エンケラドゥスのトーラスに供給される水プルームの JWST 分子マッピングと特性評価
エンケラドゥスは、太陽系における生命探査の主要な標的であり、地下の巨大な液体の水につながっている可能性が高い活発なプルームを持っています。JWST に搭載された高感度 NIRSpec 装置を使用して、有機化合物を検索し、プルームの組成と構造を特徴付けました。この観測では、H2Oの蛍光発光を直接サンプリングし、エンケラドゥスのトーラスから発生する大きな発光層の中に埋め込まれた、極低温(25K)での非常に広範囲のプルーム(最大10,000kmまたはエンケラドゥスの半径の40倍まで)を明らかにした。興味深いことに、観測されたガス放出速度 (300 kg/s) は、15 年前のカッシーニによる近接観測から得られたものと類似しており、トーラス密度は、13 年前のハーシェルによる以前の空間的に未分解の測定と一致しています。これは、エンケラドゥスからのガス噴出の勢いが数十年の時間スケールにわたって比較的安定していることを示唆しています。このレベルの活動は、埋め込まれている赤道トーラスの導出柱密度 4.5x10^17/ m^2 を維持するのに十分であり、エンケラドゥスが土星系全体の主要な水源として確立されています。いくつかの非水ガス (CO2、CO、CH4、C2H6、CH3OH) の検索を実行しましたが、スペクトルではどれも特定されませんでした。後続半球の表面では、その結晶形態を含む強力な H2O 氷の特徴が観察されますが、これらの観察からは CO2、CO、または NH3 氷の痕跡は回収されません。新しい探査機を太陽系外縁部に送り込む準備を進める中、これらの観測は、遠くの氷天体や極氷火山プルームの探査に重要なサポートを提供するという JWST のユニークな能力を実証しています。
序章
エンケラドゥスはおそらく土星系内で最大の水源である
、H2O などを使用
局所的な地質活動によって土星軌道に放出された物質。 地質学の初期のヒント
エンケラドゥスの活動はボイジャーと 1980 年代の望遠鏡観測によって提供され、
1990年代、土星のE環とエンケラドゥスの軌道との密接な関連性が発見された
。 2005年に、
カッシーニ宇宙船に搭載された複数の機器が、ガスのプルーム（主にガスの噴出）を発見しました。
水蒸気）とエンケラドゥスの南極地域の亀裂から現れる氷の粒、一方、エンケラドゥスの軌道に沿った水のトーラスは、最近ではサブミリメートルで観測されました
ハーシェル天文台による分光学。 カッシーニによるプルームガスの測定結果は、特定のフライバイ軌道に沿って、および恒星を経由して、その場質量分析を使用して作成されました。
プルームの内側領域での掩蔽 (<200 km)。 対照的に、サブミリメートル
トーラスの測定は空間的には分解されていませんでしたが、H2O の存在を示していました。
土星系全体に広くガスが存在します。 プルームの氷の粒子の流れはさまざまですが、
複数の時間スケール を組み合わせると、蒸気流束の変化はあまり理解されていません。
これらがトーラスの構造と進化にどのような影響を与えるかについて説明します。 分子を分析することで、JWST を使用してエンケラドゥスから長距離にわたる排出量をマッピングすることができました。
放出された水の分布、活動レベルをカッシーニによって決定されたレベルと比較する
測定を行い、プルームと拡張された物質の雲との直接的な接続を確立します。
複数の軌道にわたって蓄積された可能性のあるプルームを超えて。
2022年11月9日UTに、私たちはJWSTを使ってエンケラドゥスの尾行半球を観測しました。
太陽系時間保証観測 (GTO) プログラム 1250。JWST/NIRSpec
観測はIntegral Field Unit (IFU)21で行われ、3つのデータキューブを提供しました。
高分解能パワーグレーティング (G140H、G235H、G395H)、グレーティングごとに 2 つの検出器 (NRS1、
NRS2)、3 インチ x 3 インチの視野 (FOV) 全体で 0.1 インチ x 0.1 インチの均一なスパセル サイズ – Enceladus
観察時の直径は0.07インチでした。 飽和を最小限に抑えるために、
NSRAPID 読み出しとフレームごとの短い統合時間 (合計 215 ～ 270 秒)
