ルーシーミッションのターゲットとはかぶってないけど、基本的に太陽系外縁天体が太陽に近づいて来たところを木星の重力で捕まえた集団の性質を明らかにしようとしている。以下、機械翻訳。
木星トロヤ群 の形状モデルとスピン状態：ストリーミング不安定形成シナリオのテスト
概要
木星トロヤ群 (JT) の起源に関する有力な理論は、JT がラグランジュ点近くの軌道に捕らえられたと仮定しています。
巨大惑星の初期再構成中の木星の様子。 大部分の JT の自然発生源地域は次のようになります。
巨大な海王星以遠円盤で誕生した微惑星の集団。 true の場合、JT は最もアクセスしやすい安定した集団を表します。
太陽系の外側領域で形成された小さな太陽系天体。 この作業のために、測光データセットを編集しました
約 1000 個の JT を対象に、その形状とスピン状態を評価するために凸型反転技術を適用しました。 満額取得しました
79 個の JT のソリューション、および追加の 31 個の JT の部分ソリューション。 観察された極傾斜度の分布が次のことを発見しました。
JT の割合は、形成の主なメカニズムであるストリーミングの不安定性からの予想とほぼ一致しています。
海王星横断円盤内の微惑星の様子。 観測されたJTの極分布は、順行と逆行の方がわずかに小さい
非対称（過剰な斜度 > 130°） 既存のストリーミング不安定性シミュレーションから予想されるものよりも優れています。 ただし、これは
この矛盾は、形成後の衝突活動の影響によっておそらく調整できる可能性があります。 の数値シミュレーション
捕捉後のスピンの進化は、JT の極分布が次のような動的プロセスに大きな影響を受けないことを示しています。
共鳴における離心率励起、惑星との接近遭遇、または非重力力の影響。 ただし、いくつかの JT
自転極の緯度の大きな変動を示し、順行回転と逆行回転カテゴリーの間で一時的に移行することさえあります。
キーワード。 小惑星、小惑星: 木星トロヤ群 – 調査 – 方法: 観測 – 方法: データ分析
木星トロヤ群 の形状モデルとスピン状態：ストリーミング不安定形成シナリオのテスト
概要
木星トロヤ群 (JT) の起源に関する有力な理論は、JT がラグランジュ点近くの軌道に捕らえられたと仮定しています。
巨大惑星の初期再構成中の木星の様子。 大部分の JT の自然発生源地域は次のようになります。
巨大な海王星以遠円盤で誕生した微惑星の集団。 true の場合、JT は最もアクセスしやすい安定した集団を表します。
太陽系の外側領域で形成された小さな太陽系天体。 この作業のために、測光データセットを編集しました
約 1000 個の JT を対象に、その形状とスピン状態を評価するために凸型反転技術を適用しました。 満額取得しました
79 個の JT のソリューション、および追加の 31 個の JT の部分ソリューション。 観察された極傾斜度の分布が次のことを発見しました。
JT の割合は、形成の主なメカニズムであるストリーミングの不安定性からの予想とほぼ一致しています。
海王星横断円盤内の微惑星の様子。 観測されたJTの極分布は、順行と逆行の方がわずかに小さい
非対称（過剰な斜度 > 130°） 既存のストリーミング不安定性シミュレーションから予想されるものよりも優れています。 ただし、これは
この矛盾は、形成後の衝突活動の影響によっておそらく調整できる可能性があります。 の数値シミュレーション
捕捉後のスピンの進化は、JT の極分布が次のような動的プロセスに大きな影響を受けないことを示しています。
共鳴における離心率励起、惑星との接近遭遇、または非重力力の影響。 ただし、いくつかの JT
自転極の緯度の大きな変動を示し、順行回転と逆行回転カテゴリーの間で一時的に移行することさえあります。
キーワード。 小惑星、小惑星: 木星トロヤ群 – 調査 – 方法: 観測 – 方法: データ分析
1. はじめに
木星トロヤ群 (JT) は、木星と共軌道を周回する小天体です。
ラグランジュ点 L4 と L5 の近くにあります。 先頭の L4 点の周囲にある物体は、一般に次のように呼ばれます。
ギリシャのキャンプ（または氏族またはグループ）、後続の近くの人々
L5 ポイントはトロイの木馬キャンプと呼ばれます。 現在に関しては
ギリシャ人とトロイの木馬の既知の人口をこの研究で採用します
の軌道分類フラグによって識別される JT のリスト
MPC Orbit (MPCORB) データベース1。
JT の起源は未解決の問題のままです。 現在、
有力な理論では、JTが軌道に捕らえられたと仮定している
の初期再構成中のラグランジュ点付近
巨大な惑星 (Morbidelli et al. 2005; Nesvorný et al. 2013)。
大部分の JT の自然発生源地域は次のようになります。
巨大な太陽系外縁円盤で生まれた微惑星の集団です。 その結果、JT は現在観測されている太陽系外縁天体 (TNO) の物理的性質を共有する必要があります。
彗星や巨大惑星の不規則衛星も同様です。 他の理論は惑星再構成への関与を避けている
