JWSTによる海王星トロヤ群の初の近赤外分光調査

表面の色が違うのは組成の違いで無く照射量の違いが原因とみられているので、天体の起源の違いと衝突のイベントの違いが色の違いに表れてる説です。以下、機械翻訳。
JWSTによる海王星トロヤ群の初の近赤外分光調査: 赤色海王星トロヤ群と超赤色海王星トロヤ群の異なる表面組成
概要
海王星のトロヤ群小惑星は、さまざまな光学色を持つことが観察されています。
赤 (g − r <0.75) と超赤 (g − r >0.75) の違いですが、これらの色の違いの根本的な原因は
分類は不明。 近赤外分光法は、表面組成のプローブとして使用できます。
これらの天体は、さまざまな物質の広い氷の帯として近赤外に存在します。 ここでご紹介するのは、
NIRSpec装置を使用した海王星のトロヤ群小惑星の分光調査の最初の結果
JWSTで。 異なる光学に基づいて 8つの海王星トロヤ群(NT) の近赤外スペクトルを比較します。
色の分類とさまざまな氷のモデルスペクトル。 私たちのターゲットのほとんどは次のようなものであることがわかりました。
これは、H2O と CO2 の氷の薄い層で覆われた表面と一致しますが、確実に確認された唯一の NT は、
ウルトラレッドに分類されるものは、CO2 に加えて氷トーリンで覆われています。 アイストーリンは発赤として知られています
したがって、これらの結果は、光学的な違いが存在するという仮説を裏付けています。
色はこれらの物体の表面の照射の違いによるものです。 NT は非常によく似ているため、
軌道を周回しているため、現時点での照射レベルは概ね同様であることから、我々の結果は次のことを示唆しています。
これらのオブジェクトには独自の起源があるか、またはこれらのオブジェクトの表面が継続的に処理されています。
衝撃などの確率的外乱。
キーワード: 海王星のトロイの木馬 (1097) — 赤外線分光法 (2285) — 地表の氷 (2117)
1. はじめに
トロヤ群小惑星は、惑星の安定したラグランジュ点 (L4 または L5) の周りを遊動しており、時々、
初期の太陽系の化石は、私たちの原始円盤の残骸であると考えられています。 具体的には、トロイの木馬
との1:1共鳴の強さにより、太陽系の年齢程度で安定した軌道を持つことができる。
彼らの惑星 (Lykawka et al. 2011; Malhotra & Jeongahn 2011; Cuk et al. ' 2012; Gomes & Nesvorn'y 2016)。 さらに、この共鳴関係は、トロイの木馬が彼らの惑星の軌道進化にも結びついていることを意味します。 このリンクは
これは、太陽に向かって、または太陽から大きく遠ざかった可能性がある巨大惑星にとって特に重要です。 もし
惑星が移動すると、ラグランジュ領域が続き、元の人口が変化します (Kortenkamp et al. 2004)。 したがって、
現在のトロイの木馬のプロパティは、進化モデルを制約するために使用することもできます (Nesvorn´y et al. 2013; Parker 2015;
ゴメス＆ネスヴォルニ 2016; ネスヴォルニーら。 2018）。 たとえば、木星と海王星の両方のトロヤ群小惑星は、
厚い雲の中に存在することが観察されます（つまり、幅広い傾斜分布を持っています）。 この観察は、これらのオブジェクトが
原位置で形成されたのではなく、おそらく太陽中心軌道から捕らえられた残骸の微惑星である可能性があります。
惑星移住の時代 (Sheppard & Trujillo 2006; Pirani et al. 2019)。 このような移住が起こったであろう
太陽系の歴史の最初の数百ミルで、したがって、それらはまだ非常に初期の太陽の残骸です。
システム。 したがって、トロイの木馬の個体群の物理的特徴は、初期の太陽系への手がかりとなる可能性があります。
海王星のトロヤ群（NT）がその場で形成されなかった場合、それらはおそらく他の場所から捕獲された微惑星である可能性があります
原始円盤内にあり、最も可能性の高い起源集団は近くのカイパーベルトです。 そうだとしたら、
太陽系外縁天体 (TNO) と NT は、サイズと色が似ている必要があります。 赤の二峰性 (g − r < 0.75)
対ウルトラレッド (g − r > 0.75) TNO の比較は十分に確立されています (Sheppard 2010; Schwarz et al. 2011; Hainaut et al. 2012;
ペイシンニョら。 2012年; シェパード 2012; ラセルダら。 2014年; ペイシンニョら。 2015年; パイクら。 2017年; ウォン＆ブラウン 2017;
シュワンブら。 2019）。 さらに、ケンタウルスの個体群は、間を周回する動的に一時的な小天体です。
木星と海王星は、NT を含む貯留層によって供給されていると考えられています (Horner & Lykawka 2010)。 これら