回折格子ごとの統合。 データは最新バージョンの JWST を使用して処理されました。
Science Calibration Pipeline (v1.9) を使用して、フレームを分析するためのアドホック アルゴリズムを開発しました。
ディザリング画像を結合し、不良ピクセルを除去します (スクリプトは次の URL で公開されています)。github.com/nasapsg)。 図 1 に、積分信号の磁束校正されたスペクトルを示します。
エンケラドゥス円盤全体と、拡張プルームのいくつかの領域に沿った分子残留物。
議論
エンケラドゥスがわずか 1.37 地球日の周期で土星の周りを高速で周回しているため、放出された
水蒸気はその軌道に沿って周囲に広がり、土星の周りに大きなトーラスを形成します。
土星の近くの水の光化学的寿命が比較的長いことを考慮すると（約94日）
この値と派生したプルームの生成率を組み合わせると、最大で
同時に 8×10^34 個の分子が利用可能です。 あるいは、私たちの派生トーラスから
赤道柱密度 (NT) と推定トーラス スケール高さ (HT) から、合計が次のように推定されます。
2.5×10^34 個の分子がトーラス内に閉じ込められ、これは放出された分子の 32% に相当します。
これは、排出された H2O 分子 (およびその OH および O 生成物) の大部分が
それらはトーラスを越えて土星系全体に広がっています。 これらの結果は概ね以下と一致します
キャシディとジョンソンによる調査結果
、エンケラドゥスが主要な供給源として確立されています。
土星系の外因性 H2O / OH / O 種。 H2O蒸気に加えて、
プルーム全体にわたる CO2、CO、CH4、C2H6、および CH3OH 分子放出については、何も測定されませんでした。
が検出されました (拡張図 1 およびメソッド セクション M1 を参照)。 上限 (3 秒)存在量はそれぞれ、水に対して<1%、<10%、<4%、<6%、<20%です。 これらの制限
カッシーニの INMS 測定で報告された高密度プルームの存在量の範囲内にあります
エンケラドゥスの領域 (CO2:0.3-0.8%、CO<0.05%、CH4:0.1-0.3%、C2H6<0.2%、CH3OH<0.01%)。
UVIS 掩蔽でも、プルームの内部領域には CO (<1%) の証拠は示されませんでした 。
CO2/H2O 比の上限は、広範なアイデア をさらにサポートします。
エンケラドゥスの岩石コアにおける CO2 隔離は、おそらくそのプルームがなぜ起こるのかを説明するのに必要である。彗星の観測と比較して CO2 が大幅に減少している 。
結論:
JWST によるこれらの最初の観察 (統合時間はわずか数分) は、次のことを示しています。
この海の世界を繊細に特徴づけるこの天文台の力、新しい窓が開きます
将来のミッションの準備をしながら、エンケラドゥスで進行中のプルーム活動の探査に取り組んでいます。
より一般的には、JWST は、H2O 蒸気が主体であることについての詳細な定量的洞察を提供できます。
太陽系の他の場所の地質学的活動や極氷火山活動。
図 1: エンケラドゥスの表面の幾何学的アルベドと検出された水蒸気の放出。 a) 表面
反射された太陽モデルに関して正規化された後続半球の幾何学的アルベド。
スペクトルには H2O 氷のいくつかの強い兆候が示されていますが、次のような吸収は観察されません。
CO2、CO、NH3 氷の予想される波長。 b) 観察された水のガス放出のモデル、識別される 4 つの異なる領域: エンケラドゥス半径 7 以内の中央領域 (オレンジ色の円)(RE); 7～30REの間の内部プルーム領域。 拡張されたプルーム領域 (青い輪郭)
南方向、RE30から38の間。 とトーラス背景領域 (ピンクの輪郭)
北方向、RE30から38の間。 c) データ（黒線）とモデル（色付き線）
パネル b の 4 つの領域内の H2O 蛍光発光は、明確にするために垂直方向にシフトされています。
各領域で取得された分子の数も示されます。 すべてのモデルに一貫性がある
回転温度25±3K。
図 2: 水の放出が視野全体にわたって観察され、巨大な現象が明らかになります。
周囲の拡張された背景トーラスに影響を与えているエンケラドゥスから発する水柱