JT が木星と接近するために現在の場所で形成されたと仮定する (Marzari et al. 2002 のレビューを参照; Emery
他。 2015）、または木星の共軌道帯で生まれ、その初期の内向き移動に同行した（Pirani et al. 2019）。 この中で
この論文では、他のいくつかの証拠がこの仮説を裏付けるため、JT の捕捉モデルをベースライン仮説として採用します。
巨大惑星はある時期に激しい不安定性を経験したという見方
太陽系進化の初期の瞬間 (例: Nesvorný を参照)2018）。
いずれにせよ、JT の物理的特性を研究することは重要です。JT の起源とその起源に関するさまざまな理論をテストする方法は明白です。
最終的には、どちらの理論が観察された証拠により一致しているかを決定します。 実際、これは私たちの主要な目標の 1 つでもあります。
仕事。
これまでの物理学的研究により、興味深いことがすでに明らかになっている
JT のプロパティ。 たとえば、可視スペクトルと近赤外スペクトルの分析では、色の二峰性が存在することが示唆されました。
JT の人口 (例、Emery et al. 2011; Wong & Brown 2016):体の大部分はいわゆるレッド (D タイプ) に属し、
赤色 (P タイプ) グループが少なくなります。 この色の二峰性は、JT と彗星のスペクトル特性間の関係を示唆しています。
そしてTNO。 一方、C 型ボディは、JT 人口の約 10%、たとえば、
最大の衝突 JT ファミリーであるエウリュベーテスは、スペクトル的には原始的な外側小惑星帯またはサイベレ群天体により類似している
(Fornasier et al. 2007; De Luise et al. 2010)。
私たちの仕事に密接に関連して、私たちは重要なことに注目します。
以来、JT の回転率に関する大量のデータが収集されました。
1980 年代 (Barucci et al. 2002; Emery et al. 2015 のレビューを参照)。
これらの初期の研究からのヒントが最近確認され、
ケプラーによる宇宙からの観測の分析によって拡張
トランジット系外惑星探査衛星 (TESS) および専用
大型の地上機器を使用した調査プログラム（例：Sz abó et al. 2016; Ryan et al. 2017; Kalup et al. 2021; Chang
他。 2021）。 これらの研究では、(i) ゆっくりと回転する物体が過剰に存在していること (おそらくは別々の個体群が存在することもある)、および (ii) 存在していることが判明しました。
回転周期のサイズに依存する下限は次のようになります。
小さいJTは4時間近くまで短い周期に達する可能性がありますが、大きい場合は
JT では、この制限が 5 時間近くになる傾向があります。 後者は、特徴的なかさ密度を持つ JT の瓦礫の山構造≃ 0.9 g / cm^3
、および小規模な JT に対する Yarkovsky-O’Keefe Radzievski-Paddack (YORP) 効果の新たな役割 (例、Vokrouh lický et al. 2015)。 異常にゆっくりと回転する人口
JT は、私たちの仕事の文脈において興味深いものです。
トロヤ群の間で捕獲された、潮流的に進化したバイナリ プランのエテシマルからのバインドされていないコンポーネントにリンクされています (Nesvorný et al. 2020)。
回転速度に関する大量のデータが存在しますが、
JT は収集および分析されていますが、現在ではさらに少なくなります。
スピン状態の完全な特徴付けについては知られている
(つまり、回転速度と極の方向)。 ここでこれを埋めることを目指します
回転状態プロパティを導出することで欠落している情報を得る
多くの JT は凸形状です。 特に私たちが興味を持っているのは、軌道に対して回転軸の方向
平面 – 極の傾き。 このパラメータはオブジェクトの
動的な歴史であり、集団の起源を説明することを目的としたさまざまな理論を制約するのに役立つ可能性があります。
私たちの論文は次のように構成されています。 我々は、さまざまな情報源から利用可能な光学測光データ (セクション 2) を収集し、凸反転法 (Kaasalinen et al.) を使用してそれらを分析しました。
2001年; Kaasalainen & Torppa 2001) Hanuš らの計画に若干の調整を加えたものです。 (2021) (第 3 節)。 私たちは
導出された物理的特性はセクションに記載されています。 4. JT のキャプチャ モデルを採用し、数値シミュレーションも実行しました。
(i) JT のソース集団であると想定される微惑星集団の元のスピン分布にアクセスする (セクション 5)。
(ii) JT の捕捉後のスピン進化を推定します (セクション 6)。
最後に、セクション 2 で調査結果について説明します。 7 そして作業を終了します
セクションで 8.
