冥王星の衛星カロンの遠紫外線反射率は何故か土星の氷衛星エンケラドスに似ている。以下、機械翻訳。
カロンの遠紫外線表面反射率について
2021年7月29日に提出
ニューホライズンズのアリス分光器によって得られた、カロンの遠紫外線表面反射率の最初の測定値を示します。1650 Åの手前で測定可能なフラックスは見つかりません。また、Charonの幾何アルベドは1600Å で （）です。1650-1725ÅからCharonの幾何アルベドは増加し 、までほぼ一定のままです。 このスペクトル形状は 氷吸収の特徴であるため、Charonは、遠紫外線で検出されたH2O氷表面を持つ最初のカイパーベルトオブジェクトです。カロンの幾何アルベドは＜ 0.0193つのσ0.166 ± 0.06822〜3.7これらの波長ではエンケラドスよりも1倍低いですが、スペクトル形状は非常に似ています。これは、表面組成の類似性と、Charonの表面上の高濃度またはより吸収性の高い汚染物質による絶対反射率の違いに起因すると考えられます。最後に、カロンはFUVでエンケラドス、ミマス、テティス、ディオネとは異なる太陽位相の振る舞いをしており、エンケラドスよりも強い衝効果があり、これらの土星の衛星のいずれよりも中間の太陽位相角での下降が浅いことがわかります。
図1.表1の観測シーケンス中のアリススリット内の冥王星（「P」）とカロン（「C」）の位置。
C_LEISA_LORRI_1には、Charonのみが表示されます。C_LEISA_LORRI_1は、LORRIに沿って乗車するCharonのLEISAスペクトルスキャンとして設計されました。
画像。 他の3つのシーケンスは、冥王星の大気からの大気光の放出を検索するように設計されていますが、宇宙船は
アリススリットにカロンを含めるために意図的に回転させました。 矢印は、スリットに対するカロンの動きの方向を示しています。
teff ＜texpであり、すべてのパネルに6◦×6◦視野があるシーケンス。
図2.表1の観測シーケンスから抽出されたカロンのFUVスペクトル。スケーリングされた太陽スペクトルは
比較のために示されています。 挿入図は、1400〜1700Åの各観測シーケンスの1σフラックスの不確実性を示しています。
図3.からのCharonの分散加重平均I / F太陽の位相角の関数としての1750〜1850Å。 破線線は、アリスデータへの線形フィットを示しています。
実線は、CharonのVバンド位相曲線を示しています（Verbiscer etal。2021準備中）アリスのデータに一致するようにスケーリングされます。
挿入図は、波長の関数としての表面反射率を示しています。PC_Airglow_Appr_4。
点線はI / Fの1σランダム不確かさを示し、一点鎖線は1σの体系的な不確実性。
図4.Charonの表面反射率の相対的な変化
測定された経度で。 スケーリングされたVバンド位相
図3の曲線は、観測シーケンスごとに異なる太陽位相角の影響をモデル化するために使用されています。
表示される1σの不確かさは、不確かさを考慮に入れています
スケールファクターで。
図5.関数としてのCharonの平均幾何アルベド
波長の。 点線は1σのランダムな不確かさを示し、一点鎖線は1σの系統的を示します
不確実性。
図6.カロンのFUV表面反射率（黒い線）
エンケラドスダイヤモンドと比較して;] [] hendrix18。 図5のように、点線は1σのランダムな不確かさを示しています。
一点鎖線は1σの系統的不確かさを示しています。
エンケラドスの幾何アルベドが係数3.7は、Charonの係数と非常によく似ています。
図7.カロンの太陽位相曲線（Verbiscer etal。2021
準備中）氷の土星の衛星（ヘンドリックス）と比較して
etal。 2010; Royer＆Hendrix 2014）Hapke（2012）に基づく
モデルが適合します。 すべての衛星の反射率はに設定されています
15°の位相角で1彼らのバリエーションを強調する太陽相の振る舞い。
4.結論
CharonのFUV表面反射率を測定しました
4つの観測からのデータを組み合わせることによって初めて
アリスイメージングスペクトログラフによって取得されたシーケンス
冥王星システムのニューホライズンズフライバイ中。 NS Charonの反射率が1650Åで上昇していることがわかります
