ニューホライズンズが遠くから観測した天王星の測光データは、直接された系外惑星の大気を判断するための地上検証データとして使える。以下、機械翻訳。
ニューホライズンズによる高位相角での天王星の観測
2024年11月6日
抽象的な
本稿では、ニューホライズンズ宇宙船に搭載された多スペクトル可視画像カメラ（MVIC）によって、それぞれ2023年、2010年、2019年に位相角43.9°、44.0°、52.4°で観測された天王星のフラックス測定値を紹介します。ニューホライズンズは、約24～70 AU（2023年）の距離にある天王星を、400～550 nm、540～700 nm、780～975 nm、860～910 nmのバンドパスを持つ4つのカラーフィルターで撮影しました。高位相角観測は、天王星のエネルギーバランスの研究、大気散乱挙動の制約、そしてこの惑星を氷の巨大太陽系外惑星の類似物として理解する上で興味深いものです。ニューホライズンズによる新しい観測は、両方のボイジャー宇宙船による以前の観測と比較して、より広い波長範囲と異なる季節へのアクセスを提供します。我々は、ニューホライズンズによる天王星の観測に対してアパーチャ測光を行い、各測光バンドにおけるその明るさを求めた。測光結果から、天王星は青と赤のフィルターにおけるランベルト位相曲線から予測されるよりも暗い可能性があることが示唆された。同時低位相ハッブル宇宙望遠鏡 WFC3 および地上のコミュニティ主導の観測と比較すると、回転光曲線に変化をもたらすようなフル位相での大規模な特徴が見られないことがわかる。青 (492 nm) および赤 (624 nm) フィルターにおけるニューホライズンズの反射率は、統計的に有意な変化を示さず、予想される誤差範囲と一致している。これらの結果は、天王星の大気モデルとその反射率に新たな制約を課す。これらの観測結果は、部分位相における太陽系外惑星の未分解画像を撮影する将来の太陽系外惑星直接撮影ミッションの観測結果に類似している。これらの結果は、太陽系外氷惑星データを解釈するための「地上検証データ」として役立つだろう。
太陽系の惑星 (1260) — 天王星 (1751)
1 導入
天王星と海王星の熱バランスの唯一の測定は、それぞれ1986年と1989年のボイジャー2号フライバイデータから得られました。これらの観測中、天王星は南半球の夏至を迎えており、海王星は北半球の冬至に近づき始めていました（Meeus、1997ボイジャーの観測によって、それぞれの惑星が同じような全体構成と大きさであるにもかかわらず、なぜこれほどまでに異なるのかという大きな疑問が最終的に残った。例えば、天王星は内部熱がほとんどないように見えるが、海王星は内部にかなりの熱貯蔵庫を持っている（パールら、1990; パール＆コンラス、1991惑星のエネルギーバランスを正確に計算するには、反射太陽光と熱放射の両方を、複数の時代、多くの位相角、広い波長範囲で測定する必要があります。
反射光成分については、ボイジャー2号の最も優れた観測結果はIRIS機器の可視/近赤外線チャンネルから得られました。天王星の完全なディスクのIRIS可視/近赤外線測定は、位相角約20°と150°から行われました。天王星の選択された領域のIRIS測定は、31°、54°、108°の3つの中間位相角でも行われました（Pearl et al.、1990IRIS装置の放射計と干渉計は、それぞれ既知の散乱特性を持つ内部ターゲットプレートと黒体関数に合わせて適切に較正されていました（Hanel et al.、1980、1981; パールら、1990これらのデータは、1980年代を通じて遠距離から25°から107°までの13の位相角で取得された、複数の可視バンドでのボイジャー1号の狭角カメラによる画像観測によって補完されました（Wenkert et al.、2022; ウェンケルト、2023しかし、ボイジャー 1 号の撮影結果は SNR が低く、放射測定の較正が最新の撮影システムに比べて正確性に欠けており、約 600 nm 未満の波長に限定されていました。
ニューホライズンズの2回目の延長ミッションの一環として、この探査機は、他の地上または宇宙施設からはアクセスできない高位相角で天王星と海王星を研究できる独自の位置にありました。2023年9月、ニューホライズンズは一連の天王星観測を実施し、位相角43.9°で惑星を撮影しました。同時に、ハッブル宇宙望遠鏡によって天王星の全位相観測が撮影されました（セクション 2.4を参照）。ニューホライズンズの科学チームは、地上のアマチュア天文学コミュニティにも同時観測の支援を呼びかけ、世界中のコミュニティの観測者から投稿を受け取りました（セクション 2.5を参照）。ニューホライズンズは、2010年と2019年に、それぞれ位相角44.0°と53.4°の高位相角スキャンを2回追加で撮影しました。
ここでは、ボイジャー計画による天王星観測の既存の文献（例えば、Smith et al.1986; パールら1990) に新たなデータを加えることで、惑星のエネルギー収支と熱バランスに関する理解を深め、大気の特性をより適切に制限し、将来の太陽系外惑星研究のための追加的な制限を提供することができます。これらの観測は、天王星の異なる季節 (現在、南半球の冬至に近づいている) に行われたため、ボイジャーのフライバイ データと直接 1 対 1 で比較できるものではなく、その間に多くの時間的変動が発生した可能性があることに留意してください。
第2章では、ニューホライズンズのラルフ装置と多スペクトル可視画像カメラ（Reuter et al.、2008)、天王星の測光値を集めるために使用したデータ削減と分析の方法、ハッブルとコミュニティ観測者によって行われた補助観測について説明します。セクション3では、ニューホライズンズで測定された測光値と天王星のスペクトルとの比較を示します。セクション4では、太陽系と太陽系外惑星の両方に対する結果と意味について説明し、セクション5で結論を出します。
2 方法
図1:天王星の幾何アルベドをボイジャー、ニューホライズンズ、ハッブル宇宙望遠鏡のフィルター透過曲線と比較したもの。フィルター透過曲線は、表示目的のため、最大値 0.5 に正規化されています。ニューホライズンズとハッブル宇宙望遠鏡の観測で予想されるフィルター統合値は四角と菱形で示され、ハッブル宇宙望遠鏡キャンペーンで行われた実際の観測は、エラーバー付きの円で示されます (セクション 2.4を参照)。ニューホライズンズのデータは、重要な位相角で非常に必要とされていたスペクトル範囲を追加します。
2.1 展望台
ラルフ装置はニューホライズンズ宇宙船の外部に搭載されている（ロイター他、2008） 75mmの単焦点レンズから構成されています。
ふ
/8.7 オフ アクシス反射望遠鏡は、マルチスペクトル可視画像カメラ (MVIC) とリニア エタロン イメージング スペクトル アレイ (LEISA) の両方に光を供給し、MVIC の光はダイクロイック ビームスプリッターによって反射されます。
