しています。同様の吸収特性が一部の小惑星のスペクトルに現れており、小惑星、彗星、および親星間雲の間の組成リンクを暗示しています。
図1 NH4の比較
+ HCOO-
 彗星67Pの平均スペクトルとスペク​​トル。 （A）3.0 µm領域の彗星67Pの平均反射スペクトル（（a）、黒い線、垂直
スケールは放射率I / Fで与えられ、17 wt％を含む昇華残留物のスペクトル
170-200 Kでذ83 wt％磁硫鉄鉱粒子と混合したギ酸アンモニウム（（b）、赤い線、垂直
スケールは反射率REFFで示されます）。図S5は、同じスペクトルが重なり合っていることを示しています。
コメット67Pスペクトルのギャップは、機器の回折次数選別フィルターによるものです。どちらも
スペクトルは、3.1および3.3 µmで同じ形状と最小値を持ちます（破線の灰色の垂直線）。
（B）コメット67Pと一致しない他の化合物の反射スペクトル（2.5 µmで正規化）
スペクトル：（c）直径1 µmの純水氷粒のモデルスペクトル（実線）（Hapkeモデル
（60）、145 Kの光学定数を使用（61）、スペクトルを正規化、0.14の係数でスケーリング、および
-0.08オフセット）。 （d）17重量％の乳酸を含む昇華残留物の測定スペクトル
170-200 Kで磁硫鉄鉱粒と混合（破線、-0.35（12）オフセット）。 （e）のスペクトル
含水ケイ酸塩が豊富な原始炭素質コンドライトmet石QUE 97990
400-475 Kおよび高真空下で測定（点線、-0.55（62）オフセット）。 2.5〜
2.8 µm、昇華残留物のスペクトルは、存在による測定アーチファクトの影響を受けます
光路内の水蒸気の。彗星67Pスペクトルを分割して計算された残留スペクトル
（a）実験スペクトル（b）または（d）により、各パネルの下部に表示されます。エラーバー
±1σの不確実性を示します


図2.いくつかのアンモニウム塩の反射スペクトル。連続減算された反射率
アンモニウム塩（色付きの線）と磁硫鉄鉱粒子を混ぜた昇華残留物のスペクトル
（灰色の線）観測された平均スペクトルと比較して、170-200 Kの高真空で測定
彗星67Pの（黒い線）。ギ酸アンモニウム、クエン酸塩、および硫酸塩は、
コメット67Pの吸収機能。コメットスペクトルの他の吸収特性に起因する
3.35-3.6 µmで有機化合物のC-H伸縮モード（10）。 2.6〜2.8 µmの間、
実験室のスペクトルは、水蒸気の存在による測定アーチファクトの影響を受けます
光路。磁硫鉄鉱と混合された塩の質量分率は、アンモニウムに対して9重量％です。
硫酸塩および塩化物、ギ酸アンモニウムおよびカルバメートの場合17 wt％、およびギ酸アンモニウムの場合23 wt％
クエン酸アンモニウム（後者は表示のために0.6倍にスケーリングされています）。図S6はこれらを示しています
不確実性のあるスペクトルと連続減算の前。


図3.他の太陽系天体と比較した彗星67Pのスペクトル。反射スペクトル
2.9 µmで正規化された彗星は67P（+0.45オフセット）です。メインベルト小惑星（24）テミス（63）
（+0.31オフセット）、（65）Cybele（64）（+0.19オフセット）、（52）Europa（32）および（361）Bononia（32）
（+0.07オフセット）; 6個の木星トロヤ群小惑星の平均スペクトル（65、「赤が少ない」グループ）
（3で割り、+ 0.49でオフセット）;および（1）Ceres（34）の平均スペクトル（係数でスケーリング
0.5、および+0.19のオフセット）。木星の不規則な衛星ヒマリアにはスペクトルがあります。
（52）ヨーロッパ（33）と見分けがつかない。各スペクトルでは、ドットは観測データです
（EuropaとBononiaの著者によって通信されるか、他の人のためにデジタル化されます）および固体
ラインは平均スペクトルを実行しています。青い破線は、平均化された外挿を示しています
6個のJupiter TrojanのKバンドスペクトル（66）。灰色の破線は、バンドの位置を示しています
コメット67Pスペクトルで3.11 µm。赤と緑の縦のマークは、
ギ酸アンモニウムと塩化アンモニウムのそれぞれの吸収の最大値
図2これらのボディの一部の約3.1〜3.2 µmの吸収特性は、
彗星67Pのアンモニウム塩の特徴。セレスにはさまざまな特徴があります。
アンモニア化フィロケイ酸塩（34）。


図4。彗星67P内の窒素の分布。 コメット67Pの窒素は耐火物に含まれています
有機物、半揮発性アンモニウム塩および揮発性分子。 この図は
彗星67Pのすべての窒素原子がこれら3つの貯留層にどのように分布しているかの推定、
ほこり中のアンモニウム塩の質量分率に応じて（鉱物で構成され、耐火性
有機物、および塩）。 これらの計算は、複数のロゼッタからの観測に基づいています
楽器（12）。 彗星の塵に数パーセント以上のアンモニウム塩が含まれている場合、
それらは彗星67Pに窒素の実質的な貯留層を形成します。


図5。彗星67Pの窒素対炭素比。 太陽と比較した彗星67PのN / C比
値（破線と±1σの不確実性を示す黄色の領域（48））。 色付きの線は
ダストとの混合の関数としてのもっともらしいアンモニウム塩中の窒素の寄与
（12）耐火性有機物（ROM）（47）および揮発性物質の窒素に追加される
種（16）（それぞれ一点鎖線と点線）。 対イオンに応じて、
ダスト中に10〜30wt％のアンモニウム塩が存在すると、彗星67PのN / C比が上昇します
太陽の値と一致するのに十分です。


図S1。 昇華残留物の生成。 （A）彗星表面アナログの準備– a
粉塵と塩でできた昇華残留物-実験室で。 球状の水氷粒子を含む
1重量％の磁硫鉄鉱と0.2重量％のギ酸アンモニウム（NH4
+ HCOO-）熱真空に置かれる
高真空（
図S2。 昇華残留物の微細構造。 （A）の断片の光学顕微鏡画像
ふわふわした構造を示す、図S1Cに示す昇華残留物。 （B）後方散乱電子
昇華残留物の走査型電子顕微鏡により得られた画像。凍結および凍結の結果として、多孔質構造に配列されたサブミクロンサイズの磁硫鉄鉱の粒子を示す。
昇華プロセス。 アンモニウム塩は、おそらく磁硫鉄鉱粒子を被覆および/またはセメントで固めています。


図S3。 彗星67PのVIRTIS-M観測の絶対較正。 平均スペクトル
によって取得された67P核の照明領域を示すすべての空間ピクセル（〜10000）
選択された単一の空間サンプル（赤い線）。 比較のために、ルテティアの平均スペクトル
表示用にスケーリングされた同じ空間サンプル（オレンジ線）（係数でスケーリングされた元のスペクトル
0.56）、およびデータに適合した多項式モデル（灰色の線）が表示されます。 検出器
67Pとルテティアの観測の温度と積分時間を表に示します
S1。 黒い線は、アーティファクトと奇偶効果を除去した後の較正済みスペクトルです。
式S1を使用して、オレンジ、赤、グレーの曲線から計算されます。 後の最終スペクトル
恒星の較正係数の適用は青い線で表されます。 （10、補足図S3）、著者の許可を得て使用。