(65) Cybele の平衡形状: 原初または大衝撃の遺物？

(65) Cybele の平衡形状: 原初または大衝撃の遺物？
概要
環境。 キュベレー小惑星は、太陽系外縁部に遺伝的に関連する原始物質の魅力的な貯留層を構成しており、
最大のメンバーの物理的特性 (サイズと形状) は、大型 (8m クラス) の望遠鏡で簡単にアクセスできます。
ねらい。私たちは、7月にキュベレー集団の最も象徴的なメンバーである（65）キュベレーの明るい出現を利用しました。
2021年8月 小惑星の高角度解像度画像と光学的光度曲線を取得し、その形状を分析することを目指しています
バルク プロパティ。
メソッド。 8 つの一連の画像が VLT/SPHERE+ZIMPOL で取得され、そのうち 7 つが光学ライトと組み合わされました
ADAM、MPCD、および SAGE アルゴリズムを使用して小惑星の形状を再構築する曲線。形の由来を調べた
N体シミュレーションによる。
結果。 キュベレー の体積相当直径は 263 ± 3 km、かさ密度は 1.55 ± 0.19 g.cm~−3 です。
.特筆すべきは、その形状と
回転状態は、マクローリン平衡図の回転状態と密接に互換性があります。関連する衝突ファミリーの欠如
キュベレー と、他の大きな P 型小惑星に比べてその本体のかさ密度が高いことは、それがまったく経験したことがないことを示唆しています。
大きな破壊的影響とそれに続く急速な再蓄積。これは、現在の形状が元の形状を表していることを意味します。
しかし、キュベレー の仮想的な家族の長期的な動的進化の数値積分は、それが分散していることを示しています。
何ギガ年にもわたる進化の重力摂動と混沌とした拡散。
結論。 キュベレー と平衡図の間の非常に近い一致は、D ≥ 260 km (M ≥1.5 × 10^19 kg) の小さな天体は、太陽系外縁部からすべて平衡状態で形成されました。ただし、現時点では古いものを除外することはできません
キュベレー の平衡形状の原点としての衝撃。 キュベレー 自体は動的に不安定であることが判明しており、
「最近」(<1 Gyr 前) は、キュベレー 領域の比較的安定した軌道からのゆっくりとした拡散によって、または、現在の軌道に配置されました。
可能性は低いですが、惑星が交差する領域にある不安定な木星系の彗星軌道からのものです。
1.はじめに
2:1 の間の長半径を持つキュベレ領域 (で3.27 au) および 5:3 (3.70 au) 平均運動共鳴 (MMR)
木星と一緒に、構成的に原始的な (非火成; C、P、および D タイプ) 小惑星が生息しています (DeMeo & Carry 2013)。
木星のトロヤ群やヒルダの小惑星のように (例: Morbidelli et al.
2005; Nesvorný等。 2013)、これらのオブジェクトは持っていると考えられています
内側の太陽系に移植される前に、カイパーベルトの前駆細胞の中で外側の太陽系 (>10 au) で形成された
巨大惑星移動の初期段階におけるシステム (Levi son et al. 2009; Vokrouhlický et al. 2016)。これは、キュベレーが彗星や小さなカイパーと遺伝的に関連している可能性があることを意味します。
ベルト オブジェクト (KBO)。この動的なシナリオは、現在、トロイの木馬とトロイの木馬のサイズ分布の類似性によってサポートされています。
小さな KBO (Fraser et al. 2014) とスペクトルの類似性