MVIC は可視から近赤外 (NIR) までの広帯域イメージング装置で、青 (400～550 nm)、赤 (540～700 nm)、近赤外 (780～975 nm)、メタン (860～910 nm) の 4 つのカラー フィルターを備えています。フィルターは、図 1にKarkoschka (1998)天王星のアルベドスペクトルとその他の注目すべきフィルター。各フィルターは5024×32ピクセルCCD、5.7° × 0.037°の静的FOVを提供
は、瞬間視野角が 20 マイクロラジアンです。これらの CCD は、MVIC 焦点面に隣接して設置され、時間遅延積分モード (TDI) で動作します。スキャン ミラーや機器指向プラットフォームはありません。宇宙船全体が旋回して、蓄積電荷が 1 つのピクセルから次のピクセルに転送されて読み出し部に向かう速度に対応する速度で、CCD アレイの短軸を横切ってターゲット シーンを移動します。このようなスキャンごとに 4 つの個別のカラー画像が生成され、その後、これらを一緒に登録して 4 色の画像キューブを作成する必要があります。
2.2 データと削減
ニューホライズンズは、2023年9月16日に4つのMVICカラーフィルターを使用して天王星を6回スキャンし、2019年9月2日に1回、2010年6月23日に1回スキャンしました。観測の詳細は表 1に記載されています。2023年のスキャンはそれぞれ、天王星から約69.5AUの距離で撮影され、総露出時間は0.765秒でした（32のTDI行にわたって合計）。2019年のスキャンは、天王星から約69.5AUの距離で撮影されました。
〜54.5 AU、露出時間0.768秒。2010年のスキャンは、
〜23.3 AU、露出時間1.70秒。ここで使用されているすべてのMVIC観測は、レベル2bデータパイプライン製品であり、標準的なニューホライズンズデータ削減および較正ルーチンに従ってバイアスとフラットフィールドが補正されています（Peterson et al.、2008; ハウエットら、2017)。
機器の向きや、宇宙船のスキャン速度と CCD の読み出し速度のわずかな違いにより、天王星の予測位置は必ずしも画像内の正確な位置とは一致しません。撮影時の天王星の赤経 (RA) と赤緯 (Dec) は、SPICE ルーチンを使用して計算されました。次に、これらを画像全体の既知の星の RA/Dec と比較し、天王星の RA/Dec が画像内のどこにあるかを判断しました。
背景の星を使用して画像セット間および各フィルター間の位置を三角測量し、開口測光を実行する前に、MVIC 画像内の天王星の最終的なピクセル位置を決定します。各画像で天王星の位置に近い星を特定した後、参照画像から各画像のオフセットを計算し、同じオフセットを天王星の位置に適用します。これにより、背景ノイズの上に天王星が見えないフィルターでも、天王星の位置を概算できます。
開口測光を行う前に、レベル 2b データの追加補正が必要でした。データには、分析前に除去する必要のある顕著な縞模様のアーティファクトが含まれていました。MVIC ウィンドウ観測の行全体で中央値減算を実行して、データの縞模様を除去しました。各フィルター全体で完全に補正された画像のサブパネルが、天王星を中心にして図 2に示されています。データは、青と赤のフィルターで天王星が強く検出され、NIR フィルターで弱く検出され、メタン バンドで検出されないことを示しています。
図2:上：2023年の天王星の観測図（a）ニューホライズンズと（b）天の北を上にした地球から見た図。位相角の図（α) ジオメトリは、左上にニューホライズンズ、天王星、太陽の間に示されています。下: 2023 年 9 月 16 日のスキャン 0557172410 からの天王星のストライプなし MVIC フレーム。左から右に、各パネルは青、赤、NIR、および CH 4フィルターでの天王星の検出 (または非検出) を中心に配置されています。データは、ネイティブ ピクセル方向で表示されます。
2.3 測光
ストライプ除去後、半径が 1 から 8 ピクセルの範囲のアパーチャを 0.5 ピクセル刻みでテストして、測光に必要な最小アパーチャ サイズを決定しました。アパーチャ範囲全体にわたって、天王星を含むいくつかの点光源のフラックスを測定する曲線を生成し、必要なアパーチャ サイズのカットオフを決定しました。各フィルターにわたってアパーチャ サイズをテストして、観測の波長帯域ごとに適切なアパーチャを決定しました。アパーチャ半径は、フラックスのプラトーが始まる最小アパーチャ半径になるように選択されました。テストの結果、青、赤、NIR、および CH 4フィルターのアパーチャ半径はそれぞれ 2.5、3、4、および 4 ピクセルになりました。フィルターごとに、内側のアニュラス半径は 5、6、8、および 8 ピクセル、外側のアニュラス半径は 18 ピクセルを使用しました。天王星のアパーチャ測光は、DN レベルで実行するためにphotutils.aperture_photometryルーチンを使用します(Bradley ら、2023)。
ノイズ源はポアソンノイズと読み取りノイズのみであると仮定します。ノイズ計算には、空の背景と読み取りノイズが他の唯一のノイズ源であると仮定した標準方程式を使用します（Reuter et al.、2008暗電流は無視できるノイズ源です。ゲインを使用して画像カウントを電子に変換します (58.6 e-/DN、Reuter ら)。2008) を使用し、電子空間で開口測光を実施しました。これにより、各観測の誤差を、オブジェクトと空の環状領域のピクセルあたりの電子数の平方根と読み取りノイズ (30 電子、Reuter ら) の合計として定義できるようになりました。2008）。 したがって、
err = √Ssignal+（Ssky、pix + nr^2）Aap） （１）
どこSsignal電子の物体フラックスである。SSky、pix空の環状部におけるピクセル当たりのフラックスである。
nr読み取りノイズであり、Aapはピクセル単位での開口部の面積です2。
ニューホライズンズの測光パイプラインの結果として、画像には時折負の値があります。標準的なノイズ推定を進めるために、画像の最小値を画像配列全体に追加し、対象物を囲む領域にある負の値をすべて削除しました。2023 年のデータの値の一般的な誤差は、天王星がより明るい赤フィルターと青フィルターではそれぞれ 18% ～ 32%、NIR フィルターでは 313%、MVIC が天王星からほとんどまたはまったくフラックスを受け取らないCH 4フィルターでは 318% 程度です。
天王星のMVIC測定値をカウント数（DN）から放射輝度係数（I/F）に変換するために、まず空間スケール（d）を、観測点と観測点の距離（キロメートル）で乗じて求める。
D）（表 １参照）をMVICのピクセルスケール（ミリメートル）で割ったもの（P）を焦点距離（ミリメートル）で割ったもの（L):
d = D∗ P/L （２）
天王星の半径をピクセル単位で計算しました。これは、ターゲットの半径（RT）を空間スケールで表すと、
Rpix = RT/d （３）
この場合、RTは天王星の半径に等しい。
RT 25,362 km と推定され、これは JPL Horizons データベース1 で示されている天王星の平均半径である(Archinal et al.,2018天王星の面積はピクセル単位で次のように表されます。
