ガニメデ表面の酸素分子の起源について

ガニメデの重力と温度では気体の酸素を長時間表面に留めることが出来ない。高速の荷電粒子が水氷から酸素分子を叩き出す。以下、機械翻訳。
ガニメデ表面の酸素分子の起源について
2022年5月3日
1995年にガニメデの地表で初めて同定されて以来、木星の衛星の表面温度は平均してO2の氷点下をはるかに上回っているため、酸素分子(O2)の氷は科学的議論の中心にありました。実験室での証拠は、固体O2がガニメデの氷の表面の冷たい(<50K)地下層に存在するか、または衛星の大気の霞の中に存在する可能性があることを示唆した。あるいは、O2は含水氷のイオン照射によって表面で絶えず補充される。ガニメデの表面に固体O2が存在するという決定的な答えは、詳細で広範な観測データセットの欠如によって妨げられている。我々は、ガリレオ国立望遠鏡で得られたガニメデの表面の新しい地上ベースの高解像度分光観測を提示する。これらは、ガリレオ衛星の潜在的な関心のある他の種と純粋で混合されたO2氷の紫外可視(UV-vis)光吸収スペクトルの専用の実験室測定と組み合わされています。我々の研究は、ガニメデ表面の可視スペクトルで同定された2つのバンドが、O2氷の(1,0)および(0,0)遷移バンドによるものであることを確認している。水(H2O)と二酸化炭素(CO2)を含む酸素に富む氷の混合物は、20-35Kの温度範囲で純粋なO2氷よりも優れたガニメデ表面の観測反射率データを再現することができます固体H2OとCO2はまた、真空空間条件下での純粋な氷の脱離よりも高い温度でO2氷を捕捉できる環境を提供します。異なる温度での我々の実験はまた、35 KのCO2:O2 = 1:2氷混合物の場合の(1,0)/(0,0)比が観測に最も近い値を有するのに対し、30 Kにおける(1,0)/(0,0)比はN2:O2=1:2氷混合物を除いて混合物独立であるように見えることも示している。現在の研究は、木星系へのESA/JUICEミッションを支援する。
キーワード：宇宙化学-紫外線観測-氷、UV分光法-木星、衛星-衛星、表面


図1.550〜650nmの範囲でのガニメデの観測スペクトル。 パネル（a）は、HARPS-Northを使用してTNG観測施設で得られたガニメデの高解像度スペクトルを示しています。
高分解能分光器。 589 nmのNa吸収帯は、ソーラーアナログによるものです。 パネル（b）
スペンサーらによるガニメデの観察結果を示します。 （1995）比較のため。


図2.20Kで堆積した純粋な分子状酸素のUV-vis光吸収スペクトル（550-650 nm）
（黒い曲線）そして30 K（紺色）、35 K（水色）、および40 K（マゼンタ）に加熱されます。 すべてのスペクトルは
ステップサイズがの40Kスペクトルを除いて、0.2nmの波長ステップサイズで取得
1nm。 比較のために、2本の縦の破線は2本のO2のピーク位置を中心にしています。
スペンサーらによってガニメデで観察されたバンド（577.3nmおよび627.5nm）。 （1995）。


図3.純酸素のUV-vis光吸収スペクトル（550-650 nm）（黒い線、下のパネル）
1：1（マゼンタの線）、1：2（水色の線）、および1:10（濃い青の線）を混合した分子状酸素と比較
ライン）CO2（中央のパネル）とN2（上部のパネル）が20 K（左側のパネル）に堆積し、30に加熱された状態
K（中央のパネル）と35 K（右のパネル）。 縦の破線はバンドの位置を示します
スペンサーらによってガニメデのスペクトルで観察されました。 （1995）。


図4.純酸素（黒線）のUV-vis光吸収スペクトル（550-650 nm）と比較
H2Oと1：1（マゼンタの線）、1：2（水色の線）、および1:10（紺色の線）を混合した分子状酸素
20 Kで堆積。UV-vis光吸収バンドの非対称二重シグモイドフィット（固体
純粋なO2の場合は赤、H2O：O2 = 1：1および1：2の場合は濃い青、1：10の混合物の場合はマゼンタ）が表示されます。


