ケック、ジェミニ、パロマー5m鏡の可視測光による赤と非常に赤い海王星のトロヤ群

海王星のトロヤ群は海王星が土星が外にマイグレーションするのに合わせて海王星がマイグレーションする時に重力的に捕獲した小惑星のグループ。
表面の赤い若しくは非常に赤いの違いは捕獲される前に公転していた太陽からの距離に起因していると思われるがマイグレーション時に衝突した小天体に塗装されたのかもしれない。以下、機械翻訳。
ケック、ジェミニ、パロマー5m鏡の可視測光による赤と非常に赤い海王星のトロヤ群
概要
海王星トロヤ群 (NT) は、海王星と 1:1 の平均運動共鳴にある海王星以遠天体であり、一般に次のように考えられています。
元の海王星以遠天体の原始惑星系円盤から氷巨大惑星との共軌道共鳴に捕獲されて外への移住。
したがって、NT の色分布は、任意の色の位置に対する制約である可能性があります。
ディスクに存在していた可能性のある遷移ゾーン。 この可能なテストをサポートするために、𝑔、𝑟、および𝑖バンドの観測値を取得しました。
18 個の NT のうち、既知の可視色を持つ NT のサンプルを 2 倍以上にして 31 個のオブジェクトにします。 組み合わせたサンプルのうち、
𝑔-𝑖 色が 1.2 等級を超える ≈4 個の天体が見つかり、一般的に定義されている非常に赤い (VR) カテゴリに分類されました。 我々は気づく、
観測選択効果を考慮しない場合、NT 𝑔-𝑖 色分布は統計的に他の色分布とは異なる
海王星以遠力学クラス。 木星のトロヤ群と NT の光学的な色は、以前よりも似ていないことが示されています。
追加の VR NT で請求されます。 NT 間の VR オブジェクトの存在は、VR に対する赤の位置を示唆している可能性があります。
原始惑星系円盤の色遷移帯は 30-35 au の内側にあった。
キーワード: 小惑星、小惑星: 一般
1 はじめに
太陽系の原始惑星系円盤の組成が太陽中心距離の関数としてどのように変化するかを理解することは常に
に影響を与える惑星科学の重要な問題でした。
微惑星、惑星、隕石の形成、および
有機物、水、プレバイオティクス素材を惑星に (Williams & Cieza2011)。 現在の小惑星が
メインベルトは、もともと地球に降着したオブジェクトで構成されています
惑星と木星の形成領域、および原始カイパーベルトから移植されたオブジェクト (DeMeo & Carry 2014)、
元の海王星以遠 ディスク (TND) の組成構造はまだ理解されていません。
理論的には、TND の元の構成は 23 から始まる低傾斜の構成であることが実証されています。
30 au を超えると密度が低下する au (Morbidelli & Nesvorný 2020)。
TND には、海王星以遠天体の色のグラデーションがあった可能性があります。
(TNOs) による太陽中心距離の赤みの増加
アンモニア、メタノール、硫化水素などの表面揮発性物質の昇華 (Brown et al. 2011; Wong & Brown 2016; Schwambら。 2019）。
現在の TND は、ホット クラシカル オブジェクト (HC) で構成されており、30 年以内に形成された可能性のある体で構成されています。
しかし、海王星の移動によって外側に散らばり、コールド クラシカル オブジェクト (CC) は、おそらく
30auの外で形成され、海王星 との相互作用が大幅に減少しました(Morbidelli & Nesvorný 2020)。