図 1. 利用可能なすべての疎なデータセットの平均輝度の関数としての RMS 値。 赤い曲線は、定義されたデータへの適合を表します。
式の二次近似 (および定数部分) (1)。
図 2. L5 JT の回転周波数領域のピリオドグラム
(1870) グラウコス。 黒い線は試運転上の最小値を結んでいます
すべてのローカル RMS 値を固定回転周期でサンプリングしますが、ウォーキングします。
モデルの他のすべてのパラメータを通じて。 青い水平線は、式 1 で定義された RMS しきい値を示します。 (4)、オレンジ色の縦が
線は、最適な恒星自転周期を表します。
図 3. JT のスピンベクトル分布 (左パネル) と比較のためのサイズ > 50 km のメインベルト小惑星のスピンベクトル分布 (右パネル)。 MBAのスピンベクトル
DAMIT データベースから取得されます。 考えられる 2 つの極解が存在する場合、通常は ≃ 180° 離れています。
経度では両方をプロットします。 JTの2つの陣営を代表するL4とL5。
図 4. さまざまな集団内のスピン傾斜角と極黄道緯度。 左のパネル: JT の傾斜額の累積分布 (オレンジ色)
ストリーミング不安定性 (SI) モデルのシミュレーションで得られた微惑星 (青)。 オレンジ色の太い線は公称値に対応します。
オレンジ色の細い線は、ブートストラップされた測光データセットに基づくスピン状態を表します。 SI のスピンは次のとおりです。
≃ 75% で主に順行し、傾斜率 ε < 90°
。 また、ランダムに配向されたスピン (赤) の累積分布もプロットします。
大規模 MBA (緑色、DAMIT から採用されたスピン状態)。 右のパネル: 同じですが、今度は自転の傾きの代わりに回転極の黄道緯度が表示されます。
7. ディスカッション
形状モデルを備えた JT の軸比は正式に互換性があります
b'/c'そして互換性がありません a'/b'
大型の人口(直径 > 30 km) MBA。 JT には球形に近いものが少なく、より多くのものが含まれています
MBAのサンプルよりも細長い体。 ただし、JT に関してはいくつかの注意点があります。 すなわち、(i) オブジェクトの数は MBA に比べてかなり少ない (90 対 218)、
(ii) 軸比の不確実性が大きい場合、形状モデルは限られた測光データセットに基づいており、
一般に、c 次元に関しては、(iii) サンプルはより大きな振幅を持つオブジェクトに偏っているため、見逃してしまう可能性が高くなります。
（偏球）回転楕円体。 したがって、かどうかを結論付けるのは困難です。
形状は確かに 2 つの集団内で類似しています。
ここでの未解決の問題は、扁平回転楕円体が優勢であるかどうかです。
JT 人口。衝突が発生して以来、衝突の重要性が低下していることを示している可能性があります。 私たちのサンプルには多くの人がいませんが、これは MBA に共通する性質です。 ただし、メインベルトのバイアスに関する重要な教訓はすでに学んでいます。
扁平回転楕円体について。 つい最近になって、シェイプモデルが登場しました。
または、(10) ハイギエア、(31) ユーフロシン、(324) バム・ベルガ、または (702) インターアムニアの大型小惑星は、円盤分解能のおかげで導き出されました。
8 メートルクラスの超大型望遠鏡に取り付けられた高解像度 SPHERE 装置からの画像 (Vernazza et al. 2020;ヤンら。 2020年; ヴェルナッツァら。 2021年; ハヌシュら。 2020年）。 全て
これらの小惑星は扁平回転楕円体と一致する形状をしています。光学測光のみを使用する前に導出されていない
(したがって、以前の凸形状モデルはありません)。 このような物体の形状を導き出すことの難しさは、おそらく JT にも当てはまります。
良い。
私たちの研究では、観察された JT の物理的特性が予測に基づいた物理的特性と一致するかどうかをテストすることに焦点を当てています。
現在最も受け入れられるフォーメーションシナリオ - へのキャプチャ
現在の軌道は木星のラグランジュ点付近にあります。
巨大な海王星横断円盤で誕生した惑星イマルからの巨大惑星の初期の再構成。 数値
主要なメカニズムであるストリーミングの不安定性のシミュレーション
微惑星形成については、スピン傾斜分布と順行回転子の数と逆行回転子の数の比率を予測します。 どちらの予測も、観察された特性の関係によってテスト可能です。 流れの不安定性は、順行回転子の割合が私たちが観測したよりも若干大きいことを予測します (75% 対 60%)。 ただし、これは、たとえば、(i) キャプチャ前の衝突進化による部分的なランダム化、または (ii)
衝突と軌道の進化を捕捉した後。 私たちがモデル化したのは、
後者のメカニズムはセクションにあります。 6、それが責任を負う可能性があることを示しました
順行回転子の若干の減少のため。
セクションで 5 では、D > 25 km の微惑星のみを考慮します。
この限界は H の絶対等級に相当します 〜 12 等
(幾何学的可視アルベドが pV = 0.05 であると仮定)。 したがって、私たちは
極傾斜の解析のために、JT サンプルを H ≤ 12 mag の天体に限定します。 この制限には都合よく除外されるものもあります。