物体の色も赤/超赤です (Peixinho et al. 2012, 2015)。 2018年までウルトラレッドNTは発見されていなかったが、
その色の分布は、予想される起源や派生とは明らかに異なります (Jewitt 2018)。 それ以来、
6 つのウルトラレッド NT (2011 SO277、2011 HM102、2013 TZ187、2013 VX30、2014 RO74、2015 VV165) が確認されました。
(Lin et al. 2019; Bolin et al. 2023; Markwardt et al. 2023)、現在の赤とウルトラレッドの比率は現在、
TNO 集団 (Markwardt et al. 2023)。 さらに、Markwardt et al. (2023) は、次のように見える 3 つの NT を特定しました。
色は「青」（つまり太陽に近い）であること。 同様に青いTNOが観察されており、その起源は外側であることが示唆されています。
小惑星帯 (Seccull et al. 2018)。 青い NT は同様の起源を持っている可能性がありますが、その軌道は > ジャイにとって安定しているため、
それらが捕捉された天体である場合、それらは海王星の移行直後に捕捉されたことになります (Markwardt et al. 2023)。
したがって、NT は
カイパーベルトだけでなく、太陽系全体から発生した可能性があります。
NT の色が太陽系の形成と進化に関係していることは明らかですが、NT は太陽系の限定的なツールです。
これらの物体の表面の歴史と構成を理解する。 この制限の一部は相互作用によるものです
独立したプロセス間で、氷/岩石の表面をすべて変化させることができます。これには、からの放射線も含まれます。
太陽風、銀河宇宙線、磁気圏の荷電粒子、氷線、加熱再表面現象、および衝突
(Bennett et al. 2013)。 一般に、これらの天体は氷で覆われていたため、元々は青/中性色だったと予想されます。
それらの表面は、照射により時間の経過とともに赤くなります。 ただし、衝撃は「再び青くなる」可能性があります
照射地殻の下の新鮮な氷物質を地表に戻すことによって地表を修復する(Luu & Jewitt 1996)。 これ
モデルは観察される色の多様性を説明できますが、宇宙線が存在するという事実などの複雑な問題もあります。
TNO の深い層まで浸透する可能性があり、表面を再び青くするには衝突を大きくする必要があります (Gil-Hutton 2002)。
さらに、氷は通常無色であるはずですが、たとえ比較的少量の炭素質物質であっても、
これらの氷と混合すると、表面が暗くなったり赤くなったりする可能性があります (Cruikshank et al. 2019)。 一言で言えば、さまざまなプロセスや
組成は惑星の表面に影響を与える可能性があり、色だけでは惑星のもつれを解くのに十分ではないことがよくあります。
それらの間の退化。
幸いなことに、近赤外分光法を通じてこれらのシナリオを区別するためのより多くの情報を得ることができます。 近赤外帯域
(3 ～ 5 ミクロン) は、幅広い分子吸収特徴が多く発生するため、惑星表面の観察に特に役立ちます。
これらの波長で。 一部の組成は同様の光学/VNIR スペクトルを持つ場合がありますが、それらは簡単に区別できます。
3 ミクロンを超える波長での測定により、揮発性種の測定と識別が可能になります。
反射分光法による小天体の表面の複雑な有機物 (Parker et al. 2016)。 かき氷
近赤外にも複数の異なる吸収バンドがあり、その深さと位置を測定に使用できます。
粒子サイズや氷相などのさらなる表面特性 (Clark & Lucey 1984; Cruikshank et al. 2019)。 さらに、
氷照射製品には、すでに氷の表面で確認されている近赤外線の吸収特性があります。
地上観測による他の小天体の発見 (Brown et al. 2015)。
TNO 表面のこれまでの分光研究は、観察できる最も明るい天体に限定されていました。
地上観測による (Dalle Ore et al. 2009; Delsanti et al. 2010; Clark et al. 2012; Brown et al. 2015; Seccull
他。 2021年; マーリンら。 2017、およびその中の参考文献）。 V バンドの大きさが 21.5 未満の場合 (表 1 を参照)、NT は良好です。
ほとんどの地上の天文台の能力を超えています。 現在目標を達成できるほど強力な唯一の天文台
注 - 安定性は Lin et al. から引用しました。 （2021年）。 astroquery.jplhorizons を使用して Horizons によって計算された平均 V バンドの大きさ。
