天王星と海王星の小型衛星のJWST分光光度法
要約
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線撮像装置NIRCamで得られた天王星・海王星系小型衛星内部の1.4-4.6μmのマルチバンド測光を用いて、表面組成を解析しています。その結果、巨大氷惑星の衛星は、一次的には互いに類似した組成を持ち、3.0μmの吸収特性がO-Hストレッチに関連している可能性があり、水の氷または水和鉱物を示していることがわかった。さらに、小型巨大氷衛星の分光光度法は、いくつかの海王星トロヤ群と励起カイパーベルト天体のスペクトルと一致しており、共通の特性が示唆されている。これらの小型衛星の将来の分光法は、それらの特定の表面組成を特定し、より適切に制限するために必要です。
1紹介
ボイジャー2号の天王星と海王星のフライバイから35年(Smith et al.,1986,1989)、巨大氷惑星の衛星は、巨大ガス惑星系の衛星に比べて、まだ研究が進んでいない。専用の探査機探査がないことと、惑星からの強い散乱光による地上観測の難しさが相まって、巨大氷星の最も内側の衛星は、その表面のスペクトル特性評価ができないままになっています。これらの衛星について知られていることの多くは、ボイジャー2号の画像、HSTおよび地上の可視光および近赤外測光から得られます(Smith et al.,1989;Colas & Buil、1992;カルコシュカ、2001;デュマ等、2002;カルコシュカ、2003;Pascu等、2006).
100万年の時間スケールでの衝突とその後の再降着による物質の絶え間ない循環は、巨大氷惑星の小さな内部衛星を形作る支配的なプロセスである(コルウェル&エスポジート、1992;フレンチ&ショーウォルター、2012;Charnoz et al.,2018;Ćuk et al.,2022).カイパーベルト天体やオールトの雲彗星からこれらの衛星への壊滅的な衝突はそれほど頻繁ではなく、最小の衛星では2 Gyrの時間スケールで発生し、海王星のプロテウスや天王星のパックのような大きな内部衛星では太陽系の寿命よりもかなり長い時間スケールで発生します(Zahnle et al.,2003;Ćuk et al.,2022).天王星(ミランダ、アリエル、ウンブリエル、チタニア、オベロン)と海王星(トリトン)のより大きな衛星は、すべて独自の興味深い地質学を示しています(Croft & Soderblom,1991;Croft等、1995;カートライト等、2015;シェンク&ムーア、2020;カートライト等、2020;Hansen et al.,2021)、それらの表面の激しい内因性修飾は、それらを氷の巨人とその星雲下の元の組成の貧弱なプローブにします。天王星と海王星の内部衛星の正確な歴史は不明ですが、それらは氷の巨大な星雲の物質と交差する彗星の組み合わせである可能性が高く、より大きな天体は元の星雲の物質に近く、小さな衛星は混合組成です(コルウェル&エスポジート、1992;Szulágyi等、2018;ヘッセルブロック&ミントン、2019;Ćuk et al.,2022).
図1:F140MおよびF300Mフィルターにおける海王星系と天王星系の代表的なJWST NIRCam画像(明るさは平方根スケール)。
図2:海王星の衛星デスピーナのF140M(上)とF300M(下)の画像の背景を差し引いたもの。デスピーナはルヴェリエ環に隣接しており、衛星の周りのフラックスに大きく寄与しています。左のパネルは、絶対流束キャリブレーションされた画像を生成するステージ2のパイプライン削減後のデータを示しています。中央のパネルは、海王星からの散乱光の背景を特徴付ける2次多項式曲面とリングのモデルを組み合わせて作成された複合背景を示しています背景減算データは右側にあり、散乱光の勾配とリングの寄与の効果的な減算を示しています。なお、各画像は30×30ピクセルの場合、F300M画像のピクセルスケールはF140M画像のピクセルスケールの2倍であり、F300Mデータでのリングの見かけの形状と海王星のマスキングの違いを説明しています。
天王星系の13の内側の衛星の主な性質を簡単におさらいします。天王星は海王星よりも大きく、より多様な環を持っていますが、羊飼いの衛星は少ないです(少なくとも既知の衛星は、Chancia & Hedman (2016)新しい天王星の衛星の可能性についての議論のために)そのリングのために、最も内側のコーデリアとオフィーリアが羊飼いをしています。
そして
リング(カルコシュカ、2003;ショーウォルター&リサウアー、2006).次の9つの衛星(ビアンカ、クレシダ、デズデモーナ、ジュリエット、ポーシャ、ロザリンド、キューピッド、ベリンダ、ペルディタ)は、2番目に大きい衛星ポーシャと共通のアルベドとスペクトルの傾きを共有しており、総称して「ポーシャグループ」と呼ばれています(カルコシュカ、2003).最大の内側の衛星パックは、わずかに大きい視覚アルベドを持ち、より近い衛星から見える部分に明確なスペクトルの傾きを持っています(カルコシュカ、2003;デュマ等、2003).衛星の数が多いため、この系は1億年以上の時間スケールで不安定であり、衝突や再降着が予想されます(フレンチ&ショーウォルター、2012;Ćuk et al.,2022).
