太陽に何回も接近した彗星核の表面にも揮発性物質は残っていて明るい点として見える。崖の下の底に多数残っている。以下、機械翻訳。
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ核の揮発性露出
2023年 2月 22日提出
概要
ねらい。 Rosettaミッションに搭載された光学、分光、赤外線リモートイメージングシステム（OSIRIS）で取得された観測から生成された 67P/Churyumov-Gerasimenko 核での揮発性物質の露出の最も広範なカタログを提示します。
核全体の揮発性暴露分布、それらのサイズ分布、およびそれらのスペクトル勾配の進化を調査します。
メソッド。 OSIRIS の狭角カメラ (NAC) で取得した中解像度および高解像度の画像をいくつかの場所で分析しました。
250 ～ 1000 nm の範囲の波長で、2014年 8月から2016年 9月、数 m/px から 0.1 m/px の空間解像度をカバー。 氷のような輝点を特定するために、
次の基準: i) 彗星の暗い地形よりも少なくとも 50% 明るくなければなりません。 ii) 中性から中程度のスペクトルを持っている必要があります
可視範囲 (535 ~ 882 nm) の勾配値。 iii) 3 ピクセルより大きくする必要があります。
結果。 彗星で 600 以上の揮発性の露出を特定し、それらを均一な方法で分析しました。 輝点
核上に孤立しているか、通常は崖の底に集まっており、それらのほとんどは小さく、通常は数個です。
平方メートル以下。 孤立したものは、滑らかな表面を含むさまざまなタイプの形態学的地形で観察されます。
岩の上、または不規則な構造物の近く。 それらのいくつかは、ソースである彗星活動と明確に相関しています
ジェットの、またはアクティビティ イベントの後に表示されます。 負のスペクトル勾配値を持つ揮発性物質の多くの特異な露出に注意してください
近日点後の高解像度画像では、大きな氷粒 (> 1000 µm) または局所的な霜の存在として解釈されます
結露。 スペクトル勾配と、近日点前後の輝点の面積分布の両方に明確な違いが見られます。これらの最後の輝点は、スペクトル勾配の平均値が低く、サイズが小さく、表面の中央値は 0.7 m2 です。
、 もしそれでもサイズの違いは主に、近日点後に達成されたより高い解像度によるものです。 輝点ショーの最小持続時間
3つのクラスター：短寿命の霜が支配する地域に依存しないクラスター。 寿命が 0.5 ～ 2 日の地域に依存しないクラスター、
おそらく脱水チャンクの季節的なフォールアウトに関連しています。 および寿命が 2 日を超えるエリア依存クラスター
核の水による侵食と一致しています。
結論。 多数の輝点が検出されたとしても、露出した水の氷の総表面積は 50,000 m^2 未満です。これは67P 核表面の合計の 0.1%。 これは、彗星 67P の表面が露出している間、耐火性の暗い地形によって支配されていることを確認します。
氷はごく一部しか占めていません。 彗星核表面の氷を識別するには、高い空間分解能が必須です。 さらに、
揮発性暴露の量は、大きなローブよりも小さなローブの方が6分の1であり、仮説に追加の証拠を追加します
その彗星 67P は 2 つの別個の天体で構成されています。 識別された輝点の大部分が 1m^2 未満の表面を持っているという事実
サイズが 0.5 ～ 1 m の水の氷が豊富なブロック (WEB) が彗星に均一に分布するモデルをサポートします。
耐火性マトリックスに埋め込まれた核。
キーワード。 彗星: 個別: 67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ – 方法: データ分析 – 方法: 観測 – 技術:測光
1.はじめに
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星（以下、67P）は、
ヨーロピアン スペースエージェンシーのロゼッタ ミッションの主な目標。 2004年に打上られたロゼッタは、
彗星周辺で、2014 年 7 月から2016 年 9 月まで約 25 か月間、67P核の形態、物性、組成、彗星を周回する前に
そして、彗星活動と塵とガスの相互作用の異なる日心距離での核表面と内部コマ。 宇宙探査で初めて Rosetta が納入されました
2014年 11月 12日に彗星表面に着陸したフィラエ。
フィラエが最初に選択した着陸地点から跳ね返ったとしても、
冒険的な軌道と2回目のリバウンドの後（オルークら。 2020)、それはアビドス サイトに到達し、予見された現場測定のほとんどが成功裏に達成されました。
ロゼッタは、核の複雑な形態を明らかにしました。
さまざまな種類の地形 (Thomas et al. 2015) には、層、岩、崖、穴があり、時には活動的です (Vincent et al.2015)。 彗星の表面は広範囲にわたる亀裂を示しています
ミリメートル (Bibring et al. 2015) から数十メートルまで
熱日射風化によって長い間生成された (El-Maarry etアル。 2015)、鳥肌や塊状の特徴を
数メートル (Sierks et al. 2015; Davidsson et al. 2016; Fornasierら。 2021) 元の小石の残骸として解釈されるか、
破砕プロセスの結果。 にちなんで名付けられた26の地域
エジプトの神々は、地表の地形学的特性に基づいて特定されました (詳細については、El-Maarry et al. 2015、2016 を参照)。
彗星領域の定義と場所)。 の二葉形
核は、広範なレイヤリングを示していますが、
大きなローブと小さなローブの間の重心は、低圧での衝突から生じるバイナリ構造に関連付けられています
初期太陽系における 2 つの異なる天体の速度 (マシロニ)ら。 2015)。
図1. 67P彗星の氷露出マップ。 色分けは次のとおりです。赤、近日点前（2014年 8月～2015年 5月）。 シアン、近日点 (6月- 2015年 10月); 緑、近日点後 (2016年 11月 - 2016年 9月)。 スペクトル的に青いスポット、スペクトル勾配が負のスポット (<−3%/(100nm)) は 535-882 nm の範囲で、薄緑色 (近日点後) とオレンジ色 (近日点前) で示されています。 シンボル サイズは 3 を表します
揮発性暴露領域の範囲; それらは、彗星核の表面 (合計で;51.74 km^2 トーマス等。 2018)、ただし拡大明確にするために。
バイナリ構造の解釈もサポートされています
報告されたさまざまな機械的および物理的特性によって
2つのローブ (El-Maarry et al. 2016; Fornasier et al. 2021)。
彗星は暗く、幾何学的アルベドは 6.5±0.2% です。
649 nm (Fornasier et al. 2015)。 核組成は、不透明な鉱物と混合された耐火物によって支配されています。
有機物。 スペクトルは赤色です (つまり、反射率は波長の急な道）と広いによって特徴付けられます
有機物の複雑な混合物の存在を示す 2.8 ～ 3.6 µm 領域の吸収帯 (Capaccioni et al. 2015;
キリコ等。 2016)。 可視、赤外線、および熱画像分光計 (VIRTIS) の最新の再キャリブレーションにより、アンモニウム塩 (Poch et al. 2020) および脂肪族有機物 (Raponi et al.アル。 2020)、ヒドロキシル化非晶質ケイ酸塩が吸収全体に寄与している可能性がある (Mennella et al. 2020)。
核は、いくつかの空間スケールで組成の不均一性を示し、その結果、地域および局所領域で異なるスペクトル勾配とアルベドが生じます。 暗くて赤い平均的な彗星について
地形、揮発性物質の露出は非常に明るく、より青いスペクトルを持っています (つまり、急勾配ではありません)。 2 つの揮発性
種は彗星 67P で露出した氷として検出され、主に結晶水氷 (De Sanctis et al. 2015; Barucci et al. 2016; Filacchione et al. 2016a) と二酸化炭素 (後者は発見)
彗星の表面で初めて露出した (Filacchione etアル。 2016b)。
光学・分光・赤外の共同観測リモート イメージング システム (OSIRIS) および VIRTIS 分光計カメラで観察された明るくスペクトル的に青い特徴は、典型的な水の氷のバンドを示していることが証明されています
赤外線スペクトル。 この相関関係に基づいて、多くのブルー
OSIRISで検出された明るい特徴が原因であるとされています
水氷への露出 (Barucci et al. 2016)。 ポムロール等。
(2015) 揮発性暴露の最初の OSIRIS 検出を報告した
彗星 67P の 5 ～ 10 倍明るい特徴を持つ
彗星状の暗い地形。 デファプリヤ等。 (2018) 生成された
57 項目を含む揮発性エクスポージャーの最初のカタログ。 他の
研究は、関連する輝点の存在を強調しています
北半球における水の氷の露出 (Pommerol etアル。 2015; フォルナジエ等。 2015; ラポニ等。 2016; バルッチら
アル。 2016; フィラキオーネ等。 2016a; ルケッティ等。 2017; ラフォルジア等。 2015; デサンクティス等。 2015; オクレーら。 2017) および
南半球では (Fornasier et al. 2016, 2019a, 2021;デシャプリヤ等。 2016年、2018年; ハッセルマン等。 2019; ホアンとアル。 2020)、時々崖の後に表面に露出したばかり
崩壊または爆発 (Pajola et al. 2017a; Agarwal et al. 2017;フィラキオーネ等。 2016a) またはフィラエの機械的作用による (O'Rourke et al. 2020)。
水の氷の存在量の推定値は、数パーセントから(Barucci et al. 2016; Filacchione et al. 2016a, 2016b; Raponi et al.アル。 2016; デサンクティス等。 2015; Ciarniello等。 2016) より多く へイムホテプで観測されたいくつかの明るい領域では 20 ～ 30% を超えています。
Seth、Khonsu、Bes、Anhur、および Wosret 地域 (Deshapriya etアル。 2016年、2018年; オクレーら。 2017; パジョラ等。 2017a; フォルナジエら。 2016 年、2017 年、2019 年、2021 年。 ハッセルマン等。
2019; ホアンら。 2020)、少数の局在化された小さな領域で最大 50 ～ 80% のピークを示す輝点 (Oklay et al. 2017; Hoang et al. 2020; O'Rourkeら。 2020; フォルナジエ等。 2021)、新たなエクスポージャーを示す揮発物。
この論文では、OSIRIS カメラで取得された色シーケンスの体系的な分析に基づいて構築された彗星 67P の揮発性物質の露出の最も拡張されたカタログを提示します。
異なる彗星領域におけるそれらの分布を調査します
彗星の不安定な特性を理解し、彗星を制限する目的で、形態学的地形、それらのスペクトル勾配の進化、それらのサイズ分布、およびそれらの持続時間モデル。
図 2. 滑らかな地形 (上) と不規則な構造の近く (下) の孤立した明るい特徴の例、それぞれ特徴タイプ 1 と 2
Deshapriya らに続いて。 (2018) 分類スキーム。 輝点の番号は、表 4 に記載されている番号に対応しています。
図 3. 岩の上にある明るい特徴の例 (アヌケットの BS 32、セスの BS 376、アンフーの BS 544 と BS 546)、タイプ 3 に従う
デシャプリヤ等。 (2018) 分類スキーム。 輝点の番号は、表 4 に記載されている番号に対応しています。いくつかの BS は青色を示しています。
小さなまたは負のスペクトル勾配値を示します (表 4 を参照)。
10. 結論
揮発性物質の露出に関する最も広範なカタログを作成しました
OSIRIS-NAC カラー画像に基づく彗星 67P を含む603 の個人のエントリ。 タイプ、スペクトルを調査します
勾配、面積分布、およびその最小期間
同質な方法。 主な調査結果は次のとおりです。
1. 輝点は、孤立した状態またはクラスター状に存在し、寿命があります。
数分から数時間の範囲で、その場合は霜が降りる可能性が非常に高く、数日から数か月かかる場合、
元の水の氷が濃縮されていることを考慮する必要があります
ブロック。
2. 輝点は近日点通過後に観測されることが多く、
典型的なサブメートル サイズで、中央値は 0.7 m^2、
氷を観察するには高解像度が必須であることを示しています
彗星での露出。
3. BSスペクトル勾配は負の値に向かって進化しました
近日点後の観測では、
霜、短命のもの、および大きな水氷の
より長い持続時間を持つものについては、粒子サイズ (≥ 1000 µm)。
4. BS の寿命は 3 つのクラスターを形成します (図 19): (a) 持続期間が 0.5 日未満の地域に依存しないクラスター。
日中の霜によって; (b) 地域に依存しないクラスターが持続する
0.5 日から 2 日で、何ヶ月も続く季節的な影響によって最もよく説明されます (Bertini et al. 2019, Ciarniello et al. 2022)。
(c) 2 日以上持続する地域依存クラスター、
これは、WEB の水による浸食によって最もよく説明されます (Fulle et al.2020 年、Ciarniello ら。 2022年）。
5. 2 日以上続く BS の侵食が観察され、の δ ≈ 2 は、ハピの堆積物で観察されたものと一致
δ ≈ 100 (Cambianica et al. 2020)。 したがって侵食は
によって予測されるように、耐火物と氷の比率とは無関係です。
水主導の活動モデル (Fulle et al. 2020)。
6. 観測された 2 日を超える BS の寿命は、WEB モデルの予測と一致しています (Ciarniello et al.2022年）。
7. 観測された BS 断面積の中央値 (0.7 m^2) 適合の季節的進化によって制約されたWEBのそれ
核の色 (Ciarniello et al. 2022)。
8. 観測された BS スペクトル勾配の変化は、WEBモデルの予想。 2015 年 2 月以降、WEBの公開が平均的な核になり始める
色が青くなる (Ciarniello et al. 2022, Fornasier et al. 2016)。
は、WEBs δ ≈ 2 と一致する値を持っています。この日付以前は、
おそらく部分的な自浄作用により、より赤くなっています。
公開された少数の WEB。
9. 揮発性暴露の総統合表面は、50,000㎡、これは67P核表面の0.1％未満であり、彗星核組成の最上層（およびWEBによると核全体）を示しています
モデル) は、耐火材料によって支配されています。
10. 大部分の BS は、大きなローブで観察されます。
彗星では、表面の 0.13% を占めていましたが、
スモール ローブの揮発性エクスポージャーはわずか 0.02% です。 この発見は、マッシロニらの仮説を支持しています。 (2015) 上で
彗星の連星構造とEl-Maarryの発見
ら。 (2016) および Fornasier ら。 （2021）、という事実について
67P 彗星の小さなローブと大きなローブは、異なる機械的および物理的特性を持っています。 揮発性エクスポージャーに関する私たちの研究
小さな葉は、大きな葉と比較して、少なくともその上層では、揮発性が豊富にあることを強調しています。
色の季節的な進化を示していますが (Ciarniello et al. 2022)、WEB の露出によって駆動されますが、同様です。
大きなローブへ。
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ核の揮発性露出
2023年 2月 22日提出
概要
ねらい。 Rosettaミッションに搭載された光学、分光、赤外線リモートイメージングシステム（OSIRIS）で取得された観測から生成された 67P/Churyumov-Gerasimenko 核での揮発性物質の露出の最も広範なカタログを提示します。
核全体の揮発性暴露分布、それらのサイズ分布、およびそれらのスペクトル勾配の進化を調査します。
メソッド。 OSIRIS の狭角カメラ (NAC) で取得した中解像度および高解像度の画像をいくつかの場所で分析しました。
250 ～ 1000 nm の範囲の波長で、2014年 8月から2016年 9月、数 m/px から 0.1 m/px の空間解像度をカバー。 氷のような輝点を特定するために、
次の基準: i) 彗星の暗い地形よりも少なくとも 50% 明るくなければなりません。 ii) 中性から中程度のスペクトルを持っている必要があります
可視範囲 (535 ~ 882 nm) の勾配値。 iii) 3 ピクセルより大きくする必要があります。
結果。 彗星で 600 以上の揮発性の露出を特定し、それらを均一な方法で分析しました。 輝点
核上に孤立しているか、通常は崖の底に集まっており、それらのほとんどは小さく、通常は数個です。
平方メートル以下。 孤立したものは、滑らかな表面を含むさまざまなタイプの形態学的地形で観察されます。
岩の上、または不規則な構造物の近く。 それらのいくつかは、ソースである彗星活動と明確に相関しています
ジェットの、またはアクティビティ イベントの後に表示されます。 負のスペクトル勾配値を持つ揮発性物質の多くの特異な露出に注意してください
近日点後の高解像度画像では、大きな氷粒 (> 1000 µm) または局所的な霜の存在として解釈されます
結露。 スペクトル勾配と、近日点前後の輝点の面積分布の両方に明確な違いが見られます。これらの最後の輝点は、スペクトル勾配の平均値が低く、サイズが小さく、表面の中央値は 0.7 m2 です。
、 もしそれでもサイズの違いは主に、近日点後に達成されたより高い解像度によるものです。 輝点ショーの最小持続時間
3つのクラスター：短寿命の霜が支配する地域に依存しないクラスター。 寿命が 0.5 ～ 2 日の地域に依存しないクラスター、
おそらく脱水チャンクの季節的なフォールアウトに関連しています。 および寿命が 2 日を超えるエリア依存クラスター
核の水による侵食と一致しています。
結論。 多数の輝点が検出されたとしても、露出した水の氷の総表面積は 50,000 m^2 未満です。これは67P 核表面の合計の 0.1%。 これは、彗星 67P の表面が露出している間、耐火性の暗い地形によって支配されていることを確認します。
氷はごく一部しか占めていません。 彗星核表面の氷を識別するには、高い空間分解能が必須です。 さらに、
揮発性暴露の量は、大きなローブよりも小さなローブの方が6分の1であり、仮説に追加の証拠を追加します
その彗星 67P は 2 つの別個の天体で構成されています。 識別された輝点の大部分が 1m^2 未満の表面を持っているという事実
サイズが 0.5 ～ 1 m の水の氷が豊富なブロック (WEB) が彗星に均一に分布するモデルをサポートします。
耐火性マトリックスに埋め込まれた核。
キーワード。 彗星: 個別: 67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ – 方法: データ分析 – 方法: 観測 – 技術:測光
1.はじめに
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星（以下、67P）は、
ヨーロピアン スペースエージェンシーのロゼッタ ミッションの主な目標。 2004年に打上られたロゼッタは、
彗星周辺で、2014 年 7 月から2016 年 9 月まで約 25 か月間、67P核の形態、物性、組成、彗星を周回する前に
そして、彗星活動と塵とガスの相互作用の異なる日心距離での核表面と内部コマ。 宇宙探査で初めて Rosetta が納入されました
2014年 11月 12日に彗星表面に着陸したフィラエ。
フィラエが最初に選択した着陸地点から跳ね返ったとしても、
冒険的な軌道と2回目のリバウンドの後（オルークら。 2020)、それはアビドス サイトに到達し、予見された現場測定のほとんどが成功裏に達成されました。
ロゼッタは、核の複雑な形態を明らかにしました。
さまざまな種類の地形 (Thomas et al. 2015) には、層、岩、崖、穴があり、時には活動的です (Vincent et al.2015)。 彗星の表面は広範囲にわたる亀裂を示しています
ミリメートル (Bibring et al. 2015) から数十メートルまで
熱日射風化によって長い間生成された (El-Maarry etアル。 2015)、鳥肌や塊状の特徴を
数メートル (Sierks et al. 2015; Davidsson et al. 2016; Fornasierら。 2021) 元の小石の残骸として解釈されるか、
破砕プロセスの結果。 にちなんで名付けられた26の地域
エジプトの神々は、地表の地形学的特性に基づいて特定されました (詳細については、El-Maarry et al. 2015、2016 を参照)。
彗星領域の定義と場所)。 の二葉形
核は、広範なレイヤリングを示していますが、
大きなローブと小さなローブの間の重心は、低圧での衝突から生じるバイナリ構造に関連付けられています
初期太陽系における 2 つの異なる天体の速度 (マシロニ)ら。 2015)。
図1. 67P彗星の氷露出マップ。 色分けは次のとおりです。赤、近日点前（2014年 8月～2015年 5月）。 シアン、近日点 (6月- 2015年 10月); 緑、近日点後 (2016年 11月 - 2016年 9月)。 スペクトル的に青いスポット、スペクトル勾配が負のスポット (<−3%/(100nm)) は 535-882 nm の範囲で、薄緑色 (近日点後) とオレンジ色 (近日点前) で示されています。 シンボル サイズは 3 を表します
揮発性暴露領域の範囲; それらは、彗星核の表面 (合計で;51.74 km^2 トーマス等。 2018)、ただし拡大明確にするために。
バイナリ構造の解釈もサポートされています
報告されたさまざまな機械的および物理的特性によって
2つのローブ (El-Maarry et al. 2016; Fornasier et al. 2021)。
彗星は暗く、幾何学的アルベドは 6.5±0.2% です。
649 nm (Fornasier et al. 2015)。 核組成は、不透明な鉱物と混合された耐火物によって支配されています。
有機物。 スペクトルは赤色です (つまり、反射率は波長の急な道）と広いによって特徴付けられます
有機物の複雑な混合物の存在を示す 2.8 ～ 3.6 µm 領域の吸収帯 (Capaccioni et al. 2015;
キリコ等。 2016)。 可視、赤外線、および熱画像分光計 (VIRTIS) の最新の再キャリブレーションにより、アンモニウム塩 (Poch et al. 2020) および脂肪族有機物 (Raponi et al.アル。 2020)、ヒドロキシル化非晶質ケイ酸塩が吸収全体に寄与している可能性がある (Mennella et al. 2020)。
核は、いくつかの空間スケールで組成の不均一性を示し、その結果、地域および局所領域で異なるスペクトル勾配とアルベドが生じます。 暗くて赤い平均的な彗星について
地形、揮発性物質の露出は非常に明るく、より青いスペクトルを持っています (つまり、急勾配ではありません)。 2 つの揮発性
種は彗星 67P で露出した氷として検出され、主に結晶水氷 (De Sanctis et al. 2015; Barucci et al. 2016; Filacchione et al. 2016a) と二酸化炭素 (後者は発見)
彗星の表面で初めて露出した (Filacchione etアル。 2016b)。
光学・分光・赤外の共同観測リモート イメージング システム (OSIRIS) および VIRTIS 分光計カメラで観察された明るくスペクトル的に青い特徴は、典型的な水の氷のバンドを示していることが証明されています
赤外線スペクトル。 この相関関係に基づいて、多くのブルー
OSIRISで検出された明るい特徴が原因であるとされています
水氷への露出 (Barucci et al. 2016)。 ポムロール等。
(2015) 揮発性暴露の最初の OSIRIS 検出を報告した
彗星 67P の 5 ～ 10 倍明るい特徴を持つ
彗星状の暗い地形。 デファプリヤ等。 (2018) 生成された
57 項目を含む揮発性エクスポージャーの最初のカタログ。 他の
研究は、関連する輝点の存在を強調しています
北半球における水の氷の露出 (Pommerol etアル。 2015; フォルナジエ等。 2015; ラポニ等。 2016; バルッチら
アル。 2016; フィラキオーネ等。 2016a; ルケッティ等。 2017; ラフォルジア等。 2015; デサンクティス等。 2015; オクレーら。 2017) および
南半球では (Fornasier et al. 2016, 2019a, 2021;デシャプリヤ等。 2016年、2018年; ハッセルマン等。 2019; ホアンとアル。 2020)、時々崖の後に表面に露出したばかり
崩壊または爆発 (Pajola et al. 2017a; Agarwal et al. 2017;フィラキオーネ等。 2016a) またはフィラエの機械的作用による (O'Rourke et al. 2020)。
水の氷の存在量の推定値は、数パーセントから(Barucci et al. 2016; Filacchione et al. 2016a, 2016b; Raponi et al.アル。 2016; デサンクティス等。 2015; Ciarniello等。 2016) より多く へイムホテプで観測されたいくつかの明るい領域では 20 ～ 30% を超えています。
Seth、Khonsu、Bes、Anhur、および Wosret 地域 (Deshapriya etアル。 2016年、2018年; オクレーら。 2017; パジョラ等。 2017a; フォルナジエら。 2016 年、2017 年、2019 年、2021 年。 ハッセルマン等。
2019; ホアンら。 2020)、少数の局在化された小さな領域で最大 50 ～ 80% のピークを示す輝点 (Oklay et al. 2017; Hoang et al. 2020; O'Rourkeら。 2020; フォルナジエ等。 2021)、新たなエクスポージャーを示す揮発物。
この論文では、OSIRIS カメラで取得された色シーケンスの体系的な分析に基づいて構築された彗星 67P の揮発性物質の露出の最も拡張されたカタログを提示します。
異なる彗星領域におけるそれらの分布を調査します
彗星の不安定な特性を理解し、彗星を制限する目的で、形態学的地形、それらのスペクトル勾配の進化、それらのサイズ分布、およびそれらの持続時間モデル。
図 2. 滑らかな地形 (上) と不規則な構造の近く (下) の孤立した明るい特徴の例、それぞれ特徴タイプ 1 と 2
Deshapriya らに続いて。 (2018) 分類スキーム。 輝点の番号は、表 4 に記載されている番号に対応しています。
図 3. 岩の上にある明るい特徴の例 (アヌケットの BS 32、セスの BS 376、アンフーの BS 544 と BS 546)、タイプ 3 に従う
デシャプリヤ等。 (2018) 分類スキーム。 輝点の番号は、表 4 に記載されている番号に対応しています。いくつかの BS は青色を示しています。
小さなまたは負のスペクトル勾配値を示します (表 4 を参照)。
10. 結論
揮発性物質の露出に関する最も広範なカタログを作成しました
OSIRIS-NAC カラー画像に基づく彗星 67P を含む603 の個人のエントリ。 タイプ、スペクトルを調査します
勾配、面積分布、およびその最小期間
同質な方法。 主な調査結果は次のとおりです。
1. 輝点は、孤立した状態またはクラスター状に存在し、寿命があります。
数分から数時間の範囲で、その場合は霜が降りる可能性が非常に高く、数日から数か月かかる場合、
元の水の氷が濃縮されていることを考慮する必要があります
ブロック。
2. 輝点は近日点通過後に観測されることが多く、
典型的なサブメートル サイズで、中央値は 0.7 m^2、
氷を観察するには高解像度が必須であることを示しています
彗星での露出。
3. BSスペクトル勾配は負の値に向かって進化しました
近日点後の観測では、
霜、短命のもの、および大きな水氷の
より長い持続時間を持つものについては、粒子サイズ (≥ 1000 µm)。
4. BS の寿命は 3 つのクラスターを形成します (図 19): (a) 持続期間が 0.5 日未満の地域に依存しないクラスター。
日中の霜によって; (b) 地域に依存しないクラスターが持続する
0.5 日から 2 日で、何ヶ月も続く季節的な影響によって最もよく説明されます (Bertini et al. 2019, Ciarniello et al. 2022)。
(c) 2 日以上持続する地域依存クラスター、
これは、WEB の水による浸食によって最もよく説明されます (Fulle et al.2020 年、Ciarniello ら。 2022年）。
5. 2 日以上続く BS の侵食が観察され、の δ ≈ 2 は、ハピの堆積物で観察されたものと一致
δ ≈ 100 (Cambianica et al. 2020)。 したがって侵食は
によって予測されるように、耐火物と氷の比率とは無関係です。
水主導の活動モデル (Fulle et al. 2020)。
6. 観測された 2 日を超える BS の寿命は、WEB モデルの予測と一致しています (Ciarniello et al.2022年）。
7. 観測された BS 断面積の中央値 (0.7 m^2) 適合の季節的進化によって制約されたWEBのそれ
核の色 (Ciarniello et al. 2022)。
8. 観測された BS スペクトル勾配の変化は、WEBモデルの予想。 2015 年 2 月以降、WEBの公開が平均的な核になり始める
色が青くなる (Ciarniello et al. 2022, Fornasier et al. 2016)。
は、WEBs δ ≈ 2 と一致する値を持っています。この日付以前は、
おそらく部分的な自浄作用により、より赤くなっています。
公開された少数の WEB。
9. 揮発性暴露の総統合表面は、50,000㎡、これは67P核表面の0.1％未満であり、彗星核組成の最上層（およびWEBによると核全体）を示しています
モデル) は、耐火材料によって支配されています。
10. 大部分の BS は、大きなローブで観察されます。
彗星では、表面の 0.13% を占めていましたが、
スモール ローブの揮発性エクスポージャーはわずか 0.02% です。 この発見は、マッシロニらの仮説を支持しています。 (2015) 上で
彗星の連星構造とEl-Maarryの発見
ら。 (2016) および Fornasier ら。 （2021）、という事実について
67P 彗星の小さなローブと大きなローブは、異なる機械的および物理的特性を持っています。 揮発性エクスポージャーに関する私たちの研究
小さな葉は、大きな葉と比較して、少なくともその上層では、揮発性が豊富にあることを強調しています。
色の季節的な進化を示していますが (Ciarniello et al. 2022)、WEB の露出によって駆動されますが、同様です。
大きなローブへ。
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