チュリュモフゲラシメンコ彗星の南半球における遠紫外線オーロラ

惑星のオーロラの発生から考えると磁場が必須のイメージがありましたが、太陽風と彗星核の相互作用でもオーロラの様に発光する。以下、機械翻訳。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星の南半球における遠紫外線オーロラの多機器解析
2021年1月28日に提出
目的。電子衝撃による彗星中性物質の解離励起が、静かな状態と共回転相互作用の影響の両方で、南半球の67P /チュリュモフゲラシメンコ彗星の大きなヘリオセントリック距離での遠紫外線（FUV）放出の主な原因であるかどうかを判断することを目的としています。 2016年の夏に観測された地域。
方法。ロゼッタミッションからの複数のデータセットを複数の機器の分析を通じて組み合わせて、67P彗星の南半球におけるFUV放射の最初のフォワードモデリングを完了し、モデル化された明るさをアリスFUVイメージング分光器による観測と比較しました。OI1356、OI1304、Lyman-の明るさをモデル化しましたβ、CI1657、およびCII1335の排出量。これらは、コマの中の4つの主要な中性種（CO、H O、CO、およびOの解離生成物に関連しています。超熱電子集団はRPC / IESによってプローブされ、中性カラム密度はROSINA、MIRO、VIRTISなどのいくつかの機器によって制約されました。
結果。FUV輝線のモデル化および観測された明るさは、天底を見ると密接に一致し、電子衝撃による解離励起が近日点から離れた放出の主要な発生源であることが示されています。CII1335の排出量は、ROSINAに由来するCOの体積混合比と一致していることが示されています。共回転相互作用領域の衝撃中に周辺を見ると、モデルはOI1356とCI1657の明るさをよく再現しますが、拡張コマにおける共鳴散乱は、観察されたライマン-大きく寄与する可能性があります。βおよびOI1304排出量。彗星核の周辺を見たときに観測された超熱電子フラックスの変動と観測されたFUV線の明るさの間の相関関係は、電子が大規模に加速され、それらが太陽風に由来することを示唆しています。これは、FUV放射が本質的にオーロラであることを意味します。

図1.彗星の中性点への電子の衝突によって引き起こされるFUV放出をモデル化するために、この研究で使用されたマルチ機器分析の概略図。
左から右へ：（a）コマ内に存在する超熱電子はRPC / IESを使用して測定されました（セクション2.4.2を参照）。 （b）中性ガス分子
昏睡状態。 67Pで見られた4つの主要な中性種がありました：CO2、H2O、CO、およびO2（セクション2.3を参照）。 （c）超熱間の衝突
電子と彗星分子は分子を解離させます。 中性のフラグメントと励起された原子が生成されます。 （d）励起された原子
脱励起し、FUVで光子を放出します。 これらの光子は、アリスFUVイメージングスペクトログラフで観察されました（セクション2.2を参照）。


図2.アリスが2回の天底スキャン中に測定したFUVスペクトル
静かな時期。 スペクトルは、アリスの4行にわたって追加されています
最小化するために5ポイントの移動平均でスリットと平滑化
スペクトルのノイズ。 この研究で選択された主要な排出量は
強調表示されます。


図3.2つの天底アリススキャン中の超熱電子粒子フラックス
静かな時期に。 実線は、中の平均粒子フラックスです。
影付きの領域が標準に対応している間、各スキャン
同じ期間の電子フラックスの偏差。 の外挿
RPC / IESが測定できなかったエネルギーへの電子フラックス。
探査機の可能性のため、破線で示されています。


図4.放出頻度v^x_l、各中性種および輝線の：（a）OI1356、（b）OI3014、（c）Ly-βおよびOI1027、（d）CI1657およびCO4PG、
および（e）CII1335。 CO2（赤）、H2O（紺色）、CO（オレンジ）、O2（紫）などへの電子衝撃（e + X、セクション2.4）による排出
プロセス（hν+ X、セクション2.5）が含まれています。 電子衝撃放出周波数の不確実性は、の変動性に由来します。
FUVスペクトログラフの各スキャン中の電子フラックス（セクション2.4.2を参照）。 hν+ COは、CO（緑）の蛍光からの放出を指します。
一方、hν+ H2Oは、水（水色）が迅速に光分解してLyman-βを生成することを意味します（セクション2.5を参照）。