彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコのアルベド斑

彗星核の表面は同じ雪や氷で出来ていても重力や温度変化によって収縮や融合の進み具合が違ってくるので光の反射具合が違ってくるらしい。以下、機械翻訳。
彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコのアルベド斑

概要
ここでは、彗星 67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの核のアルベドの斑入りのレベルを調べます。これはフィッティングによって行われます
標準測光位相関数モデルのパラメータを、
オレンジ フィルターの Rosetta/OSIRIS 狭角カメラ。観測された放射輝度係数と
ディスク平均解は、ローカル単一散乱アルベドのプロキシ W として解釈されます。広い範囲を見つけます 0.02 <～ W <～ 0.09 平均約 W = 0.055。観察されたアルベドの斑入りは、核の形態と強く相関しています - 滑らかです
地形は平均よりも明るく、統合された地形は暗いです。さらに、滑らかな地形が暗くなる前に見つけることができます。
形態学的変化、およびその層序学的に低い地形 (各核葉の中心に関して) はより明るい
層序的に高い地形。観察されたアルベドの斑入りは、空隙率とコヒーレントの違いによるものであると提案します
効果: 圧縮により、小さな明るい粒子が、より大きな光学的に有効な粒子として集合的に作用し、暗い粒子になります。
したがって、暗い統合されたテレイン マテリアルは、滑らかなテレイン マテリアルよりも圧縮され、暗くなっていると考えられます。
後者は沈下によるものです。
キーワード: 彗星: 個別: 67P/チュリュモフ–ゲラシメンコ – 技法: 測光

図 1. 左上: 𝑄˜
式（9）による画像F82a〜dのobs値は、位相角𝛼の関数として、灰色の点として示されています。これらのデータをビニングする場合
Δ𝛼 = 0.2◦ で
解像度、赤い円の平均と赤いバーの標準偏差が得られ、𝑄obs(𝛼) と呼ばれます。式（11）で与えられる理論関数𝜒を達成
{𝑤0, ℎ0, 𝜉0 } = {0.033, 0.046, −0.561} の 𝑄obs(𝛼) に関する 2 つの最小値。ここでは、𝑄fit(𝛼) と呼ばれる赤い曲線として示されています。右上: 𝑄~
オブス
値 (灰色の点) と 𝑄obs(𝛼) の平均値と標準偏差 (赤い円とバー) がすべての F82a–h 画像について示されています。
粗さは、𝜃¯ = 25◦ の場合、放射輝度係数を最大で 2% 暗くします。
. {𝑤1, ℎ1, 𝜉1 } = {0.055, 0.035, −0.456} である最適適合モデル 𝑄fit(𝛼)
赤い曲線として見られます。左下：𝜒^2
最終的な{𝑤1、ℎ1、𝜉1}フィットの𝜉=−0.456での{𝑤、ℎ}平面の関数。右下：𝜒^2
の機能
{𝑤, 𝜉 }– 最終的な {𝑤1, ℎ1, 𝜉1 } フィットの ℎ = 0.035 での平面。


図 2. グローバル 𝜒^2
𝑅obs と測光モデルの間の残差
表面粗さ 𝜃¯ のレベルの関数として、式 (1) で与えられます。
{𝑤1, ℎ1, 𝜉1 } = {0.055, 0.035, −0.456} と仮定し、考慮されるピクセルをサブセット 𝑆2 (≥ 30% の調光を持つピクセル) に制限します。
𝑅ラフ ( 𝜃¯ = 25◦) 𝑅flat に関して)。


図 3. 上部パネル: F82a 0◦ ≤ 𝛼 ≤ 2.4◦
Ash、Khepry、および Imhotep の一部を示しています (Feller et al. の図 3 の右パネルのテラス 4、3、および 1)。
2019年、文脈上）。 下のパネル: F82b at 2.8◦ ≤ 𝛼 ≤ 5.2◦
、Imhotep の一部を示しています (Feller et al. 2019 の図 3 の右パネルのテラス 1 と 2)。


図 4. 上部パネル: の F82c 8.9◦ ≤ 𝛼 ≤ 11.1◦、Khepry と Aker を示します (コンテキストについては、Thomas et al. 2015a の図 1 の右側を参照してください)。
下のパネル: のF82d 13.9◦ ≤ 𝛼 ≤ 16.1◦ 主に、イムホテプ (上)、コンス (左)、およびアトゥム (下) に囲まれたアピスを示しています。Thomas et al. の図 8 の右側を参照してください。
（2018）コンテキストについて。


図 5. 上部パネル: の F82e 40.3◦ ≤ 𝛼 ≤ 41.0◦
、北半球の大部分を示しています（El-Maarry et al。の図1の中央のパネルを参照してください。
2015b、文脈上）。 下のパネル: F82f at 42.0◦ ≤ 𝛼 ≤ 44.2◦
El-Maarry et al. の図 8c を参照してください。 (2015b)。

6 結論
私たちは、によって取得された彗星 67P の多数の画像を分析しました。
オレンジ フィルターの OSIRIS NAC カメラ。標準測光
ディスク平均を取得するために、モデルがデータに適合されています
パラメーター。画像の放射輝度係数の不一致
最適適合平均モデルに関しては、次のように使用されています。
によって表される、核のアルベド斑の尺度
単一散乱アルベド プロキシ W。主な結論は次のとおりです。
以下に要約する。
(i) 彗星 67P のアルベド斑は大きく、範囲 0.02 < ～ W < 〜0.09。
(ii) ほとんどの滑らかな地形は、平均よりも高い W を持っています。
(iii) 滑らかな地形内の特定の領域が以前に暗く見える
形態学的変化の開始まで（拡大として現れる浅いピットと動く断崖)。
(iv) ほとんどの圧密地形は、平均よりも低い W を持っています。
(v) 層序学的に低い地形を構成する脆く固結した物質
核ローブ) は類似のものよりも明るい (W 値が高い) が、層序的に高い地形。
(vi) 圧密、もろい、および滑らかな材料の間の体系的な組成の違いについての説得力のある証拠は見つかりません。
したがって、観測されたアルベドの斑入りが原因であると提案します
気孔率の変化によって、したがって、コヒーレント効果（による圧縮すると、小さな明るい粒子が大きくて暗い粒子として機能し始めます
光学的に有効な粒子)。