共鳴人口　海王星との平均運動共鳴にあるTNOで構成されています
5:4、4:3、5:3 平均など、太陽から >30 au に位置する　~34.7 au、~36.2 au、および~42.4 auでの運動共鳴。 比率 p:q海王星の p 軌道周期から q 周期への共鳴を表す
TNO の (Gladman et al. 2008)。 散在するディスクオブジェクトはTNOです
現在海王星から散乱している軌道上にある長半径 𝑎 が 1千万年で 1.5 au 以上変化すること(モルビデリら 2004)。
HC、CC、共鳴天体、散乱円盤天体に加えて、海王星のトロヤ群 (NT) が発見されました。
太陽と海王星の L4 と L5 のラグランジュ ポイント (Sheppard& Trujillo 2006) から捕獲されたという仮説が立てられています。
海王星との共軌道共鳴へのTND移行 (Gomes & Nesvorný 2016)。
TNO の色は、「赤」(R) と「非常に赤」(VR) の物体の色の間で二峰性に分布することが知られています (Hainaut et al.2012)
ここで、R オブジェクトは光学スペクトル勾配を持つと定義されています。
𝑔 − 𝑖 カラー インデックス <1.2 に対応する .20 % / 100 nm(Sheppard 2012) SDSS 𝑔and 𝑖 バンドパス (Fukugita et al.1996）。
TNOの「非常に赤い」（VR）カテゴリは、𝑔 − 𝑖 に対応する光学スペクトル勾配 &20 % / 100 nm>1.2 のカラー インデックス (Wong & Brown 2017)。 HCはより多くの
「赤い」（R）オブジェクトと「非常に赤い」（VR）オブジェクトが均等に混合されている間、CC は、数に対する VR オブジェクトの数の比率が高くなります。
R オブジェクト (Trujillo & Brown 2002)。 の説明の 1 つ
R オブジェクトと VR オブジェクトの間の色の二分法は、元の TND
で発生する R から VR オブジェクトへの色遷移境界がありました。
約 30 から約 40 au の始原円盤 (Nesvorný et al. 2020)。
32 の既知の L4 および L5 ラグランジュ ポイント NT のうち (たとえば、Sheppard& トルヒーヨ 2006; パーカー等。 2013; バーナーディネリ等。 2022),16光学勾配の広い範囲をカバーする光学色を持っています
<20 % / 100 nm の光学スペクトル勾配を持つ大部分、または
𝑔 − 𝑖 < 1.2 (Jewitt 2018)。 現在、NT が 1 つだけ知られています。
VR カテゴリに配置する色、2013 VX30 with 𝑔 − 𝑖 = 1.52 ± 0.06 林ら。 （2019）。 VR カテゴリ オブジェクトの不足は、
NTは同様の太陽中心で捕獲されたので驚くべきこと
距離は HC と同じですが、HC は VR と R の色の比率が高くなります。 これ
R オブジェクトと VR オブジェクトの間の遷移境界が
実際には、NT が捕獲された場所からはるかに離れています。
太陽から 30 天文単位よりも遠く、おそらく太陽の近くでは 40 天文単位まで離れています。
CC の形成領域 (Nesvorný et al. 2020)。
この作業では、で利用可能な以前の作業を拡張します
NT の可視色、18 個の天体の観察、そのうち 15 個
新しいもので、既知の目に見える NT の数が増加します
色を 31 にします。