海王星系の内側の構成要素は7つの衛星で構成されており、最も内側のナイアードとタラッサから始めて、簡単に説明します。ナイアードはタラッサとの73:69の共鳴に縛られている(Brozović et al.,2020)そして、両方の衛星は、明らかに密度が低いことから、瓦礫の山である可能性が高いです(Smith et al.,1989;グランディ&フィンク、1991;カルコシュカ、2003).次の2つの衛星はデスピーナとガラテアで、それぞれルヴェリエ環とアダムス環の羊飼い衛星である(ポルコ、1991;ナモウニ&ポルコ、2002).10年にわたる時間スケールでのアダムス環の環弧の急速な進化は、海王星の内側の衛星の軌道がまだ進化していることを示唆している(Renner et al.,2014).ラリッサはわずかに大きく、200kmで、海王星の環のすぐ外側を公転しています(Smith et al.,1989).次の衛星であるヒッポカンプは、2013年に発見されたばかりで、内側の衛星の中で最大のプロテウスの小さな衝突生成物である可能性が高い(Showalter et al.,2019).プロテウスは、海王星の磁気圏からの荷電粒子がプロテウスの後尾の半球に衝突したことに起因して、可視光で顕著な先行/末尾の明るさの非対称性を持っています(Pascu et al.,2006).しかし、この非対称性の原因は不明であり、プロテウスの表面組成に関する詳細は不明のままである。すべての内側の衛星は、同様に10%未満の視覚アルベドを持っています(カルコシュカ、2003)および同様の中間色(Smith et al.,1989).
本論文では、プログラム2739(JWSTサイクル1アウトリーチキャンペーン)で撮影された巨大氷惑星の画像から得られた天王星と海王星の内側衛星のJWST NIRCam4バンド(1.4、2.1、3.0、4.6μm)近赤外測光法を使用します。まず、惑星とその環からの散乱光が複雑なため、標準的なJWSTピエラインとは別に処理する必要がある背景減算に焦点を当てて、観測とデータ削減について説明します。得られた分光光度法を用いて、衛星同士を比較したり、他の太陽系小天体のスペクトルと比較したりします。
2観測
海王星系と天王星系は、JWSTプログラム2739(JWSTサイクル1アウトリーチキャンペーン)を通じて、近赤外線撮像装置NIRCamを使用して3回に分けて観測されました。海王星の観測は、2022年7月12日に行われたもので、この惑星の位相角は1.8でした∘
F140M、F210M、F300M、F460Mの4つのフィルターに分かれており、それぞれ1.4、2.1、3.0、4.6μmを中心としています。天王星の観測は、2023年2月6日にF140MとF300Mのフィルターのみで撮影された画像(位相角2.9°)、2023年 9月 4日に撮影された 2番目のグループの画像 (位相角 2.8°)を Neptune 画像と同じ 4 つのフィルターで表示します。海王星の画像は全部で40枚、天王星の画像は48枚あり、4つのフィルターに分かれています。
画像は、モジュールAよりも長波長スループットが高いNIRCamのモジュールBを使用して撮影されました(NIRCamには2つのモジュールがあり、わずかに異なる性能を提供します。リグビー他2023).各フィルターで 10 回の露光を行い、2 つの異なる露光戦略で 5 回のディザーを実施しました。海王星と2組目の天王星画像では、最初の一連の露光を80秒の露光時間(1積分、8群、RAPID読み出しモード)で行い、2回目の露光を280秒の有効露光時間(2積分、7グループ、Bright1読み出しモード)で撮影しました。短波長画像は、5′′
また、検出器上の惑星の位置により、衛星が検出器のギャップに落ちたり、1つ以上のディザーで検出器の端に近づきすぎたりすることが頻繁に発生します。ディザの選択により、海王星の衛星ガラテアは、F140MとF210Mの5つの画像のうち3つで検出器のギャップに入り、天王星では、ジュリエットとポーシャが最終的なF210M画像で検出器から外れています。
3データ削減
図3:左パネル:のアルベドス
>40
天王星のkm衛星(クレシダ、ジュリエット、ポーシャ、ベリンダ、パック)。右パネル:観測された4つの波長の4つの海王星内部衛星(デスピーナ、ガラテア、ラリッサ、プロテウス)のアルベド。各衛星の観測では、読みやすくするために、フィルターの中心波長からわずかに水平方向にずれています。両方の図は、比較しやすいように同じ縦軸を共有しています。すべての衛星は3μmの吸収特性を示しており、ほとんどの衛星は1.4〜2.1μmの上向きの傾斜を持っています。天王星の衛星は海王星の衛星よりも平均してアルベドが低く、F300M-F460Mの傾きがやや小さいようです。
図4:プロテウスとパックのJWST NIRCamアルベドスを、JWSTプログラム2418および2550の2004 EW95(Plutino)および2007 VL305(Neptune Trojan)のスペクトルとそれぞれ比較。また、ボイジャーから派生した視覚的な幾何学的アルベドも示されており、パックアルベドはJWSTの観測値と同じ位相角になるように選択されています(図6を参照)。カルコシュカ (2001)および表2カルコシュカ (2003)).プロテウスとパックの分光光度法は、選択された天体の形状とアルベドと密接に一致しており、どちらも赤/中性のスペクトル傾きが少なく、近日点も30AU付近にあります。Puck と Proteus の高分解能スペクトルは、表面組成を明らかにするために必要です。
図5:左パネル:カッシーニのVIMSデータから得られたフィービーの正規化反射率の比較(Clark et al.,2019)、および木星トロイの木馬エウリュバテス(Wong et al.,2023)、天王星の内部衛星ジュリエット、ベリンダ、パックに。エウリュベイトは、天王星の内部衛星と同程度に低いアルベドを持つが、赤外スペクトルは大きく異なり、3.0μmという特徴がはるかに弱い。フィービーのアルベドは、非常に暗い天王星の衛星に似ており、同様に深い3.0μmの特徴を持っているようで、1.4μmから2.1μmの間で同様の上昇を示しています。 右