土星。 a) 観測では、エンケラドゥスの後半球とその端がサンプリングされています。
トーラス、ここで RS は土星の平均半径を指します。 b) 各スパセル (0.1 インチ×0.1 インチ) で、H2O
カラム密度は、2.62 から 2.62 までの範囲で観察された分子蛍光発光から取得されました。
2.72μmの範囲。 エンケラドゥスの直径は 0.07 インチ (スパセルより小さい)、連続体画像
点像分布関数 (PSF) の値が挿入ボックスに表示されます。 斜めの縞模様が残っています。
が観察されましたが、これは検出器の効果に起因すると思われます。 c) 2 つのコンポーネントを備えたモデル 図 1b に示すように、プルームとトーラスの背景放射で構成され、よく観察します。 d) 残存画像は、ガス放出モデルを次の式から差し引くことによって計算されました。
観察により、データとの近似が明らかになります。
メソッド
M1. プルーム分子種の検索と上限値の導出
狭い分子の特徴を探索するために、我々は残留スペクトルを分析しました。
観測された太陽のフラウンホーファー線を含む連続体モデルを差し引くことによって導出されます。
エンケラドゥスのスペクトル。 環境全体の複数のリージョンにわたって統合を実行しました
Enceladus (図 1 を参照) の分子数と対応するカラムを決定しました。
密度。 私たちはすべての領域で水蒸気の痕跡を検出します。最も顕著な分子は、プルーム領域 (7<r<30 RE、0.2 ～ 1.0 インチ、1765 ～ 7563 km) 全体の特徴と検出。 これ
この領域には、エンケラドゥスの円盤からの固有の連続体署名も低く、これにより、非ガス痕跡の除去。 したがって、この領域を使用して他のガスを検索しました
H2Oを超えて。蛍光モデルは、非 LTE 放射伝達モデリングに基づいています 。
多項式関数を連続体に当てはめることにより、広範な非分子の特徴が除去されました
拡張図 1 に示されているスペクトル領域にわたる形状。検索と統計
分析は PSG を使用して実行されました。PSG では、検索アルゴリズムは最適化に基づいています。
推定方法 . 検索アルゴリズムを反復するたびに、新しいモデルが作成されました。
が構築され、各パラメータの数値導関数が計算されました。 このプロセスは
収束に達し、データとモデルの差がなくなるまで繰り返します。
最小化された。 残差スペクトルの平均統計的変動 (RMS またはカイ二乗) が使用されました。
取得したカラム密度の不確実性 (シグマ) を定量化します。
M2。 エンケラドゥスの氷の表面の特徴に関する追加の発見
NIRSpec で測定されたエンケラドゥスの末尾半球スペクトルは、いくつかのことを示しています。
興味深い特徴があり、組成に関する追加情報が得られる可能性があります。
エンケラドゥスの表面の物理的特性。 しかし、これらの発見は現段階では決定的なものではなく、追加の実験室での実験、観察、分析、モデリングが必要になる場合があります。
これらの発見の重要性をさらに確立します。
水の結晶特徴の起源: 1.65 μm および 3.11 μm 特徴の存在
エンケラドゥスのスペクトル (図 1) で観察されることは、結晶性を明確に証明しています。
H2O 氷。 興味深いことに、結晶氷の薄膜の実験室スペクトル (1.3 ～ 2.5 μm)
150 K で蒸着し、16 K に冷却したものは、この 1.65 μm の結晶バンドを示します。 もう一方の
ちなみに、高温で形成される結晶氷はこの特徴を示さない。
非晶質の氷には存在しない44。 これらの特徴と観察されたものの相対強度から
中心波長があれば、その形成と現在の温度に関する制約を得ることができます。
ただし、これには、近くにある他の強力な特徴の詳細なモデリングも必要です。
近くの連続体の形状に影響を与えます。
過酸化水素を含む氷: 3.5 μm で微妙な「プラトー」が観察されます (図 1 を参照)。
過酸化水素 (H2O2) が原因である可能性がありますが、この機能が適切に回復されると、
近くの強い水の帯を正確にモデリングする必要があります。 氷が冷たいことはよく知られていますが、
土星と木星の磁気圏内の衛星は、強い磁束にさらされています。
表面特性を変化させ、多くの物理的および化学的性質を引き起こす高エネルギー粒子