図1.この作業で観察されるNTSのスローン𝑔、𝑟、および𝑖色。 スローン
Sheppard＆Trujillo（2006）のNT色。 Sheppard（2012）; Jewitt（2018）
およびLin et al。 （2019）もプロットされています。 𝑔 - 𝑖= 1.2での垂直破線
RとVRカラーグループの間の粗い分割線を示します。
太陽の色は𝑔−𝑖= 0.58および𝑔−𝑟 = 0.46でプロットされています（haberreiter
et al。 2017; Willmer 2018）。


図 2. NT の 𝑔 - 𝑖 色の累積分布と木星のトロヤ群、ケンタウロス、散乱円盤天体、プルティノの𝑔 − 𝑖 色
Hainaut et al から取得した共鳴オブジェクト、HC、CC、および分離オブジェクト。
（2012）。 𝑔−𝑖 = 1.2 の白い縦の破線は、大まかな分割を示します。
R オブジェクトと VR オブジェクトの間の線。 黄色の縦の点線は、
𝑔 − 𝑖 = 0.58 での太陽の色 (Haberreiter et al. 2017; Willmer 2018)。

4 考察と結論
図 1 の NT カラーの第一印象は明らかです。
二峰性の色分布の欠如。 の例に従って
Jewitt (2018) では、NT の 𝑔 − 𝑖 色をそれらの色と比較しました。
他の動的クラスの。 によって編集された光学色の使用
外太陽系 (MBOSS) データベースの小天体
(Hainaut et al. 2012)、累積 𝑔 − 𝑖 色をプロットしました。
Jovian Trojans (JTs)、Centaurs、Scattered Disc の分布
天体、冥王星、共鳴天体、HC、CC、分離天体
(Gladman et al. 2008) 図 2 の NT の色。
検査、JTs の累積 𝑔 − 𝑖 分布は明確です
他のTNOのオブジェクトと比較してVRオブジェクトが欠けている
動的クラス。 ただし、それらが不足している間は注意する必要があります。
VR オブジェクトであるジュピター トロイの木馬は、
TNO 母集団と比較して平均色が青くなっています (例: Wong
ら。 2014; ウォン & ブラウン 2015)。 の累積分布
NT の 𝑔 − 𝑖 色は、これら 2 つのグループの間に位置し、
JTより多くのVRオブジェクトを含むが、不釣り合いに少ない
他の TNO クラス、特に CC と比較した VR オブジェクト。
𝑔 − 𝑖 分布の違いを定量化するには
NT と他の動的クラスの 𝑔 − 𝑖 分布を適用すると、
最大値を測定する Kolmogorov-Smirnov (KS) 検定
2 つの累積分布の差 (Darling 1957)。
KS 法は、2 つの累積分布があるという帰無仮説を検定します。
同じ親ディストリビューションから抽出されます。 また、
差に敏感な KS テストのカイパー バリアント
エッジでの分布間 (Kuiper 1960)。 表 2 に示す
関連する統計スコアと KS および Kuiper 検定の p 値
NTと他のTNO動的クラスの間。 統計
スコアは、2つの間の最大差の定量化された尺度です
対応する統計スコアが大きい累積分布
同様のサイズのデータセットのより低い p 値に。 NT と CC を比較すると、最大の統計スコアが得られます。
の p 値に対応する KS およびカイパー検定の両方で 0.74
< 0.0001。 NT と JT を比較すると、
0.2138 の p 値に対応する 0.22 の最小統計スコア
KS 検定の場合、統計スコアは 0.28、p 値は 0.0882
カイパーテスト用。 NTとの間のKSおよびKuiperテスト
ケンタウロス、散乱円盤天体、冥王星、共鳴天体、HC
切り離されたオブジェクトの p 値は <0.005 です。
NT の 𝑔 − 𝑖 色分布は、他の TNO クラス。 以前の研究では、
の累積光学色分布間のテスト
NT と JT (Jewitt 2018)。 VR を追加した拡張サンプル
NTs は、NTs と JTs の 𝑔−𝑖 色の非類似性を意味しますが、
p値を持つ1-2-𝜎レベルで帰無仮説を除外するだけです
≈0.08-0.21の。 VR NTの数が少なく誤差が大きい
𝑔−𝑖色のバーは、について強い結論を導き出す可能性があります
NTとJTの光学色の違いは難しい。
TNO 進化モデルは、観測された割合が
異なる TNO クラスの VR オブジェクトと R オブジェクトは分離の結果です
𝑟∗ として示される太陽からの半径距離に位置する元の TND 内の VR オブジェクトと R オブジェクトの間 (Nesvorný et al. 2020)。 の
観察されたNTと文献からのNTの組み合わせサンプル
VR と R の比率は ≈ 1:8 になります。 𝑟∗の場所ですが
また、元の TND の密度プロファイルの影響を受ける可能性があります。
Rオブジェクトに対するVRオブジェクトの割合が高いことは、より近いことを意味する可能性があります
𝑟∗ の値を、より低い比率と比較します。 ディスクの場合
指数関数的な密度プロファイルでは、NT VR と R の比率が 1:8 になる場合があります。
𝑟∗ 内部を 35 au に暗示するのに対し、切り捨てられたプロファイルは
𝑟∗ インテリアから30auまで。 いずれの場合も、追加の NT の発見
それらの光学色の測定は、追加の情報を提供します
元のTNDの組成勾配に対する制約。 の
R と R の間の遷移境界の位置への追加
元のTBDのVRオブジェクト、TNOの色も
衝突や衝突などの形成後の進化的効果の影響を受ける
熱処理 (McKinnon et al. 2008)。


図 S1。 で得られた赤丸で囲まれた NT 検出の切手
P200、Gemini-N、Gemini-S、および Keck I 望遠鏡。 画像が並びました
ターゲットの位置と動きに応じて積み重ねられます。 左
列は、𝑔 バンドで行われた検出で構成されます。 中央の列は
P200、Gemini N、および
ケック I 望遠鏡による観測用のジェミニ S 望遠鏡と R バンド。
右の列には、観測の𝑖バンドで行われた検出が含まれています
P200、Gemini N、および Gemini S 望遠鏡と観測用の I バンド
ケック I 望遠鏡で。 基本方向、画像の縮尺、および合計
統合時間が示されています。