ミランダの近赤外線の吸収帯の分布は先導/後続する半球の非対称性だけでなく内部活動に起因していると思われる自転軸移動によってもムラが出来ている。以下、機械翻訳。
ミランダにおけるH2O氷吸収の縦断的変動
太陽系外側の潮汐的にロックされた氷の衛星の多くは、近赤外(NIR)H2O氷の吸収帯の強さにおいて、先導/後続する半球の非対称性を示しており、その中で吸収帯は先頭の半球でより強い。これはしばしば、磁気圏照射効果とガーデニングへの影響の組み合わせに起因し、粒径を変更し、新鮮な氷を露出させ、吸収特性の強度を低下させる暗い汚染化合物を生成する可能性がある。以前の研究では、4つの最大の古典的天王星衛星でこの先行/後続非対称性が特定されたが、最小かつ最も内側の古典衛星であるミランダでは明確な先行/後続非対称性は見つからなかった。我々は、ミランダの北半球の経度を持つH_2O氷の近赤外スペクトルシグネチャの変動を調査するために、広範な観測キャンペーンに着手した。ARC 3.5m望遠鏡のTripleSpec分光器で22個の新しいスペクトルと、ジェミニノースのGNIRSで4個の新しいスペクトルを取得しました。私たちの分析には、3m IRTFでSpeXで撮影された3つの未発表スペクトルと7つの以前に公開されたスペクトルも含まれています。我々は、ミランダがH$_2$O氷吸収特性の強さにおいて実質的な先行/後続半球非対称性を有していないことを確認する。我々はさらに、他の天王星衛星では見られない1.5-$\mu$m H$_2$O氷帯の強さに反天王星/亜天王星非対称性の証拠を見いだし、追加の内因性または外因性プロセスがミランダ上のH$_2$O氷帯強度の縦方向分布に影響を与えることを示唆している。
キーワード： 惑星表面 表面組成 表面の氷 表面プロセス 天王星衛星
図1.以前に観察された平面組成と縦方向の傾向をまとめた図
ミランダを除く古典的な天王星の衛星（Buratti＆Mosher 1991; Grundy et al。2003、2006; Cartwright et al。2015、2018）。
図2.（左パネル）：TripleSpecKsバンドスリットビューイングカメラで観察された天王星系の注釈付き画像
2020/09/07（UT）。天王星、その環系、および5つの古典的な衛星すべてが、この15秒間の露出ではっきりと見えます。ダークネガティブ
スリットの上の画像は、前のスリットビューアーフレームを差し引いて空の背景を減らした結果です。 （右パネル）：向き
UT200907の取得開始時に、slitviewer画像が撮影されたときに地球から見た内部ウランシステムの
スペクトラム。ミランダの投影軌道が表示され、特定の象限の中心が
各軌道の間に地球に面しています。天王星系の軸傾斜は、天王星に投影された経度-緯度グリッドから明らかです。
視聴者に向かっている北極。サブオブザーバーの緯度はミランダと天王星の間で数度異なる場合がありますが、これは
この図は、一般的に2019〜2021年の観測における典型的な形状を表しています。
図3.この作業で提示されたミランダスペクトルのサブオブザーバーの緯度と経度の範囲。横棒の幅
各データポイントに添付されているのは、に寄与した一連のスペクトルフレームの最初と最後のサブオブザーバーの経度を表します。
特定の最終スペクトル。 SpeXで取得されたスペクトルは、色付きのXと点線のエラーバーでマークされ、TripleSpecは色付きの正方形でマークされます
実線のエラーバー、および黒いひし形と破線のエラーバーを備えたGNIRS。 UT000907からのSpeXスペクトル、私たちの唯一のスペクトル
南半球は、北半球スペクトルの緯度方向の広がりをよりよく視覚化するために省略されています。スペクトル
35◦Nを超える緯度で取得されたものは、この作業では新しいものです。プロットの両側の灰色の影付きの領域は、0◦を横切るスペクトルからのオーバーラップを示しています
経度、およびこの領域のスペクトルは、図の左側と右側の両方にプロットされています。このプロットとスペクトルプロットでは、
前象限は青、反天王星は緑、後四分はオレンジの配色。
天王星以下の象限には紫の色調。
図4.（左パネル）：TripleSpecで取得された4つの夜間平均スペクトルの例。 1.35〜1.42 µmと
1.81〜1.93 µmはテルリックノイズの影響を強く受け、わかりやすくするために省略されています。 0.95〜1.15 µmの短波長の「バンプ」
TripleSpecデータでは、スペクトル次数をマージした結果です。 天王星のスペクトルもプロットされ、どの波長範囲を示しています
スペクトルの特定の領域、主に天王星と
