イアペトゥスの2つの面の表面下を調べる

地上望遠鏡で土星とタイタンと一緒に撮影したデータもイアペトゥスの自転に合わせて解析すると公転の前進側を覆う黒い物質の厚みがｃｍオーダーである可能性が分かった。以下、機械翻訳。
イアペトゥスの2つの面の表面下を調べる
（2019年11月8日に提出）
同期回転している土星の衛星イアペトゥスは、主に前側が光学的に暗い物質で覆われていますが、後側はかなり明るくなっています。波長が長いほど地下深くを探るので、さまざまな波長で両側を観察すると、熱、組成、および物理的特性が深さとともに変化する可能性があります。IRAM 30 m望遠鏡に取り付けられたNIKA2カメラを使用して、1.2および2.0 mmでイアペトゥスの先頭および末尾の半球を観察し、波長をmmからcmで実行した他の観測と比較しました。視野内で同時に観測されるタイタンでの観測を較正します。土星が近接しているため、イアペトゥスとタイタンの流れを土星の流れから分離することは困難な場合があり、望遠鏡のサイドローブで検出されました。予備的な結果は、Ries（2012）による予測とは異なり、2つの波長での後続の半球の輝度温度がエラーバー内で等しいことを示しています。先端側では、輝度温度が1.2〜2.0 mmに増加する（10 Kずつ）急峻なスペクトル勾配を報告します。これは、表面の数センチメートル内で放射率が急速に変化することを示す場合があります。イアペトゥスの2つの面の表面下の熱物理特性をさらに制約するには、拡散散乱モデルと熱モデルとの比較が必要になります。1.2から2.0 mmに輝度温度（10 Kずつ）が増加する急勾配のスペクトル勾配を報告します。これは、表面の数センチメートル内で放射率が急速に変化することを示している可能性があります。イアペトゥスの2つの面の表面下の熱物理特性をさらに制約するには、拡散散乱モデルと熱モデルとの比較が必要になります。1.2から2.0 mmに輝度温度（10 Kずつ）が増加する急勾配のスペクトル勾配を報告します。これは、表面の数センチメートル内で放射率が急速に変化することを示している可能性があります。イアペトゥスの2つの面の表面下の熱物理特性をさらに制約するには、拡散散乱モデルと熱モデルとの比較が必要になります。

図1.観測日ごとにサブ地球点が示されたイアペトゥスの地図。 観測には、参照用に表に番号が付けられています。 1.背景画像は、カッシーニUVと
光学データ（クレジット：NASA / JPL-Caltech / SSI / Lunar and Planetary Institute


図2. 2019年3月20日の土星とその衛星の観測。データは30分にわたって統合され、
4:58から5:40 UTCまで。 タイタンとイアペトゥスの位置が示されています。 土星は中央にあります。 その他
中心から最大400 "までのリングとスポットは、IRAM 30 mの拡張ビームパターンを反映します。
土星は非常に明るい光源であるために見える望遠鏡とNIKA2　et al。、2018 [11]）。 土星の他の中型衛星は、土星に近すぎて分離できません。


図3. a）2019年3月20日のイアペトゥスのビュー。データは30分かけて4:58から5:40に統合されます。
UTC。 2.0 mmでフィットが適用される25x25インチのウィンドウの画像が表示されます。これは同じです。
図2bに示すデータ。 b）データに最適。 適合モデルは、傾斜面上のガウスです。 にこの場合、見つかったイアペトゥスフラックスは0.039±0.002 Jyです。 c）平均0および標準の残差マップ0.005 Jyの偏差


図4. a）2019年の毎日の30分ごとのセグメントで測定された輝度温度
1.2および2.0 mm。 エラーバーは、2次元ガウス近似の95％信頼区間から導出されます。
イアペトゥスとタイタンの流れ; 拡張ビームに起因するエラーは、ほとんどの場合、観測された原因です
散布。 Titanフラックスの5％の不確実性は、すべてのデータをシフトするため、エラーバーには含まれません。
相対値を変更せずに同じ方向。 b）1.2-を含むイアペトゥスマイクロ波スペクトル　NIKA2カメラで検出された2.0 mmの値と、以前に検出された輝度温度
研究[1、7、17]。 エラーバーは、5％Titanフラックスの不確実性と95％信頼度から導き出されます　セクション3で詳しく説明されているフィットの間隔。