Apix = πRpix^2 （4）
放射輝度を計算するために、まずターゲットのフラックスを計算しました（Fフィル) は観測のカウントレートとキャリブレーションに依存するキーワードから得られます。
Fフィル= c/Ru、フィル （５）
どこc開口測光から得られたカウントを観測の露出時間で割った値を表し、単位はDN s^-1であり、
Ru、フィルはMVICのキャリブレーションに依存するキーワードです。このキーワードは、カルコシュカ（1998)。私たちは天王星に対して計算された拡張ソースキーワードを使用しました。単位は DN s^-1 / (erg s^-1 cm^-2 Å^-1 sr^-1 ) です。MVIC キーワードの詳細については、Howett ら (2017)。
ターゲットが占める全立体角を考慮するために、得られたフラックスを次のように分割した。
Fフィル、式4のピクセル単位のターゲット領域によって ：
Iフィル=Fフィル/Apix （6）
最後に、次の式を使用して各フィルターの I/F を計算しました。
I/F = πIフィルr^2 / F☉ （７）
どこrは目標の太陽中心からの距離（AU単位）であり、F☉は、観測フィルターにおける 1 AU での太陽放射量であり、太陽スペクトルを MVIC フィルター透過曲線と畳み込むことによって計算されます。ここで使用される太陽基準スペクトルは、Colina et al. (1996)。
2.4 ハッブルサポートイメージング
図3:ハッブル宇宙望遠鏡は、2023 年 9 月 17 日に GO17294 プログラムの一環として、F845M、F657N、F467M フィルターを使用して撮影しました。各フレームには、おおよその画像 UTC 開始時刻がリストされています (最も近い分に切り捨てられています)。また、F845M および F657N 画像には、雲の特徴を強調するためにアンシャープ マスクが適用されています。ハッブル宇宙望遠鏡の画像は、天の北が上を向くように、本来のピクセル方向から回転されています (左下隅の矢印で示されているように)。
ハッブル宇宙望遠鏡による天王星の観測は、2023年9月17日06:54 UTCから2023年9月18日21:34 UTCの間に、外惑星大気遺産（OPAL）プログラムの一環として行われた（サイモンら、2015）これらの観測は、7つのフィルター（〜OPALは、ニューホライズンズの観測に低位相角の光度曲線とコンテキスト画像を提供する。OPALが使用するハッブル広視野カメラ3（WFC3）フィルターは狭帯域および中帯域の通過フィルターであり、MVICフィルターと完全に一致するものはない。MVIC観測と最もよく重なるWFC3フィルターは、F467M（〜458-478 nm)、F657N (〜651-663 nm）、F845M（〜ハッブル宇宙望遠鏡によるメタンバンド観測は行われたが、MVIC が使用する 889 nm バンドではなく、619 nm および 727 nm フィルターが使用された。
ハッブル画像は、Simon らが説明したように、標準のキャリブレーション パイプライン、パイプライン後の宇宙線クリーニング、およびフリンジ除去を使用して処理されます。(2015)。画像は反復的なリムフィッティング手順を使用してナビゲートされ、各画像ヘッダーの測光変換値、バンドパスの太陽フラックス、および惑星の太陽中心範囲を使用してI / Fに変換されます。フラックスの較正は約2％の精度ですが、測光安定性は〜0.5% (Calamida et al.,2022)。その後、画像はマッピングされ、一般にアクセス可能な世界地図が作成されます ( https://archive.stsci.edu/hlsp/opal ; Simon2015）。時間範囲は粗いものの、個々のフルディスクビューから光度曲線を取得できます。
2023年9月のデータセットでは、天王星のおおよそのディスク平均I/Fは、F467M、F657N、F845Mフィルターでそれぞれ0.53、0.33、0.07で、不確実性は2%でした（図 1を参照）。ディスクは青色の波長では特徴がなく、極冠は赤色と赤外線の波長でより顕著になります（図 3を参照）。極冠の近くには小さな明るい特徴が見られ、特にF845Mフィルターで目立ちます。しかし、ディスク平均輝度は、どのフィルターでも、天王星の2回の自転にわたって、測光精度を超える変化を示しませんでした。〜0.5%。したがって、ニューホライズンズの測定は、天王星のどの経度が見えたかによって影響を受けることはないはずです。
2.5 コミュニティの観察
図4:地上コミュニティ オブザーバー キャンペーンから提出されたサンプル画像です。一部の画像は他の画像よりも処理が重ねられ、一部の画像は連夜で提出されました。すべての画像は、オブザーバーが提出したネイティブ ピクセルの方向で表示されます。観測は、世界中の 12 ～ 16 インチ口径の望遠鏡から可視光線と近赤外線の両方で収集されました。このキャンペーンに画像を提出し、提出物に名前を記入した個人のリストは、謝辞セクションに記載されています。一部の画像は、観測者を特定できないまま受け取られましたが、観測の詳細は提供されました。ご協力いただいたすべての方に心より感謝いたします。
一般の人々にミッションと観測に参加してもらうため、ニューホライズンズとハッブルの観測の時期に地上キャンペーンを組織しました。私たちは、宇宙船の観測前、観測中、観測後に天王星と海王星を観察し、その観察結果をFacebookやXに投稿するか、filerequestpro.comでホストしているリポジトリにアップロードするよう個人に依頼しました。
〜
オーストリア、オーストラリア、カナダ、ギリシャ、イタリア、ポルトガル、米国のさまざまな場所を含む世界中から 100 枚の画像が提出されました (一部は画像シリーズ)。画像には、直径 12 ～ 16 インチの望遠鏡で撮影した可視光および赤外線波長のデータが 7 月中旬から 2023 年末まで含まれていました。図4 はサンプル画像を示しています。キャンペーンの主な目的は、これらの惑星の長期的な雲のパターンのヒントを探すことでした。これは、探査機のデータセットを解釈するためのコンテキストを提供するのに役立つ可能性があります。コミュニティの観測の一部は、天王星のディスクを解像し、極構造を捉えることができ、時間の経過に伴う大気のダイナミクスを垣間見ることができます。
3 結果
表1:観察表
注意: 非検出の場合 (NIR フィルターや CH 4フィルターなど)、I/F 値に 1 シグマの上限を設定しています。
図5:各 MVIC フィルターのサブ観測者経度の関数としての I/F。2023 年のデータは円で、2019 年のデータはダイヤモンドで、2010 年のデータはプラス記号で示されています。エラー バーは 1 シグマです。非検出の場合 (NIR フィルターや CH 4フィルターなど) は、1 シグマの上限を示します。I/F 値は 、観測の詳細とともに表1にも記載されています。
図6:カルコシュカと比較したNH/MVIC I/Fの予想値と観測値（1998) (K98) 幾何アルベドスペクトルを位相にスケールしたもの