傾斜がYORP熱の影響を受ける可能性のある物体
力。 YORP は、MBA よりも JT の方が弱いですが、太陽からの距離の差、太陽の大きさ
重要度は 2 つの母集団でほぼ同じです。 これ
これは、JT が同様のサイズの MBA よりも衝突寿命が大幅に長いためです。 以下の JT を考慮すると、
スピンベクトル解析における 〜 25 km は、それらのスピンベクトルがYORPで大幅に進化する可能性があるため、私たちの解釈に影響を与える可能性があります。
図 4 では、JT を含むいくつかの集団の傾斜度分布と、予測に基づく予測の傾斜度分布を比較しています。
ストリーミング不安定性 (SI) について。 JT の傾斜分布
視覚的には SI 分布に最もよく一致しているように見えますが、K-S 検定は 2 つの分布が一致するという仮説を支持していません。
サンプルは同じ分布から抽出されます (p 値 = 0.015)。
実際、JT には 50°– 70°の範囲に傾斜があるメンバーが不足しています。
さらに多くの逆行天体が含まれています。 前に議論したように、
いくつかの動的プロセスが分布に影響を与える可能性があります。 さらに、観察バイアスも存在するはずです。 かたち
スピン解は凸反転法によって導出されます。
そしてそれはHanušらによって示されました。 (2011) 0 に近い傾斜を持つオブジェクト
および180°
傾きが 90 に近い物体よりもうまく導出されます。
、つまり30〜40％でもです。 これは
なぜなら、前者の天体にはポールオン観測ジオメトリが欠けており、ノイズ散乱に匹敵する10の低振幅の輝度変化しか提供されないからです。 観察されたものを修正することで、
このバイアスに基づいて傾斜分布を作成すると、より多くのオブジェクトが得られます。
中間価値の負債であるため、
SI分布。 ただし、逆行回転子が過剰になると、
まだ存在します。 興味深いことに、JT と大きなメインベルトの傾斜
小惑星が最も似ています（ただし、継続的)、KS 検定の p 値 = 0.02。 主な違いは小さな傾斜の場合です
(ε <50°）。
観察された JT 傾斜のサンプルはまだかなりのものですが、
小さい、予測されたストリーミングの不安定性との比較
傾斜角は、この形成シナリオが観察された JT の特性と一致する可能性があることを示唆しています。 主な問題は、
ε > 130 の逆行回転子が過剰に存在する。
8. 結論
JT の物理的特性を導き出すことは、さまざまな障害があるため困難です。観測する幾何学的形状ははるかにゆっくりと変化します。
MBA よりも位相角 (つまり、太陽、小惑星と地球の角度) がわずか数度までに制限されます。 彼らからの大きな距離
地球はアルベドが低いため、かなり暗くなります。
少なくともメートルクラスの望遠鏡がアクセスできる天体。 したがって、
彼らの測光機能は乏しく、多くの場合、大きな不確実性の関係によって影響を受けます。 それにもかかわらず、現在利用可能な測光データセットは
数十の JT の物理的特性評価にうまく使用できます。
〜1000 JTの光学データセットを分析することにより、次のことが得られました。
79 のケースにおけるスピン状態と形状の解 (セクション 4)。 私たちはそれを発見しました
JT の極傾斜角/緯度の観測された分布
これは、現在、海王星横断における微惑星形成の主要なメカニズムと考えられているストリーミング不安定性 (セクション 5) からの予想とほぼ一致しています。
ディスク。 観測されたJTの緯度/傾斜分布はわずかに異なります。
順行/逆行の非対称性が小さい (過剰な斜線)> 130°) 既存のストリーミング不安定性シミュレーションから予想されるものよりも優れています。 ただし、この不一致は、形成後の衝突活動の影響によっておそらく調整できます。
捕捉後のスピン進化の数値シミュレーション
秒 6 は、JT の極分布がそれほど大きくないことを示しています
共鳴における離心率励起、惑星との接近遭遇、または影響などの動的プロセスの影響を受ける
非重力の力。 ただし、いくつかのJTは自転極の緯度に大きな変動を示し、一時的に発生する可能性もあります。
順行回転カテゴリーと逆行回転カテゴリーの間の移行。
より正確で、より速い頻度で、より高い調査として
限られた規模の調査がすでに確立された調査を代替または補完することで、より優れたデータが利用可能になります。 これ
スピン状態解の数の増加につながります
JT 内での重要性が高まるはずです。
結果が得られ、さまざまな内部の隠れた依存関係が明らかになる可能性があります。
JT の物理的特性。 理想的には、統計サンプルが大きいほど、
説明することを目的とした理論モデルをさらに制約する必要がある
JT人口の起源。
JT も恒星掩蔽の標的となることが多い
ハンター – イベント予測はかなり正確になり、
多くの肯定的な検出により、軌道暦がさらに改善されます。
したがって、将来の恒星掩蔽の予測になります。 凸形状モデル、
恒星掩蔽プロファイルと組み合わせることで、直接的な情報を提供できます。
寸法、体積、そして最終的にはかさの測定
正確な質量推定値が利用可能な場合は密度（システム多重度などから）。 掩蔽測定は、軸比の信頼できる推定値も提供します。これは、次のことを評価するのに役立ちます。
JT の形状は MBA の形状と似ています。
JT の物性に関する遠隔的な研究