効果。 放射線プロセスがエンケラドゥスの表面にどの程度効率的に影響を与えるかをモデル化していますが、比較的低いエネルギーの陽子束、および
土星の衛星が経験するプルームフォールアウトの比較的高い粒子堆積率。
実験室で研究されたいくつかの影響の中には、H2O2 の生成が含まれます。
高エネルギー光を照射された水の氷のスペクトルにおける約 3.5 μm のバンドの出現
粒子。この 3.5 μm の H2O2 の特徴は、エウロパの表面で発見されています 。
ガリレオ紫外分光計による紫外観察は、H2O2 が存在する可能性を示唆しています。
ガニメデとカリストにも存在します57。 したがって、3.5 μm のフィーチャがオンになる可能性があります。
エンケラドゥスは、H2O 氷が豊富な表面からの放射線分解による H2O2 の生成と一致する可能性があります。
CN 化合物: 4.5 μm 付近で吸収の可能性が観察され (図 1 を参照)、
CN および/または (イソ)シアネート化合物に関連するが、これらの低流束に対するベースラインの問題
連続体レベルでは、この識別は暫定的なものにすぎません。 放射線分解および光化学でC を含む氷を処理すると、有機物質が形成されます。
低温でサンプルの加熱中に発生し、有機耐火物を生成します。
室温以上で安定な材料．元の氷に両方のCが含まれている場合
および N 原子を含む安定な残基は、約 4.6 μm を中心とする強くて明確な特徴を示します。
いくつかの超炭素質南極隕石で観察された特徴を効果的に再現します。
この特徴はシアネート結合とイソシアネート結合に起因すると考えられており、
氷のエネルギー的な処理（光子、電子、またはイオンによる）。 同様に、特徴の中心は
カリストでは 4.57 μm が検出され、CN を含む有機物に起因すると考えられました。 このような氷がついています
エンケラドゥスは、微小隕石の衝突またはエネルギーによって地表に堆積した可能性があります。
還元されたCおよびN含有材料の処理。 別の可能性としては、CN 化合物が考えられます。
エンケラドゥスの噴煙の中にすでに存在している可能性があり、その後地表に堆積する可能性があります。
エンケラドゥスは、太陽系における生命探査の主要な標的であり、地下の巨大な液体の水につながっている可能性が高い活発なプルームを持っています。JWST に搭載された高感度 NIRSpec 装置を使用して、有機化合物を検索し、プルームの組成と構造を特徴付けました。この観測では、H2Oの蛍光発光を直接サンプリングし、エンケラドゥスのトーラスから発生する大きな発光層の中に埋め込まれた、極低温(25K)での非常に広範囲のプルーム(最大10,000kmまたはエンケラドゥスの半径の40倍まで)を明らかにした。興味深いことに、観測されたガス放出速度 (300 kg/s) は、15 年前のカッシーニによる近接観測から得られたものと類似しており、トーラス密度は、13 年前のハーシェルによる以前の空間的に未分解の測定と一致しています。これは、エンケラドゥスからのガス噴出の勢いが数十年の時間スケールにわたって比較的安定していることを示唆しています。このレベルの活動は、埋め込まれている赤道トーラスの導出柱密度 4.5x10^17/ m^2 を維持するのに十分であり、エンケラドゥスが土星系全体の主要な水源として確立されています。いくつかの非水ガス (CO2、CO、CH4、C2H6、CH3OH) の検索を実行しましたが、スペクトルではどれも特定されませんでした。後続半球の表面では、その結晶形態を含む強力な H2O 氷の特徴が観察されますが、これらの観察からは CO2、CO、または NH3 氷の痕跡は回収されません。新しい探査機を太陽系外縁部に送り込む準備を進める中、これらの観測は、遠くの氷天体や極氷火山プルームの探査に重要なサポートを提供するという JWST のユニークな能力を実証しています。
序章
エンケラドゥスはおそらく土星系内で最大の水源である
、H2O などを使用
局所的な地質活動によって土星軌道に放出された物質。 地質学の初期のヒント
エンケラドゥスの活動はボイジャーと 1980 年代の望遠鏡観測によって提供され、
1990年代、土星のE環とエンケラドゥスの軌道との密接な関連性が発見された
。 2005年に、
カッシーニ宇宙船に搭載された複数の機器が、ガスのプルーム（主にガスの噴出）を発見しました。