それはH2O氷の診断です。 H2O氷が主要であることが長い間知られているので、これは心強いです Charonの表面の構成要素（Buie et al.1987）。
CharonのFUVの相対的な変化がわかります 太陽の位相を変化させたときの反射率はよく説明されています
そのVバンド位相曲線による（Verbiscer etal。2021、in準備）約0.59の乗法係数でスケーリング（図3）。回転変動は観測されません
CharonのFUV反射率、少なくとも狭い範囲でサンプリングした回転の。
カロンの幾何アルベドは＜0.019（3σ）1600Åで0.166±0.068、1800Åで（図5）、FUVではミッドUVよりも暗くなります（Krasnopolsky 2001; Stern et al.2012）。比較します
カロンの幾何アルベドと氷の土星の幾何アルベド衛星、そしてカロンとエンケラドゥスが非常に持っていることがわかります
FUVの同様のスペクトル形状（図6）、ただしエンケラドゥスはカロンの3.7倍の反射率を持っています。 NSスペクトル形状の類似性をH2O氷に帰する
両方の体の主成分であり、絶対反射率の違いをより大きなものに帰する
エンケラドスと比較したカロンへの表面汚染物質の寄与。
最後に、Charonの太陽相の振る舞いを
エンケラドス、ミマス、テティス、およびDione（Hendrixetal。2010; Royer＆Hendrix 2014）。
ミマスとディオーネの後続半球では、太陽相間で反射率が同様に15◦低下します。
および30◦、そしてテティスはより急激に衰退します。エンケラドゥス」
フェーズの動作はCharonの動作に最も似ていますが、Charon
強い衝衝と15◦–30◦からの浅い下降を示します。
エンケラドスのFUVジオメトリックについてA.ヘンドリックスに感謝します
アルベドスペクトルと有益な議論。また、感謝します
故チームメンバーのDavidを含むAliceチーム
C.スレーター、優れた楽器のために。この作品は
NASAのニューホライズンズプロジェクトによってサポートされています。
カロンの遠紫外線表面反射率について
2021年7月29日に提出
ニューホライズンズのアリス分光器によって得られた、カロンの遠紫外線表面反射率の最初の測定値を示します。1650 Åの手前で測定可能なフラックスは見つかりません。また、Charonの幾何アルベドは1600Å で （）です。1650-1725ÅからCharonの幾何アルベドは増加し 、までほぼ一定のままです。 このスペクトル形状は 氷吸収の特徴であるため、Charonは、遠紫外線で検出されたH2O氷表面を持つ最初のカイパーベルトオブジェクトです。カロンの幾何アルベドは＜ 0.0193つのσ0.166 ± 0.06822〜3.7これらの波長ではエンケラドスよりも1倍低いですが、スペクトル形状は非常に似ています。これは、表面組成の類似性と、Charonの表面上の高濃度またはより吸収性の高い汚染物質による絶対反射率の違いに起因すると考えられます。最後に、カロンはFUVでエンケラドス、ミマス、テティス、ディオネとは異なる太陽位相の振る舞いをしており、エンケラドスよりも強い衝効果があり、これらの土星の衛星のいずれよりも中間の太陽位相角での下降が浅いことがわかります。
図1.表1の観測シーケンス中のアリススリット内の冥王星（「P」）とカロン（「C」）の位置。
C_LEISA_LORRI_1には、Charonのみが表示されます。C_LEISA_LORRI_1は、LORRIに沿って乗車するCharonのLEISAスペクトルスキャンとして設計されました。
画像。 他の3つのシーケンスは、冥王星の大気からの大気光の放出を検索するように設計されていますが、宇宙船は
アリススリットにカロンを含めるために意図的に回転させました。 矢印は、スリットに対するカロンの動きの方向を示しています。
teff ＜texpであり、すべてのパネルに6◦×6◦視野があるシーケンス。
図2.表1の観測シーケンスから抽出されたカロンのFUVスペクトル。スケーリングされた太陽スペクトルは
比較のために示されています。 挿入図は、1400〜1700Åの各観測シーケンスの1σフラックスの不確実性を示しています。