パネル:ケレスの正規化反射率の比較(ラポニ等2021)と、VIMSから海王星の内部衛星デスピーナ、ガラテア、プロテウスへのイアペトゥス。ケレスの3.0μmアンモニアの特徴は浅く、巨大氷衛星の内部衛星とは一致しません。イアペトゥスの暗黒部分は、デスピーナのスペクトルと互換性があるが、プロテウスやガラテアとは互換性がない。
4議論
JWSTの結果は、太陽系外縁部のCOを含む小天体の組成に関する広範な洞察を与えました
CO2、CO、H2O、および CH3OH氷はカイパーベルト天体によく見られる(ブラウン&フレイザー、2023;Markwardt等、2023;Licandro等、2023).それに比べると、巨大氷星の内部衛星の組成についてはほとんど知られていない。海王星の場合、トリトンの暴力的な捕獲(アグノール&ハミルトン、2006)トリトンの衛星内部を形成した衝突の残骸が何を構成するのかという疑問が残る(Goldreich et al.,1989;ノゲイラ等、2011;Brozović et al.,2020).天王星の衛星の場合、パックとポーシャの衛星の非常に暗い表面と、より明るい通常の衛星との間に大きな違いがある理由(カルコシュカ、2001)は不明のままです。
天王星と海王星の内部衛星の測光結果(図3)は、内部の小さな衛星が赤外線で同様のスペクトル挙動をしているように見えることを示しています。2つのシステムを比較すると、海王星の衛星は天王星の衛星よりもアルベドが著しく高いことがわかります。2組の衛星の色(任意の2つのフィルター間のアルベドの比率)は似ていますが、天王星の衛星は一般的に海王星の衛星よりも1.4-2.1μmの傾斜が高く、3.0μmの深い特徴があり、3.0-4.6μmの傾斜がわずかに小さいです。特に、天王星のパックは、1.4 μmと2.1 μmでほぼ同じ反射率を持っています。
測定された近赤外線アルベドは、HSTの可視アルベドよりも低いことに注意してください。(カルコシュカ、2001,2003).衛星の以前の観測からのさらに他の値、Dumas et al. (2003)は、1.0-2.0 μmの範囲で7%近くと明らかに低いアルベドを持つプロテウスの近赤外測光法を取得し、Puckがプロテウスよりも高いアルベドであることを発見し、結果を逆転させました。HSTアルベドスからDumas et al. (2003)は、プロテウスの主半球と、パックの反対側(南)半球で得られました。同様に、古いボイジャーとカルコシュカ (2001,2003)HSTは、衛星の異なる向きで観測されました。最近の地上観測Paradis et al. (2023)天王星衛星のHバンド反射率を求めると、同様の位相角で観測した結果と比較できる。Paradis et al. (2023)また、BelindaとPortiaは近赤外においてPuckよりも反射率が著しく低く、これは我々の結果とよく一致していることがわかった。観測から数十年の間隔、位相角の変化、観測された不規則な形状の天体の向きが非常に異なることを考えると、JWST分光光度法と衛星で得られた過去のデータとのこれ以上の比較は行いません。これらの衛星の将来の時系列観測は、位相角と向きの関数として測光特性を制約するために必要であり、40年にわたるまばらな観測で蓄積された測光測定の不一致を解決するのに役立つ可能性があります。
観測された衛星の最も顕著な特徴は、3.0μmの吸収であり、これは複数の可能性のある物質に起因する可能性があります。この特徴に一致する可能性のあるものには、3.0 μmのO-Hストレッチからの水氷または水和ミネラルが含まれます(司教、1994;ブラウン&クルイクシャンク、1997;Schmitt等、1998)、NH4^+等のアンモニア塩を含有する粘土
3.07μmの特徴を持つもの(Bishop et al.,2002)、または3.0 μmをわずかに超えるC-Hストレッチのセットを持つ複雑な脂肪族および芳香族有機物(ハンド&カールソン、2012;Ricca等、2012).これらの化合物の組み合わせは、水の氷と炭化水素の両方を持つカイパーベルト天体と同様に可能です。ほとんどの衛星は、1.4μmから2.1μmのわずかな上向きの傾きを示しており、赤みが弱く、動的に励起されるKBOの特徴である近赤外の上昇を示しています(Brown et al.,2012;Hainaut等、2012;Fraser等、2023).
内部衛星の完全な1-5μmスペクトルがなければ、表面組成を直接推測し、表面組成に関する上記の仮説のどれが成り立つかを判断することはできません。しかし、巨大ガス衛星の既知のスペクトルや、他の太陽系外縁小天体、特にKBOや海王星トロヤ群のJWST NIRSpecデータと比較することはできる。図4では、内部衛星のうち最大の2つの衛星であるPuckとProteusのJWST NIRCam測光を、カイパーベルト天体2004 EW95(JWSTプログラム2418)と海王星トロイの木馬2007 VL305のスペクトルに重ね合わせています(Markwardt et al.,2023).2004 EW95 と 2007 VL305 はどちらも 3.0 μm の特徴を持ち、水氷によるフレネルピークと CO2
4.25μmの氷の特徴。 2004 EW95はアルベドが著しく低く、近日点が26AUの冥王星として、プロテウスと同程度のピーク日射量を経験する。同様に、海王星トロイの木馬 2007 VL305 は 4.5 Gyr の間、海王星の L4 点にあった可能性が高く、太陽放射量に関してプロテウスとの比較が優れている (2007 VL305 の半径とアルベドは不明であるため、アルベドをプロテウスのアルベドと一致するようにスケーリングする)。Proteusは、3.0 μmの深い吸収と、1.4/2.1μmから3.0/4.6μmの間の同様のスペクトル傾きで、これらのスペクトルの両方に一致することがわかりました。ただし、これらのスペクトル機能を共有しないKBOやNeptuneトロイの木馬は多数あります。多くのKBOは、
q<30AUは、プロテウスで測定されたものよりも大幅に高いアルベドを持っています(Lellouch et al.,2013)、および可視および近赤外線のはっきりと赤いスペクトルスロープ。さらに、2013 VX30のような「非常に赤い」可視スペクトルスロープを持つ海王星トロヤ群は、プロテウスやパックのような3.0-4.6μmの上昇を示さない(図1参照)。Markwardt等。2023).