私たちのサポートは、
Lucy ミッションによるいくつかの JT (Levison et al. 2021)。 ただ、
両方のアプローチを組み合わせると、最も完全な結果が得られます
JT 人口を理解し、適切にモデル化されていれば、海王星以遠人口も。
謝辞。 JH と JD の活動はチェコの支援を受けています。
助成金 22-17783S および Erasmus+ プログラムによる科学財団
欧州連合の認可番号 2020-1-CZ01-KA203-078200 に基づく。 の
DV の研究は、助成金を通じてチェコ科学財団によって支援されています。
21-11058S。 ソポト天文研究所での V. ベニシェクによる観測研究
セルビアの天文台は、シューメーカー NEO 助成金の好意で支援されました。
2017 年と 2021 年の惑星協会の活動に協力しました。PP の活動はサポートされました
NASA Solar System Workings 賞番号 80NSSC21K0153 を通じて。 これ
研究では、小惑星物理特性カタログ (MP3C) が使用されました。
コートダジュール天文台と IMCCE の Miriade VO ツール。 感謝します
小惑星のデータを提供してくれたローウェル天文台のブライアン・A・スキフ
(5209) 1989 CW1。 この研究では、小惑星地球衝突最終警報システム (ATLAS) プロジェクトからのデータが利用されています。 ATLAS は主に検索に資金提供されています
NASA 助成金 NN12AR55G、80NSSC18K0284 による地球近傍小惑星の研究
および80NSSC18K1575。 NEO 探索の副産物には、調査地域からの画像やカタログ ログが含まれます。 ATLASのサイエンス製品が実現しました
ハワイ大学天文学研究所の貢献により、クイーンズ大学ベルファスト、宇宙望遠鏡科学研究所、南部
アフリカ天文台 (SAAO)、およびチリのミレニアム天体物理学研究所 (MAS)。 をご利用いただいた査読者に感謝いたします。
原稿のレビューに必要な時間と労力。 皆様に心より感謝申し上げます
貴重なご意見やご提案は、品質の向上に役立ちました。
原稿。
木星トロヤ群 (JT) は、木星と共軌道を周回する小天体です。
ラグランジュ点 L4 と L5 の近くにあります。 先頭の L4 点の周囲にある物体は、一般に次のように呼ばれます。
ギリシャのキャンプ（または氏族またはグループ）、後続の近くの人々
L5 ポイントはトロイの木馬キャンプと呼ばれます。 現在に関しては
ギリシャ人とトロイの木馬の既知の人口をこの研究で採用します
の軌道分類フラグによって識別される JT のリスト
MPC Orbit (MPCORB) データベース1。
JT の起源は未解決の問題のままです。 現在、
有力な理論では、JTが軌道に捕らえられたと仮定している
の初期再構成中のラグランジュ点付近
巨大な惑星 (Morbidelli et al. 2005; Nesvorný et al. 2013)。
大部分の JT の自然発生源地域は次のようになります。
巨大な太陽系外縁円盤で生まれた微惑星の集団です。 その結果、JT は現在観測されている太陽系外縁天体 (TNO) の物理的性質を共有する必要があります。
彗星や巨大惑星の不規則衛星も同様です。 他の理論は惑星再構成への関与を避けている
JT が木星と接近するために現在の場所で形成されたと仮定する (Marzari et al. 2002 のレビューを参照; Emery
他。 2015）、または木星の共軌道帯で生まれ、その初期の内向き移動に同行した（Pirani et al. 2019）。 この中で
この論文では、他のいくつかの証拠がこの仮説を裏付けるため、JT の捕捉モデルをベースライン仮説として採用します。
巨大惑星はある時期に激しい不安定性を経験したという見方
太陽系進化の初期の瞬間 (例: Nesvorný を参照)2018）。
いずれにせよ、JT の物理的特性を研究することは重要です。JT の起源とその起源に関するさまざまな理論をテストする方法は明白です。
最終的には、どちらの理論が観察された証拠により一致しているかを決定します。 実際、これは私たちの主要な目標の 1 つでもあります。
仕事。
これまでの物理学的研究により、興味深いことがすでに明らかになっている
JT のプロパティ。 たとえば、可視スペクトルと近赤外スペクトルの分析では、色の二峰性が存在することが示唆されました。
JT の人口 (例、Emery et al. 2011; Wong & Brown 2016):体の大部分はいわゆるレッド (D タイプ) に属し、
赤色 (P タイプ) グループが少なくなります。 この色の二峰性は、JT と彗星のスペクトル特性間の関係を示唆しています。
そしてTNO。 一方、C 型ボディは、JT 人口の約 10%、たとえば、
最大の衝突 JT ファミリーであるエウリュベーテスは、スペクトル的には原始的な外側小惑星帯またはサイベレ群天体により類似している
(Fornasier et al. 2007; De Luise et al. 2010)。
私たちの仕事に密接に関連して、私たちは重要なことに注目します。
以来、JT の回転率に関する大量のデータが収集されました。
1980 年代 (Barucci et al. 2002; Emery et al. 2015 のレビューを参照)。