水蒸気）とエンケラドゥスの南極地域の亀裂から現れる氷の粒、一方、エンケラドゥスの軌道に沿った水のトーラスは、最近ではサブミリメートルで観測されました
ハーシェル天文台による分光学。 カッシーニによるプルームガスの測定結果は、特定のフライバイ軌道に沿って、および恒星を経由して、その場質量分析を使用して作成されました。
プルームの内側領域での掩蔽 (<200 km)。 対照的に、サブミリメートル
トーラスの測定は空間的には分解されていませんでしたが、H2O の存在を示していました。
土星系全体に広くガスが存在します。 プルームの氷の粒子の流れはさまざまですが、
複数の時間スケール を組み合わせると、蒸気流束の変化はあまり理解されていません。
これらがトーラスの構造と進化にどのような影響を与えるかについて説明します。 分子を分析することで、JWST を使用してエンケラドゥスから長距離にわたる排出量をマッピングすることができました。
放出された水の分布、活動レベルをカッシーニによって決定されたレベルと比較する
測定を行い、プルームと拡張された物質の雲との直接的な接続を確立します。
複数の軌道にわたって蓄積された可能性のあるプルームを超えて。
2022年11月9日UTに、私たちはJWSTを使ってエンケラドゥスの尾行半球を観測しました。
太陽系時間保証観測 (GTO) プログラム 1250。JWST/NIRSpec
観測はIntegral Field Unit (IFU)21で行われ、3つのデータキューブを提供しました。
高分解能パワーグレーティング (G140H、G235H、G395H)、グレーティングごとに 2 つの検出器 (NRS1、
NRS2)、3 インチ x 3 インチの視野 (FOV) 全体で 0.1 インチ x 0.1 インチの均一なスパセル サイズ – Enceladus
観察時の直径は0.07インチでした。 飽和を最小限に抑えるために、
NSRAPID 読み出しとフレームごとの短い統合時間 (合計 215 ～ 270 秒)
回折格子ごとの統合。 データは最新バージョンの JWST を使用して処理されました。
Science Calibration Pipeline (v1.9) を使用して、フレームを分析するためのアドホック アルゴリズムを開発しました。
ディザリング画像を結合し、不良ピクセルを除去します (スクリプトは次の URL で公開されています)。github.com/nasapsg)。 図 1 に、積分信号の磁束校正されたスペクトルを示します。
エンケラドゥス円盤全体と、拡張プルームのいくつかの領域に沿った分子残留物。
議論
エンケラドゥスがわずか 1.37 地球日の周期で土星の周りを高速で周回しているため、放出された
水蒸気はその軌道に沿って周囲に広がり、土星の周りに大きなトーラスを形成します。
土星の近くの水の光化学的寿命が比較的長いことを考慮すると（約94日）
この値と派生したプルームの生成率を組み合わせると、最大で
同時に 8×10^34 個の分子が利用可能です。 あるいは、私たちの派生トーラスから
赤道柱密度 (NT) と推定トーラス スケール高さ (HT) から、合計が次のように推定されます。
2.5×10^34 個の分子がトーラス内に閉じ込められ、これは放出された分子の 32% に相当します。
これは、排出された H2O 分子 (およびその OH および O 生成物) の大部分が
それらはトーラスを越えて土星系全体に広がっています。 これらの結果は概ね以下と一致します
キャシディとジョンソンによる調査結果
、エンケラドゥスが主要な供給源として確立されています。
土星系の外因性 H2O / OH / O 種。 H2O蒸気に加えて、
プルーム全体にわたる CO2、CO、CH4、C2H6、および CH3OH 分子放出については、何も測定されませんでした。
が検出されました (拡張図 1 およびメソッド セクション M1 を参照)。 上限 (3 秒)存在量はそれぞれ、水に対して<1%、<10%、<4%、<6%、<20%です。 これらの制限
カッシーニの INMS 測定で報告された高密度プルームの存在量の範囲内にあります
エンケラドゥスの領域 (CO2:0.3-0.8%、CO<0.05%、CH4:0.1-0.3%、C2H6<0.2%、CH3OH<0.01%)。