色の分類は文献から引用されています – a Sheppard (2012) b パーカーら。 (2013) cジュイット (2018) d リンら。(2019年)ボーリンら。 (2023年)
f Markwardt et al. (2023年)
NTs は最近リリースされた JWST です。 この論文では、サブセットの最初の近赤外スペクトルの初期結果を示します。
JWST で観察された NT 集団の割合。
この論文の構成は次のとおりです。 セクション 2 では、分光調査の設計について説明します。 第3節 概要
データ削減とスペクトルモデリングのプロセス。 セクション 4 では、調査結果を示します。 セクション 5 では、
私たちの結果から導き出された結論。


図 1. すべての NT ターゲットの観測誤差とともにプロットされた NIRSpec 1D スペクトル。 それぞれのスペクトルがシフトしました
スペクトルが 1 μm 未満で最小から最大のスペクトル勾配に整理されるように、任意の量だけ垂直方向に傾きます。 すべての
スペクトルは、4.25 μm での CO2 吸収特徴と、水の氷に関連する強い 3.1 μm フレネル ピークを示しています。
2013 V X30 は例外で、その波長範囲でより広範な機能を備えています (セクション 4 および図 2 も参照)。 したがって、
私たちのサンプルの中で最も赤いNTは近赤外スペクトルを持っており、これは私たちの観察に含まれる他のものとは明らかに異なります。


図 2. NIRSpec スペクトルと表面の氷の組成モデル。 観測誤差を含む NIRSpec データは次のように表示されます。
上部パネルのそれぞれにネイビーのラインが入っています。 各スペクトルは、〜2 の平均値に基づいて任意に再スケールされています。
そして3ミクロン。 スペクトルのフィットは、上部のパネルに緑色の破線またはオレンジ色の点線として表示され、対応する
フィットの残差は下のパネルに示されています。 緑色の破線はアモルファス H2O を使用したモデルに対応し、
オレンジ色の点線は結晶性 H2O を備えたモデルに対応します。ただし、これらの線が対応する 2013V X30 の場合は除きます。
それぞれTitan tholinsとTriton tholinsを備えたモデルに

4. 結果
結果のスペクトルとモデルの適合を図 2 に示し、最適なモデルのパラメーターを表に示します。
3. 全体として、これらのスペクトルのほとんどは比較的似ており、それぞれに関連する強い 3.1 μm フレネル ピークが表示されます。
水氷と 4.25 μm での CO2 吸収機能。 これらのスペクトルは土星のスペクトルと非常によく似ています。
衛星イアペトゥス、特に 3.1 μm の二重峰の特徴、3.5 ～ 5 μm の広い水の氷の特徴を含む、
4.25 μm の狭い CO2 吸収特性。 イアペトゥスは水と二酸化炭素で覆われていることも確認されています
氷 (Clark et al. 2012)。 CO2 は、JWST を使用してカイパーベルト天体の表面でも観察されています (Brown &
フレイザー 2023)。 この結果は、太陽系の外側全体にわたる表面組成の一貫性を示しています。
ただし、2013 VX30 のスペクトルには明らかな違いがあり、4.25 μm CO2 の特徴を示していますが、
3 μm 付近では、より深く幅広い特徴が得られます。 このスペクトルは、氷のトーリンが支配的なスペクトルにはるかによく適合します
モデル (特に Triton tholin モデル)。 これは、このデータセット内で一貫して観察されている唯一の NT です。
色は超赤色です (表 1 を参照)。 アイストーリンは発赤剤として知られており、おそらくこれが赤みの原因の説明になります。
物体は超赤色の光学色を持っています (Cruikshank et al. 2005)。 他のウルトラレッド NT、2011 HM102 および 2011 SO277、
一方、このアイストーリンの特徴は示されません。 これらのオブジェクトにはさまざまな色の分類があるという事実
これらの観測では捉えられない、これらの物体の表面組成の不均一性を示している可能性があります。
しかし、たとえ 2011 年の SO277 が水の氷が大半を占める表面の氷組成を持っていたとしても、この目標はより一貫しています。
アモルファス水氷モデルでは、これも UV 照射によるものである可能性があります (Kouchi & Kurada 1990; Moore &
ハドソン、1992)。

5. ディスカッション
この論文の主な結果は、赤色表面と超赤色表面が区別可能な組成を持っているということです。 特に、
赤色NTはH2OとCO2の氷で覆われているのに対し、超赤色NTは氷のソリンで覆われています。 氷のソリンは複合体です
CO2 などの宇宙論的に豊富な分子または氷が存在するときに形成される有機の黒いタール状物質。