P/D 型小惑星、トロヤーン、彗星の間の特性と密度 (Emery et al. 2006, 2011; Vernazza et al. 2015,
2021年）。
キュベレスの地球への比較的近い距離は、
それらは遺伝的に原始的な物質の魅力的な貯蔵庫です
その物理的性質を持つ外側の太陽系にリンクされています
（サイズ・形状）大型（8m級）で直接測定可能
地上望遠鏡。補償光学の能力
(AO) 分光偏波高コントラスト太陽系外惑星研究
(SPHERE) 楽器 (Beuzit et al. 2019)
起源と熱履歴を解読する望遠鏡（VLT）
Cybeles の最近の観測によって示されました。
(87) シルヴィア (D'274 km; キャリー)
ら。 2021) および (107) Camilla (D'254 km; Pajuelo et al. 2018)。
これらの観察は、低嵩密度の測定につながりました
('1.3 g.cm^−3) 非常に手付かずの構成と一致しています。しかし、彼らは元の形状の評価を許可しませんでした
太陽系外縁部で形成された微惑星。確かに、どちらも
カミラとシルビアは過去に激しい衝突を経験し、
軌道を周回する2つの小さな衛星の存在によって明らかにされた
これらのオブジェクトのそれぞれ (Marchis et al. 2005; Pajuelo et al. 2018) として
Sylvia (Vokrouhlický) の場合の衝突家族の場合と同様に
ら。 2010a)。そのため、それらの現在の形状はおそらく
衝突して進化し、元のものを表していません。
測定された直径は 240 ～ 300 km (Müller など)
& Blommaert 2004;ニュージェント等。 2016; Viikinkoski等。 2017)、
(65) Cybele は、Cybele 集団のもう 1 つの大きなメンバーです。
（その名前が微妙に示唆するように）。 Camilla や Sylvia とは異なり、キュベレー が衛星をホストすることは知られていません1
、また関連付けられていません
任意の衝突ファミリ。そのため、キュベレー が持っている可能性があります。
現在まで原形を保っています。 キュベレー もその 1 つです。
(24) テミス (カンピンズ) とともに、最初のメインベルト小惑星
ら。 2010; Rivkin & Emery 2010)、水の氷と有機物が地表で検出されたと主張されている (Licandroら。 2011)。ただし、この主張は現在のところ問題のままです。
(e.g. Beck et al. 2011; O’Rourke et al. 2020)。
2021 年 7 月は、その後の期間内で最高の機会を提供しました。
前例のない詳細でキュベレーを精査する6年。 ESO の P107 スペシャル コールを利用して、タイム クリティカルなプロジェクトの提出を求めました。
COVID-19 パンデミックによる提案募集 - 買収
再構築するためのキュベレーの高角度解像度画像
小惑星の形状とバルク特性
セクション 2 では、新しい画像と
キュベレー 用に取得した光学的光度曲線。 セクション 3 では、観測を使用して達成された形状再構成について説明します。
小惑星の利用可能なアーカイブ データ。 セクション 4 では、
キュベレーの形状と回転状態が一致することを実証
均衡図と我々はこれの可能な起源を調査します
N体シミュレーションによる平衡状態。 最後に、私たちは
セクション 5 で結論を示します。