土星衛星は、分光光度法にとって重要な比較ポイントでもあります。土星の衛星の多くは、観測された天王星と海王星の衛星のセットとは大きく異なる高いアルベド(エンケラドゥス、テティス、イアペトゥスの後尾)を持っていますが、より暗いフェーベまたはイアペトゥスの先端側は、比較のより良いポイントです(図2を参照)。Filacchione et al. (2012)、またからのデータクラーク等。2012;Hedman等。2024).土星系上のカッシーニVIMSからのデータを示します。Clark et al. (2019)(図 5) を参照してください。フェーベとイアペトゥスは、海王星と天王星の衛星に似たスペクトルを持ち、3.0μmの特徴と1.4-2.1μmと3.0-4.6μmのスペクトルの傾きの深さとほぼ一致している。
巨大氷惑星の小型衛星のスペクトル類似物の探索により、暗くて氷のカイパーベルト天体と、土星の衛星のうちの2つ、フェーベとイアペトゥスの2つの天体が発見されました。しかし、すべての内部衛星の3.0μmの吸収は起源が不明であり、プロテウスやパックのような衛星の形成史は不明のままである。小型衛星のデータに適合する太陽系類似物はすべて、澄んだ水の氷の吸収特性を持っていますが、データの解像度が低いため、分光光度法の3.0 μmの特徴の原動力としてアンモニア、有機物、水和鉱物を除外することはできません。
もし、内部衛星が水氷によって3.0μmの特徴を持つKBOに類似しているのであれば、パックとプロテウスの形成半径の巨大氷星雲の中で水氷が安定していたことを示している可能性がある(バティギン&モルビデリ、2020)あるいは、内部衛星は彗星、KBO、原始内部衛星からの衝突物質の混合物である(コルウェル&エスポジート、1992).これらの天体には水氷が存在する可能性はあるが、天王星と海王星の小さな衛星のすべてを構成する主要な構成要素にはなり得ず、特に最も内側の衛星にはならない。最近の作品French et al. (2024)は、天王星の内部衛星の密度が惑星に近づくにつれて増加することを発見し、ロシュ臨界密度と一致しています(図38を参照)。フランス語他2024).内側の衛星の最も内側は、氷よりも密度が高く、ケイ酸塩や有機物と一致する可能性のある物質で構成されている必要があります(Smith et al.,1986,1989;カルコシュカ、2001;Tiscareno等、2013).これらのさまざまな密度を、両方のシステムで観測された一貫した 3.0μmバンド深度と調和させるには、特徴観察が必要です。
3.0μmの吸収の他の可能性はあまり低いようです。水和鉱物によるO-Hストレッチは、分光光度法で見られるよりも小さなバンド深度を生成します(司教、1994;ビショップ等、2008;Takir等、2019).アンモニアは、巨大氷星の大気や天王星系の通常の衛星に見られます(Cartwright et al.,2020)、そして内部衛星上のその存在は、アンモニアがカイパーベルト全体で一般的ではないので、それらが星雲下物質で構成されていることを示唆しています。Ceresには、図5に示すように、アンモニアに起因する3.0μmの顕著な特徴があります (Raponi et al.,2021)しかし、小さな海王星や天王星の衛星よりもバンド深度がはるかに小さい。木星のトロヤ群ユーリュバテスは、天王星の内側の衛星と似たアルベドを持ち、有機物と混合したO-Hストレッチに起因する3.0μmの特徴を持つ太陽系天体の一例である(Wong et al.,2023).有機物も、ユーリベートの3.0μmの吸収深さが私たちの観測よりも著しく弱いため、一致していないようです。
巨大氷惑星の周りの衛星形成に関する重要な疑問を解決するためには、海王星と天王星の内部衛星のスペクトルカバレッジが0.6-5.0μm(JWST NIRSpecによる)の新しい観測が必要であり、これらの天体の表面組成を特定する必要があります。今後数十年のうちに天王星探査機が予定されていることを考えると、これらのデータは、ターゲットの選択や、巨大氷星系の構成を完全に明らかにするために必要な能力を決定する上で貴重なものであることが証明されています。
確認
このデータは、NASAがJWSTと契約したNAS 5-03127に基づき、Association of Universities for Research in Astronomy, Inc.が運営する宇宙望遠鏡科学研究所のMikulski Archive for Space Telescopesから入手しました。これらの観測はプログラム2739に関連付けられており、関連する観測はDOI: https://doi.org/10.17909/ypkv-m919(カタログ10.17909/ypkv-m919)にリンクされています。著者らは、観測プログラムを開発したPI Klaus Pontoppidanに感謝の意を表します。JWST (NIRCam)
要約
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線撮像装置NIRCamで得られた天王星・海王星系小型衛星内部の1.4-4.6μmのマルチバンド測光を用いて、表面組成を解析しています。その結果、巨大氷惑星の衛星は、一次的には互いに類似した組成を持ち、3.0μmの吸収特性がO-Hストレッチに関連している可能性があり、水の氷または水和鉱物を示していることがわかった。さらに、小型巨大氷衛星の分光光度法は、いくつかの海王星トロヤ群と励起カイパーベルト天体のスペクトルと一致しており、共通の特性が示唆されている。これらの小型衛星の将来の分光法は、それらの特定の表面組成を特定し、より適切に制限するために必要です。
1紹介
ボイジャー2号の天王星と海王星のフライバイから35年(Smith et al.,1986,1989)、巨大氷惑星の衛星は、巨大ガス惑星系の衛星に比べて、まだ研究が進んでいない。専用の探査機探査がないことと、惑星からの強い散乱光による地上観測の難しさが相まって、巨大氷星の最も内側の衛星は、その表面のスペクトル特性評価ができないままになっています。これらの衛星について知られていることの多くは、ボイジャー2号の画像、HSTおよび地上の可視光および近赤外測光から得られます(Smith et al.,1989;Colas & Buil、1992;カルコシュカ、2001;デュマ等、2002;カルコシュカ、2003;Pascu等、2006).
