エンケラドスの水煙に関するカッシーニのUVIS掩蔽観測

タイガーストライプから噴き出す水煙で太陽の光が隠される。水煙の濃さでエンケラドス活動の強さも分かる。以下、機械翻訳。
エンケラドスの水煙に関するカッシーニのUVIS掩蔽観測の完全なセットのモデリング
（2020年4月6日提出）
カッシーニ紫外イメージングスペクトログラフ（UVIS）は、カッシーニミッション中に7回、掩蔽幾何学でエンケラドスの南極領域から噴出する水蒸気のプルームを観察しました。それらの5つは、空間的に解決されたデータを生成し、個別にモデル化されたジェットのセットへの適合を可能にしました。直接シミュレーションモンテカルロ（DSMC）モデルを作成して、個々の水蒸気ジェットをシミュレートして、掩蔽観測中にUVIS視線に沿った水蒸気量に合わせることを目的としました。カッシーニの正確な位置と姿勢、および各観測でのエンケラドスと土星の位置によって、プルーム内の3次元水蒸気数密度とUVISによって記録された視線に沿った水蒸気量の2次元プロファイルとの関係が決まります。観測およびモデル化されたジェットを個別にフィッティングすることにより、UVISのすべての掩蔽観測は、ジェットの物理的特性および分布に対して独自の視点を示しました。ジェット内の水蒸気の最小速度は、観測された最も狭い個々のジェットプロファイルから決定されます。UVIS掩蔽観測では、800 m / s〜1.8 km / sの範囲です。太陽の掩蔽中に取得した最高解像度のUVISデータセットに合わせるために41個の個別のジェットが必要でしたが、線形依存ジェットのより大きな代替セットは、他の機器から追加の好ましくない関連データを呼び出さない限り除外できません。それらの空間分解能と形状のため、恒星の掩蔽データに適合するために必要なジェットの数は少なくなります。いくつかのUVIS掩蔽観測に最適に繰り返し存在した37のジェットのセットを特定します。これらのジェット機はおそらくカッシーニの任務全体を通じて活動していたでしょう。

図1：2010年5月18日のUVIS太陽遮蔽：緑の曲線は遮蔽されたUVISです
EUVチャネルの信号の合計は850–1000μA以上であり、非秘匿信号によって正規化されます。
赤い曲線は、掩蔽時のUVIS LoSの光線の高さを示しています。


図2：2010年5月18日のUVIS太陽掩蔽観測によって得られたカラムの水蒸気密度（青の曲線）と、その間のUVIS LoSの光線の高さ（赤の曲線）
掩蔽。 文字はおおよそ対応する最も顕著な吸収機能を示します
タイガーストライプの上に。


図3：Porcoらの100ジェットすべてを含むモデル実行の例 （2014）。
ここでの黒い点は、プロットしやすいように1e3テスト粒子を表しています。 それぞれの
テスト粒子は、Hansenらによって導出された総水蒸気フラックスに合わせてスケーリングされます。 （2017）
モデルフィッティングのステップ。


図4：Porcoらの100ジェットすべてのプロファイル。 （2014）彼らが見られたであろうように
2010年の太陽の掩蔽観測中にUVISによって。


図5：Vth = 1.8 km / sの2010年の日食観測の非適合モデル
（赤い曲線）。 100個すべてのジェットの係数はki = 1です。青い曲線で示されているUVIS観測から得られた水蒸気。 モデル化された曲線の一般的な形状は、
LoSに沿ったローカルのエンチャントは、データ。


図7：プロットされたUVISデータの最適化に寄与する41個のジェットの位置
エンケラドスの南極地形図（ベースマップP.シェンク（シェンク、。））。 ラベル
Porcoらのジェットの番号付けに対応。 （2014）。 円のサイズが反映されます
フィット係数の値によって決定されるジェットの相対強度。