α=43.9°そしてα=53.4°ランバート位相関数を用いて計算した。四角は、NH/MVICの期待値を示し、
43.9°MVICフィルターによるアルベドスペクトル。NH/MVIC観測は、円（2023スキャン）、ダイヤモンド（2019スキャン）、プラス記号（2010スキャン）でプロットされています。水平線は、青、赤、NIR、およびCH 4フィルターの帯域幅を示しています。HST/WFC3サポートイメージングからのディスク平均I/Fデータも、位相にスケーリングされています。
43.9°ランバート位相関数を使用しており、比較のために三角形で示されています。
各フィルターとスキャンで得られた I/F を表1に示します 。ニューホライズンズが測定した天王星のフラックスは、サブオブザーバーの経度の関数としてわずかな変動を示します。最も大きな変動は、天王星が最も明るい青色フィルターで見られます。図 5 は、6 つのスキャンのそれぞれと 4 つの MVIC フィルターすべてにわたる I/F 値を経度の関数として示しています。経度と緯度は JPL Horizons 2から取得されています。2023 年の観測は、惑星のほぼ 1 回転 (17.2 時間) に及ぶ約 14 時間にわたって行われました。変動は、天王星からの信号も減少する赤色、NIR、および CH 4フィルターでは大幅に少なくなります。2010 年と 2019 年の観測では、天王星の近傍で 2 つの追加測定値が提供されます。
〜150°観測者サブ経度範囲。これらの測定値は 2023 年の観測と一致しており、2010 年から 2023 年の間に大きな変動は見られません。
MVIC観測は、図 6に天王星のスペクトルに対してプロットされています。位相角43.9°の天王星のスペクトルは黒で示されています。私たちは、ランバート位相関数を全位相スペクトルに適用することで、位相角43.9°の天王星の幾何学的アルベドスペクトルを近似しました。全位相スペクトルは、カルコシュカ（1998)。また、ランバート位相関数によって 52.4° に近似されたアルベドスペクトルを黒の破線でプロットしました。MVIC 測光点は、Karkoschka (1998)スペクトルを MVIC のフィルターで畳み込んだものです。比較のために、ハッブル サポート イメージングからのおおよそのディスク平均 I/F もプロットされています。
4 議論
ハッブル宇宙望遠鏡とアマチュア天王星観測では、惑星の極冠に特徴がほとんど見られなかったが、これらの画像のディスク積分輝度は、基本的に位相角ゼロでの自転中に天王星のフラックスに統計的な変動がないことを示唆している。図 5で、I/Fの経度方向の統計的に有意な変動を調べることができる。青色のデータポイントを、最もよく合う平坦な線（I/F≈0.33）で、すべてのデータポイントが1以内であることがわかります。
σ赤いデータポイントはすべて約2の範囲内にあります
σ最も適合する平坦な線（I/F ≈ 0.11）。追加の回転により、F845Mフィルターの極煙霧キャップ付近に見られる明るい特徴など、変動が存在する場合、変動をより確実に検出できた可能性があります。この特徴は東経約64度にあり、2023年の最初のMVICスキャンでキャプチャされた可能性があります。
図6に見られるように 、データは、高位相角の天王星が、特に良好な信号が得られる青と赤のフィルターで、ランバート位相曲線によって予測されるよりもすでに暗いことを示しています。NIR フィルターと CH 4フィルターでの天王星の信号は小さすぎて、統計的に有意なことは何も言えません。
天王星のこれまでの高位相角観測は、ボイジャー1号と2号の宇宙船に搭載されたカメラとIRIS装置によって行われた。観測は位相角26°から107°の間で行われたが、データは波長範囲が限られており、天王星の南半球の夏至の間に行われた。ニューホライズンズのデータは、比較的新しい補完的なデータであり、異なる波長セット、より較正された装置、異なる季節（北半球の冬至に近づく）で提供される。これらのデータは、以前のボイジャーの観測（例えば、ウェンケルト2023) と低位相角のハッブル宇宙望遠鏡と地上からの観測は、天王星の大気の時間的変動を評価するために使用でき、さらに重要なことに、天王星探査機と探査機のミッションに先立って、天王星のアルベドとエネルギー予算をより適切に制限できるようになります(米国科学、工学、医学アカデミー、2023)。
これらの観測の過程で、まだ十分に研究されていない衛星や小天体が天王星を通過したように見えましたが、それらの明るさ、位相関数、方向は不明です。しかし、それらが測定されたフラックスに与えた影響を推定することはできます。たとえば、ティタニアが完全に暗かったと仮定すると (つまり、追加のフラックスがなかったと仮定すると)、フラックスは約 0.1% 減少し、データの精度を下回ります。さらに、私たちの開口部の背景に星が落ちたとは予測されていません。
将来の宇宙望遠鏡 - ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡（ローマン）とそのコロナグラフ装置（メネソン他、2020）およびハビタブルワールド観測所（米国科学工学医学アカデミー、2021)は、反射光で惑星を直接撮影し、その大気の特性を分析することを可能にします。これらの将来の天文台で収集されるデータを完全に理解するには、惑星の時間変動を理解することが重要です。太陽系外惑星の観測は時間的なスナップショットを提供するだけですが、これらの天体は自転と公転周期の過程で動的かつ変化します。さらに、機器の制約により、完全な位相またはそれに近い位相でそれらを撮影することはできません。したがって、将来の観測と比較するための基準測定値を提供するには、天王星などの太陽系の近隣惑星を使用する必要があります。
5 結論
ここでは、ニューホライズンズが2023年9月に位相角43.9°、2019年9月に位相角52.4°、2010年6月に位相角44.0°で観測した天王星のスナップショットを紹介します。400～910 nmの波長範囲にわたる4つのカラーフィルターで8回のスキャンを分析しました。2023年からの天王星の1回の自転では、特徴の存在を確実に検出することはできませんが、HSTとアマチュアの両方からのサポート画像では、ニューホライズンズの観測時に特徴はほとんど存在していなかったことが示唆されています。ニューホライズンズのデータの反射率の変動は、測定値の予想されるエラーバーよりも小さいです。
天王星のケースは、太陽系外惑星の科学者にとって興味深い問題を提起しています。太陽系外惑星について、直接撮像観測を一度だけ行ってもほとんど何もわからないからです。ローマのコロナグラフ装置やハビタブルワールド観測衛星などのミッションは、初めて、さまざまな形状、惑星と恒星の間隔、位相角で、反射光で惑星を撮像します。氷の巨星サイズの太陽系外惑星は、銀河系で最も多く存在することが判明しています(Fulton & Petigura、2018つまり、直接撮影された太陽系外惑星のスペクトルを解釈するために使用される大気モデルに情報を提供するには、あらゆる位相角での太陽系の観測を活用することが重要です。