100万年の時間スケールでの衝突とその後の再降着による物質の絶え間ない循環は、巨大氷惑星の小さな内部衛星を形作る支配的なプロセスである(コルウェル&エスポジート、1992;フレンチ&ショーウォルター、2012;Charnoz et al.,2018;Ćuk et al.,2022).カイパーベルト天体やオールトの雲彗星からこれらの衛星への壊滅的な衝突はそれほど頻繁ではなく、最小の衛星では2 Gyrの時間スケールで発生し、海王星のプロテウスや天王星のパックのような大きな内部衛星では太陽系の寿命よりもかなり長い時間スケールで発生します(Zahnle et al.,2003;Ćuk et al.,2022).天王星(ミランダ、アリエル、ウンブリエル、チタニア、オベロン)と海王星(トリトン)のより大きな衛星は、すべて独自の興味深い地質学を示しています(Croft & Soderblom,1991;Croft等、1995;カートライト等、2015;シェンク&ムーア、2020;カートライト等、2020;Hansen et al.,2021)、それらの表面の激しい内因性修飾は、それらを氷の巨人とその星雲下の元の組成の貧弱なプローブにします。天王星と海王星の内部衛星の正確な歴史は不明ですが、それらは氷の巨大な星雲の物質と交差する彗星の組み合わせである可能性が高く、より大きな天体は元の星雲の物質に近く、小さな衛星は混合組成です(コルウェル&エスポジート、1992;Szulágyi等、2018;ヘッセルブロック&ミントン、2019;Ćuk et al.,2022).
図1:F140MおよびF300Mフィルターにおける海王星系と天王星系の代表的なJWST NIRCam画像(明るさは平方根スケール)。
図2:海王星の衛星デスピーナのF140M(上)とF300M(下)の画像の背景を差し引いたもの。デスピーナはルヴェリエ環に隣接しており、衛星の周りのフラックスに大きく寄与しています。左のパネルは、絶対流束キャリブレーションされた画像を生成するステージ2のパイプライン削減後のデータを示しています。中央のパネルは、海王星からの散乱光の背景を特徴付ける2次多項式曲面とリングのモデルを組み合わせて作成された複合背景を示しています背景減算データは右側にあり、散乱光の勾配とリングの寄与の効果的な減算を示しています。なお、各画像は30×30ピクセルの場合、F300M画像のピクセルスケールはF140M画像のピクセルスケールの2倍であり、F300Mデータでのリングの見かけの形状と海王星のマスキングの違いを説明しています。
天王星系の13の内側の衛星の主な性質を簡単におさらいします。天王星は海王星よりも大きく、より多様な環を持っていますが、羊飼いの衛星は少ないです(少なくとも既知の衛星は、Chancia & Hedman (2016)新しい天王星の衛星の可能性についての議論のために)そのリングのために、最も内側のコーデリアとオフィーリアが羊飼いをしています。
そして
リング(カルコシュカ、2003;ショーウォルター&リサウアー、2006).次の9つの衛星(ビアンカ、クレシダ、デズデモーナ、ジュリエット、ポーシャ、ロザリンド、キューピッド、ベリンダ、ペルディタ)は、2番目に大きい衛星ポーシャと共通のアルベドとスペクトルの傾きを共有しており、総称して「ポーシャグループ」と呼ばれています(カルコシュカ、2003).最大の内側の衛星パックは、わずかに大きい視覚アルベドを持ち、より近い衛星から見える部分に明確なスペクトルの傾きを持っています(カルコシュカ、2003;デュマ等、2003).衛星の数が多いため、この系は1億年以上の時間スケールで不安定であり、衝突や再降着が予想されます(フレンチ&ショーウォルター、2012;Ćuk et al.,2022).