図1: (65) キュベレーのデコンボリューション画像(上段)と、それに対応するADAM、MPCD、SAGEの形状モデルをOASISツール(Jorda et al. 2010)で生成した合成画像との比較。
OASIS tool (Jorda et al. 2010) で生成したADAM, MPCD, SAGEの形状モデルによる合成画像との比較。赤矢印はスピン軸の方向を示す。
画像の観測条件は付録Aに示す。観測画像と合成画像の残差は付録Dに示す。


図2：2021年4月から8月にかけて、TRAPPIST-NorthとSouthで取得した（65）キュベレーの合成光度曲線
望遠鏡で取得した合成光度曲線。実線はデータにフィットさせた6次多項式を示す。下段にはフィットの残差を示す。
残差が大きいのは、測光の時間が長く、その間に天体の向きが地球に対して大きく変化したためです。
が地球に対して大きく変化したためです。これらのデータの観測条件や、他の望遠鏡で得られた追加のライトカーブについては、付録Aに記載しています。
本データの観測条件と、他の望遠鏡で得られた追加のライトカーブについては、付録Aを参照してください。


図3: 表2にある (65) Cybele の質量測定値をガウス型確率分布関数 (PDF) に変換したもの。
番号は表に記載した文献に対応する（読みやすくするため、文献番号の一部のみを表示）。
採用された質量推定値は、4.2節で述べたようにプロダクトPDFを計算することによって得られたものである。連続線は
は，質量推定値を計算するために使用した測定値を示す。
は廃棄された測定値を示す。塗りつぶした曲線
は，廃棄された測定値を除去する前(赤の破線)と後(青)の積のPDFである。オレンジと赤の円
はそれぞれ非加重および加重のサンプル平均と標準偏差を示している。


図4: (a'-c') (65) Cybeleの次元を密度の関数として表示したもの。
(上のシアン丸)。小惑星の極扁平率は、同程度の密度を持つ均質な天体の期待値である
同程度の自転周期を持つ均質な天体に期待される値（黒線）に近い。
黒線）。内部が分化していく天体（「彗星」）の扁平率
内部が分化していく天体（'X'マーク）の扁平率は、徐々に実測値から外れていくことがわかる。内部が高度に分化した天体（＋記号）は、キュベレーの自転状態が、その形状を獲得した後に大きく変化しない限り、ありえない。
内部が高度に分化している（プラス記号）ことは、キュベレー がその形状を獲得した後に回転状態が大きく変化したのでなければ、考えにくい。また
また、キュベレーの北極が平坦化されていることを考慮し、キュベレーの北極をフィッティングして得られた最良の
楕円体も計算した。
のみを用いて計算した。その結果、緯度20◦南と35◦南までの(a'-c')寸法を求めることができた。
南緯20度、35度
南緯20˚までフィットさせた場合の(a'-c')の寸法を中央の青丸と下部の水色丸で示す。
青と下の水色の丸で示す。

5. 結論
Cybele 領域にある他の大型 (D>200 km) 小惑星 ((87) シルビア、(107) カミーラ) とは対照的に
(65) キュベレー は、キュベレー 領域にある他の大型小惑星 ((87) Sylvia と (107) Camilla) とは対照的に、完全な静水圧平衡の形状をしていることがわかりました。以前の研究
(704)InteramniaのHanušら(2020)による研究では、不規則な形状の小惑星と大きな天体の間の遷移質量限界は'3'付近とされた。
3.5 ×10^19 kg）であった。ここで、我々の研究
は、1.5 ×10^19 kg というさらに低い限界を示唆し、D≧260 km の小惑星が平衡状態にある可能性を開いた。
太陽系外縁部のD≥260 kmの小天体がすべて平衡状態で形成された可能性がある。
の小天体は、すべて平衡状態で形成された可能性がある。
しかし、キュベレー の形がどのようなものであるかは、現在のところ謎のままです。
しかし、「キュベレー」の形は、元の形の名残である可能性と、「キュベレー」のような大きな衝突の結果である可能性があり、現在のところ謎のままである。
(10) ハイギア (Vernazza et al. 2020) や (31) のように、大きな衝突の結果である可能性もあり、現在のところ謎に包まれています。
et al. 2020）や（31）Euphrosyne（Yang et al. 2020）のように、大きな衝突の結果である可能性もあり、現在のところ謎に包まれています。特に
キュベレーに関連した現代の家族が検出されたにもかかわらず、我々は古い破片衝突の仮説が否定できないことを示す。
キュベレーの不安定な軌道領域では、衝突によるファミリーは完全に分散してしまう。
は2Gyrの力学的進化の間に完全に分散してしまい、そのような大きな衝突の証拠を消し去ってしまうのです。
衝突の証拠を消してしまう。キュベレーのかさ密度（1.55 ± 0.19 g.cm^-3
を持つ。
シルヴィアやカミラ (1.3 - 1.4 g.cm^-3; Pajuelo et al.
2018; Carry et al. 2021) は、Cybele の内部が構造的に無傷であることを示唆する可能性がある。
を示唆している可能性があり、原始的形状仮説に有利となる。
Cybeleの軌道は長期的に不安定であるため、最近（1G未満）になってから
現在の軌道に乗ったのは最近（1Gyr前）であることが示唆されます。
メインベルトの外側にある比較的安定した軌道から、あるいは、あまり可能性は高くないが、惑星直交軌道に存在する
JFCの集団から拡散した可能性が高い。