天王星以下のスペクトル。 観察の詳細については、表2を参照してください。 （右パネル）：複数から構築された「総平均」TripleSpecスペクトル
データの夜。 両方のパネルのスペクトルは、1.72 µmで1に正規化され、0.5刻みでオフセットされます。
図5.（左パネル）：ミランダのGNIRSスペクトル。 （右パネル）：これまでに公開されていない3つのSpeXスペクトル
私たちの分析。 両方のパネルのスペクトルは、1.72 µmで1に正規化され、0.5刻みでオフセットされます。 観察の詳細については、表2を参照してください。
図6.トレーリング半球のTripleSpecスペクトルを使用した、バンド領域と深度の測定プロセスの視覚的なデモンストレーション
UT201013から。 わかりやすくするために、スペクトルのエラーバーは省略されています。 1.85〜1.88 µmのギャップは、TripleSpecと
これらの波長は、連続体フィッティングプロセスでは無視されます。 1.5 µmバンドの右側の連続体は、左側と重なっています
2.0 µmバンドの連続体。
6.結論
ミランダの近赤外線スペクトルは、他の天王星衛星のスペクトルに似ており、結晶性のH2O氷が支配的です。
暗く、スペクトル的に中性の成分。ただし、他の天王星衛星や他の多くの衛星とは異なり、
太陽系、ミランダは、H2O氷吸収帯の強度の非対称性の証拠を示していません
先行象限と後続象限または半球の間。ミランダの縦方向のカバレッジを拡大
北半球では、ミランダがH2Oの強度に縦方向の非対称性のヒントを示していることが分析でわかりました
1.5 µmバンドでの氷の吸収ですが、この非対称性は、代わりに反天王星と準天王星の象限の間にあります。
他の古典的な天王星の衛星ではこれまで観察されていなかった状況。
我々は、H2O氷のスペクトルシグネチャを長距離で制御することに潜在的に関与する多くのメカニズムをレビューしました。考えられる多くの要因を解明することは困難ですが、1つの説明には極性が含まれる場合があります
再配向（真の極移動）。クレーターと構造構造の特徴に関する以前の調査は、ミランダでの真の極移動の少なくとも1つの発生の裏付けとなる証拠を提供しました。
古頂点（先導半球）の反天王星点への約45〜90°の回転、および古アンタペックス
（トレーリング半球）サブ天王星ポイントに向かって（Plescia 1988; Pappalardo＆Greeley 1993; Pappalardo 1994）。あるいは、ハモンド＆バー（2014）の提案された真の極移動は、私たちの反天王星/サブ天王星を意味します
非対称性は、反天王星経度での北半球コロナとサブ天王星の経度にある古いクレーターのある地形。
極性の方向転換の仮説があっても、未解決の問題がまだあります。検出された反天王星/サブ天王星の縦方向の非対称性が1.5µmバンドで発生するのに、1.65 µmまたは2.0 µmバンドでは発生しないのはなぜですか？は
NH3 / NH4含有種、またはミランダに存在するCO2アイスのような他の揮発性物質？天王星の磁気圏は、天王星のシステムのH2O氷に縦方向の非対称性を作り出すのにどのくらいの役割を果たしていますか？のいくつかの他の氷の体
太陽系（エウロパやエンケラドゥスなど）も同様の方向転換イベントを経験したと提案されていますが、
表面が非常に若い場合でも、先頭/末尾の非対称性が見られます。方向転換の仮説が正しければ、
これは、ミランダの方向転換が最近であり、天王星系の表面改質プロセスが行われたことを意味しますか？
はるかに遅い、またはそれらのいくつかの組み合わせ？
長期的には、ミランダの異常な特徴をより深く理解するには、リターンが必要です。
オービターミッションで天王星系に。高解像度カメラと（V）NIRを搭載したオービター
イメージング分光計は、地質学と表面組成の徹底的で空間的に分解された調査を可能にします
天王星の衛星、粒子とプラズマの機器パッケージと磁力計の測定は提供します
天王星の放射線環境、衛星と磁気圏の相互作用への洞察、そして可能性のある存在の制約
内洋の分布（例：Hofstadter et al.2019; Cartwright et al.2021; Leonard et al.2021）。勉強するために
天王星衛星の北半球では、そのようなミッションは、天王星に、今後数十年以内に到着する必要があります
システムは2030年に北の夏至を通過し、2050年に次の分点に向かって通過します。宇宙船なし
天王星へのミッション、地上望遠鏡と宇宙望遠鏡は、天王星を研究する唯一の方法であり続けます
システム、本質的にこれらの衛星の私たちの潜在的な理解を制限します。