海王星系の内側の構成要素は7つの衛星で構成されており、最も内側のナイアードとタラッサから始めて、簡単に説明します。ナイアードはタラッサとの73:69の共鳴に縛られている(Brozović et al.,2020)そして、両方の衛星は、明らかに密度が低いことから、瓦礫の山である可能性が高いです(Smith et al.,1989;グランディ&フィンク、1991;カルコシュカ、2003).次の2つの衛星はデスピーナとガラテアで、それぞれルヴェリエ環とアダムス環の羊飼い衛星である(ポルコ、1991;ナモウニ&ポルコ、2002).10年にわたる時間スケールでのアダムス環の環弧の急速な進化は、海王星の内側の衛星の軌道がまだ進化していることを示唆している(Renner et al.,2014).ラリッサはわずかに大きく、200kmで、海王星の環のすぐ外側を公転しています(Smith et al.,1989).次の衛星であるヒッポカンプは、2013年に発見されたばかりで、内側の衛星の中で最大のプロテウスの小さな衝突生成物である可能性が高い(Showalter et al.,2019).プロテウスは、海王星の磁気圏からの荷電粒子がプロテウスの後尾の半球に衝突したことに起因して、可視光で顕著な先行/末尾の明るさの非対称性を持っています(Pascu et al.,2006).しかし、この非対称性の原因は不明であり、プロテウスの表面組成に関する詳細は不明のままである。すべての内側の衛星は、同様に10%未満の視覚アルベドを持っています(カルコシュカ、2003)および同様の中間色(Smith et al.,1989).
本論文では、プログラム2739(JWSTサイクル1アウトリーチキャンペーン)で撮影された巨大氷惑星の画像から得られた天王星と海王星の内側衛星のJWST NIRCam4バンド(1.4、2.1、3.0、4.6μm)近赤外測光法を使用します。まず、惑星とその環からの散乱光が複雑なため、標準的なJWSTピエラインとは別に処理する必要がある背景減算に焦点を当てて、観測とデータ削減について説明します。得られた分光光度法を用いて、衛星同士を比較したり、他の太陽系小天体のスペクトルと比較したりします。
2観測
海王星系と天王星系は、JWSTプログラム2739(JWSTサイクル1アウトリーチキャンペーン)を通じて、近赤外線撮像装置NIRCamを使用して3回に分けて観測されました。海王星の観測は、2022年7月12日に行われたもので、この惑星の位相角は1.8でした∘
F140M、F210M、F300M、F460Mの4つのフィルターに分かれており、それぞれ1.4、2.1、3.0、4.6μmを中心としています。天王星の観測は、2023年2月6日にF140MとF300Mのフィルターのみで撮影された画像(位相角2.9°)、2023年 9月 4日に撮影された 2番目のグループの画像 (位相角 2.8°)を Neptune 画像と同じ 4 つのフィルターで表示します。海王星の画像は全部で40枚、天王星の画像は48枚あり、4つのフィルターに分かれています。
画像は、モジュールAよりも長波長スループットが高いNIRCamのモジュールBを使用して撮影されました(NIRCamには2つのモジュールがあり、わずかに異なる性能を提供します。リグビー他2023).各フィルターで 10 回の露光を行い、2 つの異なる露光戦略で 5 回のディザーを実施しました。海王星と2組目の天王星画像では、最初の一連の露光を80秒の露光時間(1積分、8群、RAPID読み出しモード)で行い、2回目の露光を280秒の有効露光時間(2積分、7グループ、Bright1読み出しモード)で撮影しました。短波長画像は、5′′
また、検出器上の惑星の位置により、衛星が検出器のギャップに落ちたり、1つ以上のディザーで検出器の端に近づきすぎたりすることが頻繁に発生します。ディザの選択により、海王星の衛星ガラテアは、F140MとF210Mの5つの画像のうち3つで検出器のギャップに入り、天王星では、ジュリエットとポーシャが最終的なF210M画像で検出器から外れています。
3データ削減
図3:左パネル:のアルベドス
>40
天王星のkm衛星(クレシダ、ジュリエット、ポーシャ、ベリンダ、パック)。右パネル:観測された4つの波長の4つの海王星内部衛星(デスピーナ、ガラテア、ラリッサ、プロテウス)のアルベド。各衛星の観測では、読みやすくするために、フィルターの中心波長からわずかに水平方向にずれています。両方の図は、比較しやすいように同じ縦軸を共有しています。すべての衛星は3μmの吸収特性を示しており、ほとんどの衛星は1.4〜2.1μmの上向きの傾斜を持っています。天王星の衛星は海王星の衛星よりも平均してアルベドが低く、F300M-F460Mの傾きがやや小さいようです。
図4:プロテウスとパックのJWST NIRCamアルベドスを、JWSTプログラム2418および2550の2004 EW95(Plutino)および2007 VL305(Neptune Trojan)のスペクトルとそれぞれ比較。また、ボイジャーから派生した視覚的な幾何学的アルベドも示されており、パックアルベドはJWSTの観測値と同じ位相角になるように選択されています(図6を参照)。カルコシュカ (2001)および表2カルコシュカ (2003)).プロテウスとパックの分光光度法は、選択された天体の形状とアルベドと密接に一致しており、どちらも赤/中性のスペクトル傾きが少なく、近日点も30AU付近にあります。Puck と Proteus の高分解能スペクトルは、表面組成を明らかにするために必要です。
図5:左パネル:カッシーニのVIMSデータから得られたフィービーの正規化反射率の比較(Clark et al.,2019)、および木星トロイの木馬エウリュバテス(Wong et al.,2023)、天王星の内部衛星ジュリエット、ベリンダ、パックに。エウリュベイトは、天王星の内部衛星と同程度に低いアルベドを持つが、赤外スペクトルは大きく異なり、3.0μmという特徴がはるかに弱い。フィービーのアルベドは、非常に暗い天王星の衛星に似ており、同様に深い3.0μmの特徴を持っているようで、1.4μmから2.1μmの間で同様の上昇を示しています。 右