これらの初期の研究からのヒントが最近確認され、
ケプラーによる宇宙からの観測の分析によって拡張
トランジット系外惑星探査衛星 (TESS) および専用
大型の地上機器を使用した調査プログラム（例：Sz abó et al. 2016; Ryan et al. 2017; Kalup et al. 2021; Chang
他。 2021）。 これらの研究では、(i) ゆっくりと回転する物体が過剰に存在していること (おそらくは別々の個体群が存在することもある)、および (ii) 存在していることが判明しました。
回転周期のサイズに依存する下限は次のようになります。
小さいJTは4時間近くまで短い周期に達する可能性がありますが、大きい場合は
JT では、この制限が 5 時間近くになる傾向があります。 後者は、特徴的なかさ密度を持つ JT の瓦礫の山構造≃ 0.9 g / cm^3
、および小規模な JT に対する Yarkovsky-O’Keefe Radzievski-Paddack (YORP) 効果の新たな役割 (例、Vokrouh lický et al. 2015)。 異常にゆっくりと回転する人口
JT は、私たちの仕事の文脈において興味深いものです。
トロヤ群の間で捕獲された、潮流的に進化したバイナリ プランのエテシマルからのバインドされていないコンポーネントにリンクされています (Nesvorný et al. 2020)。
回転速度に関する大量のデータが存在しますが、
JT は収集および分析されていますが、現在ではさらに少なくなります。
スピン状態の完全な特徴付けについては知られている
(つまり、回転速度と極の方向)。 ここでこれを埋めることを目指します
回転状態プロパティを導出することで欠落している情報を得る
多くの JT は凸形状です。 特に私たちが興味を持っているのは、軌道に対して回転軸の方向
平面 – 極の傾き。 このパラメータはオブジェクトの
動的な歴史であり、集団の起源を説明することを目的としたさまざまな理論を制約するのに役立つ可能性があります。
私たちの論文は次のように構成されています。 我々は、さまざまな情報源から利用可能な光学測光データ (セクション 2) を収集し、凸反転法 (Kaasalinen et al.) を使用してそれらを分析しました。
2001年; Kaasalainen & Torppa 2001) Hanuš らの計画に若干の調整を加えたものです。 (2021) (第 3 節)。 私たちは
導出された物理的特性はセクションに記載されています。 4. JT のキャプチャ モデルを採用し、数値シミュレーションも実行しました。
(i) JT のソース集団であると想定される微惑星集団の元のスピン分布にアクセスする (セクション 5)。
(ii) JT の捕捉後のスピン進化を推定します (セクション 6)。
最後に、セクション 2 で調査結果について説明します。 7 そして作業を終了します
セクションで 8.
図 1. 利用可能なすべての疎なデータセットの平均輝度の関数としての RMS 値。 赤い曲線は、定義されたデータへの適合を表します。
式の二次近似 (および定数部分) (1)。
図 2. L5 JT の回転周波数領域のピリオドグラム
(1870) グラウコス。 黒い線は試運転上の最小値を結んでいます
すべてのローカル RMS 値を固定回転周期でサンプリングしますが、ウォーキングします。
モデルの他のすべてのパラメータを通じて。 青い水平線は、式 1 で定義された RMS しきい値を示します。 (4)、オレンジ色の縦が
線は、最適な恒星自転周期を表します。
図 3. JT のスピンベクトル分布 (左パネル) と比較のためのサイズ > 50 km のメインベルト小惑星のスピンベクトル分布 (右パネル)。 MBAのスピンベクトル
DAMIT データベースから取得されます。 考えられる 2 つの極解が存在する場合、通常は ≃ 180° 離れています。
経度では両方をプロットします。 JTの2つの陣営を代表するL4とL5。
図 4. さまざまな集団内のスピン傾斜角と極黄道緯度。 左のパネル: JT の傾斜額の累積分布 (オレンジ色)
ストリーミング不安定性 (SI) モデルのシミュレーションで得られた微惑星 (青)。 オレンジ色の太い線は公称値に対応します。
オレンジ色の細い線は、ブートストラップされた測光データセットに基づくスピン状態を表します。 SI のスピンは次のとおりです。
≃ 75% で主に順行し、傾斜率 ε < 90°
。 また、ランダムに配向されたスピン (赤) の累積分布もプロットします。
大規模 MBA (緑色、DAMIT から採用されたスピン状態)。 右のパネル: 同じですが、今度は自転の傾きの代わりに回転極の黄道緯度が表示されます。
7. ディスカッション
形状モデルを備えた JT の軸比は正式に互換性があります
b'/c'そして互換性がありません a'/b'
大型の人口(直径 > 30 km) MBA。 JT には球形に近いものが少なく、より多くのものが含まれています
MBAのサンプルよりも細長い体。 ただし、JT に関してはいくつかの注意点があります。 すなわち、(i) オブジェクトの数は MBA に比べてかなり少ない (90 対 218)、
