JWST MIRI 観測の先駆けとしてのスピッツァー IRS のタイタン観測

タイタンの大気分析でもジェームスウェッブ宇宙望遠鏡が活躍するってことでしょうか？以下、機械翻訳。
JWST MIRI 観測の先駆けとしてのスピッツァー IRS のタイタン観測
2023年4月28日受理
概要
この研究では、スピッツァー宇宙望遠鏡からのタイタンの赤外線スペクトルを初めて提示します。
（2004年－2009年）。 データは短波長と低分解能 (SL、5.13 〜 14.29 μm、R 〜60 〜 127) と短波長高分解能チャネル（SH、9.89 〜 19.51 μm、R 〜 600）が表示されます。の両方からのものです。
CH4の排出量、C2H2、C2H4、C2H6、C3H4、C3H6、C3H8、C4H2、HCN、HC3N、CO2。 比較します
スピッツァーから得られたタイタンの結果とカッシーニ複合赤外分光計の結果
(CIRS) によって観測された 16.35 〜 19.35 μm の波長範囲に焦点を当てた、同じ期間の
SH チャネルですが、CIRS 観測のより高いノイズ レベルの影響を受けます。 SHデータを使用します
欠落している 16.67 〜 17.54 µm の範囲の推定ヘイズ消光断面積を提供します。
以前の研究では。 最後に、16.35 〜 19.35 μm の波長のスペクトル特徴を特定します。
16.39 μm と 17.35 μm の 2 つの顕著な発光特徴を含む、さらに分析できる範囲
今後のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の中赤外線観測器によるサイクル 1 観測による
(5.0〜28.3μm、R〜1500〜3500)。 また、分子に関する現在の分光学的知識のギャップも強調します。
C60 などの候補微量種や C3H6 などの検出された微量種を含むバンド
、 それか理論的および実験的研究によって対処できる可能性があります。
1. はじめに
土星の衛星タイタンは、太陽系の天体の中で最も複雑かつ多様な大気化学を示しています。
地球以外にも。 バルク大気組成は、モル分率 1.5 ～ 5.5% のメタン (CH4) と推定されています。
および98.5〜94.5%の窒素ガス(N2) 高度に依存します (Niemann et al. 2010)。 上部の光化学
大気はメタンと窒素ガスの解離を介して豊富な炭化水素とニトリルを生成します (Lavvas)
他。 2008年; ロイゾンら。 2015）。 一酸化炭素 (CO)、二酸化炭素 (CO2) などの一部の酸素化合物）、
および水蒸気 (H2O) もエンケラドゥスからの外部酸素源によって生成され、
大気中のさまざまな化学プロセス (H¨orst et al. 2008; Dobrijevic et al. 2014; Teanby et al. 2018; vuitton他。 2019）。
さらに、タイタンには、垂直方向の密度プロファイルとアルベド波長依存性を持つ複雑な有機ヘイズが含まれています。
それはまだ十分に制約されていません（Li et al. 2011; Li 2015; Creecy et al. 2019）。 ヘイズは主に有機物が豊富な固体粒子で構成されており、可視波長では吸収し、赤外 (IR) 波長では透明です。 これにより、
反温室効果。太陽放射は上層大気で吸収されますが、熱赤外線放射は大気圏から吸収されます。
表面は容易に逃げて、表面温度が推定 9 K 低下します (McKay et al. 1991)。
1970 年代以来、IR 分光法は中性大気の組成を調査するための有用なツールとなってきました。
タイタン。 これは、地上の望遠鏡、ボイジャーやカッシーニなどの宇宙船を訪問して行われています。
赤外線宇宙観測所を含む宇宙ベースの観測所。 ボイジャー 1 号の赤外線干渉計からのデータ
分光計および放射計 (IRIS) は、これまで発見されていなかったものを特定するために中解像度の観測を提供しました
ジアセチレン (C4H2) を含む分子)、シアノアセチレン (HC3N)、シアン [(CN)2]、プロパン(C3H8)、プロピン(CH3CCH または C3H4、クンデら。 1981年。 マグワイアら。 1981年）。 赤外線宇宙観測所 (ISO) の短波長分光計（SWS）はIRISの5～20倍の分解能を持ち、水蒸気の発見につながった
40 µm 付近の発光バンドとベンゼン (C6H6) 14.8 μm (Coustenis et al. 1998, 2003)。 カッシーニ CIRS からのデータ
Titan が 2004 年から半年間進化するにつれて、進化する分子の空間分布をマッピングすることができました。