ニューホライズンズによる高位相角での天王星の観測
2024年11月6日
抽象的な
本稿では、ニューホライズンズ宇宙船に搭載された多スペクトル可視画像カメラ（MVIC）によって、それぞれ2023年、2010年、2019年に位相角43.9°、44.0°、52.4°で観測された天王星のフラックス測定値を紹介します。ニューホライズンズは、約24～70 AU（2023年）の距離にある天王星を、400～550 nm、540～700 nm、780～975 nm、860～910 nmのバンドパスを持つ4つのカラーフィルターで撮影しました。高位相角観測は、天王星のエネルギーバランスの研究、大気散乱挙動の制約、そしてこの惑星を氷の巨大太陽系外惑星の類似物として理解する上で興味深いものです。ニューホライズンズによる新しい観測は、両方のボイジャー宇宙船による以前の観測と比較して、より広い波長範囲と異なる季節へのアクセスを提供します。我々は、ニューホライズンズによる天王星の観測に対してアパーチャ測光を行い、各測光バンドにおけるその明るさを求めた。測光結果から、天王星は青と赤のフィルターにおけるランベルト位相曲線から予測されるよりも暗い可能性があることが示唆された。同時低位相ハッブル宇宙望遠鏡 WFC3 および地上のコミュニティ主導の観測と比較すると、回転光曲線に変化をもたらすようなフル位相での大規模な特徴が見られないことがわかる。青 (492 nm) および赤 (624 nm) フィルターにおけるニューホライズンズの反射率は、統計的に有意な変化を示さず、予想される誤差範囲と一致している。これらの結果は、天王星の大気モデルとその反射率に新たな制約を課す。これらの観測結果は、部分位相における太陽系外惑星の未分解画像を撮影する将来の太陽系外惑星直接撮影ミッションの観測結果に類似している。これらの結果は、太陽系外氷惑星データを解釈するための「地上検証データ」として役立つだろう。
太陽系の惑星 (1260) — 天王星 (1751)
1 導入
天王星と海王星の熱バランスの唯一の測定は、それぞれ1986年と1989年のボイジャー2号フライバイデータから得られました。これらの観測中、天王星は南半球の夏至を迎えており、海王星は北半球の冬至に近づき始めていました（Meeus、1997ボイジャーの観測によって、それぞれの惑星が同じような全体構成と大きさであるにもかかわらず、なぜこれほどまでに異なるのかという大きな疑問が最終的に残った。例えば、天王星は内部熱がほとんどないように見えるが、海王星は内部にかなりの熱貯蔵庫を持っている（パールら、1990; パール＆コンラス、1991惑星のエネルギーバランスを正確に計算するには、反射太陽光と熱放射の両方を、複数の時代、多くの位相角、広い波長範囲で測定する必要があります。
反射光成分については、ボイジャー2号の最も優れた観測結果はIRIS機器の可視/近赤外線チャンネルから得られました。天王星の完全なディスクのIRIS可視/近赤外線測定は、位相角約20°と150°から行われました。天王星の選択された領域のIRIS測定は、31°、54°、108°の3つの中間位相角でも行われました（Pearl et al.、1990IRIS装置の放射計と干渉計は、それぞれ既知の散乱特性を持つ内部ターゲットプレートと黒体関数に合わせて適切に較正されていました（Hanel et al.、1980、1981; パールら、1990これらのデータは、1980年代を通じて遠距離から25°から107°までの13の位相角で取得された、複数の可視バンドでのボイジャー1号の狭角カメラによる画像観測によって補完されました（Wenkert et al.、2022; ウェンケルト、2023しかし、ボイジャー 1 号の撮影結果は SNR が低く、放射測定の較正が最新の撮影システムに比べて正確性に欠けており、約 600 nm 未満の波長に限定されていました。
ニューホライズンズの2回目の延長ミッションの一環として、この探査機は、他の地上または宇宙施設からはアクセスできない高位相角で天王星と海王星を研究できる独自の位置にありました。2023年9月、ニューホライズンズは一連の天王星観測を実施し、位相角43.9°で惑星を撮影しました。同時に、ハッブル宇宙望遠鏡によって天王星の全位相観測が撮影されました（セクション 2.4を参照）。ニューホライズンズの科学チームは、地上のアマチュア天文学コミュニティにも同時観測の支援を呼びかけ、世界中のコミュニティの観測者から投稿を受け取りました（セクション 2.5を参照）。ニューホライズンズは、2010年と2019年に、それぞれ位相角44.0°と53.4°の高位相角スキャンを2回追加で撮影しました。
ここでは、ボイジャー計画による天王星観測の既存の文献（例えば、Smith et al.1986; パールら1990) に新たなデータを加えることで、惑星のエネルギー収支と熱バランスに関する理解を深め、大気の特性をより適切に制限し、将来の太陽系外惑星研究のための追加的な制限を提供することができます。これらの観測は、天王星の異なる季節 (現在、南半球の冬至に近づいている) に行われたため、ボイジャーのフライバイ データと直接 1 対 1 で比較できるものではなく、その間に多くの時間的変動が発生した可能性があることに留意してください。
第2章では、ニューホライズンズのラルフ装置と多スペクトル可視画像カメラ（Reuter et al.、2008)、天王星の測光値を集めるために使用したデータ削減と分析の方法、ハッブルとコミュニティ観測者によって行われた補助観測について説明します。セクション3では、ニューホライズンズで測定された測光値と天王星のスペクトルとの比較を示します。セクション4では、太陽系と太陽系外惑星の両方に対する結果と意味について説明し、セクション5で結論を出します。
2 方法
図1:天王星の幾何アルベドをボイジャー、ニューホライズンズ、ハッブル宇宙望遠鏡のフィルター透過曲線と比較したもの。フィルター透過曲線は、表示目的のため、最大値 0.5 に正規化されています。ニューホライズンズとハッブル宇宙望遠鏡の観測で予想されるフィルター統合値は四角と菱形で示され、ハッブル宇宙望遠鏡キャンペーンで行われた実際の観測は、エラーバー付きの円で示されます (セクション 2.4を参照)。ニューホライズンズのデータは、重要な位相角で非常に必要とされていたスペクトル範囲を追加します。
2.1 展望台
ラルフ装置はニューホライズンズ宇宙船の外部に搭載されている（ロイター他、2008） 75mmの単焦点レンズから構成されています。
ふ
/8.7 オフ アクシス反射望遠鏡は、マルチスペクトル可視画像カメラ (MVIC) とリニア エタロン イメージング スペクトル アレイ (LEISA) の両方に光を供給し、MVIC の光はダイクロイック ビームスプリッターによって反射されます。
MVIC は可視から近赤外 (NIR) までの広帯域イメージング装置で、青 (400～550 nm)、赤 (540～700 nm)、近赤外 (780～975 nm)、メタン (860～910 nm) の 4 つのカラー フィルターを備えています。フィルターは、図 1にKarkoschka (1998)天王星のアルベドスペクトルとその他の注目すべきフィルター。各フィルターは5024×32ピクセルCCD、5.7° × 0.037°の静的FOVを提供