H2O の氷は太陽から照射されます (Sagan & Khare 1979; Khare et al. 1989)。 その理由についてはいくつかの説明があります
私たちは、組成的に異なる 2 つの NT グループを観察しました。
• 考えられる説明の 1 つは、これら 2 つの構成グループが 2 つの異なる供給源集団に由来しているということです。 それぞれ
グループは、明確に異なる形成で形成されるため、その明確な出発組成と化学的進化を有する可能性があります。
太陽系内の場所。 これら 2 つの集団は、惑星形成中にその後混合された可能性があります。
移住。 このように、2 つの集団間の違いは根源的なものとなるでしょう。 鋭いものがある場合
2 つの集団間の区別により、観察されたスペクトルの二峰性も説明できる可能性があります。
• H2O と CO2 の照射によりソリンが生成される可能性があるため、十分な時間が経つと赤い物体が超赤色に変化する可能性があります。
太陽への暴露。 この場合、集団間の違いは放射線量の違いによるものと考えられます。
しかし、NT はすべて同じ軌道距離にあり、太陽曝露量も同じであるため、捕獲前にこれらの天体に異なる照射が行われない限り、なぜ一部の天体が他の天体よりも多く照射されるのかは明らかではありません。
トロヤ群クラウドの中で。
• 最後に、これらの物体が同じ発生源から来ており、同じレベルの放射線を受けた場合、それらの違いは次のとおりです。
地表への隕石衝突が原因である可能性があります。 Luu & Jewitt (1996) は、トーリンが形成されるだけであることを示しました。
表面に薄い層があり、衝撃によって下にある氷が表面に戻る可能性があります。 このようにして、私たちは、
構成の類似点、両方とも CO2 氷を持っていること、および違い、各オブジェクトがさまざまな段階にあることを説明します。
放射線や衝撃によるもの。 この説明は、高傾斜角の NT が超赤色である理由を説明する可能性があります。
表面が再び青くなるような衝撃を避ける可能性が高くなります。 このシナリオでは、スムーズな処理が期待されるでしょう。
これまでのように、各オブジェクトが状態の連続体の中で固有の状態にある光学色間の遷移。
Markwardtらで観察された。 （2023年）。
これらの異なるシナリオを区別するには、さらなる観察と分析が必要です。 完了中
残りのターゲットリストの観測により、軌道に基づいて分光結果を比較できるようになります。
ターゲットの安定性。これにより、原始NTが捕獲されたNTとまったく異なるかどうかについての手がかりが得られます。
最近では、独自の起源を持つものになります。 さらに、より幾何学的に現実的な反射率モデル
これらのオブジェクトの表面を (Hapke モデリングを使用するなど、Hapke 1993 年)、制約することもできます。
表面のこれらの薄い氷の層の厚さ。 このデータセットのより詳細なモデルは、将来的に計画されています。
すべてのターゲットが観察されました。 Brown & Fraser (2023) の結果は、これらの層は単に
厚さは数ミクロンであり、比較的繊細で寿命が短い可能性のある特徴であることを示唆しています。 様子を観察すると、
これらの物体の表面は時間の経過とともに変化し、潜在的にライトカーブの変化を通じて、私たちにより良い画像を与えてくれるかもしれません。
これらのオブジェクトの表面のダイナミクス。 さらに、ノーザンテリトリーの最小メンバーの発見と研究
人口は、外部への不安定な輸送の理論を検証するための鍵となり（Brown & Fraser 2023）、私たちをより良い方向に導くだろう
この集団の衝突履歴に対する制約。これがスペクトル的に異なるメンバーを生成する鍵となる可能性がある
同じ集団内で。
しかし、現時点では、何らかの理由でスペクトル的に異なるNTが存在し、それらのスペクトルが相関していることは明らかです。
光学的な色で。 これらの天体が、推定された起源の個体群とスペクトル的に類似しているかどうか、
カイパー ベルトについては、この文書の範囲外です。 大きな表面組成を研究する同様の JWST プログラム
TNO のサンプルも進行中です (PID 2418、PI Pinilla-Alonso)。 これらの母集団間の比較は、
それらの起源を結びつける鍵は、色によってのみ示唆されます。 残念ながら、観測結果はありませんでした。
新たに同定された青色 NT (Markwardt et al. 2023) が現在計画されています。 このような将来の研究は、
これらの天体が太陽系の他の天体とより共通点があるかどうかを、それらの天体に基づいて判断します。
構成。 これらの疑問に対処することは、地球の化学的および力学的歴史を理解する鍵となります。
太陽系の外側は、私たちの構成要素を作る原始物質への重要な窓を私たちに与えてくれます。
惑星。