パネル:ケレスの正規化反射率の比較(ラポニ等2021)と、VIMSから海王星の内部衛星デスピーナ、ガラテア、プロテウスへのイアペトゥス。ケレスの3.0μmアンモニアの特徴は浅く、巨大氷衛星の内部衛星とは一致しません。イアペトゥスの暗黒部分は、デスピーナのスペクトルと互換性があるが、プロテウスやガラテアとは互換性がない。
4議論
JWSTの結果は、太陽系外縁部のCOを含む小天体の組成に関する広範な洞察を与えました
CO2、CO、H2O、および CH3OH氷はカイパーベルト天体によく見られる(ブラウン&フレイザー、2023;Markwardt等、2023;Licandro等、2023).それに比べると、巨大氷星の内部衛星の組成についてはほとんど知られていない。海王星の場合、トリトンの暴力的な捕獲(アグノール&ハミルトン、2006)トリトンの衛星内部を形成した衝突の残骸が何を構成するのかという疑問が残る(Goldreich et al.,1989;ノゲイラ等、2011;Brozović et al.,2020).天王星の衛星の場合、パックとポーシャの衛星の非常に暗い表面と、より明るい通常の衛星との間に大きな違いがある理由(カルコシュカ、2001)は不明のままです。
天王星と海王星の内部衛星の測光結果(図3)は、内部の小さな衛星が赤外線で同様のスペクトル挙動をしているように見えることを示しています。2つのシステムを比較すると、海王星の衛星は天王星の衛星よりもアルベドが著しく高いことがわかります。2組の衛星の色(任意の2つのフィルター間のアルベドの比率)は似ていますが、天王星の衛星は一般的に海王星の衛星よりも1.4-2.1μmの傾斜が高く、3.0μmの深い特徴があり、3.0-4.6μmの傾斜がわずかに小さいです。特に、天王星のパックは、1.4 μmと2.1 μmでほぼ同じ反射率を持っています。
測定された近赤外線アルベドは、HSTの可視アルベドよりも低いことに注意してください。(カルコシュカ、2001,2003).衛星の以前の観測からのさらに他の値、Dumas et al. (2003)は、1.0-2.0 μmの範囲で7%近くと明らかに低いアルベドを持つプロテウスの近赤外測光法を取得し、Puckがプロテウスよりも高いアルベドであることを発見し、結果を逆転させました。HSTアルベドスからDumas et al. (2003)は、プロテウスの主半球と、パックの反対側(南)半球で得られました。同様に、古いボイジャーとカルコシュカ (2001,2003)HSTは、衛星の異なる向きで観測されました。最近の地上観測Paradis et al. (2023)天王星衛星のHバンド反射率を求めると、同様の位相角で観測した結果と比較できる。Paradis et al. (2023)また、BelindaとPortiaは近赤外においてPuckよりも反射率が著しく低く、これは我々の結果とよく一致していることがわかった。観測から数十年の間隔、位相角の変化、観測された不規則な形状の天体の向きが非常に異なることを考えると、JWST分光光度法と衛星で得られた過去のデータとのこれ以上の比較は行いません。これらの衛星の将来の時系列観測は、位相角と向きの関数として測光特性を制約するために必要であり、40年にわたるまばらな観測で蓄積された測光測定の不一致を解決するのに役立つ可能性があります。
観測された衛星の最も顕著な特徴は、3.0μmの吸収であり、これは複数の可能性のある物質に起因する可能性があります。この特徴に一致する可能性のあるものには、3.0 μmのO-Hストレッチからの水氷または水和ミネラルが含まれます(司教、1994;ブラウン&クルイクシャンク、1997;Schmitt等、1998)、NH4^+等のアンモニア塩を含有する粘土
3.07μmの特徴を持つもの(Bishop et al.,2002)、または3.0 μmをわずかに超えるC-Hストレッチのセットを持つ複雑な脂肪族および芳香族有機物(ハンド&カールソン、2012;Ricca等、2012).これらの化合物の組み合わせは、水の氷と炭化水素の両方を持つカイパーベルト天体と同様に可能です。ほとんどの衛星は、1.4μmから2.1μmのわずかな上向きの傾きを示しており、赤みが弱く、動的に励起されるKBOの特徴である近赤外の上昇を示しています(Brown et al.,2012;Hainaut等、2012;Fraser等、2023).
内部衛星の完全な1-5μmスペクトルがなければ、表面組成を直接推測し、表面組成に関する上記の仮説のどれが成り立つかを判断することはできません。しかし、巨大ガス衛星の既知のスペクトルや、他の太陽系外縁小天体、特にKBOや海王星トロヤ群のJWST NIRSpecデータと比較することはできる。図4では、内部衛星のうち最大の2つの衛星であるPuckとProteusのJWST NIRCam測光を、カイパーベルト天体2004 EW95(JWSTプログラム2418)と海王星トロイの木馬2007 VL305のスペクトルに重ね合わせています(Markwardt et al.,2023).2004 EW95 と 2007 VL305 はどちらも 3.0 μm の特徴を持ち、水氷によるフレネルピークと CO2
4.25μmの氷の特徴。 2004 EW95はアルベドが著しく低く、近日点が26AUの冥王星として、プロテウスと同程度のピーク日射量を経験する。同様に、海王星トロイの木馬 2007 VL305 は 4.5 Gyr の間、海王星の L4 点にあった可能性が高く、太陽放射量に関してプロテウスとの比較が優れている (2007 VL305 の半径とアルベドは不明であるため、アルベドをプロテウスのアルベドと一致するようにスケーリングする)。Proteusは、3.0 μmの深い吸収と、1.4/2.1μmから3.0/4.6μmの間の同様のスペクトル傾きで、これらのスペクトルの両方に一致することがわかりました。ただし、これらのスペクトル機能を共有しないKBOやNeptuneトロイの木馬は多数あります。多くのKBOは、
q<30AUは、プロテウスで測定されたものよりも大幅に高いアルベドを持っています(Lellouch et al.,2013)、および可視および近赤外線のはっきりと赤いスペクトルスロープ。さらに、2013 VX30のような「非常に赤い」可視スペクトルスロープを持つ海王星トロヤ群は、プロテウスやパックのような3.0-4.6μmの上昇を示さない(図1参照)。Markwardt等。2023).