ミランダにおけるH2O氷吸収の縦断的変動
太陽系外側の潮汐的にロックされた氷の衛星の多くは、近赤外(NIR)H2O氷の吸収帯の強さにおいて、先導/後続する半球の非対称性を示しており、その中で吸収帯は先頭の半球でより強い。これはしばしば、磁気圏照射効果とガーデニングへの影響の組み合わせに起因し、粒径を変更し、新鮮な氷を露出させ、吸収特性の強度を低下させる暗い汚染化合物を生成する可能性がある。以前の研究では、4つの最大の古典的天王星衛星でこの先行/後続非対称性が特定されたが、最小かつ最も内側の古典衛星であるミランダでは明確な先行/後続非対称性は見つからなかった。我々は、ミランダの北半球の経度を持つH_2O氷の近赤外スペクトルシグネチャの変動を調査するために、広範な観測キャンペーンに着手した。ARC 3.5m望遠鏡のTripleSpec分光器で22個の新しいスペクトルと、ジェミニノースのGNIRSで4個の新しいスペクトルを取得しました。私たちの分析には、3m IRTFでSpeXで撮影された3つの未発表スペクトルと7つの以前に公開されたスペクトルも含まれています。我々は、ミランダがH$_2$O氷吸収特性の強さにおいて実質的な先行/後続半球非対称性を有していないことを確認する。我々はさらに、他の天王星衛星では見られない1.5-$\mu$m H$_2$O氷帯の強さに反天王星/亜天王星非対称性の証拠を見いだし、追加の内因性または外因性プロセスがミランダ上のH$_2$O氷帯強度の縦方向分布に影響を与えることを示唆している。
キーワード： 惑星表面 表面組成 表面の氷 表面プロセス 天王星衛星
図1.以前に観察された平面組成と縦方向の傾向をまとめた図
ミランダを除く古典的な天王星の衛星（Buratti＆Mosher 1991; Grundy et al。2003、2006; Cartwright et al。2015、2018）。
図2.（左パネル）：TripleSpecKsバンドスリットビューイングカメラで観察された天王星系の注釈付き画像
2020/09/07（UT）。天王星、その環系、および5つの古典的な衛星すべてが、この15秒間の露出ではっきりと見えます。ダークネガティブ
スリットの上の画像は、前のスリットビューアーフレームを差し引いて空の背景を減らした結果です。 （右パネル）：向き
UT200907の取得開始時に、slitviewer画像が撮影されたときに地球から見た内部ウランシステムの
スペクトラム。ミランダの投影軌道が表示され、特定の象限の中心が
各軌道の間に地球に面しています。天王星系の軸傾斜は、天王星に投影された経度-緯度グリッドから明らかです。
視聴者に向かっている北極。サブオブザーバーの緯度はミランダと天王星の間で数度異なる場合がありますが、これは
この図は、一般的に2019〜2021年の観測における典型的な形状を表しています。
図3.この作業で提示されたミランダスペクトルのサブオブザーバーの緯度と経度の範囲。横棒の幅
各データポイントに添付されているのは、に寄与した一連のスペクトルフレームの最初と最後のサブオブザーバーの経度を表します。
特定の最終スペクトル。 SpeXで取得されたスペクトルは、色付きのXと点線のエラーバーでマークされ、TripleSpecは色付きの正方形でマークされます
実線のエラーバー、および黒いひし形と破線のエラーバーを備えたGNIRS。 UT000907からのSpeXスペクトル、私たちの唯一のスペクトル
南半球は、北半球スペクトルの緯度方向の広がりをよりよく視覚化するために省略されています。スペクトル
35◦Nを超える緯度で取得されたものは、この作業では新しいものです。プロットの両側の灰色の影付きの領域は、0◦を横切るスペクトルからのオーバーラップを示しています
経度、およびこの領域のスペクトルは、図の左側と右側の両方にプロットされています。このプロットとスペクトルプロットでは、
前象限は青、反天王星は緑、後四分はオレンジの配色。
天王星以下の象限には紫の色調。
図4.（左パネル）：TripleSpecで取得された4つの夜間平均スペクトルの例。 1.35〜1.42 µmと
1.81〜1.93 µmはテルリックノイズの影響を強く受け、わかりやすくするために省略されています。 0.95〜1.15 µmの短波長の「バンプ」
TripleSpecデータでは、スペクトル次数をマージした結果です。 天王星のスペクトルもプロットされ、どの波長範囲を示しています
スペクトルの特定の領域、主に天王星と
天王星以下のスペクトル。 観察の詳細については、表2を参照してください。 （右パネル）：複数から構築された「総平均」TripleSpecスペクトル
