ケンタウルス族だけど表面の特徴は大型の外縁天体ぽいキロン。太陽系の内側に降りてきて歴史が浅い？以下、機械翻訳。
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って、活動中のケンタウルス族（2060）キロンの氷とガスの性質を明らかにする
要約
背景。(2060) キロンは大型のケンタウルス族で、遠日点通過時を含め、比較的太陽から遠い距離で複数回活動していると報告されています。活動期のキロンのコマの研究により、C≡N および CO のガス放出が検出されました。さらに、キロンは時間とともに変化する破片の円盤に囲まれています。キロンの活性化メカニズムと検出されたガス相の親分子を理解するには、まだ重要な作業が必要です。
目的。この研究では、カイロンの表面とコマの氷の研究を報告し、活動に関連する揮発性物質のスペクトル指標を探します。さらに、これらの検出がキロン、および潜在的に他のケンタウルス族の活性化メカニズムにどのように関連しているかについて説明します。
方法。2023年 7月、ジェイムズ ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) は、キロンが遠日点付近で活動しているときに観測しました。 0.97から 5.27µm までの JWST/NIRSpec スペクトルを分解能約 1000 で示し、スペクトル バンドの識別のために実験データと比較します。
結果。キロンで CO2、CO、C2H6、C3H8、C2H2 などのいくつかの揮発性氷の吸収バンドを初めて検出したことを報告します。また、非晶質状態の水氷の存在も確認しました。これらのデータから得られた重要な発見は、CH4 の蛍光発光の検出であり、この超揮発性分子を豊富に含むガス コマの存在を明らかにしました。このコマは非局所熱平衡 (非 LTE) にあることも確認されています。CO2 ガスの発光は、4.27µm の基本伸縮バンドでも検出されています。我々は、CH4 放出の存在は、低温での非晶質水氷の密度相転移による CH4 の脱着の最初の証拠であり、JWST 観測中のキロンの推定温度 (61K) と一致すると主張します。表面、コマ氷粒、またはリング物質における CH4 と CO2 の光分解および陽子照射生成物の検出も、3.5から 5.3µm の吸収特性の森によって検出されます。
キーワード。カイパーベルト天体: キロン、ケンタウルス族。技術: イメージング分光法。望遠鏡: ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡。分子氷
1. はじめに
(2060)キロン（以下キロン）は、直径約 215.6km、Vバンドの幾何学的アルベドが 0.16（Fornasier 他 2013）の大型ケンタウルス族で、8.5から 18.8au の範囲の距離で、ダスト生成または昇華の増加のエピソードに起因する部分で散発的に明るさが増しています（Tholen 1988; Marcialis & Buratti 1993; Lazzaro 他 1997）。キロンが遠日点に近づいた 2021年の最近の爆発により、明るさが少なくとも 0.6 等級増加しましたが、それ以降、明るさの点で活動レベルは 50% 以上減少しています（Dobson 他 2021; Ortiz 他 2023）。ケンタウルス族の活動は、その内部またはコマに揮発性の氷が存在することと一般的に関連していますが、まだ完全に理解されていない複雑な現象です。キロンの表面の λ < 2.2µm での分光法では、氷の含有量は明確には明らかにされていませんが、1.5µm と 2.02µm の広い吸収帯は、水氷が塵と混ざり、アルベドが低く、揮発性の氷の少ないマントルを形成していることを示唆しています (Luu ら、2000年)。対照的に、活動期のコマ内のガスの探索では、よりエキゾチックな性質が明らかになりました。Bus ら (1991年) は、太陽中心から 11.3 au の距離にある キロンで C≡N がガス放出されていることを報告し、その放出は最近の CO2 の爆発によるものだとしています。Womack と Stern (1999年) は、コマ内の C≡N が C≡N のガス放出を検出しました。
キロンのコマには近日点通過点（r = 8.5 au）に近い CO 分子が存在し、キロンの活動の原因は CO 氷の昇華であると示唆されています。2015 年、Ortiz ら (2015) は、キロンを取り囲む不均一に分布した破片のリングを発見したと報告しました。最近の観測では、その物質は非常に多様であることが示唆されています (Sickafoose ら 2023; Ortiz ら 2023) が、表面の爆発との関係は不明のままです。活動していないケンタウルス族のジェイムズ ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) の観測では、H2O、CO2、CH3OH、C≡N、OCS などの分子が検出され、表面の組成が多様であることが明らかになっています (Licandro ら 2024)。注目すべきことに、DiSCo-TNOs によって観測された太陽系外天体 (TNO) の約 55% に広く存在する CO (Pinilla-Alonso 他 2024年、De Prá 他 2024年) は、活動的なケンタウルス族では、巨大惑星領域のより高い表面温度での昇華により枯渇しています。さらに、原始惑星系円盤で一般的な軽質炭化水素 (CH4、C2H2、C2H4、C2H6 など) の検出が、1000km を超える TNO で報告されています (Emery 他 2023年)。ここでは、キロンの最後の活動爆発から約 2年後の 2023年に取得された JWST/NIRSpec スペクトル (0.97 – 5.27µm) を使用して、キロンの氷とガス種の検出について報告します。
2. 観測とデータ削減
JWST は、近赤外分光器 (NIRSpec、Jakobsen 他 2022、Böker 他 2023) の積分フィールド ユニット (IFU) を使用してキロンを観測しました。キャリブレーション パイプラインによる標準処理の後、IFU スペクトル キューブはさまざまな波長の 3 インチ四方の画像で構成され、組成と形態の両方の研究が可能になります。データは、サイクル 1 保証時間観測 (GTO) プログラム 1273
(PI: J. Lunine) の一環として取得されました。観測は、キロンが太陽から 18.771au 離れた 2023年 7月12日 UT に、3 つの格子フィルターの組み合わせ (G140M/F100LP (0.97–1.89µm)、G235M/F140LP (1.66–3.17µm)、G395M/F290LP (2.87—5.27µm)) を使用して実施されました。これらの組み合わせにより、スペクトル分解能は R ∼ 1000 になります。観測は、UT 9:25:58から 10:21:54まで行われました。各格子で 0.4秒角ずつディザリングされた 2 枚の露出画像が撮影され、合計露出時間は 2071.622 秒でした (詳細は表 A.1 を参照)。検出器のノイズ性能を最適化するために、NRSIRS2RAPID 読み出し法が使用されました。
データ処理とスペクトル抽出の方法論 (A で説明) は、GTO プログラムを通じて観測された他の最近の TNO 研究で使用されたものと同一です (詳細な説明については、Emeryら (2023) および Grundyら (2024) を参照してください)。図 1 に、キロンの反射スペクトルを示します。図 2 には、比較のために、3.3µm 領域での NIRSpec データキューブの複数の波長スライスのスタック (パネル a) と、3.29691µm での 1 つのスライス (パネル b) を含めています。
図 1: NIRSpec スペクトル範囲全体にわたる Chiron のスペクトル
平滑化バージョンが赤で重ねてプロットされています。平滑化バージョンは