は、瞬間視野角が 20 マイクロラジアンです。これらの CCD は、MVIC 焦点面に隣接して設置され、時間遅延積分モード (TDI) で動作します。スキャン ミラーや機器指向プラットフォームはありません。宇宙船全体が旋回して、蓄積電荷が 1 つのピクセルから次のピクセルに転送されて読み出し部に向かう速度に対応する速度で、CCD アレイの短軸を横切ってターゲット シーンを移動します。このようなスキャンごとに 4 つの個別のカラー画像が生成され、その後、これらを一緒に登録して 4 色の画像キューブを作成する必要があります。
2.2 データと削減
ニューホライズンズは、2023年9月16日に4つのMVICカラーフィルターを使用して天王星を6回スキャンし、2019年9月2日に1回、2010年6月23日に1回スキャンしました。観測の詳細は表 1に記載されています。2023年のスキャンはそれぞれ、天王星から約69.5AUの距離で撮影され、総露出時間は0.765秒でした（32のTDI行にわたって合計）。2019年のスキャンは、天王星から約69.5AUの距離で撮影されました。
〜54.5 AU、露出時間0.768秒。2010年のスキャンは、
〜23.3 AU、露出時間1.70秒。ここで使用されているすべてのMVIC観測は、レベル2bデータパイプライン製品であり、標準的なニューホライズンズデータ削減および較正ルーチンに従ってバイアスとフラットフィールドが補正されています（Peterson et al.、2008; ハウエットら、2017)。
機器の向きや、宇宙船のスキャン速度と CCD の読み出し速度のわずかな違いにより、天王星の予測位置は必ずしも画像内の正確な位置とは一致しません。撮影時の天王星の赤経 (RA) と赤緯 (Dec) は、SPICE ルーチンを使用して計算されました。次に、これらを画像全体の既知の星の RA/Dec と比較し、天王星の RA/Dec が画像内のどこにあるかを判断しました。
背景の星を使用して画像セット間および各フィルター間の位置を三角測量し、開口測光を実行する前に、MVIC 画像内の天王星の最終的なピクセル位置を決定します。各画像で天王星の位置に近い星を特定した後、参照画像から各画像のオフセットを計算し、同じオフセットを天王星の位置に適用します。これにより、背景ノイズの上に天王星が見えないフィルターでも、天王星の位置を概算できます。
開口測光を行う前に、レベル 2b データの追加補正が必要でした。データには、分析前に除去する必要のある顕著な縞模様のアーティファクトが含まれていました。MVIC ウィンドウ観測の行全体で中央値減算を実行して、データの縞模様を除去しました。各フィルター全体で完全に補正された画像のサブパネルが、天王星を中心にして図 2に示されています。データは、青と赤のフィルターで天王星が強く検出され、NIR フィルターで弱く検出され、メタン バンドで検出されないことを示しています。
図2:上：2023年の天王星の観測図（a）ニューホライズンズと（b）天の北を上にした地球から見た図。位相角の図（α) ジオメトリは、左上にニューホライズンズ、天王星、太陽の間に示されています。下: 2023 年 9 月 16 日のスキャン 0557172410 からの天王星のストライプなし MVIC フレーム。左から右に、各パネルは青、赤、NIR、および CH 4フィルターでの天王星の検出 (または非検出) を中心に配置されています。データは、ネイティブ ピクセル方向で表示されます。
2.3 測光
ストライプ除去後、半径が 1 から 8 ピクセルの範囲のアパーチャを 0.5 ピクセル刻みでテストして、測光に必要な最小アパーチャ サイズを決定しました。アパーチャ範囲全体にわたって、天王星を含むいくつかの点光源のフラックスを測定する曲線を生成し、必要なアパーチャ サイズのカットオフを決定しました。各フィルターにわたってアパーチャ サイズをテストして、観測の波長帯域ごとに適切なアパーチャを決定しました。アパーチャ半径は、フラックスのプラトーが始まる最小アパーチャ半径になるように選択されました。テストの結果、青、赤、NIR、および CH 4フィルターのアパーチャ半径はそれぞれ 2.5、3、4、および 4 ピクセルになりました。フィルターごとに、内側のアニュラス半径は 5、6、8、および 8 ピクセル、外側のアニュラス半径は 18 ピクセルを使用しました。天王星のアパーチャ測光は、DN レベルで実行するためにphotutils.aperture_photometryルーチンを使用します(Bradley ら、2023)。
ノイズ源はポアソンノイズと読み取りノイズのみであると仮定します。ノイズ計算には、空の背景と読み取りノイズが他の唯一のノイズ源であると仮定した標準方程式を使用します（Reuter et al.、2008暗電流は無視できるノイズ源です。ゲインを使用して画像カウントを電子に変換します (58.6 e-/DN、Reuter ら)。2008) を使用し、電子空間で開口測光を実施しました。これにより、各観測の誤差を、オブジェクトと空の環状領域のピクセルあたりの電子数の平方根と読み取りノイズ (30 電子、Reuter ら) の合計として定義できるようになりました。2008）。 したがって、
err = √Ssignal+（Ssky、pix + nr^2）Aap） （１）
どこSsignal電子の物体フラックスである。SSky、pix空の環状部におけるピクセル当たりのフラックスである。
nr読み取りノイズであり、Aapはピクセル単位での開口部の面積です2。
ニューホライズンズの測光パイプラインの結果として、画像には時折負の値があります。標準的なノイズ推定を進めるために、画像の最小値を画像配列全体に追加し、対象物を囲む領域にある負の値をすべて削除しました。2023 年のデータの値の一般的な誤差は、天王星がより明るい赤フィルターと青フィルターではそれぞれ 18% ～ 32%、NIR フィルターでは 313%、MVIC が天王星からほとんどまたはまったくフラックスを受け取らないCH 4フィルターでは 318% 程度です。
天王星のMVIC測定値をカウント数（DN）から放射輝度係数（I/F）に変換するために、まず空間スケール（d）を、観測点と観測点の距離（キロメートル）で乗じて求める。
D）（表 １参照）をMVICのピクセルスケール（ミリメートル）で割ったもの（P）を焦点距離（ミリメートル）で割ったもの（L):
d = D∗ P/L （２）
天王星の半径をピクセル単位で計算しました。これは、ターゲットの半径（RT）を空間スケールで表すと、
Rpix = RT/d （３）
この場合、RTは天王星の半径に等しい。
RT 25,362 km と推定され、これは JPL Horizons データベース1 で示されている天王星の平均半径である(Archinal et al.,2018天王星の面積はピクセル単位で次のように表されます。
Apix = πRpix^2 （4）