データの夜。 両方のパネルのスペクトルは、1.72 µmで1に正規化され、0.5刻みでオフセットされます。
図5.（左パネル）：ミランダのGNIRSスペクトル。 （右パネル）：これまでに公開されていない3つのSpeXスペクトル
私たちの分析。 両方のパネルのスペクトルは、1.72 µmで1に正規化され、0.5刻みでオフセットされます。 観察の詳細については、表2を参照してください。
図6.トレーリング半球のTripleSpecスペクトルを使用した、バンド領域と深度の測定プロセスの視覚的なデモンストレーション
UT201013から。 わかりやすくするために、スペクトルのエラーバーは省略されています。 1.85〜1.88 µmのギャップは、TripleSpecと
これらの波長は、連続体フィッティングプロセスでは無視されます。 1.5 µmバンドの右側の連続体は、左側と重なっています
2.0 µmバンドの連続体。
6.結論
ミランダの近赤外線スペクトルは、他の天王星衛星のスペクトルに似ており、結晶性のH2O氷が支配的です。
暗く、スペクトル的に中性の成分。ただし、他の天王星衛星や他の多くの衛星とは異なり、
太陽系、ミランダは、H2O氷吸収帯の強度の非対称性の証拠を示していません
先行象限と後続象限または半球の間。ミランダの縦方向のカバレッジを拡大
北半球では、ミランダがH2Oの強度に縦方向の非対称性のヒントを示していることが分析でわかりました
1.5 µmバンドでの氷の吸収ですが、この非対称性は、代わりに反天王星と準天王星の象限の間にあります。
他の古典的な天王星の衛星ではこれまで観察されていなかった状況。
我々は、H2O氷のスペクトルシグネチャを長距離で制御することに潜在的に関与する多くのメカニズムをレビューしました。考えられる多くの要因を解明することは困難ですが、1つの説明には極性が含まれる場合があります
再配向（真の極移動）。クレーターと構造構造の特徴に関する以前の調査は、ミランダでの真の極移動の少なくとも1つの発生の裏付けとなる証拠を提供しました。
古頂点（先導半球）の反天王星点への約45〜90°の回転、および古アンタペックス
（トレーリング半球）サブ天王星ポイントに向かって（Plescia 1988; Pappalardo＆Greeley 1993; Pappalardo 1994）。あるいは、ハモンド＆バー（2014）の提案された真の極移動は、私たちの反天王星/サブ天王星を意味します
非対称性は、反天王星経度での北半球コロナとサブ天王星の経度にある古いクレーターのある地形。
極性の方向転換の仮説があっても、未解決の問題がまだあります。検出された反天王星/サブ天王星の縦方向の非対称性が1.5µmバンドで発生するのに、1.65 µmまたは2.0 µmバンドでは発生しないのはなぜですか？は
NH3 / NH4含有種、またはミランダに存在するCO2アイスのような他の揮発性物質？天王星の磁気圏は、天王星のシステムのH2O氷に縦方向の非対称性を作り出すのにどのくらいの役割を果たしていますか？のいくつかの他の氷の体
太陽系（エウロパやエンケラドゥスなど）も同様の方向転換イベントを経験したと提案されていますが、
表面が非常に若い場合でも、先頭/末尾の非対称性が見られます。方向転換の仮説が正しければ、
これは、ミランダの方向転換が最近であり、天王星系の表面改質プロセスが行われたことを意味しますか？
はるかに遅い、またはそれらのいくつかの組み合わせ？
長期的には、ミランダの異常な特徴をより深く理解するには、リターンが必要です。
オービターミッションで天王星系に。高解像度カメラと（V）NIRを搭載したオービター
イメージング分光計は、地質学と表面組成の徹底的で空間的に分解された調査を可能にします
天王星の衛星、粒子とプラズマの機器パッケージと磁力計の測定は提供します
天王星の放射線環境、衛星と磁気圏の相互作用への洞察、そして可能性のある存在の制約
内洋の分布（例：Hofstadter et al.2019; Cartwright et al.2021; Leonard et al.2021）。勉強するために
天王星衛星の北半球では、そのようなミッションは、天王星に、今後数十年以内に到着する必要があります
システムは2030年に北の夏至を通過し、2050年に次の分点に向かって通過します。宇宙船なし
天王星へのミッション、地上望遠鏡と宇宙望遠鏡は、天王星を研究する唯一の方法であり続けます
システム、本質的にこれらの衛星の私たちの潜在的な理解を制限します。
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