10点ボックスカー平均で計算されました
図 2: (a) 3.28975 から 3.31302µm の放射ピークにおける 6つの NIRSpecスライスのスタック。キロンの核の周囲に放射が広がっていることを示しており、CH4コマを示しています。(b) CH4 ガスの放射ピーク間の 3.29691µm における個々のデータ キューブ スライスは、PSF を超えて広がっていないことを示しています (詳細についてはセクション 3.2 を参照)。(a) と (b) はどちらも同じスカイ プレーン寸法で、太陽の投影方向と速度方向が表示されています。
3. 結果
3.1. スペクトルの特徴
0.9～5.2µmの範囲内の合成スペクトルを図1に示します。2.6µm以下の連続スペクトルは、Webbで研究されたTNOとケンタウルス族の集団では珍しい青色の傾斜を示しています（Pinilla-Alonso et al. 2024; Emery et al. 2023; Grundy et al. 2024; Licandro et al. 2024）。これを JWST/NIRSpec で観測された 59 個の TNO とケンタウルス族の傾きと比較するために、0.9から 1.2µm (SIR’1) および 1.15から 2.6µm (SIR’2) の連続スペクトルの傾きを計算し、次の定義に従って 1.175µm (両方の間隔が重なる部分) で正規化しました。
この結果、SIR’1 = - 1.270 ± 0.010、SIR’2 = -1.025 ± 0.010 %/0.1µm という値が得られます。
1.5σ および 3.0σ を超える 1.5µm および 2.02µm に 2 つのバンドが検出されました (図 1 および 3a)。文献では水氷の倍音と複合バンドによるものとされているが、水氷の少ない TNO で示されているように、複雑な有機物中の –OH、–NH、–CH バンドの寄与も排除できない (Pinilla-Alonso et al. 2024)。2.6µm から 3.2µm の間の幅広い吸収 (図 3b) は、水氷または耐火物質の基本的な O–H 伸縮モードと一致しているが、この領域では N–H も寄与している可能性がある。水氷が明らかな TNO やケンタウルスで典型的に観測される 3.1µm のフレネル反射ピークがない (Pinilla-Alonso et al. 2024) ということは、存在する水氷は主に非晶質状態であることを意味する。さらに、氷天体中の結晶水氷の検出に従来使用されてきた未確認の 1.65µm バンド (図 C.2a を参照) も、この結論をさらに裏付けています。
幅広い 3µm 吸収の完全なプロファイルを分析すると、他のケンタウルス族と比較した場合のカイロンのさらなるユニークな特徴が明らかになりました (Licandro ら 2024)。図 3b および 4b に示すように、3.35µm から 3.55µm の間のバンドは、脂肪族炭化水素の –CH および –CH3 伸縮モードと結合モードによるものと考えられます。エタン (3.47、3.4、3.36µm) とプロパン (3.38、3.48µm) が最有力候補であると考えられます。比較的軽い炭化水素は、H2O と混合した CH4 を照射した後に形成されることがあります (Hudson et al. 2014; Mifsud et al. 2023)。アセチレン (C2H2) は、この波長範囲で最も活発なモードである ν1 および ν3 C-H 伸縮モードに対応する 3.1µm のディップの原因である可能性があります (Zhang et al. 2023)。注目すべきことに、エチレン (C2H4) の 3.24µm の特徴は検出されません。これらの軽い炭化水素はいずれも、これまでケンタウルス族で検出されたことはありません。λ > 3.7µm では、–CO– 分子の吸収がスペクトルの大部分を占めます (図 3c を参照)。 4.09µm での吸収と 4.2µm および 4.3µm での 2 つのピークは、TNO では観測されるがケンタウルスでは観測されない CO2 の基本的な反対称伸縮モードの一部であり、この分子の複雑な光学特性によって説明できます。4.09µm での吸収は、(De Prá et al. 2024) によって、氷の実際の屈折率が周囲の屈折率と一致するスペクトル領域での光散乱を最小限に抑えるクリスチャンセン効果によるものとされています。具体的には、(De Prá et al. 2024) は、4.27µm バンドの二重ピーク形状は、CO2 が豊富に存在し、分離している場合、特に CO2 粒子が屈折率 1 の真空に囲まれている高多孔性領域でより顕著であることを示しています。2.70µm と 2.77µm のバンドは、それぞれ CO2 の ν1 + ν3 と 2ν2 + ν3 の組み合わせに対応します。
これらの吸収帯は、これまでどのTNOでも観測されたものよりもはるかに深く（図C.1および（De Prá et al. 2024; Pinilla-Alonso et al. 2024）を参照）、表面にCO2がかなり豊富に存在することを示唆している。これは、この氷の2ν1 + ν3、ν1 + 2ν2 + ν3、4ν2 + ν3の組み合わせ吸収帯がそれぞれ1.966、2.012、2.070µmで検出されたことで確認されている（Bernstein et al. 2005）。4.39µmの深く鋭い吸収は、13CO2同位体に対応しており、これもCO2に富むTNOに存在するが、ケンタウルス族ではこれまで検出されていなかった（Licandro et al. 2024）。その右肩は、CO2に富むTNOで見られるものとは形状が異なり、CO2の存在を示唆している。 4.4µm から 4.5µm の間で吸収する追加の分子 (暫定的な帰属については図 C.1 および C.2b と付録 B を参照)。4.68µm では、CO 氷の基本吸収を特定しました。キロンの CO 吸収は対称的なプロファイルを示し、TNO (Pinilla-Alonso 他 2024) およびエンケラドゥス (Villanueva 他 2023) で検出されたシアネートまたはイソシアネートに関連する約 4.6µm の吸収は示されていません。4.78µm の小さな吸収は、CO の 13CO 振動伸縮モードと一致しており、原始星の氷粒マントルで特定されていますが (Boogert 他 2002)、ケンタウルス族や TNO ではこれまで検出されていませんでした。しかし、このバンドのもう 1 つの可能性は HCN です (図 3c または C.2c)。HCN は、キロンのコマの以前の観測 (Bus 他 1991) における C≡N のガス放出の存在と関連している可能性があります。
最後の強い吸収は 4.89 µm の鋭いバンドで、3 つの原因が考えられます。三酸化炭素 (CO3) は、CO2 が主成分の氷の一般的な照射生成物で、4.895µm に鋭い ν1 モード (C=O 伸縮) があり、私たちのスペクトルのバンドと一致しています。OCS は、氷の混合物に応じて 4.88-4.90µm に強いバンドがあり、CO3 よりもいくらか広くなっています。 OCS は原始惑星の氷の成分の 1 つであり (McClure ら 2023)、炭素源として CO または CO2、硫黄源として H2S または SO2 を含む、水分を含まない氷または水分が主成分の氷に陽子を照射することでも形成されることがあります (Ferrante ら 2008)。OCS のバンドは、CO2 が混ざった硫黄氷が存在する場合、CO3 のバンドと混ざり合うことがよくあります。キロンのスペクトルでは、バンドの形状と位置は OCS と CO3 の両方が存在することと一致しています (図 C.2c)。このバンドの 3 つ目の可能性は、CO2 の 4.84µm です。ただし、このバンドは OCS や CO3 のバンドよりもはるかに弱いです。実際、これらの物質のバンド強度（Yarnall & Hudson 2022; MartínDoménech et al. 2015）に基づくと、OCS/CO2 または CO3/CO2 の比率が 0.01 であれば、キロンの 4.9µm の強いバンドをほぼ十分に説明できます。さらに、キロンのスペクトルにおける 2.7 ～ 4.9µm のバンドの面積比 (約 4.5) は、純粋な CO2 の実験室反射率のバンド面積比 (約 70 ～ 150) とは一致しませんが、照射された CO2 の反射率の比 (約 4.3 ～ 4.7) とほぼ一致しており、このバンドは CO3 に起因しています (2.62、3.82、3.9、4.45、および 5.27µm のマイナー吸収バンドに基づく他の氷の暫定的な検出については、B を参照)。