図5.純粋なO2（ブラックボックスの十字）とO2の（1,0）と（0,0）の遷移バンドのピーク位置
20 Kで堆積したさまざまな氷の混合物（H2Oの青い円、CO2の黒い四角、N2の赤い三角形）
スペンサーらのガニメデのスペクトルで観察された関連バンドのピーク位置と比較
al。 （1995;黒い十字）。 ラボデータのピーク位置は、ダブルでフィットしたデータから取得されます
シグモイド関数（式（2））。 エラーバーは、ピーク位置の決定における不確実性を強調しています

5.天体物理学的意味
現在、固体O2はガニメデでしっかりと検出されています（エウロパとカリストでは、
ここで議論されている2つのバンドが観測されており、彗星の昏睡状態でのみ仮定されています（例：Heritier
et al。、2018）。それはまた、太陽系の外側やトランスのその他の多くの物体にも存在する可能性があります。
ネプチューンオブジェクト（TNO）。多くの場合（Plutoなど）、これらのオブジェクトの表面の氷は
N2が非常に豊富です（例：Cruikshank et al。、2020）。したがって、存在する場合、O2が
窒素。私たちの実験は、通常以下の温度（20-50 K）で実施されました。
ガリレオ衛星で測定された平均表面温度（Orton et al。、1996; Delitsky and
レーン、1998）。これは、分子状酸素が温度で凍結する揮発性種であるためです。
（超）高真空実験室条件下で約30K。したがって、一方で、私たちの研究室
結果は、太陽系の外側にある氷体の分光データとより直接的に比較できます。
木星衛星よりも。それでも、次のような揮発性の種でさえも示唆するいくつかの証拠があります
分子状酸素は、木星の衛星の表面で生き残るか、補充することができます。
ガニメデ。
1980年代初頭、O2はイオン衝撃の産物である可能性があることが確立されました。
ガリレオ衛星（Johnson et al.1983）。その後、Johnson and Jesser（1997）は、O2が
昇華点を超える温度では、割れた氷や泡の中に存在します。これが発生します
暴露されていない地域のガニメデの表面への大気中のH2OとO2の凍結中
光子に対して、すなわち、より低い表面温度（70-80 K; Delitsky and Lane、1998）で。その他の実験
H2O氷膜上では、O2吸着が温度とともに変化し、
O2脱着速度の増加の結果としての氷温の上昇（Shi et al。、2009）
温度で。しかし、著者らは、吸着されたO2が恒久的に
照射が行われない場合、80Kを超える温度のH2Oフィルムアイス。照射されると、O2は
照射が可能性が高いため、140Kまでの温度で優先的に水膜に閉じ込められます
酸素が含まれている毛穴を閉じる機能。 H2Oに関する追加の一連の実験
氷は、水氷膜に閉じ込められたO2の量が
40Kでのフィルム自体の総カラム密度。この値は、氷膜が
40〜78 K（Shi et al。、2011）。このような大量のO2の存在は、
H2O2やO3のような他の種の生産の強化、したがって観察された化学への強化
ガニメデの場合。興味深いことに、Teolisetal。 （2006）の安定した放射線増強トラッピングを発見
H2O中の照射された水氷中の数十パーセントのオーダーの高い放射線分解O2濃度
O2を共蒸着せずに、高温（130K）で蒸着します。残念ながら、Teolisetal。 （2006）
UV-Vis分光法を実行せず、サンプルの照射後のウォームアップ中に気相でO2のみを検出しました
分子状酸素は、次の理由により、固相と気相の間を周期的に循環する可能性があります。
ガニメデの氷の表面が太陽からの光子に昼夜を問わずさらされる。による実験室実験
Collingsetal。 （2004）は、酸素の脱着温度が存在によって影響を受けることを示しました
混合層の下または混合層内のアモルファス水の温度は約50〜60Kに上昇します。
また、分子状酸素の一部が、ある温度で水が豊富な氷に閉じ込められる可能性があることも示しました
ガニメデで観察された平均表面温度を超えています。水氷のイオン衝撃
氷の表面で分子状酸素を供給することができます（Teolis et al。、2017）。また、
大気中のO2、O2の着床
+
イオンは、氷中のO2のもう1つの可能な供給源です（Vidal et al。、1997）。 Baragiolaらによって提案されたように。 （1999）、凝縮した酸素は斑状に局在化する可能性があります
周囲の地形全体を表していない、ガニメデの表面の領域。