土星衛星は、分光光度法にとって重要な比較ポイントでもあります。土星の衛星の多くは、観測された天王星と海王星の衛星のセットとは大きく異なる高いアルベド(エンケラドゥス、テティス、イアペトゥスの後尾)を持っていますが、より暗いフェーベまたはイアペトゥスの先端側は、比較のより良いポイントです(図2を参照)。Filacchione et al. (2012)、またからのデータクラーク等。2012;Hedman等。2024).土星系上のカッシーニVIMSからのデータを示します。Clark et al. (2019)(図 5) を参照してください。フェーベとイアペトゥスは、海王星と天王星の衛星に似たスペクトルを持ち、3.0μmの特徴と1.4-2.1μmと3.0-4.6μmのスペクトルの傾きの深さとほぼ一致している。
巨大氷惑星の小型衛星のスペクトル類似物の探索により、暗くて氷のカイパーベルト天体と、土星の衛星のうちの2つ、フェーベとイアペトゥスの2つの天体が発見されました。しかし、すべての内部衛星の3.0μmの吸収は起源が不明であり、プロテウスやパックのような衛星の形成史は不明のままである。小型衛星のデータに適合する太陽系類似物はすべて、澄んだ水の氷の吸収特性を持っていますが、データの解像度が低いため、分光光度法の3.0 μmの特徴の原動力としてアンモニア、有機物、水和鉱物を除外することはできません。
もし、内部衛星が水氷によって3.0μmの特徴を持つKBOに類似しているのであれば、パックとプロテウスの形成半径の巨大氷星雲の中で水氷が安定していたことを示している可能性がある(バティギン&モルビデリ、2020)あるいは、内部衛星は彗星、KBO、原始内部衛星からの衝突物質の混合物である(コルウェル&エスポジート、1992).これらの天体には水氷が存在する可能性はあるが、天王星と海王星の小さな衛星のすべてを構成する主要な構成要素にはなり得ず、特に最も内側の衛星にはならない。最近の作品French et al. (2024)は、天王星の内部衛星の密度が惑星に近づくにつれて増加することを発見し、ロシュ臨界密度と一致しています(図38を参照)。フランス語他2024).内側の衛星の最も内側は、氷よりも密度が高く、ケイ酸塩や有機物と一致する可能性のある物質で構成されている必要があります(Smith et al.,1986,1989;カルコシュカ、2001;Tiscareno等、2013).これらのさまざまな密度を、両方のシステムで観測された一貫した 3.0μmバンド深度と調和させるには、特徴観察が必要です。
3.0μmの吸収の他の可能性はあまり低いようです。水和鉱物によるO-Hストレッチは、分光光度法で見られるよりも小さなバンド深度を生成します(司教、1994;ビショップ等、2008;Takir等、2019).アンモニアは、巨大氷星の大気や天王星系の通常の衛星に見られます(Cartwright et al.,2020)、そして内部衛星上のその存在は、アンモニアがカイパーベルト全体で一般的ではないので、それらが星雲下物質で構成されていることを示唆しています。Ceresには、図5に示すように、アンモニアに起因する3.0μmの顕著な特徴があります (Raponi et al.,2021)しかし、小さな海王星や天王星の衛星よりもバンド深度がはるかに小さい。木星のトロヤ群ユーリュバテスは、天王星の内側の衛星と似たアルベドを持ち、有機物と混合したO-Hストレッチに起因する3.0μmの特徴を持つ太陽系天体の一例である(Wong et al.,2023).有機物も、ユーリベートの3.0μmの吸収深さが私たちの観測よりも著しく弱いため、一致していないようです。
巨大氷惑星の周りの衛星形成に関する重要な疑問を解決するためには、海王星と天王星の内部衛星のスペクトルカバレッジが0.6-5.0μm(JWST NIRSpecによる)の新しい観測が必要であり、これらの天体の表面組成を特定する必要があります。今後数十年のうちに天王星探査機が予定されていることを考えると、これらのデータは、ターゲットの選択や、巨大氷星系の構成を完全に明らかにするために必要な能力を決定する上で貴重なものであることが証明されています。
確認
このデータは、NASAがJWSTと契約したNAS 5-03127に基づき、Association of Universities for Research in Astronomy, Inc.が運営する宇宙望遠鏡科学研究所のMikulski Archive for Space Telescopesから入手しました。これらの観測はプログラム2739に関連付けられており、関連する観測はDOI: https://doi.org/10.17909/ypkv-m919(カタログ10.17909/ypkv-m919)にリンクされています。著者らは、観測プログラムを開発したPI Klaus Pontoppidanに感謝の意を表します。JWST (NIRCam)
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