3.2. ガス種の検出
キロンの大気中の 2 つのガス種に関連する発光特性の検出について報告します。3.25 ～ 3.4µm では、メタンの蛍光発光の P および Q ブランチと一致する少なくとも 8 つの発光ピークが観測されています (図 4b を参照)。
また、CO2 の基本バンドの中心には、コマ内の CO2 ガスに対応する発光ピークが存在することが報告されています (図 4a)。私たちのスペクトルでは、ノイズを超える 4.67µm 付近の CO 発光が明確に検出されていません。したがって、コマ内のガス相は CH4 と、それよりは少ないものの CO2 が支配的です。観測モードは拡張発光の検出に最適化されていませんでしたが、キロンの核の周囲にコマが明確に示されています (図 2a)。このパネルは、3.28975、3.29154、3.30049、3.30228、3.31123、および 3.31302µm の CH4 発光ピークの 6 つの画像スライスのスタックを示しており、核の点光源検出の周囲に明確に拡張された表面輝度を示しています (2a)。 3.29691µm (CH4 放出ピーク間) の画像スライスは、点源 (2b) のスライスと一致しています。コマは、投影された太陽方向の位置角付近をほぼ中心とする、約 180 度に渡って広がる扇形を呈しており、太陽直下の点またはその近くでガスが生成されていることと整合しています。コマには 2 つの明るさのレベルが見られ、1 つは分解されていない核の周囲で最も明るく、もう 1 つは画像の境界に向かって数万キロメートルにわたって広がるより暗いレベルです。観察された構造は、スタックされた画像を生成するためにどの CH4 放出ピーク スライスが使用されるかには依存しません。CO2 放出領域の周りにはコマは見られません。コマの構造の詳細な分析は、このレターの範囲外であり、2 番目の原稿の一部です。
図 3: NIRSpec の G140M/F100LP (上)、G235M/F140LP (中)、および G395M/F290LP (下) グリズムで取得した Chiron のスペクトル。吸収帯の明確な帰属は青い実線で示され、暫定的な帰属はピンクの点線で示されています。上部パネルの 1.5µm と 2.0µm の赤い点は、各帯の中心付近の標準偏差で計算された、それぞれ 1.5σ と 3.0σ のエラー バーを表しています。
図4: (a) キロンのCO2基本バンド。炭素氷に富むTNOのCO2吸収バンドと、活動的なケンタウルス族の39P/オテルマのCO2放出バンドの両方と一致する特性を示しています（Pinto et al. 2023）。 (b) キロンのスペクトルといくつかの軽質炭化水素の反射率の比較。CH4蛍光スペクトルとの比較も含まれています。
4. 考察
キロンの独特な特性、例えば遠日点活動や比較的短い時間スケールで進化する物質のリング（Sick afoose et al. 2023; Ortiz et al. 2023）は、本研究で提示されたスペクトル吸収と放射をキロンの特定の部分、つまり表面の氷、リング物質、またはコマ内の氷粒子と関連付けることに課題をもたらします。しかし、この複雑さはキロンのスペクトルのユニークな特性を説明でき、TNOや他のケンタウルス族のWebb観測に基づいて定義されたスペクトルグループから逸脱している可能性があります（Licandro et al. 2024）。深い CO2/CO 吸収と 3.3µm 付近の –CH 伸縮バンドの存在は、ダブルディップ型 TNO の主な特徴に似ており、キロンは 1.2µm を超えるダブルディップ型スペクトルを持つ最初のケンタウルス族となります。Licandro ら (2024) が論じた重要な未解決の問題は、JWST-TNO サンプルで最も多く見られるダブルディップ型ケンタウルス族が存在しないことです。著者らは、CO2 と CO の氷が豊富なダブルディップ TNO は、巨大惑星領域に入った後、塵や難溶性物質が優勢な浅いタイプのケンタウルス族へと進化する可能性があると提案しています。したがって、キロンの核が最近惑星領域に注入された二重の窪みであった場合、炭素揮発性物質に富むこのクラスの太陽系天体における初期表面熱進化の代表的な標本となる可能性があります。キロンの核スペクトルの長期的進化の調査は、将来の探査の重要な道として浮上しています。1.2µm 未満の独特の青い連続スペクトルは、キロンを TNO および活動的なケンタウルス族とは区別しています。後者は、非活動的なケンタウルス族よりも青いと報告されていますが、それでも赤みがかった色調を示しています (Jewitt 2009)。この青い色は、赤色の複合有機物が欠けている表面構成を示唆しています。キロンの表面にかつてそのような有機物が存在していた場合、二重傾斜型 TNO の可視スペクトルで見られる赤みがかった傾斜が示すように、スペクトルの赤化への影響は、おそらく塵と氷の層、またはより青いコマの存在によって緩和されたようです。実際、別の活動的なケンタウルス族の 174P/Echeclus では、赤い核にもかかわらず、青いコマが記録されています (Seccull 他 2019)。著者らは、この色は 174P のコマの独特の組成によるものであり、青い塵粒子が優勢であることを示唆していると考えています。同様に、9P/Tempel 1 彗星の青いコマは、水と氷を多く含む粒子によるものとされています (Beer 他 2009; Fer nández 他 2007)。組成要因以外にも、散乱効果 (Jewitt 2009)、粒子サイズ、視野の幾何学的形状によって、可視光線の赤色がさらに不明瞭になることがあります。これらすべての変数を考慮して、Filacchione ら 2020 は、彗星 67P/チュリュモフ ゲラシメンコで軌道に沿って観測される色の変化は、太陽熱によって引き起こされる軌道上の水氷サイクルを示していると提案しています。キロンの青い色も同様に、表面、リング、コマの組成の経時的変化が連続光の観測色に寄与する複雑なサイクルを反映していると考えられます。2.5µm より長い波長では、スペクトルには豊富なスペクトル特性が見られます。具体的には、CH4 の蛍光発光は検出されますが、この氷に関連する吸収帯は検出されません。メタンよりも揮発性が低い CO2 の場合、ガスと氷の特徴の組み合わせが観測されます。この JWST スペクトルによって初めて明らかになったキロンの表面またはその近くに揮発性氷の貯蔵庫が存在することは、この天体の物理的状態について知られていることと整合しています。まず、力学モデルはキロンが最近惑星領域に追加されたことを示唆しており (Levison & Duncan 1994; Dones et al. 1996)、これは表面組成の塵と氷の比率が低いことを意味します (Melita & Licandro 2012)。次に、キロンは太陽から 8.5au を超える太陽中心距離で太陽を周回する大型ケンタウロス族です。したがって、その軌道全体にわたって平衡温度は 140K 未満に保たれます (Prialnik & Jewitt 2022)。この温度で水の氷が立方体の形に変化し、閉じ込められた揮発性物質の放出が一時的に促進されます。特に、キロンで昇華可能なメタン氷が生き残るためには、おそらく表面下の水氷に混ざるか閉じ込められる必要があり、これはスペクトルに氷のCH4バンドが存在しないことに一致する。水氷の結晶化は、伝統的に活動の引き金となるメカニズムであると主張されてきた。しかし、このプロセスは、遠心距離が長いとあまり効率的ではない（Guilbert-Lepoutre 2012; Davidsson 2021）。その結果、遠日点に近いキロンの反復活動に適したメカニズムを呼び出す必要がある。耐火マントルの有無にかかわらず、非晶質水氷（AWI）でのCH4の脱着に関する最近の実験室調査（Tamai et al. 2023）では、3つの異なるプロセスに対応する60、140、160-180Kの3つのピークを持つ温度脱着プロファイルが明らかになった。
