天王星の衛星のCO2氷分布

天王星の衛星表面のCO2氷は宇宙線と太陽光で破壊されるので、再生産システムが無いと観測されないはず。冷凍火山か？
さらに、上にH2O氷が０．１ｍｍオーダーで載っていると観測結果に良く合う。以下、機械翻訳。
その近表面の組成成層のための天王星の大きな衛星のCO2氷の分布と証拠
大きな天王星の衛星の表面は、CO2の氷と一緒に、H2O氷、暗い、潜在的に炭素が豊富な、成分の混合物を特徴とします。天王星のシステムの平均日心距離では、ネイティブのCO2氷は太陽系の年齢よりも短い時間スケールで削除する必要があります。その結果、検出されたCO2の氷は、積極的に生産されることがあります。
木星と土星のシステムで氷の衛星の照射と同様に、私たちは天王星の磁場に巻き込ま荷電粒子が放射線分解CO2の生産サイクルを駆動する、天王星の衛星の表面に衝突することを仮定しました。この仮説を検証するために、我々は、これらの衛星の近赤外（NIR）スペクトルを分析することによって、CO2の氷の分布を調査したNASAの赤外線望遠鏡施設（IRTF）（2000年から2013年）でのSPEX分光器を使用して収集しました。
さらに、当社は、スピッツァー宇宙望遠鏡（2003年から2005年）、オンボードの赤外線アレイカメラ（IRAC）が収集した画像を使用して分光光度測定を行いました。我々は、検出されたCO2の氷は主に、これらの衛星の他の観察と一致衛星天王星に最も近い、の末尾の半球上にあることがわかります。私たちのバンドのパラメータ解析は、検出されたCO2の氷が純粋なおよび他の成分から分離されていることを示します。私たちの分光光度分析は、CO2はIRAC波長以上の光子に対して不透明であるH2O氷によって支配薄い表面層の下に保持されている可能性があるため、IRACがSPEXによって検出されたCO2の氷に敏感ではないことを示しています。したがって、我々の組み合わせSPEXとIRACは、天王星の衛星の近面（すなわち、上位のいくつか100ミクロン）が組成層状であることを示唆している分析します。我々は簡単に他の場所で氷の衛星までの天王星の衛星で検出されたCO2の氷のスペクトル特性を比較し、我々はまた、CO2の氷の観察された分布の最も可能性の高いドライバを検討してください。

図1：ミッド観測衛星の緯度経度（すなわち、ターゲットディスクの中心）SPEX使用して三つの異なるチームによって観察の位置：カートライト（赤菱形）、リブキン（緑色の三角形）、およびグランディーら、2006（青丸）。 IRAC（プログラム71）で観測されたミッド観測衛星の緯度経度の位置も（黄色五角形）が示されています。各月のベースマップは、散乱光によって照明アリエルとチタニアの夜側領域を含むボイジャー2 ISSモザイク（http://maps.jpl.nasa.gov/uranus.html礼儀NASA/ JPL-カリフォルニア工科大学/ USGS）、あります天王星（StrykとStooke、2008）から。


図２：リードすること（青）とアリエル、 Umbriel 、 Titania とオベロン、の末端の（オレンジ）半球の SpeX スペクトルがＩにバンドの幾何学的な albedos （Karkoschka ２００１）の大きさを調整しました。 中央の観測衛星の経度がそれぞれのプロットのトップの左向きのコーナーでそれぞれのスペクトルの上にリストされます。 １.９６６、２.０１２、そして２.０７０のμｍＣＯ２氷バンドのポジションと幅が緑のたたきつけられたラインによって強調されます。 なぜならスペクトルがそうである明快さ、主導的な半球がそれぞれのプロットで上方に埋め合わせられます（アリエル ＋ ０.４５、は ＋ ０.２を Umbriel して、 ＋ ０.３を Titania します、オベロン ＋ ０.３）. 感動的なウインドウ手順（広い３０ピクセル）を使って、我々は３つの標準偏差を越えてあった outlier データポイントを中間の値から取り除きました。 スペクトルのすべてが、リブキンによって集められた Titania （２５９の°）の末端の半球スペクトル以外、カートライトによって集められました。