(ii) 軸比の不確実性が大きい場合、形状モデルは限られた測光データセットに基づいており、
一般に、c 次元に関しては、(iii) サンプルはより大きな振幅を持つオブジェクトに偏っているため、見逃してしまう可能性が高くなります。
（偏球）回転楕円体。 したがって、かどうかを結論付けるのは困難です。
形状は確かに 2 つの集団内で類似しています。
ここでの未解決の問題は、扁平回転楕円体が優勢であるかどうかです。
JT 人口。衝突が発生して以来、衝突の重要性が低下していることを示している可能性があります。 私たちのサンプルには多くの人がいませんが、これは MBA に共通する性質です。 ただし、メインベルトのバイアスに関する重要な教訓はすでに学んでいます。
扁平回転楕円体について。 つい最近になって、シェイプモデルが登場しました。
または、(10) ハイギエア、(31) ユーフロシン、(324) バム・ベルガ、または (702) インターアムニアの大型小惑星は、円盤分解能のおかげで導き出されました。
8 メートルクラスの超大型望遠鏡に取り付けられた高解像度 SPHERE 装置からの画像 (Vernazza et al. 2020;ヤンら。 2020年; ヴェルナッツァら。 2021年; ハヌシュら。 2020年）。 全て
これらの小惑星は扁平回転楕円体と一致する形状をしています。光学測光のみを使用する前に導出されていない
(したがって、以前の凸形状モデルはありません)。 このような物体の形状を導き出すことの難しさは、おそらく JT にも当てはまります。
良い。
私たちの研究では、観察された JT の物理的特性が予測に基づいた物理的特性と一致するかどうかをテストすることに焦点を当てています。
現在最も受け入れられるフォーメーションシナリオ - へのキャプチャ
現在の軌道は木星のラグランジュ点付近にあります。
巨大な海王星横断円盤で誕生した惑星イマルからの巨大惑星の初期の再構成。 数値
主要なメカニズムであるストリーミングの不安定性のシミュレーション
微惑星形成については、スピン傾斜分布と順行回転子の数と逆行回転子の数の比率を予測します。 どちらの予測も、観察された特性の関係によってテスト可能です。 流れの不安定性は、順行回転子の割合が私たちが観測したよりも若干大きいことを予測します (75% 対 60%)。 ただし、これは、たとえば、(i) キャプチャ前の衝突進化による部分的なランダム化、または (ii)
衝突と軌道の進化を捕捉した後。 私たちがモデル化したのは、
後者のメカニズムはセクションにあります。 6、それが責任を負う可能性があることを示しました
順行回転子の若干の減少のため。
セクションで 5 では、D > 25 km の微惑星のみを考慮します。
この限界は H の絶対等級に相当します 〜 12 等
(幾何学的可視アルベドが pV = 0.05 であると仮定)。 したがって、私たちは
極傾斜の解析のために、JT サンプルを H ≤ 12 mag の天体に限定します。 この制限には都合よく除外されるものもあります。
傾斜がYORP熱の影響を受ける可能性のある物体
力。 YORP は、MBA よりも JT の方が弱いですが、太陽からの距離の差、太陽の大きさ
重要度は 2 つの母集団でほぼ同じです。 これ
これは、JT が同様のサイズの MBA よりも衝突寿命が大幅に長いためです。 以下の JT を考慮すると、
スピンベクトル解析における 〜 25 km は、それらのスピンベクトルがYORPで大幅に進化する可能性があるため、私たちの解釈に影響を与える可能性があります。
図 4 では、JT を含むいくつかの集団の傾斜度分布と、予測に基づく予測の傾斜度分布を比較しています。
ストリーミング不安定性 (SI) について。 JT の傾斜分布
視覚的には SI 分布に最もよく一致しているように見えますが、K-S 検定は 2 つの分布が一致するという仮説を支持していません。
サンプルは同じ分布から抽出されます (p 値 = 0.015)。
実際、JT には 50°– 70°の範囲に傾斜があるメンバーが不足しています。
さらに多くの逆行天体が含まれています。 前に議論したように、
いくつかの動的プロセスが分布に影響を与える可能性があります。 さらに、観察バイアスも存在するはずです。 かたち
スピン解は凸反転法によって導出されます。
そしてそれはHanušらによって示されました。 (2011) 0 に近い傾斜を持つオブジェクト
および180°
傾きが 90 に近い物体よりもうまく導出されます。
、つまり30〜40％でもです。 これは
なぜなら、前者の天体にはポールオン観測ジオメトリが欠けており、ノイズ散乱に匹敵する10の低振幅の輝度変化しか提供されないからです。 観察されたものを修正することで、
このバイアスに基づいて傾斜分布を作成すると、より多くのオブジェクトが得られます。
中間価値の負債であるため、
SI分布。 ただし、逆行回転子が過剰になると、
まだ存在します。 興味深いことに、JT と大きなメインベルトの傾斜
小惑星が最も似ています（ただし、継続的)、KS 検定の p 値 = 0.02。 主な違いは小さな傾斜の場合です
(ε <50°）。
観察された JT 傾斜のサンプルはまだかなりのものですが、
小さい、予測されたストリーミングの不安定性との比較
傾斜角は、この形成シナリオが観察された JT の特性と一致する可能性があることを示唆しています。 主な問題は、