最初のピークである低温ピークは、AWI が高密度相から低密度相に変化する間にメタンの脱着が起こったことによるもので、JWST 観測中のキロンの推定温度 (61K) と一致しています。氷の温度が着実に上昇すると、AWI の再編成により低速での連続脱着が起こり、加熱時に多孔質構造のサイズと形状が変化します (Cazaux 他 2015)。最終段階では、約 10 au の温度に対応し、AWI の結晶化がより効率的になり、揮発性物質の放出にますます影響を与えることが予想されます。しかし、キロンの近日点は他の活動的なケンタウルス族に比べて大きいため（活動的なケンタウルス族の平均近日点距離は 5.9au、Jewitt 2009）、一部の CH4 は内層の AWI に閉じ込められて保存され、太陽の周りを回る周期ごとに放出されると予想されます。
新たな分子の発見により、ケンタウルス族の表面を理解する新たな道が開かれ、特に、純粋または水と混合したメタンの照射の副産物として実験室実験で存在する揮発性の低い種、すなわち C2H6、C2H2、および C3H8 の検出が可能になりました。エタンとエチレンは彗星では一般的であり (Lippi et al. 2021)、セドナでは豊富に存在します (Emery et al. 2023) が、これらの軽炭化水素がケンタウルス族に存在することは前例がありません。プロパンの場合はさらに注目に値します。小天体の氷相ではこれまで検出されたことがないためです。ただし、67 P のコマで検出されたこと (Schuhmann et al. 2019) は、核に存在することを示唆している可能性があります。 TNO で検出された CH3OH やセドナで検出された C2H4 などの他の放射線生成物が検出されなかったことは、放射線生成物の相対的存在量に関する貴重な洞察を提供します。非常に異なる蒸気圧を持つ -CH- 分子が表面に共存していることから、キロンの軌道に沿った特定の温度でのこれらの揮発性物質の逃避率の数値モデルを作成する余地が生まれます。エタンとアセチレンは、TNO が形成された冷たい星間領域と外部原始惑星系円盤領域から受け継がれたか (Hudson ら 2014)、またはキロンの環境と同様の条件下で、ずっと後になってからメタンの放射線生成物として形成された可能性があります (Bennett ら 2006)。CO3 やその他の酸化物などの CO2 と CO の放射線副産物が同時に検出されたことは、2 番目のシナリオを裏付けるものとなります。 -CH-と-CO-の照射生成物の相互作用により、H2CO、CH3CHO、CH3COOHなどの炭素複合分子が形成されます。キロンの表面でこれらが検出されないという事実は、CH4とCO2の貯蔵庫が物理的または一時的に分離していることを示している可能性があります。
最後に、CO 放出がない場合、CO よりもはるかに揮発性の低い CO2 の放出は、キロンの核表面での昇華だけに基づく説明には難題を突き付けます。以前の観測研究では、キロンの 8.5au で CO ガスが検出されました (Womack & Stern 1999)。現在、キロンのスペクトルでは、18au というはるかに遠い距離で CO 氷が検出されています。キロンの軌道上での低温では、特定されたさまざまな氷の相対的な揮発性は大幅に異なる可能性があります (メタンやアセチレンでさえ)。したがって、これらの種の損失と輸送を完全に理解することは複雑な課題となります。キロンのスペクトルに CO2 と CH4 ガスが示され、CO が氷の形で存在する理由を理解するには、キロンの異なる貯蔵庫で異なる物質の吸収と放出が発生し、それぞれが独自の物理的または化学的特性を持つという複雑なシナリオを検討する必要があるかもしれません。考えられるシナリオの 1 つは、平衡温度が約 60K の核から氷の吸収が発生するというものです。さらに、核の特定の氷の放出は、温度が約 90K に達する太陽直下の点の周辺で発生する可能性があります。昇華が局所的な領域に限定されていることは、コマの扇形の画像によって裏付けられています。2 つ目の昇華源は、氷粒子の温度を上昇させる可能性のあるコマ内の塵である可能性があります。どちらのシナリオでも、その発生源領域で利用可能な CO 氷の量が限られており、現在は枯渇している可能性があります。その結果、CH4 と CO2 は CO よりも揮発性が低いため、昇華しながらも主要な氷として存続することになります。その結果、キロンの地下からの CO 粒子の放出は停止するか、最小限になります。
5. 結論
私たちの研究は、太陽系内の太陽中心から 18au の距離にある活動天体で CH4 と CO2 の活性ガス放出とコマ放出が初めて検出されたことを示しています。また、ケンタウルス族のさまざまな揮発性の氷が前例のない形で検出されたことも示しており、太陽系外縁部の原始状態に関する貴重な洞察に寄与しています。これらのガスが CO の氷相と共存していることは、彗星とケンタウルス族の活性化メカニズムの現在のパラダイムに疑問を投げかけ、ガスと氷の成分に関する将来の包括的な調査によって解決できる可能性のある新しい疑問を提起しています。キロンの反射スペクトルは、核、デブリリング、コマの共存の現れである可能性のある複雑な性質を明らかにしています。還元条件（例：C2H6）と酸化条件（例：CO3）の両方でCH4、CO2、COの放射線副産物が存在すると、状況はさらに複雑になります。キロンのスペクトルの経年変化の調査、および揮発性物質の安定性とキロン表面からの逃避率の慎重なシミュレーションは、この特異な中心のトリガーメカニズムと放射線照射下の表面の変化の程度を決定するのに役立つ可能性があります。
図 C.1: NIRSpec でカバーされる全スペクトル範囲にわたるキロンのスペクトルと、ボウル型およびダブルディップ型の TNO との比較。
図 C.2: キロンのスペクトルにおける氷の検出。(a) キロンのスペクトルとボウル型およびダブルディップ型の TNO の中央値との比較 (Pinilla-Alonso 他 2024)。また、非晶質および結晶質の水氷 (Mastrapa 2010)、CO2 (Henault 個人通信)、および放射線照射による -NH および -CH 氷から形成されたソリン (Henault 個人通信) の反射スペクトルも含めます。3 色の反射率は、1.5µm と 2.0µm の吸収帯を視覚的に比較しやすくするために、1.1µm から 2.5µm の間の連続スペクトルで分割されています。キロンの滑らかなスペクトルは、1.52µm の非晶質および結晶質の水氷帯のプロファイルとよりよく比較できるように、G140M/F100LP (0.97–1.89 µm) の波長範囲で赤で表示されます。 (b) キロンのスペクトルと、(Palumbo et al. 2008) の 16K および 40K での純粋な CO の照射生成物のスペクトルとの比較。(c) キロンのスペクトルと、純粋な HCN (Moore et al. 2010) および H2O (Gerakines et al. 2022)、CO3 (Ferrante et al. 2008)、OCS (Ferrante et al. 2008) と混合した HCN の反射率との比較。すべての反射率は、わかりやすくするために再スケールされ、垂直方向にシフトされています。