ただし、スペクトル分解能が ISO と同等かそれよりも低いことを考えると、ほとんど効果はありませんでした。
プロピレン (C3H6) を使用して、新しい分子種を検出します。）タイタンで発見された唯一の新しい分子である
CIRS との共同研究 (Nixon et al. 2013)。 プロパジエン (CH2CCH2)プロピンの異性体である ) も最近、次の方法で検出されました。
NASA 赤外線望遠鏡施設の地上設置 TEXES 機器からのデータ (Lombardo et al. 2019)。
スピッツァー宇宙望遠鏡 (Werner et al. 2004) は、赤外線天文学専用の 3 番目の宇宙船でした。
赤外線天文衛星とISO。 スピッツァーの主望遠鏡には、赤外線アレイという 3 つの機器が含まれていました。
カメラ (IRAC、Fazio et al. 2004)、赤外線分光器 (IRS、Houck et al. 2004)、およびマルチバンド画像光度計
Spitzer の場合 (Rieke et al. 2004, MIPS,)。 スピッツァー IRS データは、大気組成の測定に使用されています。
天王星を含む他の多くの太陽系天体 (Burgdorf et al. 2006; Orton et al. 2014a,b; Rowe-Gurney et al.2021) と海王星 (Meadows et al. 2008)。 スピッツァーはタイタンの熱心な観測を複数回行いましたが、主にキャリブレーション目的であり、これまでにモデル化または公開されたデータはありません。
IRS の観測はカッシーニ CIRS の観測とほぼ重複しています – どちらも同様の波長範囲に焦点を当てており、重複しています
季節の取材で。 カッシーニ CIRS はタイタンの大気に関する膨大な情報を提供しましたが、
検出器の焦点面 1 (FP1) は、その範囲の短波長端 (約 17-20 μm、ジェニングスら。 2017）。
IRS SH 観測は、このノイズの多い領域 (17.00 〜 19.51 μm) の大部分をカバーしており、以下の情報を提供できます。
以前の CIRS 結果のチェックとして機能するだけでなく、新しい高スペクトル分解能をカバーします。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) の中間赤外線観測装置 (MIRI、Rieke et al. 2015) が観測する予定です。
Titan では、分解能が 3 倍に向上するなど、IRS よりもいくつかの改善が期待されています。
17 〜 20 μm の範囲 (R 〜 1800 対 R 〜 600) と空間分解能の 10 倍以上の増加 (0.2000 〜 0.2700/あたり)
ピクセル対ピクセルあたり 2.300)、タイタンの円盤 (直径 〜 0.8400) の部分的な空間解像度が可能になります。 したがって、
スピッツァーによって観測される 17〜19.51 μm の範囲は、MIRI による追跡調査のためのスペクトル特徴を特定するために重要です。
カッシーニ CIRS 観測のノイズによって妨げられた可能性があります。 観測パラメータの比較
スピッツァー IRS の結果と、タイタンおよび JWST 機器の以前の IR 宇宙ベースの観測結果が示されています。
表1に記載されています。
この研究では、データ削減プロセスと、Spitzer IRS スペクトルを使用したスペクトル検索結果を要約します。
タイタン。 セクション 2 では、観測データのフォーマットと校正および削減プロセスについて説明します。 セクション 3
スペクトルフィッティングと検索プロセスについて説明し、セクション 4 で検索結果について説明します。 セクション 5 の比較
Teanby et al. で発表された CIRS ベースの検索を使用した温度検索。 （2019）と候補者を紹介
JWST による追跡観測のためのスペクトル特徴。 セクション 6 には、次の点に関する私たちの結論と推奨事項が含まれています。
今後のタイタンの取り組み。


図 1: (a) 平行マッピングと垂直マッピングの両方で SH モジュールによってキャプチャされたエリアのマップ例
ステップと (b) スピッツァーによって観測されたタイタンの位置に関連する平行マッピング ステップのみ (黒丸)。 違う
色はセッションごとの異なるマッピング ステップを表します。 赤経と赤経は偏差として報告されます
タイタンの中心から。 マップ データセット 1 の場合、ステップ 2 と 5 の充填係数は 1 でした。タイタンは部分的に捕捉されました (充填係数は 1)。マップ データセット 2 の場合、ステップ 2、3、および 4 の充填係数は 1 でした。ステップ 1
マップ データセット 1 では、SL 観測は同じマッピング レイアウトに従いました。


図 2: Spitzer IRS SL 2004/03/05 の Titan と NEMESIS モデルのスペクトル (黒い点) の比較
結果（青線）。 全体のスペクトルのカイ二乗値 χ ^2/N = 0.32が減少しました。
塗りつぶされた青色の領域と黒色 エラーバーは、セクション 2.3 で説明されている観測誤差を示します。

5. ディスカッション
5.1. カッシーニ CIRS データとの比較
マップ データセットの温度プロファイルの取得は、Teanby et al. で取得された CIRS プロファイルと比較されました。 （2019年）。
彼らは、さまざまな緯度でのタイタン大気の完全な温度プロファイルと C4H2 、C3H4、HC3N、CO2、HCN、C2H2、C2H6、1 mbar の圧力の C2H4 (この圧力はおおよそ 185 km の高さに換算されます)のガス VMR を取得しました。
対象となる特定の日付は、通常、IRS から 4 か月以内でした。
観察。 Teanbyらを発見した後、 (2019) それぞれの観測に最も近い時間のデータセット、データを使用しました
ここで、Teanby らは観察した。 (2019) の緯度は観測時の副観測者の緯度に最も近かった。
副観測者の緯度から 10° 以内にデータ ポイントがある日付のみが使用されました。 これは、グローバルを近似するために行われました。
Teanbyらの平均値。 (2019) 検索は特定の緯度でのみ実行され、通常は含まれていませんでした。
半球全体をカバーします。 緯度ごとにデータ ポイント (圧力 1 mbar) が 1 つしかないため、VMR データは
ティーンビーら。 (2019) は、ガスプロファイル検索と詳細に比較するにはまばらすぎました。
私たちが取得した温度と Teanby らの温度との比較。 (2019) を図 8 に示します。結果は次のとおりです。
ほぼ一致しており、特に高寄与関数 100 〜 250 km では 1 シグマ誤差バーが重なっています。
高さの範囲。 我々の回収地点から 300 ～ 400 km の地点で観測された気温の上昇は、温暖で上昇した気候によるものである可能性があります。
冬半球の極方向 50°の成層界面 (例: Teanby et al. 2008; Achterberg et al. 2011)
スピッツァー円盤の平均スペクトルにおける全体的な発光と、ティーンビーの低緯度温度プロファイルとの比較
他。 (2019) 暖かくて高い成層圏界がありません。
5.2. モデル化されていない放射の特徴と考えられる起源
私たちは、モデルでは十分に説明できない、想定されるノイズ レベルを上回る 2 つの狭い放射特徴に気づきました。
17.35 μm (576.2 cm−1 を中心とするスペクトル) および 16.39 μm (610.2 cm−1)を図 9 に示します。17.35 µm のフィーチャは
IRIS ベースの分析でも検出されました (Courtin et al. 1995)。 彼らは、未確認の放射が可能性があると仮定しました。
576 cm-1 付近の弱い H2O 遷移によるものである
、ただし、全体的に濃度が低いため、これは起こりそうにないことに注意してください。
タイタンの大気中の水蒸気の量と、より強力な H2O バンドが存在しないという事実。 同様に、水を変えると、
私たちのモデルの蒸気プロファイルでは、特徴のフィッティングの改善にはつながりませんでした。
5.2.1. バックミンスターフラーレン
中性バックミンスターフラーレン (C60) は、固体の場合、17.35 μm を中心とする十分に抑制された輝線を持ちます。
相 (Brieva et al. 2016)。 タイタンの大気中での中性 C60 の生成は理論化されています (Sitterr et al. 2020)。
検出されず。 C60 は、IRS 観測によって若い惑星状星雲でも検出されています (Cami et al. 2010)。 しかし、
固体C60のような重い分子が、かなりの期間にわたってタイタンの大気中に閉じ込められたままになる可能性は低い。
時間がかかりましたが、18.98 µm で C60 に関連するより強力な特徴を検出できませんでした。 の検出
将来の研究でより強力な特徴が得られれば、大気中の C60 の特定に大きく役立つでしょう。
5.2.2. 多環芳香族炭化水素
タイタンの上部ではさまざまな種類の多環芳香族炭化水素（PAH）が大量に検出されている
大気 (Lopez-Puertas et al. 2013)。 さらに、星間物質で検出された特定の種類の PAH は、16.43 μm と 17.38 μm で、それぞれ FWHM 値が 0.16 μm と 0.13 μm の強いスペクトル特徴を示します (Moutou et al.2000年; ピーターズら。 2004年）。 ただし、これら 2 つの特徴は、データで観察された特徴よりも約赤くなっています。
3つの波長ステップ。 16.43 μm の特徴は 17.38 μm の特徴よりも大幅に強力であるとも予測されています。
私たちのデータでは明らかではない何か。
NASA エイムズ研究センター PAH IR スペクトル データベース (Boersma et al. 2014; Bauschlicher et al. 2018;
マティオダら。 2020) には、4000 種類を超える PAH の顕著な IR 遷移に関する詳細なデータが含まれています。 それはありそうもない
単一の中性 PAH が観察された特徴に完全に一致することがわかります。 たとえば、C22 分子の中で最も強いのは、
遷移の中心は 17.35 μm ですが、16.39 μm 付近には強力な特徴がありません。 C33 には強力な機能が中心に含まれています
16.38 µm にありますが、18.18 µm を中心とするより強力な特徴も含まれていますが、これは私たちのデータと一致しません。 加えて
それぞれの種の電荷は、そのスペクトル特徴が位置する場所でシフトします (Bauschlicher Jr et al. 2008)。
ロペス・プエルタスら。 (2013) PAH データベースを使用して、上部 (900 − 1000) に 3.3 μm の発光特徴があることを発見しました。
km) 大気は高濃度 (〜 104/cm3) によって主に説明できる) 中性 PAH C48H22 およびC10H8N。
ただし、これらの PAH は、未確認の特徴の近くでは顕著なスペクトル寄与を示しません。 未来
を使用した、より高い信号対雑音比 (S/N) とスペクトル分解能の MIRI データの主成分分析 (PCA)
Lopez-Puertas et al. で提示されているものと同様の Ames PAH データベース (2013) の組み合わせを特定できるかもしれない
私たちのスペクトル特徴の源である個々の分子の情報。
最近の研究では、実験室を通じてタイタンの有機ヘイズのIRスペクトル寄与を再現することが試みられています。
N2 − CH4 ガス混合物を用いた実験 (Dubois et al. 2019; Perrin et al. 2021) が、我々の研究ではカバーされていない。
16.0 〜 19.5 μm の関心領域。 室内実験や今後のドラゴンフライミッションによる現場探査を通じて、タイタンの赤外線スペクトルに対する PAH の影響をより深く理解する (Lorenz et al. 2018; Barnes)他。 2021) は、ここで見られるモデル化されていないスペクトル特徴の起源を制限するのに役立ちます。
5.2.3. プロピレン
私たちのモデルで使用されている C3H6 の疑似ライン リスト (Sung et al. 2018) には、6.5 〜 15.4 µm の情報のみが含まれています。
(600 − 1534 cm−1) 波長範囲。 C3H6 のより最近の高分解能断面測定
波長により、576 cm-1 を中心とするスペクトルバンドが明らかになりました。(17.36 μm、Bernath et al. 2023)。 このガスには
すでにタイタンの赤外線で検出されており、このバンドは失われた 17.35 μm 放射を説明できる可能性があります。
ただし、適合しているかどうかを確認するには、この領域の新しい低温回線リストまたは疑似回線リストが必要です。
5.3. JWST サイクル 1
JWSTはMIRIを用いてタイタンを5.0〜28.3μm（350〜2000cm−1） 範囲で観測する予定である（Rieke et al. 2015）。
Cycle-1 GTO 観測中 (Nixon et al. 2016, 2021)。 これらの観測の主な焦点は 5 −7 μm です。
この波長範囲は、CIRS や他のほとんどの宇宙観測所では観測されていません。
所定の S/N に対して、MIRI は Spitzer IRS SH モジュールよりも磁束感度が 〜 20 〜 70 倍低いと予想されます。
16.35 〜 19.35 μm の対象領域では、平均〜 21 倍高い感度が得られます (図 10 を参照)。 たくさんの
IRS 観測全体で 16.35 〜 19.35 μm の範囲で観測されたスペクトル特徴は非常に狭い (FWHM〜 2−4 波長ステップ）および未解決。 MIRI は、この地域における IRS の約 2.5 ～ 4.5 倍の分解能を持ち、〜CIRSの1.3〜2.5倍。 分解能の向上に加えて、感度の向上により、より優れた解像度が可能になります。
図 9 に見られる候補となる放出特徴は、これらが実際の特徴であることを確認するのに役立ち、さらなる研究を可能にします。
彼らの起源。 これは、理論化されている赤外線で活動する多くの外来種の同定にも役立つ可能性があります。
高層大気で生成されるだけでなく、C3H6 のような以前に検出された種のさらなる研究にも役立ちます。
存在量の空間的および時間的変動に対してより適切な制約を提供します。 空間解像度も向上します。
セクション 4.2.5 で説明されている極濃縮効果の時間依存性の研究に役立ちます。

6. 結論と今後の取り組み
スピッツァーによって撮影されたタイタンの高解像度と低解像度の両方の IR スペクトルの最初の縮小を実行しました。
宇宙望遠鏡のさまざまなプロファイルを取得するために、スペクトル反転アルゴリズム NEMESIS に変更を加えました。
タイタンの円盤平均スペクトル。 この研究で使用されるデータ削減プロセスは、主に Rowe-Gurney らの研究に基づいて構築されています。
（2021）およびオートンら。 (2014a、b)。 スピッツァーのデータは、ISO による以前の観測から得られた結果をほぼ裏付けています
および CIRS、ならびに Tomasko et al. で導出されたヘイズ特性。 (2008)、アンダーソン＆サミュエルソン (2011)、ヴィナティエ
他。 （2012年）。 以前の観測と比較したときのスピッツァーの空間分解能による制限
そのため、ガスと温度のプロファイルの空間変化を測定することができなくなりました。
よく知られているスペクトルバンド、特にメタン、エタン、アセチレンバンドのピークのフィッティングには依然として問題が存在します。
IRS観察の校正に関してさらなる作業が必要であることを示唆しています。 さまざまなフィッティング技術のテスト
k テーブルの作成に必要な望遠鏡フィルター関数で使用される分解能により、より正確な結果が得られる可能性があります。
結果。 明るい光源に関する IRS データの真の誤差に対するより良い制約は、より多くの領域を特定するのにも役立ちます。
スペクトルにフィッティングの問題がある。
我々は、16.39 μm と 17.35 μm で未確認の強い発光特徴を観察し、可能性のある化学種を仮定しました。
H2O、C60、C3H6 などの矛盾を説明できる可能性があります。
、およびさまざまな PAH 種。 他にいくつかの狭い
16.00 〜 19.35 μm の範囲の発光特徴が複数のスペクトルにわたって観察されましたが、状況を考慮すると確認できません
IRSの適度な分解能とS/N。 使用された JWST 観測によるこれらの特徴の将来の調査
上記の化学種の疑似ラインリストと併用すると、それらの起源を絞り込むのに役立ちます。
タイタンのヘイズが取得したスペクトルに及ぼす影響についての理解が深まります。
私たちがここで提示する結果は、JWST MIRI によるスペクトル窓でのタイタン観測の基礎を築きました。
既存のデータセットではデータの機密性が低いため、十分に活用されていません。 以下の手順を実行することを提案します
これらのスペクトル窓の将来の観察から得られる科学的成果を最大化するには:
1. 16 ～ 20 um のスペクトル領域には、タイタンに存在する分子の低温実験室スペクトルが欠けています。
雰囲気。 これらの分子の定性的検出を可能にするために、断面測定を行う必要があります。
既存の Spitzer IRS と将来の JWST MIRI 観測からのこのスペクトル窓。
2. Sung et al. で提示されたものと同様の疑似回線リスト。 （2013）およびSung et al。 (2018)、検出および予測について
種を使用すると、これらのスペクトルウィンドウから分子存在量プロファイルを適切にフィッティングおよび取得できるようになります。
さらに、これらの放射バンドは、より高い場所で観測されるものとは異なる高度範囲に敏感である可能性があります。
波数。
3. これらのスペクトルウィンドウの JWST MIRI 観察。適切に更新された実験室断面図と
疑似ラインリストを使用すると、分子存在量のより完全な垂直方向の記述が可能になる可能性があります。
地上および宇宙ベースの天文台 (例: Lombardo et al. 2019b)。
4. これらのスペクトル窓からの観測は、成層圏子午線逆転循環によって引き起こされる極濃縮によるタイタンの成層圏組成の半球非対称性を抑制するのに役立つだろう。
これらの制約は、タイタンの大気の進行に伴って起こる動的変化を解明するのに役立つでしょう。
季節の変化を通して。