地上観測では、凝縮したO2の不均一な分布が指摘されています。
ガニメデの表面（Calvin and Spencer、1997）。ハッブル宇宙望遠鏡による空間的に分解された観測
望遠鏡を使用して、ガニメデの凝縮O2の最初の地理的分布を取得しました
表面（Trumbo et al。、2021）。著者らは、O2がトレーリングにより集中していることを示しました
スペンサーらによると、低緯度から中緯度の衛星の半球。 （1995）およびCalvin and Spencer（1997）。 Vidaletal。 （1997）その固体を示した一連の実験を行いました
より耐火性の水氷と混合されたO2は、説明するのに十分な量で保持されていません
昼間のガニメデの表面の観察。したがって、Vidaletal。 （1997）それを提案しました
固体O2は、冷たい（<50 K）地下層またはガニメデの大気中のもやの中に存在する可能性があります。
残念ながら、O2は、ガリレオ衛星の表面では、固体の形でも、
衛星の温度と圧力によるクラスレート（Calvin et al。、1996; Hand et al。、2006）
条件。ただし、CO2とSO2を混合したクラスレートは、氷の近くではるかに安定している可能性があります
純粋なクラスレートおよび固体O2よりも表面（Hand et al。、2006）。これにより、2つの存在が可能になります
観測されたO2に寄与する月の表面のクラスレートケージ内のO2分子
可視範囲の吸収帯。私たちの仕事は、分子状酸素を含む混合物が
水と二酸化炭素だけでなく、ガニメデの観測反射率データを再現できます
20〜35 Kの温度範囲では、純粋なO2氷よりも表面が良好です。それでも、いくつかの未解決の質問があります。
木星の衛星の表面にある分子状酸素の性質と特性については、まだ残っています。
今後のJUICEミッションおよびその他の地球ベースの
宇宙での観測は、塵や霞の上の固体O2の存在を調査することです。
ガニメデの雰囲気。ガニメデの磁気圏とその修正への影響を考慮する
衛星の表面組成、JUICEによる将来の観測は
プラズマの役割、Ioとの接続、およびの開閉力線境界を理解する
表面のガニメデの磁気圏。将来の天文観測、高所で実施
空間分解能（たとえば、ピクセルあたり数km）は、ローカル間の相関関係を証明することができます
エネルギーイオンのフラックスと、分子の観測された（0,0）および（1,0）遷移バンドの強度
空気。数キロメートルのオーダーの空間スケールでの氷の表面の変動は、十分に
MAJISの期待される性能、最大空間分解能値は同等以上
ガニメデのほとんどのジュースフライバイ、特に
ガニメデ軌道段階中。同様に、JANUS（Jovis、Amorum ac Natorum Undique
JUICEペイロードの一部であるScrutator）カメラ（Della Corte et al。、2019）には、13が装備されています。
パンクロマティックフィルターを含むフィルターであり、
O2の存在。ただし、近紫外線領域はMAJISでカバーされておらず、わずかにカバーされています。
ブロードバンドフィルターを介してJANUSによって。したがって、このスペクトル領域のオゾン機能は
調査した。 O2の化学的変化の生成物である固体オゾンは、ある程度の吸収を示します
約600nmでの遷移や4.75µmでの遷移など、VNIR波長範囲の機能
MAJIS分光計で研究できるIR。 O3分布に関する新しい洞察は
中赤外線での今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）測定でも取得できます（MIR; Norwood et al。、2016）。このスペクトル領域では、O3の非対称ストレッチが観察されます
約9.66µmで。オゾン氷の観測は、固体O2の存在を意味します。
詳細
JWSTによるMIR範囲およびによるVNIRで観測されたオゾン分布との比較
ジュースは、ガリレオ衛星の表面の酸素との相関関係を明らかにする可能性があります。 同じ
マップは、ガリレオ宇宙船で取得されたO3の以前の測定値と比較できます。
HST、酸素とオゾンの間の提案された反相関に適切に対処するために
緯度（Trumbo et al。、2021）。 ここで紹介する作業は、木星衛星の表面の中高スペクトルおよび高空間解像度データを体系的に組み合わせることが重要であることを強調しています。
現在の正しい解釈を導くための適切なスペクトル分解能を備えた実験データのセット
と将来の観察。