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って、活動中のケンタウルス族（2060）キロンの氷とガスの性質を明らかにする
要約
背景。(2060) キロンは大型のケンタウルス族で、遠日点通過時を含め、比較的太陽から遠い距離で複数回活動していると報告されています。活動期のキロンのコマの研究により、C≡N および CO のガス放出が検出されました。さらに、キロンは時間とともに変化する破片の円盤に囲まれています。キロンの活性化メカニズムと検出されたガス相の親分子を理解するには、まだ重要な作業が必要です。
目的。この研究では、カイロンの表面とコマの氷の研究を報告し、活動に関連する揮発性物質のスペクトル指標を探します。さらに、これらの検出がキロン、および潜在的に他のケンタウルス族の活性化メカニズムにどのように関連しているかについて説明します。
方法。2023年 7月、ジェイムズ ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) は、キロンが遠日点付近で活動しているときに観測しました。 0.97から 5.27µm までの JWST/NIRSpec スペクトルを分解能約 1000 で示し、スペクトル バンドの識別のために実験データと比較します。
結果。キロンで CO2、CO、C2H6、C3H8、C2H2 などのいくつかの揮発性氷の吸収バンドを初めて検出したことを報告します。また、非晶質状態の水氷の存在も確認しました。これらのデータから得られた重要な発見は、CH4 の蛍光発光の検出であり、この超揮発性分子を豊富に含むガス コマの存在を明らかにしました。このコマは非局所熱平衡 (非 LTE) にあることも確認されています。CO2 ガスの発光は、4.27µm の基本伸縮バンドでも検出されています。我々は、CH4 放出の存在は、低温での非晶質水氷の密度相転移による CH4 の脱着の最初の証拠であり、JWST 観測中のキロンの推定温度 (61K) と一致すると主張します。表面、コマ氷粒、またはリング物質における CH4 と CO2 の光分解および陽子照射生成物の検出も、3.5から 5.3µm の吸収特性の森によって検出されます。
キーワード。カイパーベルト天体: キロン、ケンタウルス族。技術: イメージング分光法。望遠鏡: ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡。分子氷
1. はじめに
(2060)キロン（以下キロン）は、直径約 215.6km、Vバンドの幾何学的アルベドが 0.16（Fornasier 他 2013）の大型ケンタウルス族で、8.5から 18.8au の範囲の距離で、ダスト生成または昇華の増加のエピソードに起因する部分で散発的に明るさが増しています（Tholen 1988; Marcialis & Buratti 1993; Lazzaro 他 1997）。キロンが遠日点に近づいた 2021年の最近の爆発により、明るさが少なくとも 0.6 等級増加しましたが、それ以降、明るさの点で活動レベルは 50% 以上減少しています（Dobson 他 2021; Ortiz 他 2023）。ケンタウルス族の活動は、その内部またはコマに揮発性の氷が存在することと一般的に関連していますが、まだ完全に理解されていない複雑な現象です。キロンの表面の λ < 2.2µm での分光法では、氷の含有量は明確には明らかにされていませんが、1.5µm と 2.02µm の広い吸収帯は、水氷が塵と混ざり、アルベドが低く、揮発性の氷の少ないマントルを形成していることを示唆しています (Luu ら、2000年)。対照的に、活動期のコマ内のガスの探索では、よりエキゾチックな性質が明らかになりました。Bus ら (1991年) は、太陽中心から 11.3 au の距離にある キロンで C≡N がガス放出されていることを報告し、その放出は最近の CO2 の爆発によるものだとしています。Womack と Stern (1999年) は、コマ内の C≡N が C≡N のガス放出を検出しました。
キロンのコマには近日点通過点（r = 8.5 au）に近い CO 分子が存在し、キロンの活動の原因は CO 氷の昇華であると示唆されています。2015 年、Ortiz ら (2015) は、キロンを取り囲む不均一に分布した破片のリングを発見したと報告しました。最近の観測では、その物質は非常に多様であることが示唆されています (Sickafoose ら 2023; Ortiz ら 2023) が、表面の爆発との関係は不明のままです。活動していないケンタウルス族のジェイムズ ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) の観測では、H2O、CO2、CH3OH、C≡N、OCS などの分子が検出され、表面の組成が多様であることが明らかになっています (Licandro ら 2024)。注目すべきことに、DiSCo-TNOs によって観測された太陽系外天体 (TNO) の約 55% に広く存在する CO (Pinilla-Alonso 他 2024年、De Prá 他 2024年) は、活動的なケンタウルス族では、巨大惑星領域のより高い表面温度での昇華により枯渇しています。さらに、原始惑星系円盤で一般的な軽質炭化水素 (CH4、C2H2、C2H4、C2H6 など) の検出が、1000km を超える TNO で報告されています (Emery 他 2023年)。ここでは、キロンの最後の活動爆発から約 2年後の 2023年に取得された JWST/NIRSpec スペクトル (0.97 – 5.27µm) を使用して、キロンの氷とガス種の検出について報告します。
2. 観測とデータ削減
JWST は、近赤外分光器 (NIRSpec、Jakobsen 他 2022、Böker 他 2023) の積分フィールド ユニット (IFU) を使用してキロンを観測しました。キャリブレーション パイプラインによる標準処理の後、IFU スペクトル キューブはさまざまな波長の 3 インチ四方の画像で構成され、組成と形態の両方の研究が可能になります。データは、サイクル 1 保証時間観測 (GTO) プログラム 1273
(PI: J. Lunine) の一環として取得されました。観測は、キロンが太陽から 18.771au 離れた 2023年 7月12日 UT に、3 つの格子フィルターの組み合わせ (G140M/F100LP (0.97–1.89µm)、G235M/F140LP (1.66–3.17µm)、G395M/F290LP (2.87—5.27µm)) を使用して実施されました。これらの組み合わせにより、スペクトル分解能は R ∼ 1000 になります。観測は、UT 9:25:58から 10:21:54まで行われました。各格子で 0.4秒角ずつディザリングされた 2 枚の露出画像が撮影され、合計露出時間は 2071.622 秒でした (詳細は表 A.1 を参照)。検出器のノイズ性能を最適化するために、NRSIRS2RAPID 読み出し法が使用されました。
データ処理とスペクトル抽出の方法論 (A で説明) は、GTO プログラムを通じて観測された他の最近の TNO 研究で使用されたものと同一です (詳細な説明については、Emeryら (2023) および Grundyら (2024) を参照してください)。図 1 に、キロンの反射スペクトルを示します。図 2 には、比較のために、3.3µm 領域での NIRSpec データキューブの複数の波長スライスのスタック (パネル a) と、3.29691µm での 1 つのスライス (パネル b) を含めています。
図 1: NIRSpec スペクトル範囲全体にわたる Chiron のスペクトル
平滑化バージョンが赤で重ねてプロットされています。平滑化バージョンは
10点ボックスカー平均で計算されました