UVIS 掩蔽でも、プルームの内部領域には CO (<1%) の証拠は示されませんでした 。
CO2/H2O 比の上限は、広範なアイデア をさらにサポートします。
エンケラドゥスの岩石コアにおける CO2 隔離は、おそらくそのプルームがなぜ起こるのかを説明するのに必要である。彗星の観測と比較して CO2 が大幅に減少している 。
結論:
JWST によるこれらの最初の観察 (統合時間はわずか数分) は、次のことを示しています。
この海の世界を繊細に特徴づけるこの天文台の力、新しい窓が開きます
将来のミッションの準備をしながら、エンケラドゥスで進行中のプルーム活動の探査に取り組んでいます。
より一般的には、JWST は、H2O 蒸気が主体であることについての詳細な定量的洞察を提供できます。
太陽系の他の場所の地質学的活動や極氷火山活動。
図 1: エンケラドゥスの表面の幾何学的アルベドと検出された水蒸気の放出。 a) 表面
反射された太陽モデルに関して正規化された後続半球の幾何学的アルベド。
スペクトルには H2O 氷のいくつかの強い兆候が示されていますが、次のような吸収は観察されません。
CO2、CO、NH3 氷の予想される波長。 b) 観察された水のガス放出のモデル、識別される 4 つの異なる領域: エンケラドゥス半径 7 以内の中央領域 (オレンジ色の円)(RE); 7～30REの間の内部プルーム領域。 拡張されたプルーム領域 (青い輪郭)
南方向、RE30から38の間。 とトーラス背景領域 (ピンクの輪郭)
北方向、RE30から38の間。 c) データ（黒線）とモデル（色付き線）
パネル b の 4 つの領域内の H2O 蛍光発光は、明確にするために垂直方向にシフトされています。
各領域で取得された分子の数も示されます。 すべてのモデルに一貫性がある
回転温度25±3K。
図 2: 水の放出が視野全体にわたって観察され、巨大な現象が明らかになります。
周囲の拡張された背景トーラスに影響を与えているエンケラドゥスから発する水柱
土星。 a) 観測では、エンケラドゥスの後半球とその端がサンプリングされています。
トーラス、ここで RS は土星の平均半径を指します。 b) 各スパセル (0.1 インチ×0.1 インチ) で、H2O
カラム密度は、2.62 から 2.62 までの範囲で観察された分子蛍光発光から取得されました。
2.72μmの範囲。 エンケラドゥスの直径は 0.07 インチ (スパセルより小さい)、連続体画像
点像分布関数 (PSF) の値が挿入ボックスに表示されます。 斜めの縞模様が残っています。
が観察されましたが、これは検出器の効果に起因すると思われます。 c) 2 つのコンポーネントを備えたモデル 図 1b に示すように、プルームとトーラスの背景放射で構成され、よく観察します。 d) 残存画像は、ガス放出モデルを次の式から差し引くことによって計算されました。
観察により、データとの近似が明らかになります。
メソッド
M1. プルーム分子種の検索と上限値の導出
狭い分子の特徴を探索するために、我々は残留スペクトルを分析しました。
観測された太陽のフラウンホーファー線を含む連続体モデルを差し引くことによって導出されます。
エンケラドゥスのスペクトル。 環境全体の複数のリージョンにわたって統合を実行しました
Enceladus (図 1 を参照) の分子数と対応するカラムを決定しました。
密度。 私たちはすべての領域で水蒸気の痕跡を検出します。最も顕著な分子は、プルーム領域 (7<r<30 RE、0.2 ～ 1.0 インチ、1765 ～ 7563 km) 全体の特徴と検出。 これ
この領域には、エンケラドゥスの円盤からの固有の連続体署名も低く、これにより、非ガス痕跡の除去。 したがって、この領域を使用して他のガスを検索しました
H2Oを超えて。蛍光モデルは、非 LTE 放射伝達モデリングに基づいています 。
多項式関数を連続体に当てはめることにより、広範な非分子の特徴が除去されました
拡張図 1 に示されているスペクトル領域にわたる形状。検索と統計
分析は PSG を使用して実行されました。PSG では、検索アルゴリズムは最適化に基づいています。
推定方法 . 検索アルゴリズムを反復するたびに、新しいモデルが作成されました。
が構築され、各パラメータの数値導関数が計算されました。 このプロセスは