放射輝度を計算するために、まずターゲットのフラックスを計算しました（Fフィル) は観測のカウントレートとキャリブレーションに依存するキーワードから得られます。
Fフィル= c/Ru、フィル （５）
どこc開口測光から得られたカウントを観測の露出時間で割った値を表し、単位はDN s^-1であり、
Ru、フィルはMVICのキャリブレーションに依存するキーワードです。このキーワードは、カルコシュカ（1998)。私たちは天王星に対して計算された拡張ソースキーワードを使用しました。単位は DN s^-1 / (erg s^-1 cm^-2 Å^-1 sr^-1 ) です。MVIC キーワードの詳細については、Howett ら (2017)。
ターゲットが占める全立体角を考慮するために、得られたフラックスを次のように分割した。
Fフィル、式4のピクセル単位のターゲット領域によって ：
Iフィル=Fフィル/Apix （6）
最後に、次の式を使用して各フィルターの I/F を計算しました。
I/F = πIフィルr^2 / F☉ （７）
どこrは目標の太陽中心からの距離（AU単位）であり、F☉は、観測フィルターにおける 1 AU での太陽放射量であり、太陽スペクトルを MVIC フィルター透過曲線と畳み込むことによって計算されます。ここで使用される太陽基準スペクトルは、Colina et al. (1996)。
2.4 ハッブルサポートイメージング
図3:ハッブル宇宙望遠鏡は、2023 年 9 月 17 日に GO17294 プログラムの一環として、F845M、F657N、F467M フィルターを使用して撮影しました。各フレームには、おおよその画像 UTC 開始時刻がリストされています (最も近い分に切り捨てられています)。また、F845M および F657N 画像には、雲の特徴を強調するためにアンシャープ マスクが適用されています。ハッブル宇宙望遠鏡の画像は、天の北が上を向くように、本来のピクセル方向から回転されています (左下隅の矢印で示されているように)。
ハッブル宇宙望遠鏡による天王星の観測は、2023年9月17日06:54 UTCから2023年9月18日21:34 UTCの間に、外惑星大気遺産（OPAL）プログラムの一環として行われた（サイモンら、2015）これらの観測は、7つのフィルター（〜OPALは、ニューホライズンズの観測に低位相角の光度曲線とコンテキスト画像を提供する。OPALが使用するハッブル広視野カメラ3（WFC3）フィルターは狭帯域および中帯域の通過フィルターであり、MVICフィルターと完全に一致するものはない。MVIC観測と最もよく重なるWFC3フィルターは、F467M（〜458-478 nm)、F657N (〜651-663 nm）、F845M（〜ハッブル宇宙望遠鏡によるメタンバンド観測は行われたが、MVIC が使用する 889 nm バンドではなく、619 nm および 727 nm フィルターが使用された。
ハッブル画像は、Simon らが説明したように、標準のキャリブレーション パイプライン、パイプライン後の宇宙線クリーニング、およびフリンジ除去を使用して処理されます。(2015)。画像は反復的なリムフィッティング手順を使用してナビゲートされ、各画像ヘッダーの測光変換値、バンドパスの太陽フラックス、および惑星の太陽中心範囲を使用してI / Fに変換されます。フラックスの較正は約2％の精度ですが、測光安定性は〜0.5% (Calamida et al.,2022)。その後、画像はマッピングされ、一般にアクセス可能な世界地図が作成されます ( https://archive.stsci.edu/hlsp/opal ; Simon2015）。時間範囲は粗いものの、個々のフルディスクビューから光度曲線を取得できます。
2023年9月のデータセットでは、天王星のおおよそのディスク平均I/Fは、F467M、F657N、F845Mフィルターでそれぞれ0.53、0.33、0.07で、不確実性は2%でした（図 1を参照）。ディスクは青色の波長では特徴がなく、極冠は赤色と赤外線の波長でより顕著になります（図 3を参照）。極冠の近くには小さな明るい特徴が見られ、特にF845Mフィルターで目立ちます。しかし、ディスク平均輝度は、どのフィルターでも、天王星の2回の自転にわたって、測光精度を超える変化を示しませんでした。〜0.5%。したがって、ニューホライズンズの測定は、天王星のどの経度が見えたかによって影響を受けることはないはずです。
2.5 コミュニティの観察
図4:地上コミュニティ オブザーバー キャンペーンから提出されたサンプル画像です。一部の画像は他の画像よりも処理が重ねられ、一部の画像は連夜で提出されました。すべての画像は、オブザーバーが提出したネイティブ ピクセルの方向で表示されます。観測は、世界中の 12 ～ 16 インチ口径の望遠鏡から可視光線と近赤外線の両方で収集されました。このキャンペーンに画像を提出し、提出物に名前を記入した個人のリストは、謝辞セクションに記載されています。一部の画像は、観測者を特定できないまま受け取られましたが、観測の詳細は提供されました。ご協力いただいたすべての方に心より感謝いたします。
一般の人々にミッションと観測に参加してもらうため、ニューホライズンズとハッブルの観測の時期に地上キャンペーンを組織しました。私たちは、宇宙船の観測前、観測中、観測後に天王星と海王星を観察し、その観察結果をFacebookやXに投稿するか、filerequestpro.comでホストしているリポジトリにアップロードするよう個人に依頼しました。
〜
オーストリア、オーストラリア、カナダ、ギリシャ、イタリア、ポルトガル、米国のさまざまな場所を含む世界中から 100 枚の画像が提出されました (一部は画像シリーズ)。画像には、直径 12 ～ 16 インチの望遠鏡で撮影した可視光および赤外線波長のデータが 7 月中旬から 2023 年末まで含まれていました。図4 はサンプル画像を示しています。キャンペーンの主な目的は、これらの惑星の長期的な雲のパターンのヒントを探すことでした。これは、探査機のデータセットを解釈するためのコンテキストを提供するのに役立つ可能性があります。コミュニティの観測の一部は、天王星のディスクを解像し、極構造を捉えることができ、時間の経過に伴う大気のダイナミクスを垣間見ることができます。
3 結果
表1:観察表
注意: 非検出の場合 (NIR フィルターや CH 4フィルターなど)、I/F 値に 1 シグマの上限を設定しています。
図5:各 MVIC フィルターのサブ観測者経度の関数としての I/F。2023 年のデータは円で、2019 年のデータはダイヤモンドで、2010 年のデータはプラス記号で示されています。エラー バーは 1 シグマです。非検出の場合 (NIR フィルターや CH 4フィルターなど) は、1 シグマの上限を示します。I/F 値は 、観測の詳細とともに表1にも記載されています。
図6:カルコシュカと比較したNH/MVIC I/Fの予想値と観測値（1998) (K98) 幾何アルベドスペクトルを位相にスケールしたもの
α=43.9°そしてα=53.4°ランバート位相関数を用いて計算した。四角は、NH/MVICの期待値を示し、