図 2: (a) 3.28975 から 3.31302µm の放射ピークにおける 6つの NIRSpecスライスのスタック。キロンの核の周囲に放射が広がっていることを示しており、CH4コマを示しています。(b) CH4 ガスの放射ピーク間の 3.29691µm における個々のデータ キューブ スライスは、PSF を超えて広がっていないことを示しています (詳細についてはセクション 3.2 を参照)。(a) と (b) はどちらも同じスカイ プレーン寸法で、太陽の投影方向と速度方向が表示されています。
3. 結果
3.1. スペクトルの特徴
0.9～5.2µmの範囲内の合成スペクトルを図1に示します。2.6µm以下の連続スペクトルは、Webbで研究されたTNOとケンタウルス族の集団では珍しい青色の傾斜を示しています（Pinilla-Alonso et al. 2024; Emery et al. 2023; Grundy et al. 2024; Licandro et al. 2024）。これを JWST/NIRSpec で観測された 59 個の TNO とケンタウルス族の傾きと比較するために、0.9から 1.2µm (SIR’1) および 1.15から 2.6µm (SIR’2) の連続スペクトルの傾きを計算し、次の定義に従って 1.175µm (両方の間隔が重なる部分) で正規化しました。
この結果、SIR’1 = - 1.270 ± 0.010、SIR’2 = -1.025 ± 0.010 %/0.1µm という値が得られます。
1.5σ および 3.0σ を超える 1.5µm および 2.02µm に 2 つのバンドが検出されました (図 1 および 3a)。文献では水氷の倍音と複合バンドによるものとされているが、水氷の少ない TNO で示されているように、複雑な有機物中の –OH、–NH、–CH バンドの寄与も排除できない (Pinilla-Alonso et al. 2024)。2.6µm から 3.2µm の間の幅広い吸収 (図 3b) は、水氷または耐火物質の基本的な O–H 伸縮モードと一致しているが、この領域では N–H も寄与している可能性がある。水氷が明らかな TNO やケンタウルスで典型的に観測される 3.1µm のフレネル反射ピークがない (Pinilla-Alonso et al. 2024) ということは、存在する水氷は主に非晶質状態であることを意味する。さらに、氷天体中の結晶水氷の検出に従来使用されてきた未確認の 1.65µm バンド (図 C.2a を参照) も、この結論をさらに裏付けています。
幅広い 3µm 吸収の完全なプロファイルを分析すると、他のケンタウルス族と比較した場合のカイロンのさらなるユニークな特徴が明らかになりました (Licandro ら 2024)。図 3b および 4b に示すように、3.35µm から 3.55µm の間のバンドは、脂肪族炭化水素の –CH および –CH3 伸縮モードと結合モードによるものと考えられます。エタン (3.47、3.4、3.36µm) とプロパン (3.38、3.48µm) が最有力候補であると考えられます。比較的軽い炭化水素は、H2O と混合した CH4 を照射した後に形成されることがあります (Hudson et al. 2014; Mifsud et al. 2023)。アセチレン (C2H2) は、この波長範囲で最も活発なモードである ν1 および ν3 C-H 伸縮モードに対応する 3.1µm のディップの原因である可能性があります (Zhang et al. 2023)。注目すべきことに、エチレン (C2H4) の 3.24µm の特徴は検出されません。これらの軽い炭化水素はいずれも、これまでケンタウルス族で検出されたことはありません。λ > 3.7µm では、–CO– 分子の吸収がスペクトルの大部分を占めます (図 3c を参照)。 4.09µm での吸収と 4.2µm および 4.3µm での 2 つのピークは、TNO では観測されるがケンタウルスでは観測されない CO2 の基本的な反対称伸縮モードの一部であり、この分子の複雑な光学特性によって説明できます。4.09µm での吸収は、(De Prá et al. 2024) によって、氷の実際の屈折率が周囲の屈折率と一致するスペクトル領域での光散乱を最小限に抑えるクリスチャンセン効果によるものとされています。具体的には、(De Prá et al. 2024) は、4.27µm バンドの二重ピーク形状は、CO2 が豊富に存在し、分離している場合、特に CO2 粒子が屈折率 1 の真空に囲まれている高多孔性領域でより顕著であることを示しています。2.70µm と 2.77µm のバンドは、それぞれ CO2 の ν1 + ν3 と 2ν2 + ν3 の組み合わせに対応します。
これらの吸収帯は、これまでどのTNOでも観測されたものよりもはるかに深く（図C.1および（De Prá et al. 2024; Pinilla-Alonso et al. 2024）を参照）、表面にCO2がかなり豊富に存在することを示唆している。これは、この氷の2ν1 + ν3、ν1 + 2ν2 + ν3、4ν2 + ν3の組み合わせ吸収帯がそれぞれ1.966、2.012、2.070µmで検出されたことで確認されている（Bernstein et al. 2005）。4.39µmの深く鋭い吸収は、13CO2同位体に対応しており、これもCO2に富むTNOに存在するが、ケンタウルス族ではこれまで検出されていなかった（Licandro et al. 2024）。その右肩は、CO2に富むTNOで見られるものとは形状が異なり、CO2の存在を示唆している。 4.4µm から 4.5µm の間で吸収する追加の分子 (暫定的な帰属については図 C.1 および C.2b と付録 B を参照)。4.68µm では、CO 氷の基本吸収を特定しました。キロンの CO 吸収は対称的なプロファイルを示し、TNO (Pinilla-Alonso 他 2024) およびエンケラドゥス (Villanueva 他 2023) で検出されたシアネートまたはイソシアネートに関連する約 4.6µm の吸収は示されていません。4.78µm の小さな吸収は、CO の 13CO 振動伸縮モードと一致しており、原始星の氷粒マントルで特定されていますが (Boogert 他 2002)、ケンタウルス族や TNO ではこれまで検出されていませんでした。しかし、このバンドのもう 1 つの可能性は HCN です (図 3c または C.2c)。HCN は、キロンのコマの以前の観測 (Bus 他 1991) における C≡N のガス放出の存在と関連している可能性があります。
最後の強い吸収は 4.89 µm の鋭いバンドで、3 つの原因が考えられます。三酸化炭素 (CO3) は、CO2 が主成分の氷の一般的な照射生成物で、4.895µm に鋭い ν1 モード (C=O 伸縮) があり、私たちのスペクトルのバンドと一致しています。OCS は、氷の混合物に応じて 4.88-4.90µm に強いバンドがあり、CO3 よりもいくらか広くなっています。 OCS は原始惑星の氷の成分の 1 つであり (McClure ら 2023)、炭素源として CO または CO2、硫黄源として H2S または SO2 を含む、水分を含まない氷または水分が主成分の氷に陽子を照射することでも形成されることがあります (Ferrante ら 2008)。OCS のバンドは、CO2 が混ざった硫黄氷が存在する場合、CO3 のバンドと混ざり合うことがよくあります。キロンのスペクトルでは、バンドの形状と位置は OCS と CO3 の両方が存在することと一致しています (図 C.2c)。このバンドの 3 つ目の可能性は、CO2 の 4.84µm です。ただし、このバンドは OCS や CO3 のバンドよりもはるかに弱いです。実際、これらの物質のバンド強度（Yarnall & Hudson 2022; MartínDoménech et al. 2015）に基づくと、OCS/CO2 または CO3/CO2 の比率が 0.01 であれば、キロンの 4.9µm の強いバンドをほぼ十分に説明できます。さらに、キロンのスペクトルにおける 2.7 ～ 4.9µm のバンドの面積比 (約 4.5) は、純粋な CO2 の実験室反射率のバンド面積比 (約 70 ～ 150) とは一致しませんが、照射された CO2 の反射率の比 (約 4.3 ～ 4.7) とほぼ一致しており、このバンドは CO3 に起因しています (2.62、3.82、3.9、4.45、および 5.27µm のマイナー吸収バンドに基づく他の氷の暫定的な検出については、B を参照)。
3.2. ガス種の検出
キロンの大気中の 2 つのガス種に関連する発光特性の検出について報告します。3.25 ～ 3.4µm では、メタンの蛍光発光の P および Q ブランチと一致する少なくとも 8 つの発光ピークが観測されています (図 4b を参照)。
また、CO2 の基本バンドの中心には、コマ内の CO2 ガスに対応する発光ピークが存在することが報告されています (図 4a)。私たちのスペクトルでは、ノイズを超える 4.67µm 付近の CO 発光が明確に検出されていません。したがって、コマ内のガス相は CH4 と、それよりは少ないものの CO2 が支配的です。観測モードは拡張発光の検出に最適化されていませんでしたが、キロンの核の周囲にコマが明確に示されています (図 2a)。このパネルは、3.28975、3.29154、3.30049、3.30228、3.31123、および 3.31302µm の CH4 発光ピークの 6 つの画像スライスのスタックを示しており、核の点光源検出の周囲に明確に拡張された表面輝度を示しています (2a)。 3.29691µm (CH4 放出ピーク間) の画像スライスは、点源 (2b) のスライスと一致しています。コマは、投影された太陽方向の位置角付近をほぼ中心とする、約 180 度に渡って広がる扇形を呈しており、太陽直下の点またはその近くでガスが生成されていることと整合しています。コマには 2 つの明るさのレベルが見られ、1 つは分解されていない核の周囲で最も明るく、もう 1 つは画像の境界に向かって数万キロメートルにわたって広がるより暗いレベルです。観察された構造は、スタックされた画像を生成するためにどの CH4 放出ピーク スライスが使用されるかには依存しません。CO2 放出領域の周りにはコマは見られません。コマの構造の詳細な分析は、このレターの範囲外であり、2 番目の原稿の一部です。
図 3: NIRSpec の G140M/F100LP (上)、G235M/F140LP (中)、および G395M/F290LP (下) グリズムで取得した Chiron のスペクトル。吸収帯の明確な帰属は青い実線で示され、暫定的な帰属はピンクの点線で示されています。上部パネルの 1.5µm と 2.0µm の赤い点は、各帯の中心付近の標準偏差で計算された、それぞれ 1.5σ と 3.0σ のエラー バーを表しています。
図4: (a) キロンのCO2基本バンド。炭素氷に富むTNOのCO2吸収バンドと、活動的なケンタウルス族の39P/オテルマのCO2放出バンドの両方と一致する特性を示しています（Pinto et al. 2023）。 (b) キロンのスペクトルといくつかの軽質炭化水素の反射率の比較。CH4蛍光スペクトルとの比較も含まれています。
4. 考察
キロンの独特な特性、例えば遠日点活動や比較的短い時間スケールで進化する物質のリング（Sick afoose et al. 2023; Ortiz et al. 2023）は、本研究で提示されたスペクトル吸収と放射をキロンの特定の部分、つまり表面の氷、リング物質、またはコマ内の氷粒子と関連付けることに課題をもたらします。しかし、この複雑さはキロンのスペクトルのユニークな特性を説明でき、TNOや他のケンタウルス族のWebb観測に基づいて定義されたスペクトルグループから逸脱している可能性があります（Licandro et al. 2024）。深い CO2/CO 吸収と 3.3µm 付近の –CH 伸縮バンドの存在は、ダブルディップ型 TNO の主な特徴に似ており、キロンは 1.2µm を超えるダブルディップ型スペクトルを持つ最初のケンタウルス族となります。Licandro ら (2024) が論じた重要な未解決の問題は、JWST-TNO サンプルで最も多く見られるダブルディップ型ケンタウルス族が存在しないことです。著者らは、CO2 と CO の氷が豊富なダブルディップ TNO は、巨大惑星領域に入った後、塵や難溶性物質が優勢な浅いタイプのケンタウルス族へと進化する可能性があると提案しています。したがって、キロンの核が最近惑星領域に注入された二重の窪みであった場合、炭素揮発性物質に富むこのクラスの太陽系天体における初期表面熱進化の代表的な標本となる可能性があります。キロンの核スペクトルの長期的進化の調査は、将来の探査の重要な道として浮上しています。1.2µm 未満の独特の青い連続スペクトルは、キロンを TNO および活動的なケンタウルス族とは区別しています。後者は、非活動的なケンタウルス族よりも青いと報告されていますが、それでも赤みがかった色調を示しています (Jewitt 2009)。この青い色は、赤色の複合有機物が欠けている表面構成を示唆しています。キロンの表面にかつてそのような有機物が存在していた場合、二重傾斜型 TNO の可視スペクトルで見られる赤みがかった傾斜が示すように、スペクトルの赤化への影響は、おそらく塵と氷の層、またはより青いコマの存在によって緩和されたようです。実際、別の活動的なケンタウルス族の 174P/Echeclus では、赤い核にもかかわらず、青いコマが記録されています (Seccull 他 2019)。著者らは、この色は 174P のコマの独特の組成によるものであり、青い塵粒子が優勢であることを示唆していると考えています。同様に、9P/Tempel 1 彗星の青いコマは、水と氷を多く含む粒子によるものとされています (Beer 他 2009; Fer nández 他 2007)。組成要因以外にも、散乱効果 (Jewitt 2009)、粒子サイズ、視野の幾何学的形状によって、可視光線の赤色がさらに不明瞭になることがあります。これらすべての変数を考慮して、Filacchione ら 2020 は、彗星 67P/チュリュモフ ゲラシメンコで軌道に沿って観測される色の変化は、太陽熱によって引き起こされる軌道上の水氷サイクルを示していると提案しています。キロンの青い色も同様に、表面、リング、コマの組成の経時的変化が連続光の観測色に寄与する複雑なサイクルを反映していると考えられます。2.5µm より長い波長では、スペクトルには豊富なスペクトル特性が見られます。具体的には、CH4 の蛍光発光は検出されますが、この氷に関連する吸収帯は検出されません。メタンよりも揮発性が低い CO2 の場合、ガスと氷の特徴の組み合わせが観測されます。この JWST スペクトルによって初めて明らかになったキロンの表面またはその近くに揮発性氷の貯蔵庫が存在することは、この天体の物理的状態について知られていることと整合しています。まず、力学モデルはキロンが最近惑星領域に追加されたことを示唆しており (Levison & Duncan 1994; Dones et al. 1996)、これは表面組成の塵と氷の比率が低いことを意味します (Melita & Licandro 2012)。次に、キロンは太陽から 8.5au を超える太陽中心距離で太陽を周回する大型ケンタウロス族です。したがって、その軌道全体にわたって平衡温度は 140K 未満に保たれます (Prialnik & Jewitt 2022)。この温度で水の氷が立方体の形に変化し、閉じ込められた揮発性物質の放出が一時的に促進されます。特に、キロンで昇華可能なメタン氷が生き残るためには、おそらく表面下の水氷に混ざるか閉じ込められる必要があり、これはスペクトルに氷のCH4バンドが存在しないことに一致する。水氷の結晶化は、伝統的に活動の引き金となるメカニズムであると主張されてきた。しかし、このプロセスは、遠心距離が長いとあまり効率的ではない（Guilbert-Lepoutre 2012; Davidsson 2021）。その結果、遠日点に近いキロンの反復活動に適したメカニズムを呼び出す必要がある。耐火マントルの有無にかかわらず、非晶質水氷（AWI）でのCH4の脱着に関する最近の実験室調査（Tamai et al. 2023）では、3つの異なるプロセスに対応する60、140、160-180Kの3つのピークを持つ温度脱着プロファイルが明らかになった。