図3.からのCharonの分散加重平均I / F太陽の位相角の関数としての1750〜1850Å。 破線線は、アリスデータへの線形フィットを示しています。
実線は、CharonのVバンド位相曲線を示しています（Verbiscer etal。2021準備中）アリスのデータに一致するようにスケーリングされます。
挿入図は、波長の関数としての表面反射率を示しています。PC_Airglow_Appr_4。
点線はI / Fの1σランダム不確かさを示し、一点鎖線は1σの体系的な不確実性。
図4.Charonの表面反射率の相対的な変化
測定された経度で。 スケーリングされたVバンド位相
図3の曲線は、観測シーケンスごとに異なる太陽位相角の影響をモデル化するために使用されています。
表示される1σの不確かさは、不確かさを考慮に入れています
スケールファクターで。
図5.関数としてのCharonの平均幾何アルベド
波長の。 点線は1σのランダムな不確かさを示し、一点鎖線は1σの系統的を示します
不確実性。
図6.カロンのFUV表面反射率（黒い線）
エンケラドスダイヤモンドと比較して;] [] hendrix18。 図5のように、点線は1σのランダムな不確かさを示しています。
一点鎖線は1σの系統的不確かさを示しています。
エンケラドスの幾何アルベドが係数3.7は、Charonの係数と非常によく似ています。
図7.カロンの太陽位相曲線（Verbiscer etal。2021
準備中）氷の土星の衛星（ヘンドリックス）と比較して
etal。 2010; Royer＆Hendrix 2014）Hapke（2012）に基づく
モデルが適合します。 すべての衛星の反射率はに設定されています
15°の位相角で1彼らのバリエーションを強調する太陽相の振る舞い。
4.結論
CharonのFUV表面反射率を測定しました
4つの観測からのデータを組み合わせることによって初めて
アリスイメージングスペクトログラフによって取得されたシーケンス
冥王星システムのニューホライズンズフライバイ中。 NS Charonの反射率が1650Åで上昇していることがわかります
それはH2O氷の診断です。 H2O氷が主要であることが長い間知られているので、これは心強いです Charonの表面の構成要素（Buie et al.1987）。
CharonのFUVの相対的な変化がわかります 太陽の位相を変化させたときの反射率はよく説明されています
そのVバンド位相曲線による（Verbiscer etal。2021、in準備）約0.59の乗法係数でスケーリング（図3）。回転変動は観測されません
CharonのFUV反射率、少なくとも狭い範囲でサンプリングした回転の。
カロンの幾何アルベドは＜0.019（3σ）1600Åで0.166±0.068、1800Åで（図5）、FUVではミッドUVよりも暗くなります（Krasnopolsky 2001; Stern et al.2012）。比較します
カロンの幾何アルベドと氷の土星の幾何アルベド衛星、そしてカロンとエンケラドゥスが非常に持っていることがわかります
FUVの同様のスペクトル形状（図6）、ただしエンケラドゥスはカロンの3.7倍の反射率を持っています。 NSスペクトル形状の類似性をH2O氷に帰する
両方の体の主成分であり、絶対反射率の違いをより大きなものに帰する
エンケラドスと比較したカロンへの表面汚染物質の寄与。
最後に、Charonの太陽相の振る舞いを
エンケラドス、ミマス、テティス、およびDione（Hendrixetal。2010; Royer＆Hendrix 2014）。
ミマスとディオーネの後続半球では、太陽相間で反射率が同様に15◦低下します。
および30◦、そしてテティスはより急激に衰退します。エンケラドゥス」
フェーズの動作はCharonの動作に最も似ていますが、Charon
強い衝衝と15◦–30◦からの浅い下降を示します。
エンケラドスのFUVジオメトリックについてA.ヘンドリックスに感謝します
アルベドスペクトルと有益な議論。また、感謝します
故チームメンバーのDavidを含むAliceチーム
C.スレーター、優れた楽器のために。この作品は
NASAのニューホライズンズプロジェクトによってサポートされています。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます