ALMA観測で、ほぼ金属の表面と窪みにケイ酸塩の溜まったクレーターで分けられると想像している。以下、機械翻訳。
小惑星の不均一な表面 (16) プシュケ
キーポイント：
• アルマ望遠鏡データから得られた小惑星 (16) Psyche の熱慣性と誘電率の経度-緯度マップ。
• プシュケの表面は不均一であり、両方を示唆する痕跡を示しています。
金属とケイ酸塩が豊富な材料。
• 独特の熱慣性特性を持つプシュケの窪みは、進化したものを示唆しています。衝撃による表面加工。
要約
メインベルト小惑星 (16) プシュケは最大のM型小惑星で、古典的には分化した微惑星の金属核および鉄隕石の母天体であると考えられているクラスの天体です。 de Kleer、Cambioni、Shepard (2021) は新しいデータを発表しました
アタカマ大規模ミリミッターアレイ (ALMA) から、彼らはそこから地球規模の
Psyche、レゴリス粒子のプロキシに最適な熱慣性と誘電率
サイズ、気孔率、および/または金属含有量、および観察された可能性のない熱異常
表面アルベドの変化のみで説明されます。 これを動機として、ここでモデルを当てはめます。
同じ ALMA データセットを使用して、誘電率と熱慣性をさまざまな領域で変化させることができます。
表面。 Psyche は両方の誘電率において不均一な表面を持っていることがわかります。
しかし、興味深いことに、これらの間に直接の相関関係は観察されません。
表面上の 2 つのプロパティ。 誘電率の不均一性を次のように説明します。
これは、金属とケイ酸塩の相対的な存在量の変動によるものです。 さらに、
プシュケの形をした大きな窪地の低地は明らかに低くなっていることがわかります。
周囲の高地よりも熱慣性が大きくなります。 我々は、後者は、微細なレゴリスの薄いマントル、割れた岩盤、および/または金属が豊富な表面を覆う埋め込まれたシリカ豊富な材料によって説明できる可能性があると提案します。 これらすべてのシナリオは、衝突によって進化した世界を示しています。
平易な言葉での要約
小惑星 (16) プシュケは、その名を冠した NASA ミッションのターゲットであり、この小惑星が初期の惑星以前の露出した核であるかどうかを評価する予定です。 ザ アタカマ ラージ
チリのチャジュナントール高原にある（サブ）ミリ波アレイにより、30 km/ピクセル（史上最高の解像度）でプシュケの温度画像を取得できるようになりました
地球から達成されます）。 これらの画像を分析して、表面の最初のミリメートルの金属含有量を経度と緯度の関数としてマッピングします。 親戚であることがわかります。
金属とケイ酸塩の量は表面全体で異なります。 さらに、次のことも観察されています。
プシュケが自転軸を中心に回転するにつれて、大きな窪地の低地は周囲の高地よりもはるかに早く温度が変化します。 これに基づいて、低地には細粒物質の池が存在し、高度に破壊され、および/または衝突によって埋め込まれたシリカ豊富な物質が存在する可能性があると我々は提案する。 これらすべてのシナリオは、衝撃によって処理された進化した表面を示しています。
キーワード: (16) プシュケ; 小惑星 – 表面。 リモートセンシング – アルマ望遠鏡。 由来と進化
1 はじめに
次回の NASA サイキ ミッションでは、メインベルト小惑星 (16) プシュケを探査します
(以下単に「プシュケ」)、大きさ約 220 km の M 型小惑星。
分化した微惑星の一部でした (Elkins-Tanton et al., 2022)。 微惑星は
100km以上の大きさで生まれたと考えられている（例：Morbidelli et al., 2009）。 間に
太陽系の進化の過程で、比較的無傷で生き残ったものもあれば、衝突に見舞われて小惑星群を形成したもの（例：Delbo’ et al., 2017）、その他のものはおそらく彼らは外套物質を失い、明らかに関連する家族は存在しない(Davis et al., 1999)。
プシュケは、非合体衝突でマントルを失った分化した微惑星である可能性があります (例: Asphaug & Reufer, 2014)。以前は一部だった物質の瓦礫の山です。
分化した物体、または異常に金属が豊富な組成の原始的な物体。 「プシュケとは何ですか?」という質問に答えることは、微惑星の衝突進化を抑制するのに貴重であり、微惑星の表面のリモートセンシング観察と内部の特性を結び付ける必要があります。
M 型小惑星 (Tholen、1984) は多様なグループ (表 1) であり、Bus-DeMeo 分類法では、エンスタタイト コンドライトに関連する Xc クラスと、メソシデライトに関連する Xk クラスに分類されます (DeMeo et al.、2009)。 ニーリーら
アル。 (2014) は、29 個の M 型小惑星の光と近赤外線のスペクトルを隕石と比較し、最も類似したタイプはほとんどの場合鉄隕石であるが、21% が隕石であることを発見しました。
初期の研究（例：チャップマンとソールズベリー、1973年。 Vernazza 他、2009)。 濃度に関する洞察
小惑星の表面近くの金属はレーダーエコーの測定から得られます。
円偏波の連続波信号が小惑星に送信され、エコーが得られます。
同じ偏光方向（SC）および反対方向（OC）の偏光方向のパワーが測定されます。 O.c
レーダー アルベド (以下、単に「レーダー アルベド」) は、ターゲットの小惑星から受信した電力と、同じ金属球から測定された電力との比です。
断面積と同じ距離にあります。 レーダーアルベドは増加とともに増加します
地表近くの物質の金属含有量（例、Shepard et al.、2015）。 平均的なレーダー
M 型グループのアルベドは 0.28 ± 0.13 (Shepard et al., 2010; Shepard et al., 2021)、
これは、S 型または C 型小惑星の値よりもはるかに高い (〜 0.14、たとえば、Magri et al.、2007)、そのため、表面材料の金属含有量がより高いことを示しています (Ostro)
ら、1985)。 表面の金属含有量を表すもう 1 つの指標は、熱慣性 Γ です。
日中の照明サイクル中の温度変化に対する表面材料の抵抗。 Γ は材料の熱伝導率の複合パラメータ関数です
κ、比熱容量 cp および表面のかさ密度 ρ (Γ = √κcpρ)。 熱の
慣性 Γ は J m^−2 K^−1 s^−0.5の単位で測定されます。
、これ以降、と呼ばれます
「tiu」は「熱慣性単位」を表します。 特定の粒子サイズの場合、金属が豊富なレゴリスは次の傾向があります。
ケイ酸塩が豊富なものよりも熱慣性が高い（Matter et al., 2013）。 一貫して、一部の M 型小惑星は、同様のサイズの C 型または S 型よりも高い熱慣性を持っているように見えます。
小惑星（例、Delbo et al.、2015）。 しかし、熱と熱との間の相関関係の証拠は、M型小惑星間の慣性とレーダー アルベドはほとんどありません (表 1 も参照)
Landsman et al.、2019; エルキンス・タントンら、2020)。
M型小惑星の分光観測では、他の点では特徴のない鉄隕石のようなスペクトルにケイ酸塩の特徴が存在することも明らかになりました (例: Fornasier et al.、
2010年; Hardersen et al.、2005b)。 この物質は剥ぎ取られた岩石マントルの残存物である可能性があり、M型小惑星が分化した微惑星の核であるという仮説を裏付けている（例：Bell et al., 1989; Asphaug & Reufer, 2014; Scott et al., 2015）。 低いところでは
微惑星のマグマオーシャンの圧力により、かんらん石が最初の鉱物になると期待されています。
可能なバルク組成の広大な範囲にわたって結晶化します (Elkins-Tanton et al., 2013;エルキンス・タントン＆ワイス、2017）。 かんらん石の分光的特徴は、M 型小惑星 (766) モグンティア、(798) ルース、および (1210) モロソビア (ハーダーセン) で観察されましたが、
et al., 2011)、Psyche などの他の多くの M型小惑星の近赤外線スペクトル。
(22) カリオペ、(69) エスペリア、(110) リディア、および (201) ペネロペは、
0.93 μm 付近の弱い吸収特徴は、低 Fe、低 Ca 輝石を示します (B. E. Clark
ら、2004年。 Hardersen et al.、2005a; フォルナシエら、2010年。 Birlan et al.、2007; サンチェス
ら、2017)。 輝石は、太陽に近い星雲領域や形成中の惑星核などの低酸素フガシティ環境でのかんらん石の還元を通じて形成される可能性があります (Hardersen et al., 2005a; Elkins-Tanton et al., 2013)。 一人の優位性
M 型個体群における他の鉱物学的性質は、小惑星がどこに降着したか、またはそれらがどのように分化したかを示す可能性があります (Hardersen et al., 2005a)。
M型小惑星の表面で検出された 3 番目の成分は水和鉱物です (例、Rivkin et al., 2000; Shepard et al., 2015; Tarot et al., 2017)。 水和鉱物が M型に内因性である場合、これはそれらが初期太陽系の水氷凝結線を超えて降着したことを示唆します (Landsman et al., 2015; Elkins-Tanton et
al.、2022)。 別の説明は、水和物質が外因性であるということです (Busarev、2002;
シェパード他、2015年。 Avdellidou et al.、2018)、低揮発性の予測と一致
微惑星上のケイ酸塩マグマの含有量 (Weiss & Elkins-Tanton、2013) と、500 から 500 から 500 の範囲の大きさの小惑星に移植された外来物質の探査機観察による。
km サイズのベスタからサブ km サイズ (101955) のベンヌへ (Reddy et al., 2012; DellaGiustina et al.、2021)。 もう一つ考えられる説明は、M型小惑星の表面物質の宇宙風化により、太陽風の陽子の相互作用を介して水和鉱物が生成される可能性があるということです。
酸素を含むミネラル（ランズマン et al., 2015)、月について提案されたものと同様（例、R.N. Clark、2009; Sunshine et al.、2009; Pieters et al.、2009）。 ただし、特に M タイプについてこの提案をテストするには、さらに実験室での実験が必要です。
図 1. 観測期間中に小惑星が回転すると、経度の同じ面が
α と緯度 β は異なる赤経で見られます。 そして赤緯decl。 アルマ望遠鏡で
画像。 投影されたファセットの (R.A., decl.) と (R.A., decl.) の知識を使用します。
ALMA ピクセルを使用して、熱放射曲線を各ファセットに関連付けます。 次に、熱慣性と誘電率のさまざまな値に対応するモデル化された熱放射曲線を次のように当てはめます。
観測された熱放射曲線。
図 2. アルマ望遠鏡のデータ (上のパネル)、グローバルな解 (左のパネル)、およびローカルな解
Psyche aの熱放射の(右パネル)、時間平均輝度温度
アルマ望遠鏡のデータに対応。 b, に対応する時間平均輝度温度
de Kleer、Cambioni、Shepard (2021) の最適な表面特性。 c. のモデルの時間平均残留輝度温度 (つまり、モデルからデータを差し引いた時間平均)
パネル b. d、最適な特性に対応する時間平均輝度温度
各表面積（この研究）。 e, モデルの時間平均残留輝度温度
パネルd。 パネル d と e では、観察回数が 3 回未満だった領域を削除しました。
または適合度が悪い (χ^2 r > 10)。 ハッチングされた領域は、モデルアーティファクトが発生する可能性がある場所です。
ソリューションの品質に影響します (セクション 2.5 を参照)。 子午線の間隔は 60°です
別にして、それで
「西」はPM−180◦を表します。
「東」は PM+180 を示します。
。 緯線の間隔は 30°です
別に。
副観測点は緯度 -14° にあります。
、これを中心にマップの解像度が推定されます。
〜5°になる。
図 3. 小惑星の熱慣性と誘電率のマップ (16) Psyche
アルマ望遠鏡の熱放射データから得られます。 a、ベストフィット熱慣性。 b. 不確実性
熱慣性の影響。 c、ベストフィット誘電率。 d、誘電率の不確実性。
e、χ^2r (式 4)の単位での適合度。 f、表面被覆率（つまり、何倍か）
表面積はアルマ望遠鏡によって何度も観測されました）。 パネル a の破線のボックスは、
Bravo-Golf 領域については、セクション 3.3 および 4.2 で説明します。 パネル c では、表面が以下の 10 の領域を示しています。
材料の誘電率の中央値は少なくとも 1 標準偏差以上大きい (正方形、ラベル付き)1 ～ 5)、または Psyche の全体的な値の中央値よりも低い (6 ～ 10 のラベルが付いた丸)。 意義のために
これらの比較とその解釈については、セクション 4.1 を参照してください。 パネルの表面積の名称
f は Shepard らからのものです。 （2021年）。 パネル a と c の 3D アニメーションをサポートとして利用できます。
情報 (それぞれビデオ S1 と S2)。
図 4. プシュケの表面の大部分には、〜 150 ～ 300 J m^−2 K^−1 s^−0.5の熱慣性があります。
および誘電率 〜 15 ～ 25、提示された全体的な値と一致
デ・クレーア、カンビオニ、シェパード著 (2021)。 a、熱慣性。 b、誘電率。 c、
フィット感の良さ。 黒いヒストグラムは、Γ、ϵ、または χ^ 2を含む表面積の面積の豊富さを表示します。
でゴミ箱。 値は、図 3 のマップの値であり、Shepard らによる最適楕円体上の対応する領域に従って重み付けされています。 （2021年）。 赤い曲線は対応するものです
累積分布。 パネル a と b の場合、ビンのエッジはパネル a と b の間の中点に対応します。
熱物理モデルを使用して調査された Γ と ϵ の連続値 (セクション 2)。
図 5. ブラボーゴルフ地域の低地 (西経 15 度から東経 60 度)
周囲の高地よりも熱慣性が低い。 a、高度マップは次のように計算されます。
Shepardらによるプシュケの形状モデルから最適楕円体を差し引く。 （2021年）。 の
破線の白いボックスは、セクション 3.3 で分析され、セクション 4.2 で説明された Bravo-Golf 領域を示します。 また、図 3c の表面材質が中央値を持つ同じ 10 個の領域も示します。
誘電率が少なくとも 1 標準偏差高い (四角、1 ～ 5 のラベル)、または低い (丸、ラベル 6–10) は、Psyche (セクション 4.1) の全体的な値の中央値よりも高くなります。 b、図 3a の最適熱慣性マップに重ね合わせた高度等高線。 c、経度での緯度プロファイル
35°E の熱慣性と高度 (それぞれ黒と赤の曲線)。 d、熱慣性と熱慣性のランダムな分布という帰無仮説の両側スピアマン検定の結果。
熱の不確実性がある場合、標高値はパネル b の観察された相関を生み出す可能性があります。
西経 15 度から東経 60 度まで、緯度 ±50 度の間の値については、慣性が考慮されます。
。 のスピアマンの p 値は 10^−5 未満です
10,000 回のすべての試験で、熱的効果が確認されています。
慣性はその地域の高度と相関関係があります。
図 6. 結果の堅牢性のテスト。 サーマル間の相対的な差
粗いモデルを使用して得られた慣性 Γ(rough) と、使用して得られた熱慣性 Γ(smooth)
滑らかなモデルは、後者の標準偏差に正規化されます。 地図にはそれらのみがプロットされています
ラフなソリューションのほうがスムーズなソリューションよりも適合度が高い（少数の）領域（つまり、χ^2r(粗) < χ^2r(滑らかさ) < 10)。
図 7. 熱慣性を説明するために提案された 3 つの可能なシナリオ
ブラボーゴルフ地域の低地と高地のコントラスト。 シナリオについてはセクション 4.2 で説明します。
5。結論
私たちは、de Kleer、Cambioni、および Shepard (2021) で発表された小惑星 (16) Psyche のアルマ望遠鏡熱放射データの新しい分析を、次のモデルを使用して発表します。
表面上の各領域の熱慣性と誘電率の値。 我々は気づく
プシュケの表面のほとんどは 150 ～ 300 tiu の熱慣性を持ち、誘電体である
定数 15 ～ 25。
私たちの結果は、Psyche の表面素材が一貫して金属を豊富に含む性質を裏付けています。
以前の研究との比較 (Matter et al., 2013)。 ただし、データは空間的に解決されるため、
表面では、表面特性の不均一性も観察されます。
熱慣性が約 25 tiu から約 600 tiu の間、誘電率が約 8 から約 60 の間の範囲の地形。 ただし、プシュケの表面の熱慣性と誘電率との間に直接の相関関係は観察されていません。 検出された誘電体の配列
一定の値は、空隙率に応じて、低金属含有量から高金属含有量までの範囲の表面の最初のミリメートルの鉱物学を示します。 誘電率の高い金属が豊富な一部の領域は、強火山活動が起こる窪地に対応します (エイブラハムズ& ニモ、2019; Johnson et al., 2020) が優先的に発生した可能性があります。 その他の地域
誘電率が低いと、より多くのケイ酸塩材料が混合される可能性があります。
金属。 これは、プシュケの斜方輝石の分光学的証拠と一致します (サンチェス)
et al., 2017）およびおそらく外因性起源の水和鉱物（Takir et al., 2017）（Avdellidou）ら、2018)。 熱慣性マップでは、大規模な窪地 (ブラボー ゴルフと呼ばれ、西経 15 度から東経 60 度の間に位置する) の低地が周囲の高地よりも統計的に低い熱慣性を持っていることが観察されます。 私たちはこれが可能であることを提案します
低地を覆う細かいレゴリスの薄いマントの痕跡である。 衝撃によって引き起こされた亀裂の存在。 および/または衝撃によって埋め込まれたケイ酸塩材料。 3 つのシナリオはすべて、衝突によって進化した表面を示しています。
結論として、我々は、プシュケは金属が豊富な小惑星であり、その表面は不均一であり、金属とケイ酸塩の両方の物質を示し、次のような進化を遂げたと思われるという証拠を提供する。
影響を及ぼします。 新たな洞察を得るために、NASA プシュケ ミッションからのデータを楽しみにしています
この異常で魅力的な世界へ。
小惑星の不均一な表面 (16) プシュケ
キーポイント：
• アルマ望遠鏡データから得られた小惑星 (16) Psyche の熱慣性と誘電率の経度-緯度マップ。
• プシュケの表面は不均一であり、両方を示唆する痕跡を示しています。
金属とケイ酸塩が豊富な材料。
• 独特の熱慣性特性を持つプシュケの窪みは、進化したものを示唆しています。衝撃による表面加工。
要約
メインベルト小惑星 (16) プシュケは最大のM型小惑星で、古典的には分化した微惑星の金属核および鉄隕石の母天体であると考えられているクラスの天体です。 de Kleer、Cambioni、Shepard (2021) は新しいデータを発表しました
アタカマ大規模ミリミッターアレイ (ALMA) から、彼らはそこから地球規模の
Psyche、レゴリス粒子のプロキシに最適な熱慣性と誘電率
サイズ、気孔率、および/または金属含有量、および観察された可能性のない熱異常
表面アルベドの変化のみで説明されます。 これを動機として、ここでモデルを当てはめます。
同じ ALMA データセットを使用して、誘電率と熱慣性をさまざまな領域で変化させることができます。
表面。 Psyche は両方の誘電率において不均一な表面を持っていることがわかります。
しかし、興味深いことに、これらの間に直接の相関関係は観察されません。
表面上の 2 つのプロパティ。 誘電率の不均一性を次のように説明します。
これは、金属とケイ酸塩の相対的な存在量の変動によるものです。 さらに、
プシュケの形をした大きな窪地の低地は明らかに低くなっていることがわかります。
周囲の高地よりも熱慣性が大きくなります。 我々は、後者は、微細なレゴリスの薄いマントル、割れた岩盤、および/または金属が豊富な表面を覆う埋め込まれたシリカ豊富な材料によって説明できる可能性があると提案します。 これらすべてのシナリオは、衝突によって進化した世界を示しています。
平易な言葉での要約
小惑星 (16) プシュケは、その名を冠した NASA ミッションのターゲットであり、この小惑星が初期の惑星以前の露出した核であるかどうかを評価する予定です。 ザ アタカマ ラージ
チリのチャジュナントール高原にある（サブ）ミリ波アレイにより、30 km/ピクセル（史上最高の解像度）でプシュケの温度画像を取得できるようになりました
地球から達成されます）。 これらの画像を分析して、表面の最初のミリメートルの金属含有量を経度と緯度の関数としてマッピングします。 親戚であることがわかります。
金属とケイ酸塩の量は表面全体で異なります。 さらに、次のことも観察されています。
プシュケが自転軸を中心に回転するにつれて、大きな窪地の低地は周囲の高地よりもはるかに早く温度が変化します。 これに基づいて、低地には細粒物質の池が存在し、高度に破壊され、および/または衝突によって埋め込まれたシリカ豊富な物質が存在する可能性があると我々は提案する。 これらすべてのシナリオは、衝撃によって処理された進化した表面を示しています。
キーワード: (16) プシュケ; 小惑星 – 表面。 リモートセンシング – アルマ望遠鏡。 由来と進化
1 はじめに
次回の NASA サイキ ミッションでは、メインベルト小惑星 (16) プシュケを探査します
(以下単に「プシュケ」)、大きさ約 220 km の M 型小惑星。
分化した微惑星の一部でした (Elkins-Tanton et al., 2022)。 微惑星は
100km以上の大きさで生まれたと考えられている（例：Morbidelli et al., 2009）。 間に
太陽系の進化の過程で、比較的無傷で生き残ったものもあれば、衝突に見舞われて小惑星群を形成したもの（例：Delbo’ et al., 2017）、その他のものはおそらく彼らは外套物質を失い、明らかに関連する家族は存在しない(Davis et al., 1999)。
プシュケは、非合体衝突でマントルを失った分化した微惑星である可能性があります (例: Asphaug & Reufer, 2014)。以前は一部だった物質の瓦礫の山です。
分化した物体、または異常に金属が豊富な組成の原始的な物体。 「プシュケとは何ですか?」という質問に答えることは、微惑星の衝突進化を抑制するのに貴重であり、微惑星の表面のリモートセンシング観察と内部の特性を結び付ける必要があります。
M 型小惑星 (Tholen、1984) は多様なグループ (表 1) であり、Bus-DeMeo 分類法では、エンスタタイト コンドライトに関連する Xc クラスと、メソシデライトに関連する Xk クラスに分類されます (DeMeo et al.、2009)。 ニーリーら
アル。 (2014) は、29 個の M 型小惑星の光と近赤外線のスペクトルを隕石と比較し、最も類似したタイプはほとんどの場合鉄隕石であるが、21% が隕石であることを発見しました。
初期の研究（例：チャップマンとソールズベリー、1973年。 Vernazza 他、2009)。 濃度に関する洞察
小惑星の表面近くの金属はレーダーエコーの測定から得られます。
円偏波の連続波信号が小惑星に送信され、エコーが得られます。
同じ偏光方向（SC）および反対方向（OC）の偏光方向のパワーが測定されます。 O.c
レーダー アルベド (以下、単に「レーダー アルベド」) は、ターゲットの小惑星から受信した電力と、同じ金属球から測定された電力との比です。
断面積と同じ距離にあります。 レーダーアルベドは増加とともに増加します
地表近くの物質の金属含有量（例、Shepard et al.、2015）。 平均的なレーダー
M 型グループのアルベドは 0.28 ± 0.13 (Shepard et al., 2010; Shepard et al., 2021)、
これは、S 型または C 型小惑星の値よりもはるかに高い (〜 0.14、たとえば、Magri et al.、2007)、そのため、表面材料の金属含有量がより高いことを示しています (Ostro)
ら、1985)。 表面の金属含有量を表すもう 1 つの指標は、熱慣性 Γ です。
日中の照明サイクル中の温度変化に対する表面材料の抵抗。 Γ は材料の熱伝導率の複合パラメータ関数です
κ、比熱容量 cp および表面のかさ密度 ρ (Γ = √κcpρ)。 熱の
慣性 Γ は J m^−2 K^−1 s^−0.5の単位で測定されます。
、これ以降、と呼ばれます
「tiu」は「熱慣性単位」を表します。 特定の粒子サイズの場合、金属が豊富なレゴリスは次の傾向があります。
ケイ酸塩が豊富なものよりも熱慣性が高い（Matter et al., 2013）。 一貫して、一部の M 型小惑星は、同様のサイズの C 型または S 型よりも高い熱慣性を持っているように見えます。
小惑星（例、Delbo et al.、2015）。 しかし、熱と熱との間の相関関係の証拠は、M型小惑星間の慣性とレーダー アルベドはほとんどありません (表 1 も参照)
Landsman et al.、2019; エルキンス・タントンら、2020)。
M型小惑星の分光観測では、他の点では特徴のない鉄隕石のようなスペクトルにケイ酸塩の特徴が存在することも明らかになりました (例: Fornasier et al.、
2010年; Hardersen et al.、2005b)。 この物質は剥ぎ取られた岩石マントルの残存物である可能性があり、M型小惑星が分化した微惑星の核であるという仮説を裏付けている（例：Bell et al., 1989; Asphaug & Reufer, 2014; Scott et al., 2015）。 低いところでは
微惑星のマグマオーシャンの圧力により、かんらん石が最初の鉱物になると期待されています。
可能なバルク組成の広大な範囲にわたって結晶化します (Elkins-Tanton et al., 2013;エルキンス・タントン＆ワイス、2017）。 かんらん石の分光的特徴は、M 型小惑星 (766) モグンティア、(798) ルース、および (1210) モロソビア (ハーダーセン) で観察されましたが、
et al., 2011)、Psyche などの他の多くの M型小惑星の近赤外線スペクトル。
(22) カリオペ、(69) エスペリア、(110) リディア、および (201) ペネロペは、
0.93 μm 付近の弱い吸収特徴は、低 Fe、低 Ca 輝石を示します (B. E. Clark
ら、2004年。 Hardersen et al.、2005a; フォルナシエら、2010年。 Birlan et al.、2007; サンチェス
ら、2017)。 輝石は、太陽に近い星雲領域や形成中の惑星核などの低酸素フガシティ環境でのかんらん石の還元を通じて形成される可能性があります (Hardersen et al., 2005a; Elkins-Tanton et al., 2013)。 一人の優位性
M 型個体群における他の鉱物学的性質は、小惑星がどこに降着したか、またはそれらがどのように分化したかを示す可能性があります (Hardersen et al., 2005a)。
M型小惑星の表面で検出された 3 番目の成分は水和鉱物です (例、Rivkin et al., 2000; Shepard et al., 2015; Tarot et al., 2017)。 水和鉱物が M型に内因性である場合、これはそれらが初期太陽系の水氷凝結線を超えて降着したことを示唆します (Landsman et al., 2015; Elkins-Tanton et
al.、2022)。 別の説明は、水和物質が外因性であるということです (Busarev、2002;
シェパード他、2015年。 Avdellidou et al.、2018)、低揮発性の予測と一致
微惑星上のケイ酸塩マグマの含有量 (Weiss & Elkins-Tanton、2013) と、500 から 500 から 500 の範囲の大きさの小惑星に移植された外来物質の探査機観察による。
km サイズのベスタからサブ km サイズ (101955) のベンヌへ (Reddy et al., 2012; DellaGiustina et al.、2021)。 もう一つ考えられる説明は、M型小惑星の表面物質の宇宙風化により、太陽風の陽子の相互作用を介して水和鉱物が生成される可能性があるということです。
酸素を含むミネラル（ランズマン et al., 2015)、月について提案されたものと同様（例、R.N. Clark、2009; Sunshine et al.、2009; Pieters et al.、2009）。 ただし、特に M タイプについてこの提案をテストするには、さらに実験室での実験が必要です。
図 1. 観測期間中に小惑星が回転すると、経度の同じ面が
α と緯度 β は異なる赤経で見られます。 そして赤緯decl。 アルマ望遠鏡で
画像。 投影されたファセットの (R.A., decl.) と (R.A., decl.) の知識を使用します。
ALMA ピクセルを使用して、熱放射曲線を各ファセットに関連付けます。 次に、熱慣性と誘電率のさまざまな値に対応するモデル化された熱放射曲線を次のように当てはめます。
観測された熱放射曲線。
図 2. アルマ望遠鏡のデータ (上のパネル)、グローバルな解 (左のパネル)、およびローカルな解
Psyche aの熱放射の(右パネル)、時間平均輝度温度
アルマ望遠鏡のデータに対応。 b, に対応する時間平均輝度温度
de Kleer、Cambioni、Shepard (2021) の最適な表面特性。 c. のモデルの時間平均残留輝度温度 (つまり、モデルからデータを差し引いた時間平均)
パネル b. d、最適な特性に対応する時間平均輝度温度
各表面積（この研究）。 e, モデルの時間平均残留輝度温度
パネルd。 パネル d と e では、観察回数が 3 回未満だった領域を削除しました。
または適合度が悪い (χ^2 r > 10)。 ハッチングされた領域は、モデルアーティファクトが発生する可能性がある場所です。
ソリューションの品質に影響します (セクション 2.5 を参照)。 子午線の間隔は 60°です
別にして、それで
「西」はPM−180◦を表します。
「東」は PM+180 を示します。
。 緯線の間隔は 30°です
別に。
副観測点は緯度 -14° にあります。
、これを中心にマップの解像度が推定されます。
〜5°になる。
図 3. 小惑星の熱慣性と誘電率のマップ (16) Psyche
アルマ望遠鏡の熱放射データから得られます。 a、ベストフィット熱慣性。 b. 不確実性
熱慣性の影響。 c、ベストフィット誘電率。 d、誘電率の不確実性。
e、χ^2r (式 4)の単位での適合度。 f、表面被覆率（つまり、何倍か）
表面積はアルマ望遠鏡によって何度も観測されました）。 パネル a の破線のボックスは、
Bravo-Golf 領域については、セクション 3.3 および 4.2 で説明します。 パネル c では、表面が以下の 10 の領域を示しています。
材料の誘電率の中央値は少なくとも 1 標準偏差以上大きい (正方形、ラベル付き)1 ～ 5)、または Psyche の全体的な値の中央値よりも低い (6 ～ 10 のラベルが付いた丸)。 意義のために
これらの比較とその解釈については、セクション 4.1 を参照してください。 パネルの表面積の名称
f は Shepard らからのものです。 （2021年）。 パネル a と c の 3D アニメーションをサポートとして利用できます。
情報 (それぞれビデオ S1 と S2)。
図 4. プシュケの表面の大部分には、〜 150 ～ 300 J m^−2 K^−1 s^−0.5の熱慣性があります。
および誘電率 〜 15 ～ 25、提示された全体的な値と一致
デ・クレーア、カンビオニ、シェパード著 (2021)。 a、熱慣性。 b、誘電率。 c、
フィット感の良さ。 黒いヒストグラムは、Γ、ϵ、または χ^ 2を含む表面積の面積の豊富さを表示します。
でゴミ箱。 値は、図 3 のマップの値であり、Shepard らによる最適楕円体上の対応する領域に従って重み付けされています。 （2021年）。 赤い曲線は対応するものです
累積分布。 パネル a と b の場合、ビンのエッジはパネル a と b の間の中点に対応します。
熱物理モデルを使用して調査された Γ と ϵ の連続値 (セクション 2)。
図 5. ブラボーゴルフ地域の低地 (西経 15 度から東経 60 度)
周囲の高地よりも熱慣性が低い。 a、高度マップは次のように計算されます。
Shepardらによるプシュケの形状モデルから最適楕円体を差し引く。 （2021年）。 の
破線の白いボックスは、セクション 3.3 で分析され、セクション 4.2 で説明された Bravo-Golf 領域を示します。 また、図 3c の表面材質が中央値を持つ同じ 10 個の領域も示します。
誘電率が少なくとも 1 標準偏差高い (四角、1 ～ 5 のラベル)、または低い (丸、ラベル 6–10) は、Psyche (セクション 4.1) の全体的な値の中央値よりも高くなります。 b、図 3a の最適熱慣性マップに重ね合わせた高度等高線。 c、経度での緯度プロファイル
35°E の熱慣性と高度 (それぞれ黒と赤の曲線)。 d、熱慣性と熱慣性のランダムな分布という帰無仮説の両側スピアマン検定の結果。
熱の不確実性がある場合、標高値はパネル b の観察された相関を生み出す可能性があります。
西経 15 度から東経 60 度まで、緯度 ±50 度の間の値については、慣性が考慮されます。
。 のスピアマンの p 値は 10^−5 未満です
10,000 回のすべての試験で、熱的効果が確認されています。
慣性はその地域の高度と相関関係があります。
図 6. 結果の堅牢性のテスト。 サーマル間の相対的な差
粗いモデルを使用して得られた慣性 Γ(rough) と、使用して得られた熱慣性 Γ(smooth)
滑らかなモデルは、後者の標準偏差に正規化されます。 地図にはそれらのみがプロットされています
ラフなソリューションのほうがスムーズなソリューションよりも適合度が高い（少数の）領域（つまり、χ^2r(粗) < χ^2r(滑らかさ) < 10)。
図 7. 熱慣性を説明するために提案された 3 つの可能なシナリオ
ブラボーゴルフ地域の低地と高地のコントラスト。 シナリオについてはセクション 4.2 で説明します。
5。結論
私たちは、de Kleer、Cambioni、および Shepard (2021) で発表された小惑星 (16) Psyche のアルマ望遠鏡熱放射データの新しい分析を、次のモデルを使用して発表します。
表面上の各領域の熱慣性と誘電率の値。 我々は気づく
プシュケの表面のほとんどは 150 ～ 300 tiu の熱慣性を持ち、誘電体である
定数 15 ～ 25。
私たちの結果は、Psyche の表面素材が一貫して金属を豊富に含む性質を裏付けています。
以前の研究との比較 (Matter et al., 2013)。 ただし、データは空間的に解決されるため、
表面では、表面特性の不均一性も観察されます。
熱慣性が約 25 tiu から約 600 tiu の間、誘電率が約 8 から約 60 の間の範囲の地形。 ただし、プシュケの表面の熱慣性と誘電率との間に直接の相関関係は観察されていません。 検出された誘電体の配列
一定の値は、空隙率に応じて、低金属含有量から高金属含有量までの範囲の表面の最初のミリメートルの鉱物学を示します。 誘電率の高い金属が豊富な一部の領域は、強火山活動が起こる窪地に対応します (エイブラハムズ& ニモ、2019; Johnson et al., 2020) が優先的に発生した可能性があります。 その他の地域
誘電率が低いと、より多くのケイ酸塩材料が混合される可能性があります。
金属。 これは、プシュケの斜方輝石の分光学的証拠と一致します (サンチェス)
et al., 2017）およびおそらく外因性起源の水和鉱物（Takir et al., 2017）（Avdellidou）ら、2018)。 熱慣性マップでは、大規模な窪地 (ブラボー ゴルフと呼ばれ、西経 15 度から東経 60 度の間に位置する) の低地が周囲の高地よりも統計的に低い熱慣性を持っていることが観察されます。 私たちはこれが可能であることを提案します
低地を覆う細かいレゴリスの薄いマントの痕跡である。 衝撃によって引き起こされた亀裂の存在。 および/または衝撃によって埋め込まれたケイ酸塩材料。 3 つのシナリオはすべて、衝突によって進化した表面を示しています。
結論として、我々は、プシュケは金属が豊富な小惑星であり、その表面は不均一であり、金属とケイ酸塩の両方の物質を示し、次のような進化を遂げたと思われるという証拠を提供する。
影響を及ぼします。 新たな洞察を得るために、NASA プシュケ ミッションからのデータを楽しみにしています
この異常で魅力的な世界へ。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます