ハウメアの分光分析

まだ、全部の分光データが手に入ってないけど、ただの光度曲線じゃないから経度ごとの表面組成の絞込みができているようです。以下、機械翻訳。
近赤外線の空間的に準惑星（１３６１０８） ハウメアの多数システムを分光的に解決しました？
要約
文脈。 太陽系の 海王星以遠の地域は軌道の行動、大きさ、表面の色と構成で大きい多様性を見せている多種多様な氷で覆われた天体が多く住んでいます。
目的。 準惑星（１３６１０８）ハウメア、は最も大きい 海王星以遠天体の間にあって、そして非常に高速の回転物（～ 3.9h）です。 この準惑星は大いに細長い形を表示して、そして水晶のような氷で覆われていて、それらの中心体に類似している２つの小さい衛星の主人役を務めます。 重要な特定の地域が多バンドライトカーブ分析から ハウメアの表面で識別される暗いレッド場所（DRS）である（ラセルダおよびその他. ２００８）. Haumea は同じく日付と Haumea のユニークな特徴に関して責任があるありそうな大惨事の衝突の結果に知られている唯一の 海王星以遠天体（TNO）家族の最も大きいメンバーであることを知られています。
方法。 我々は不可欠なフィールド観察のために欧州南天文台（ESO）の非常に大きい望遠鏡（VLT）観測所で近赤外線のもの（SINFONI）の中で不可欠なフィールドユニット（IFU）スペクトルグラフでここで得られた近赤外線のレーザー Guide スターに支援される Haumea の観察の新しいセットの分析について報告します。 デュマおよびその他によって発表された前のデータと組み合わせられます。 （２０１１）とそれぞれのスペクトルをその対応する交替の段階と結び付けるための視覚のものの、そしてはるかに赤外線の少ないカーブの測定を使って、我々は外に伴うことが可能であった回転して Haumea の表面の 分光の 研究を解決する.
結果。 我々は、 DRS の中にそして中から、両方の地域のために Haumea の表面上存在している水晶のような氷の身体的特徴を記述して、そしてそれぞれの個別のスペクトルのために得られた相違を分析します。 水晶のような氷の存在は Haumea の表面の半分以上の上に確認されます。 平均のスペクトル坂の我々の測定（１００ナノメートルによって１.４５±０.８２％）はスポット地域のもっと赤い特徴を確認します。 吸収バンドが DRS と表面の残っている部分の間の重要な相違に見せない水晶のような氷の詳細な分析。 我々は同じく Hapke モデリングを我々のデータセットに適用することについての結果を提出します。 最も良いスペクトルの適応物は無定形の炭素の数パーセントで水晶のような氷の混合（６０μｍより小さい粒子の大きさ）で得られます。 相性への改良が、付け加えることによって、得られます - 無定形の氷の１０％。 さらに、我々は IFU再構築 イメージを最大の衛星 ヒイアカの相対的な 天文位置 ポジションを測って、そしてその軌道の要素を決定するために使いました。 軌道の解決が我々の遺伝 － ベースのアルゴリズム GENOID で計算されました、そして我々の結果は最近の結果とのフルの合意にあります。
キーワード。 海王星以遠天体 － ２００３ EL61 （１３６１０８） ハウメア － 表面の構成最高角分解能 － 赤外線の画像形成 分光法 － 動的関係 － ヒイアカ － ナマカ
１．イントロダクション
対象（１３６１０８）ハウメア、は最も注目に値する 海王星以遠天体（TNO）の１つです。 その可視光線カーブは非常にショート（～３.９１ｈ）回転的な期間と 楕円体 の形を示します（１０００ ｘ ８００ ｘ ５００ｋｍ；ラビナビッツおよびその他。 2006) その重力が、 Haumea を１つの準惑星にして、 静力学 均衡の中にリラックスしたことに対して、十分であると決定される間に。 ダイナミックに、それは、２８３年の軌道の期間、３５AU においての近日点と２８の軌道傾斜角で、古典の TNO であると思われますか？（ラビナビッツおよびその他. ２００６）. Haumea が最も青い TNOs の１つである（Tegler およびその他. 2007) 今までに知られています。 その表面はほとんど純水氷によって覆われる（トルヒーヨおよびその他. ２００７；メルリンおよびその他。 2007) しかしその ? 南半球、チリの天文学の研究のためにヨーロッパの組織で集められた観察に基づいて、ＩＤをプログラムしてください： 60.A-9235 。
高密度（～ 2.6-3.3 g.cm - ３、ラビナビッツおよびその他。 ２００６；ラセルダ＆ Jewitt ２００７；キャリーおよびその他。 2012) いっそう岩だらけの内部を示します。
それは２個の衛星を所有する（ブラウンおよびその他. ２００５、 2006) 、２つの最も大きいもの同じく水晶のような氷で覆われる（Barkume およびその他. ２００６；デュマおよびその他。 ２０１１）. このような Haumea が小さい氷 TNOs の人口、同じ軌道のパラメータ（シャラー＆ブラウン２００８年）を共有しているすべての中で最大のグループであるという事実に加えられた dynamical と身体的特徴、 Haumea が長老（＞ １0億年）の大惨事の衝突の残存物組織であるという考えを示してください（Ragozzine ＆ブラウン２００７年； Snodgrass およびその他.
２０１０；キャリーおよびその他。 ２０１２）.
多色の測光学と合わせられた潮時決議観察、周囲の材料より赤くて、そしてもっと暗い局地的に制限された表面特徴で証拠を提供してください（ラセルダおよびその他。 ２００８；ラセルダ２００９年）. このような（多分 衝突による起源の）機能の存在は強い表面 不均一 を見せて（冥王星の後に） ハウメア を２回目の TNO にします。 この研究で、我々は４年の間隔をおいて暗いレッド場所（DRS）とその周辺地域と表面物質の氷の敷地のスペクトル行動を分析するとみなされる２セットの観察を結合します。 最終的に、我々は超スペクトルのイメージの我々のセットからすぐの ヒイアカ の 天文位置 ポジションを測ります、そして Genoid を使ってその軌道の Keplerian 要素を決定してください、遺伝 － ベースのアルゴリズム（Vachier およびその他。 ２０１２）.
２．観察
Haumea は３月１５日、２００７の上にＨとＫバンドの中で観察されました、そして近赤外線 （SINFONI）手段で不可欠なフィールド観察のためにレーザーガイドスターファシリティ（LGSF）とスペクトルグラフを使っている２０１１年４月の０９つのＵＴが欧州南天文台（ESO）の非常に大きい望遠鏡（VLT）の８ m の「Yepun」望遠鏡に設置されました。 SINFONI は１.０ － ２.５μｍの範囲で作動する不可欠なフィールドのスペクトロメータです。 それはスター（LGS）が向けるスター自然なガイド（NGS）とレーザーガイドを提供している補償光学（AO）システムが設置されています。 TNOs Haumea 、エリスと Orcus がそうであったラージを観察するためのこの道具の使用がより以前のペーパーで記述されます（メルリンおよびその他。 ２００７； Barucci およびその他。 ２００８；デュマおよびその他。 ２００７、２０１１；キャリーおよびその他。 2012) そして SINFONI についてのインフォメーションが見いだされることができるさらに多く Eisenhauer およびその他. （２００３）そして
ボンネットおよびその他。 （２００４）。 両方の時代のための観察は AO システムとその LGS ファシリティを使って行なわれていました。 レーザーは、それで、 wavefront の高いオーダーを特徴づけることに対して、（非レーザーの観察との比較で）４マグニチュードの利益を提供して、Ｒ雑誌 - Haumea （Ｖ等級 ＝ １７.４）の視線の近くの１３.４ － の人工の可視光線星を作り出します。 Haumea は AO - LGS システムによって、それで最適な訂正を与えて、 on-axis 、先端傾きのリファレンス情報提供者、として使われました。
大気の状態は、見ることが０.８１インチと１.１３インチの間にさまざまであるという状態で、２００７の観察の間に極めて良かったです。 ３月１５日に、 6h34 ＵＴと 7h24 ＵＴの間に、３００のｓの６つの露出がそれぞれ、空背景を記録する 300s の３つの露出が点在していて、 Haumea （０.５のｈの完全な統合時間）の上に得られました。 データがそうであったこれらの結果がすでに発表されます（デュマおよびその他。 2011) しかし我々同じデータ処理と両方の時代のための最新のデータ縮小ツールを使って再びそれらを減らすことに決める. ２０１１年の４月の０９で、中間で
3h57 ＵＴと 5h40 ＵＴ、６００ｓの６つの露出がそれぞれ、空背景測定によって interspaced されて、 Haumea （１.１５ｈの完全な統合時間）の上に得られました。 しかしながら、比較的ひどい気象学の状態（6h00 ＵＴの後に雲と１５メートル / ｓ以上の風に帰せられる堕落した空透明度）の結果として、２０１１の観察の間にフルに Haumea を地図に表わすことを得ることはできませんでした（図１参照）。 ２００７を結合します（ほとんど正確に DRS の経度のスパンを試します）、静かにしてください、そうすれば２０１１のデータは我々が Haumea の相当な経度の保険適用を得て、そしてその表面不動産のどんな変化でも探究することを可能にしました。