ε > 130 の逆行回転子が過剰に存在する。
8. 結論
JT の物理的特性を導き出すことは、さまざまな障害があるため困難です。観測する幾何学的形状ははるかにゆっくりと変化します。
MBA よりも位相角 (つまり、太陽、小惑星と地球の角度) がわずか数度までに制限されます。 彼らからの大きな距離
地球はアルベドが低いため、かなり暗くなります。
少なくともメートルクラスの望遠鏡がアクセスできる天体。 したがって、
彼らの測光機能は乏しく、多くの場合、大きな不確実性の関係によって影響を受けます。 それにもかかわらず、現在利用可能な測光データセットは
数十の JT の物理的特性評価にうまく使用できます。
〜1000 JTの光学データセットを分析することにより、次のことが得られました。
79 のケースにおけるスピン状態と形状の解 (セクション 4)。 私たちはそれを発見しました
JT の極傾斜角/緯度の観測された分布
これは、現在、海王星横断における微惑星形成の主要なメカニズムと考えられているストリーミング不安定性 (セクション 5) からの予想とほぼ一致しています。
ディスク。 観測されたJTの緯度/傾斜分布はわずかに異なります。
順行/逆行の非対称性が小さい (過剰な斜線)> 130°) 既存のストリーミング不安定性シミュレーションから予想されるものよりも優れています。 ただし、この不一致は、形成後の衝突活動の影響によっておそらく調整できます。
捕捉後のスピン進化の数値シミュレーション
秒 6 は、JT の極分布がそれほど大きくないことを示しています
共鳴における離心率励起、惑星との接近遭遇、または影響などの動的プロセスの影響を受ける
非重力の力。 ただし、いくつかのJTは自転極の緯度に大きな変動を示し、一時的に発生する可能性もあります。
順行回転カテゴリーと逆行回転カテゴリーの間の移行。
より正確で、より速い頻度で、より高い調査として
限られた規模の調査がすでに確立された調査を代替または補完することで、より優れたデータが利用可能になります。 これ
スピン状態解の数の増加につながります
JT 内での重要性が高まるはずです。
結果が得られ、さまざまな内部の隠れた依存関係が明らかになる可能性があります。
JT の物理的特性。 理想的には、統計サンプルが大きいほど、
説明することを目的とした理論モデルをさらに制約する必要がある
JT人口の起源。
JT も恒星掩蔽の標的となることが多い
ハンター – イベント予測はかなり正確になり、
多くの肯定的な検出により、軌道暦がさらに改善されます。
したがって、将来の恒星掩蔽の予測になります。 凸形状モデル、
恒星掩蔽プロファイルと組み合わせることで、直接的な情報を提供できます。
寸法、体積、そして最終的にはかさの測定
正確な質量推定値が利用可能な場合は密度（システム多重度などから）。 掩蔽測定は、軸比の信頼できる推定値も提供します。これは、次のことを評価するのに役立ちます。
JT の形状は MBA の形状と似ています。
JT の物性に関する遠隔的な研究
私たちのサポートは、
Lucy ミッションによるいくつかの JT (Levison et al. 2021)。 ただ、
両方のアプローチを組み合わせると、最も完全な結果が得られます
JT 人口を理解し、適切にモデル化されていれば、海王星以遠人口も。
謝辞。 JH と JD の活動はチェコの支援を受けています。
助成金 22-17783S および Erasmus+ プログラムによる科学財団
欧州連合の認可番号 2020-1-CZ01-KA203-078200 に基づく。 の
DV の研究は、助成金を通じてチェコ科学財団によって支援されています。
21-11058S。 ソポト天文研究所での V. ベニシェクによる観測研究
セルビアの天文台は、シューメーカー NEO 助成金の好意で支援されました。
2017 年と 2021 年の惑星協会の活動に協力しました。PP の活動はサポートされました
NASA Solar System Workings 賞番号 80NSSC21K0153 を通じて。 これ
研究では、小惑星物理特性カタログ (MP3C) が使用されました。
コートダジュール天文台と IMCCE の Miriade VO ツール。 感謝します
小惑星のデータを提供してくれたローウェル天文台のブライアン・A・スキフ
(5209) 1989 CW1。 この研究では、小惑星地球衝突最終警報システム (ATLAS) プロジェクトからのデータが利用されています。 ATLAS は主に検索に資金提供されています
NASA 助成金 NN12AR55G、80NSSC18K0284 による地球近傍小惑星の研究
および80NSSC18K1575。 NEO 探索の副産物には、調査地域からの画像やカタログ ログが含まれます。 ATLASのサイエンス製品が実現しました
ハワイ大学天文学研究所の貢献により、クイーンズ大学ベルファスト、宇宙望遠鏡科学研究所、南部
アフリカ天文台 (SAAO)、およびチリのミレニアム天体物理学研究所 (MAS)。 をご利用いただいた査読者に感謝いたします。
原稿のレビューに必要な時間と労力。 皆様に心より感謝申し上げます
貴重なご意見やご提案は、品質の向上に役立ちました。
原稿。
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