43.9°MVICフィルターによるアルベドスペクトル。NH/MVIC観測は、円（2023スキャン）、ダイヤモンド（2019スキャン）、プラス記号（2010スキャン）でプロットされています。水平線は、青、赤、NIR、およびCH 4フィルターの帯域幅を示しています。HST/WFC3サポートイメージングからのディスク平均I/Fデータも、位相にスケーリングされています。
43.9°ランバート位相関数を使用しており、比較のために三角形で示されています。
各フィルターとスキャンで得られた I/F を表1に示します 。ニューホライズンズが測定した天王星のフラックスは、サブオブザーバーの経度の関数としてわずかな変動を示します。最も大きな変動は、天王星が最も明るい青色フィルターで見られます。図 5 は、6 つのスキャンのそれぞれと 4 つの MVIC フィルターすべてにわたる I/F 値を経度の関数として示しています。経度と緯度は JPL Horizons 2から取得されています。2023 年の観測は、惑星のほぼ 1 回転 (17.2 時間) に及ぶ約 14 時間にわたって行われました。変動は、天王星からの信号も減少する赤色、NIR、および CH 4フィルターでは大幅に少なくなります。2010 年と 2019 年の観測では、天王星の近傍で 2 つの追加測定値が提供されます。
〜150°観測者サブ経度範囲。これらの測定値は 2023 年の観測と一致しており、2010 年から 2023 年の間に大きな変動は見られません。
MVIC観測は、図 6に天王星のスペクトルに対してプロットされています。位相角43.9°の天王星のスペクトルは黒で示されています。私たちは、ランバート位相関数を全位相スペクトルに適用することで、位相角43.9°の天王星の幾何学的アルベドスペクトルを近似しました。全位相スペクトルは、カルコシュカ（1998)。また、ランバート位相関数によって 52.4° に近似されたアルベドスペクトルを黒の破線でプロットしました。MVIC 測光点は、Karkoschka (1998)スペクトルを MVIC のフィルターで畳み込んだものです。比較のために、ハッブル サポート イメージングからのおおよそのディスク平均 I/F もプロットされています。
4 議論
ハッブル宇宙望遠鏡とアマチュア天王星観測では、惑星の極冠に特徴がほとんど見られなかったが、これらの画像のディスク積分輝度は、基本的に位相角ゼロでの自転中に天王星のフラックスに統計的な変動がないことを示唆している。図 5で、I/Fの経度方向の統計的に有意な変動を調べることができる。青色のデータポイントを、最もよく合う平坦な線（I/F≈0.33）で、すべてのデータポイントが1以内であることがわかります。
σ赤いデータポイントはすべて約2の範囲内にあります
σ最も適合する平坦な線（I/F ≈ 0.11）。追加の回転により、F845Mフィルターの極煙霧キャップ付近に見られる明るい特徴など、変動が存在する場合、変動をより確実に検出できた可能性があります。この特徴は東経約64度にあり、2023年の最初のMVICスキャンでキャプチャされた可能性があります。
図6に見られるように 、データは、高位相角の天王星が、特に良好な信号が得られる青と赤のフィルターで、ランバート位相曲線によって予測されるよりもすでに暗いことを示しています。NIR フィルターと CH 4フィルターでの天王星の信号は小さすぎて、統計的に有意なことは何も言えません。
天王星のこれまでの高位相角観測は、ボイジャー1号と2号の宇宙船に搭載されたカメラとIRIS装置によって行われた。観測は位相角26°から107°の間で行われたが、データは波長範囲が限られており、天王星の南半球の夏至の間に行われた。ニューホライズンズのデータは、比較的新しい補完的なデータであり、異なる波長セット、より較正された装置、異なる季節（北半球の冬至に近づく）で提供される。これらのデータは、以前のボイジャーの観測（例えば、ウェンケルト2023) と低位相角のハッブル宇宙望遠鏡と地上からの観測は、天王星の大気の時間的変動を評価するために使用でき、さらに重要なことに、天王星探査機と探査機のミッションに先立って、天王星のアルベドとエネルギー予算をより適切に制限できるようになります(米国科学、工学、医学アカデミー、2023)。
これらの観測の過程で、まだ十分に研究されていない衛星や小天体が天王星を通過したように見えましたが、それらの明るさ、位相関数、方向は不明です。しかし、それらが測定されたフラックスに与えた影響を推定することはできます。たとえば、ティタニアが完全に暗かったと仮定すると (つまり、追加のフラックスがなかったと仮定すると)、フラックスは約 0.1% 減少し、データの精度を下回ります。さらに、私たちの開口部の背景に星が落ちたとは予測されていません。
将来の宇宙望遠鏡 - ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡（ローマン）とそのコロナグラフ装置（メネソン他、2020）およびハビタブルワールド観測所（米国科学工学医学アカデミー、2021)は、反射光で惑星を直接撮影し、その大気の特性を分析することを可能にします。これらの将来の天文台で収集されるデータを完全に理解するには、惑星の時間変動を理解することが重要です。太陽系外惑星の観測は時間的なスナップショットを提供するだけですが、これらの天体は自転と公転周期の過程で動的かつ変化します。さらに、機器の制約により、完全な位相またはそれに近い位相でそれらを撮影することはできません。したがって、将来の観測と比較するための基準測定値を提供するには、天王星などの太陽系の近隣惑星を使用する必要があります。
5 結論
ここでは、ニューホライズンズが2023年9月に位相角43.9°、2019年9月に位相角52.4°、2010年6月に位相角44.0°で観測した天王星のスナップショットを紹介します。400～910 nmの波長範囲にわたる4つのカラーフィルターで8回のスキャンを分析しました。2023年からの天王星の1回の自転では、特徴の存在を確実に検出することはできませんが、HSTとアマチュアの両方からのサポート画像では、ニューホライズンズの観測時に特徴はほとんど存在していなかったことが示唆されています。ニューホライズンズのデータの反射率の変動は、測定値の予想されるエラーバーよりも小さいです。
天王星のケースは、太陽系外惑星の科学者にとって興味深い問題を提起しています。太陽系外惑星について、直接撮像観測を一度だけ行ってもほとんど何もわからないからです。ローマのコロナグラフ装置やハビタブルワールド観測衛星などのミッションは、初めて、さまざまな形状、惑星と恒星の間隔、位相角で、反射光で惑星を撮像します。氷の巨星サイズの太陽系外惑星は、銀河系で最も多く存在することが判明しています(Fulton & Petigura、2018つまり、直接撮影された太陽系外惑星のスペクトルを解釈するために使用される大気モデルに情報を提供するには、あらゆる位相角での太陽系の観測を活用することが重要です。
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