Ｈ ＋ （? １５００の力を解決している）Ｋのスペクトル格子は、１００ミリ秒角 / ピクセル（３秒角×３秒角の視界）のプレートスケールと同様、同時にＨとＫ両方のバンドをカバーして、それぞれの観察期日で使われました。
同じ設定を使って（しかしそして NGS で）、我々は同じく Haumea の観察に、そして類似の airmass で間に合って親密な標準的な太陽 - アナログスターを観察しました。 これらのスターは太陽の反応と telluric 吸収特徴から我々のスペクトルを修正するために使われました（表１参照）。
図１。 すべてのポジションが Haumea の光度曲線に時代（６個が２００７と７個で２０１１で、注釈のために表１を見ます）を観察しました。 暗いレッド場所の場所（ラセルダ２００９年）は赤字によって陰にされた地域によって代表されます。 両方の日付に入手されたデータの組み合わせは Haumea の２３０度の交替の報道を返します。 発表された２００７の観察が入っています（デュマおよびその他。 2011) DRS 地域を描写するために使われることができます。 交替の段階（経度）は同じくＸ軸に沿って度で表されます。 ダイヤモンドの大きさは２００７年の３００ｓと２０１１年の６００ｓの典型的な露出時代でスタートとそれぞれの observation. の終わりの間に timespan に比例しています。 Haumea の光度曲線は Lellouch およびその他からとられます。 （２０１０）。 それらがあまりにも小さいから（０.１３％以下そして０.０７％２００７年と２０１１年のデータをカバーしている期間を上まわって）、経度不確実性はその存在を確立していません。
３．データ縮小
データがそうであった科学と目盛り測定が ESO パイプラインバージョン２.３.２を使って減らされます（モジリアーニおよびその他。 ２００７）. 我々は、探知器を読むとき、導入された暗い、そして明るい水平なラインの騒音パターンから最初にすべての手を加えていない骨格を修正しました。 それから我々は使った
ESO パイプラインが、それぞれ、周波数値をそれぞれのピクセルと結び付けて、そして最終のイメージ立方体を再建するために必要とされる、良くないピクセルマスク、マスター darks 、フラットなフィールドのフレームと波長とわい曲目盛り測定ファイルのような、データ縮小プロセスによって必要とされるすべてのマスター目盛り測定ファイルを作成します。
それぞれのオブジェクト（科学あるいは calibrator）フレームから、我々は間に合って最も近く記録された空フレームを引きました。 空引き算の質は、準備中の空 residuals の訂正を可能にすることによって、すなわちスペクトルのイメージの立方体のそれぞれのイメージ断片から空の残余の中間の価値を引くことによって、さらに改善されました。 我々は１つずつすべての個別のスペクトルを引き抜いて、そして対応する波長においてすべてのフレームの中間数によって取って代わられたどんな残っている良くないピクセルの訂正の後にでも（彼・それ）らを結合しました。 Airmass 訂正が、それらの対応する太陽のアナログで Haumea のスペクトルを分割することによって、応用されました。 最終のスペクトルは２.２０μメートルにおいて団結にそれから正常化されました。 我々は Haumea のローテーションの期間（3.915341h ± 0.000005h）の正確な知識から、２００９年１２月に習得された最も近い光度測定の観察に基づいた我々のスペクトルのそれぞれの交替の段階を決定した（Lellouch およびその他. 2010) そして２００７年６月（ラセルダ２００９年）。 ２００７の観察は間獲得された
DRS 地域が地球に面していました（図１参照）。 Haumea の交替の段階のための任意の出身がその２つの光度曲線最大限の最も低いものに対応するように選ばれました。 結合された２００７年と２０１１年の観察の詳細な分析が次のセクションに示されます。