最初のピークである低温ピークは、AWI が高密度相から低密度相に変化する間にメタンの脱着が起こったことによるもので、JWST 観測中のキロンの推定温度 (61K) と一致しています。氷の温度が着実に上昇すると、AWI の再編成により低速での連続脱着が起こり、加熱時に多孔質構造のサイズと形状が変化します (Cazaux 他 2015)。最終段階では、約 10 au の温度に対応し、AWI の結晶化がより効率的になり、揮発性物質の放出にますます影響を与えることが予想されます。しかし、キロンの近日点は他の活動的なケンタウルス族に比べて大きいため（活動的なケンタウルス族の平均近日点距離は 5.9au、Jewitt 2009）、一部の CH4 は内層の AWI に閉じ込められて保存され、太陽の周りを回る周期ごとに放出されると予想されます。
新たな分子の発見により、ケンタウルス族の表面を理解する新たな道が開かれ、特に、純粋または水と混合したメタンの照射の副産物として実験室実験で存在する揮発性の低い種、すなわち C2H6、C2H2、および C3H8 の検出が可能になりました。エタンとエチレンは彗星では一般的であり (Lippi et al. 2021)、セドナでは豊富に存在します (Emery et al. 2023) が、これらの軽炭化水素がケンタウルス族に存在することは前例がありません。プロパンの場合はさらに注目に値します。小天体の氷相ではこれまで検出されたことがないためです。ただし、67 P のコマで検出されたこと (Schuhmann et al. 2019) は、核に存在することを示唆している可能性があります。 TNO で検出された CH3OH やセドナで検出された C2H4 などの他の放射線生成物が検出されなかったことは、放射線生成物の相対的存在量に関する貴重な洞察を提供します。非常に異なる蒸気圧を持つ -CH- 分子が表面に共存していることから、キロンの軌道に沿った特定の温度でのこれらの揮発性物質の逃避率の数値モデルを作成する余地が生まれます。エタンとアセチレンは、TNO が形成された冷たい星間領域と外部原始惑星系円盤領域から受け継がれたか (Hudson ら 2014)、またはキロンの環境と同様の条件下で、ずっと後になってからメタンの放射線生成物として形成された可能性があります (Bennett ら 2006)。CO3 やその他の酸化物などの CO2 と CO の放射線副産物が同時に検出されたことは、2 番目のシナリオを裏付けるものとなります。 -CH-と-CO-の照射生成物の相互作用により、H2CO、CH3CHO、CH3COOHなどの炭素複合分子が形成されます。キロンの表面でこれらが検出されないという事実は、CH4とCO2の貯蔵庫が物理的または一時的に分離していることを示している可能性があります。
最後に、CO 放出がない場合、CO よりもはるかに揮発性の低い CO2 の放出は、キロンの核表面での昇華だけに基づく説明には難題を突き付けます。以前の観測研究では、キロンの 8.5au で CO ガスが検出されました (Womack & Stern 1999)。現在、キロンのスペクトルでは、18au というはるかに遠い距離で CO 氷が検出されています。キロンの軌道上での低温では、特定されたさまざまな氷の相対的な揮発性は大幅に異なる可能性があります (メタンやアセチレンでさえ)。したがって、これらの種の損失と輸送を完全に理解することは複雑な課題となります。キロンのスペクトルに CO2 と CH4 ガスが示され、CO が氷の形で存在する理由を理解するには、キロンの異なる貯蔵庫で異なる物質の吸収と放出が発生し、それぞれが独自の物理的または化学的特性を持つという複雑なシナリオを検討する必要があるかもしれません。考えられるシナリオの 1 つは、平衡温度が約 60K の核から氷の吸収が発生するというものです。さらに、核の特定の氷の放出は、温度が約 90K に達する太陽直下の点の周辺で発生する可能性があります。昇華が局所的な領域に限定されていることは、コマの扇形の画像によって裏付けられています。2 つ目の昇華源は、氷粒子の温度を上昇させる可能性のあるコマ内の塵である可能性があります。どちらのシナリオでも、その発生源領域で利用可能な CO 氷の量が限られており、現在は枯渇している可能性があります。その結果、CH4 と CO2 は CO よりも揮発性が低いため、昇華しながらも主要な氷として存続することになります。その結果、キロンの地下からの CO 粒子の放出は停止するか、最小限になります。
5. 結論
私たちの研究は、太陽系内の太陽中心から 18au の距離にある活動天体で CH4 と CO2 の活性ガス放出とコマ放出が初めて検出されたことを示しています。また、ケンタウルス族のさまざまな揮発性の氷が前例のない形で検出されたことも示しており、太陽系外縁部の原始状態に関する貴重な洞察に寄与しています。これらのガスが CO の氷相と共存していることは、彗星とケンタウルス族の活性化メカニズムの現在のパラダイムに疑問を投げかけ、ガスと氷の成分に関する将来の包括的な調査によって解決できる可能性のある新しい疑問を提起しています。キロンの反射スペクトルは、核、デブリリング、コマの共存の現れである可能性のある複雑な性質を明らかにしています。還元条件（例：C2H6）と酸化条件（例：CO3）の両方でCH4、CO2、COの放射線副産物が存在すると、状況はさらに複雑になります。キロンのスペクトルの経年変化の調査、および揮発性物質の安定性とキロン表面からの逃避率の慎重なシミュレーションは、この特異な中心のトリガーメカニズムと放射線照射下の表面の変化の程度を決定するのに役立つ可能性があります。
図 C.1: NIRSpec でカバーされる全スペクトル範囲にわたるキロンのスペクトルと、ボウル型およびダブルディップ型の TNO との比較。
図 C.2: キロンのスペクトルにおける氷の検出。(a) キロンのスペクトルとボウル型およびダブルディップ型の TNO の中央値との比較 (Pinilla-Alonso 他 2024)。また、非晶質および結晶質の水氷 (Mastrapa 2010)、CO2 (Henault 個人通信)、および放射線照射による -NH および -CH 氷から形成されたソリン (Henault 個人通信) の反射スペクトルも含めます。3 色の反射率は、1.5µm と 2.0µm の吸収帯を視覚的に比較しやすくするために、1.1µm から 2.5µm の間の連続スペクトルで分割されています。キロンの滑らかなスペクトルは、1.52µm の非晶質および結晶質の水氷帯のプロファイルとよりよく比較できるように、G140M/F100LP (0.97–1.89 µm) の波長範囲で赤で表示されます。 (b) キロンのスペクトルと、(Palumbo et al. 2008) の 16K および 40K での純粋な CO の照射生成物のスペクトルとの比較。(c) キロンのスペクトルと、純粋な HCN (Moore et al. 2010) および H2O (Gerakines et al. 2022)、CO3 (Ferrante et al. 2008)、OCS (Ferrante et al. 2008) と混合した HCN の反射率との比較。すべての反射率は、わかりやすくするために再スケールされ、垂直方向にシフトされています。
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