収束に達し、データとモデルの差がなくなるまで繰り返します。
最小化された。 残差スペクトルの平均統計的変動 (RMS またはカイ二乗) が使用されました。
取得したカラム密度の不確実性 (シグマ) を定量化します。
M2。 エンケラドゥスの氷の表面の特徴に関する追加の発見
NIRSpec で測定されたエンケラドゥスの末尾半球スペクトルは、いくつかのことを示しています。
興味深い特徴があり、組成に関する追加情報が得られる可能性があります。
エンケラドゥスの表面の物理的特性。 しかし、これらの発見は現段階では決定的なものではなく、追加の実験室での実験、観察、分析、モデリングが必要になる場合があります。
これらの発見の重要性をさらに確立します。
水の結晶特徴の起源: 1.65 μm および 3.11 μm 特徴の存在
エンケラドゥスのスペクトル (図 1) で観察されることは、結晶性を明確に証明しています。
H2O 氷。 興味深いことに、結晶氷の薄膜の実験室スペクトル (1.3 ～ 2.5 μm)
150 K で蒸着し、16 K に冷却したものは、この 1.65 μm の結晶バンドを示します。 もう一方の
ちなみに、高温で形成される結晶氷はこの特徴を示さない。
非晶質の氷には存在しない44。 これらの特徴と観察されたものの相対強度から
中心波長があれば、その形成と現在の温度に関する制約を得ることができます。
ただし、これには、近くにある他の強力な特徴の詳細なモデリングも必要です。
近くの連続体の形状に影響を与えます。
過酸化水素を含む氷: 3.5 μm で微妙な「プラトー」が観察されます (図 1 を参照)。
過酸化水素 (H2O2) が原因である可能性がありますが、この機能が適切に回復されると、
近くの強い水の帯を正確にモデリングする必要があります。 氷が冷たいことはよく知られていますが、
土星と木星の磁気圏内の衛星は、強い磁束にさらされています。
表面特性を変化させ、多くの物理的および化学的性質を引き起こす高エネルギー粒子
効果。 放射線プロセスがエンケラドゥスの表面にどの程度効率的に影響を与えるかをモデル化していますが、比較的低いエネルギーの陽子束、および
土星の衛星が経験するプルームフォールアウトの比較的高い粒子堆積率。
実験室で研究されたいくつかの影響の中には、H2O2 の生成が含まれます。
高エネルギー光を照射された水の氷のスペクトルにおける約 3.5 μm のバンドの出現
粒子。この 3.5 μm の H2O2 の特徴は、エウロパの表面で発見されています 。
ガリレオ紫外分光計による紫外観察は、H2O2 が存在する可能性を示唆しています。
ガニメデとカリストにも存在します57。 したがって、3.5 μm のフィーチャがオンになる可能性があります。
エンケラドゥスは、H2O 氷が豊富な表面からの放射線分解による H2O2 の生成と一致する可能性があります。
CN 化合物: 4.5 μm 付近で吸収の可能性が観察され (図 1 を参照)、
CN および/または (イソ)シアネート化合物に関連するが、これらの低流束に対するベースラインの問題
連続体レベルでは、この識別は暫定的なものにすぎません。 放射線分解および光化学でC を含む氷を処理すると、有機物質が形成されます。
低温でサンプルの加熱中に発生し、有機耐火物を生成します。
室温以上で安定な材料．元の氷に両方のCが含まれている場合
および N 原子を含む安定な残基は、約 4.6 μm を中心とする強くて明確な特徴を示します。
いくつかの超炭素質南極隕石で観察された特徴を効果的に再現します。
この特徴はシアネート結合とイソシアネート結合に起因すると考えられており、
氷のエネルギー的な処理（光子、電子、またはイオンによる）。 同様に、特徴の中心は
カリストでは 4.57 μm が検出され、CN を含む有機物に起因すると考えられました。 このような氷がついています
エンケラドゥスは、微小隕石の衝突またはエネルギーによって地表に堆積した可能性があります。
還元されたCおよびN含有材料の処理。 別の可能性としては、CN 化合物が考えられます。
エンケラドゥスの噴煙の中にすでに存在している可能性があり、その後地表に堆積する可能性があります。
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