ルーシー・木星・トロヤ群フライバイターゲットのJWST近赤外分光法：OH吸収の証拠、脂肪族、有機物、CO2
概要
我々は、探査機ルーシーが訪問する5つの木星トロヤ群（パトロクロス・メノエティウス連星、エウリュバテス、オルス、レウカス、ポリメレ）のJWST/NIRSpec観測を紹介する。 測定値 1.7 ～ 5.3 μm反射率スペクトルは、スペクトル分解能、信号対雑音比の点で、以前の地上ベースの分光法を大幅に上回ります。
比と波長範囲を調べて、いくつかの異なる吸収特徴を明らかにします。 広範囲の OH を確実に検出します
3 μm を中心とするバンドは、赤みの少ない天体であるエウリュバテス、パトロクロス・メノエティウス、およびポリメレで最も顕著です。 脂肪族有機物を示す 3.3 ～ 3.6 μm での追加の吸収は、組織的により深くなります。
赤いオブジェクトのオルスとレウカス。 衝突破片エウリベーテスは、次の位置で吸収バンドを示すという点で独特です。
4.25 µm は、結合または捕捉された CO2 (クラスレートなど) によるものと考えられます。他の太陽系との比較は小さい天体は、トロヤ群の 2.7 ～ 3.6 μm バンドに広範な類似性があり、ケンタウロスの同様の特徴があることを明らかにしています。カイパーベルト天体と活動小惑星238P。最近の太陽系進化モデルの文脈では、トロヤ群は最初に太陽系の外側で形成され、2.7 ～ 3.6 μm の波長が大幅に減衰したと仮定しています。
カイパーベルト天体に関連したトロヤ群への吸収は、カイパーベルト天体の二次熱処理の結果である可能性があります。
トロヤ群は木星地域の高温で表面化します。 CO2バンドは若い人たちに現れました
ユーリベーテスの表面は、CO2 がトロヤ群の主要成分である可能性を示唆していますが、地下またはより深い内部に存在し、その大部分は、から形成された耐火物によって隠されています。
内部への移動中に活性化された熱物理プロセス。
統合天文学シソーラスの概念: 木星トロヤ群 (874)。 表面組成 (2115); ジェームズ・ウェッブ・宇宙望遠鏡 (2291)
1. はじめに
2021年10月、NASAの探査機ルーシーは、木星トロヤ群による史上初のフライバイ探査を実行するという10年にわたるミッション。 トロヤ群は以下に限定されています
L4を中心とした木星の軌道に沿った2つの巨大な群れ L5 ラグランジュ点はガス巨大惑星を先導し、後続します。
軌道の約6分の1。この謎に満ちた小さな天体
太陽の内側と外側の間の端に位置しています
このシステムには、惑星系全体の進化に関する重要な手がかりが含まれています。 太陽系の古典的な図では進化、トロヤ群はその場または外部で形成されました
近くの主小惑星帯の端にあるため、内部太陽系との遺伝的つながりを持っている（マルツァーリ）& ショール 1998; マルザリら。2003年）。 対照的に、より最近の動的不安定性モデルは、トロヤ群が原始時代に発生したという大幅に異なるシナリオを想定しています。
の初期軌道を越えて位置する氷微惑星の円盤
氷の巨大惑星たちは後に内部に散らばって捕らえられた混沌とした再構築の時代に共鳴する
巨大惑星の軌道 (例: Gomes et al. 2005; Morbidelli他。 2005年; ツィガニスら。 2005年; レヴィソンら。 2008）。 内で
この動的な枠組みに沿ってトロヤ群が形成されました。
太陽系外縁の小天体（現在を含む）カイパーベルト天体（KBO）。トロヤ群の観察可能な特性と他の小天体の特性との直接比較
個体群は地層を決定的に配置することを約束し、私たちの広範な理解の中でのトロヤ群の進化
太陽系の初期の力学的歴史。
過去の地上および宇宙ベースの観測では、木星トロヤ群の反射率スペクトルは、次の時点では特徴がないように見えます。
2.5 μm 未満の波長 (例、Dotto et al. 2006; Fornasierきめの細かい水氷や N-H ストレッチ機能も3.3 ～ 3.6 μm 領域の弱いスペクトル特徴として、通常は有機物と関連付けられます (Brown 2016)。測光
調査により、トロヤ群を分ける色の二峰性が明らかになりました
表面が赤くない部分集団と赤い部分集団に分けられます。
P 型および D 型小惑星にほぼ対応する色
(Szabó et al. 2007; Roig et al. 2008; Wong et al. 2014; Wong＆ブラウン、2015）。 Lucy は、さまざまなサーフェス タイプ (Levison) をサンプリングする 5 つのトロヤ群 tar を取得してランデブーします。
他。 2021）。 パトロクロス-メノエティウス連星とポリメレオルスは赤くないグループと一致する色を持っていますが、そして Leucus は赤色の部分集団を表します。 ユーリベーテスは、衝突ファミリーのメンバー (例: Brož & Rozehnal 2011)
そして、C 型小惑星の色に似た、かなり中立的な可視色を持っています (Fornasier et al. 2007)。 表1に、ターゲットとそのサイズを示します。
Lucy には低スペクトル分解能の赤外線が装備されています。
フルディスクスペクトルを取得するイメージング分光計
各トロヤ群は、約 250 のスペクトル分解能で 0.9 ～ 3.8 μm をターゲットにします (Olkin et al. 2021)。 接近すると、ルーシーは数キロメートルの空間解像度で地表の一部の空間分解スキャンを実行するとともに、より高い空間解像度での多色イメージングを実行します。 これらのデータセットは、次のようなユニークな機会を提供します。
これらのトロヤ群の詳細な化学組成と表面地質を微細な空間スケールで調査します。2027 ～ 2033 年の出会いに向けた準備中、多面的なキャンペーン
地上および宇宙ベースの観測が行われています
事前にトロヤ群のターゲットについて最大限の理解を得るために
フライバイを解析し、補完的なデータセットをコンパイルします。
ルーシーの観察を解釈するために不可欠です。
この取り組みの一環として、5 つのLucy Trojanターゲットの近赤外分光観察が、近赤外分光器 (NIRSpec; Jakobsen et al. 2022; Böker) を使用して約 1,000 のスペクトル分解能で得られました。
他。 2023）ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で。これらの高品質 1.7 ～ 5.3 µm スペクトルは、次の用途に最適です。
スペクトル特徴の以前の検出が報告されている波長領域を調査します。
波長カバー範囲を 4 μm を超えて、地上の両方の天文台の届かない領域に拡大します。
そしてルーシーの観測機器。 このように、JWST の観察は、ルーシーのより完全な全体像を描くのに役立ちます。
フライバイターゲット。これらの JWST スペクトルを Lucy が提供する地質学的コンテキストに配置することで、これらの天体の表面組成、地質、進化の歴史を理解するための強力なツールが得られます。 より広く、JWST とルーシーのフライバイ データにより、より高度なデータが可能になります
テロイド、不規則衛星、カイパーベルト天体など、将来の無数の JWST 観測の解釈
それは探査機の訪問から決して利益を得ることはありません。
図 1. で得られた中央値平均 IFU スライスの例
Patroclus と Eurybates の G235M グレーティング設定。 スライス
は空平面に投影され、x 座標と y 座標はそれぞれ赤経と赤経に対応します。 次の目的で、対数算術ストレッチが磁束スケーリングに適用されています。
広い間隔でターゲット PSF の詳細な構造を強調します。 パトロクロス連星の PSF は拡張された形状を示します。
黒いボックスは、データの生成に使用される抽出領域を示します。
スペクトル。 パトロクロス近くのかすかな背景源は、ある領域にあります。
スペクトル抽出中にマスクされた視野の。
図 2. 左: 5 つのトロヤ群ターゲットの抽出された放射照度スペクトル。 パトロクロスのスペクトルは 0.25 でスケールされています。 大規模な
各スペクトルの構造は、3 μm 未満の反射太陽光と 4.5 μm を超えるターゲットの熱放射によって支配されます。 右: 反射率
サーマルテールを除去した 5 つのトロヤ群ターゲットのスペクトルを 2.5 μm で統一し、3 倍のスペクトルでビニングしました。
スペクトルは明確にするために 0.5 オフセットされ、可視波長で測定されたスペクトルの傾きが増加する順に配置されています。
図 3. 上部パネル: ビン化された連続体から差し引かれた反射率
2.5 ～ 3.8 μm 領域の 5 つのトロヤ群ターゲットのスペクトル。2.5 μm で統一されるように正規化されています。 あまり赤くない天体であるユーリベーテス、パトロクルス、およびポリメレは、OH 吸収を示す顕著な 3 μm のスペクトル特徴を示します。 この吸収には、2.7 μm 付近に特徴的な短波長エッジがあり、これは垂直線によって特徴付けられます。
破線。 中央のパネル: 公表されている主な反射率スペクトル
ベルト小惑星パラス（紫；Usui et al. 2019）、セレス（赤；De Sanc tis et al. 2018）、およびテミス（Usui et al. 2019 の緑色の曲線。
Rivkin & Emery 2010 の緑色の点）、および木星ファミリー彗星 67P (青色、Poch et al. 2020)。 このパネルのすべてのスペクトル
は 2.6 μm で 1 に正規化されます。 2.6～3.2μmの形状
これらのスペクトルのバンドは、トロヤ群で見られる 3 μm のバンドと一致せず、異なる表面組成を示しています。 底部パネル:
KelleyらによってJWST/NIRSpecを使用して取得された、活動的な外側メインベルト小惑星238Pの反射率スペクトル。 (2023)、これは、
2.7 ～ 3.7 μm の広い吸収は、上で見られる特徴と同様です。
あまり赤くないトロヤ群。 2.6～2.7 μmの水蒸気放出バンド
コマからはトリミングされました。
図 4. 上部パネル: ビニングされた 2.5 ～ 3.8 µm の反射率スペクトル
あまり赤くないトロヤ群 Eurybates、Patroclus、Polymele。 中央パネル:
ケンタウルス族オキリホと 2003 WL7 の JWST 反射率スペクトル。
下のパネル: レッドおよびベリーレッドホットの JWST 反射率スペクトル
クラシック KBO 2004 NT33 および 2004 TY384。 これらのスペクトルはすべて、ほぼ同様の 3 µm OH バンド形状を示し、約 2.7 µm に短波長エッジ (垂直破線) があります。 Okyrhoe のスペクトルは、それほど赤くないトロヤ群のスペクトルに最もよく似ています。
同等の表面組成を示唆しています。
図 5. 上のパネル: 3.2 ～ 4.1 µm の間のビン化されたトロヤ群反射率スペクトルの拡大図。 連続体の形状
3.3 ～ 3.6 µm の脂肪族有機バンドを分離するために除去されています。
トロヤ群のスペクトルは、バンド強度が増加する順に並べられています。
この有機的な特徴は、赤いオブジェクトのオルスと
レウカス。 中央のパネル: ケレス、67P、の連続体で減算されたスペクトル。
および Themis (わかりやすくするためにビン化)、同様の 3.4 µm を表示します。
脂肪族有機の特徴。 67P と Ceres は、約 3.3 μm で追加の芳香族 C-H 吸収の証拠を示しています。 広範なセレススペクトルの 3.8– 4.0 μm の吸収は、炭酸塩を含む種を示しています。 この機能はどのトロヤ群でも検出されません
スペクトル。下のパネル: Okyrhoeと2004 TY364 のビン化されたスペクトル、
脂肪族の有機的特徴を示します。
図 6. 4.25 µm CO2 を示すスペクトルのコレクション
バンド。 上のパネル: ビニングされた連続体で減算された Eury Bates のスペクトル。 中央のパネル: Trumbo & Brown (2023) およびTrumboより、ユーロパとガニメデの高スペクトル分解能JWSTスペクトル
他。（2023年）。下のパネル: 2003 WL7 と 2004 の JWST スペクトルNT33。
4. 結論
私たちは、訪問する予定の 5 つの木星型トロヤ群の新しい 1.7 ～ 5.3 μm JWST/NIRSpec 反射率スペクトルを提示しました。
2027年から2033年にかけて探査機ルーシーによって。 これらの観察結果
以前に公開された結果と比較して、感度と波長範囲が向上しました。 5つのスペクトルにわたって、私たちは 3 つの主要な吸収を特定し、特徴付けました。
バンドについては以下にまとめます。
1. 3μmを中心とした幅広いOH吸収特性
5 つのターゲット全体で識別できます。 この機能は、特に赤度の低いトロヤ群に関してシステム的により深いものです。
ユーリベーテスで、鋭い短波長エッジを持っています。
およそ2.7μm。 このバンドは以下と矛盾しています
多くの大型メインで見られる、より鋭い葉状ケイ酸塩の特徴
代わりに、ベルト小惑星 (例: セレス、パラス、テミス)
丸みを帯びた吸収に似ています。
水氷が豊富なケンタウロスとKBOの特徴です。
活動的な外側メインベルト小惑星 238P も同様です。
露出した水氷の小さな部分が原因である可能性もありますが、
トロヤ群にこの OH バンドが存在することについての別の説明は、OH を含むコンポーネントが照射残留物の中には、炭素が豊富な揮発性の氷混合物の太陽熱処理によって形成されたものがあるメタノールなどの OH を持つ分子。
2. 3.3 ～ 3.6 µm の間に、明確な吸収が見られます。
脂肪族有機化合物を示すバンド。
この機能の深さは、赤いトロヤ群の方が強力です。
オラスとレウカスは赤くない物体よりも強く、赤いトロヤ群が最初により高い性質を持って形成されたことを示唆しています。
表面には CH を含む種が相対的に豊富に存在します。 炭酸塩の証拠は見つかりません。
追加の吸収バンドを持たないトロヤ群3.7～4.0μm。
3. 4.25 μm の吸収バンドは、ユーリベーテスのスペクトルにのみ存在します。 この機能は存在を示します
表面上の CO2 の量。 純粋な CO2 氷は 5.2 au での昇華損失に対して非常に不安定であるため、Eu ライベート上の CO2 はおそらく、より低い温度で結合または閉じ込められていると考えられます。
揮発性物質、例えば水氷クラスレート。 この CO2 特徴を示す唯一のターゲットであるという観察結果 若い表面リードとの衝突破片です
私たちは、CO2 が世界中に遍在している可能性があると仮説を立てます。
トロヤ群の集団。スペクトルの特徴は次のとおりです。
ラグ マテリアルの上に敷かれているため、衝突していないオブジェクトでは隠れています。
これらの JWST スペクトルは大幅に充実していますが、
トロヤ群の表面構成についての私たちの理解
これらを独占的に結び付ける決定的な証拠はまだありません
最近の予測によると、天体は太陽系外縁部に存在する
動的不安定性モデル。 上記で概説した 3 つのスペクトルの特徴はすべて、世界全体で一般的なものですが、KBOとケンタウロス族の人口、近隣の他の存在
類似の特徴を持つ小さな天体 (例:木星のCO2)および土星の衛星）は、巨大な惑星領域内で活発な化学プロセスが存在する可能性があることを実証しています。
で観察されたスペクトル特徴を生成することができます。
トロヤ群。それにもかかわらず、OHバンド強度の減少と太陽中心距離の減少の間の暫定的な傾向はKBO、Centaurs、およびTrojans全体での統一を示唆しています。
進化の軌跡。特に、近接するケンタウルス・オキリホーではOH吸収が大きく減衰しており、KBO で見られるバンドの中間のバンド深さとトロヤ群は、二次熱処理を次のように指摘しています。
観察されたスペクトルの変化の潜在的な説明
形。 現在の活動的なケンタウロスのプロセスと同様に、トロヤ群が内部への移動中、ガス放出が活性化した可能性も、この問題の原因となる可能性があります。
衝突面を除くすべての面に識別可能な CO2 バンドが存在しない
トロヤ群集団内の断片。
ルーシーのフライバイを見据えると、次のことが期待されます。
JWST/NIRSpec スペクトルは今後も重要な情報を提供し続けます。 たとえば、搭載された計器は次のような機能を備えているため、4 ～ 5 μm の領域はカバーしていませんが、独自のユーリベーテスの CO2 バンドは、より短い時間で観察される系統的な差異を評価する際に不可欠となるでしょう。
他のフライバイターゲットと比較した波長。 逆に、Lucy が提供する優れた空間解像度は、トロヤ群の表面は、私たちの解釈を洗練させるでしょう。
JWSTスペクトル。 探査機は、露出した水の氷の孤立したパッチを探査し、組成を得ることができるでしょう。
OH および脂肪族有機バンドを特定のバンドに結び付けるマップ地質。同様に、熱赤外線測定を使用して、物質の詳細な物性を明らかにします。
レゴリスと過去の彗星の証拠となる兆候を探す
トロヤ群に関する活動。 最終的に、ルーシーからの発見は、ミッションは、分光学的結果と合成する必要があります。
トロヤ群、ケンタウロス、KBO、その他の小さな天体は、太陽光発電の全体像の中にトロヤ群を適切に配置する
システムの形成と進化。
概要
我々は、探査機ルーシーが訪問する5つの木星トロヤ群（パトロクロス・メノエティウス連星、エウリュバテス、オルス、レウカス、ポリメレ）のJWST/NIRSpec観測を紹介する。 測定値 1.7 ～ 5.3 μm反射率スペクトルは、スペクトル分解能、信号対雑音比の点で、以前の地上ベースの分光法を大幅に上回ります。
比と波長範囲を調べて、いくつかの異なる吸収特徴を明らかにします。 広範囲の OH を確実に検出します
3 μm を中心とするバンドは、赤みの少ない天体であるエウリュバテス、パトロクロス・メノエティウス、およびポリメレで最も顕著です。 脂肪族有機物を示す 3.3 ～ 3.6 μm での追加の吸収は、組織的により深くなります。
赤いオブジェクトのオルスとレウカス。 衝突破片エウリベーテスは、次の位置で吸収バンドを示すという点で独特です。
4.25 µm は、結合または捕捉された CO2 (クラスレートなど) によるものと考えられます。他の太陽系との比較は小さい天体は、トロヤ群の 2.7 ～ 3.6 μm バンドに広範な類似性があり、ケンタウロスの同様の特徴があることを明らかにしています。カイパーベルト天体と活動小惑星238P。最近の太陽系進化モデルの文脈では、トロヤ群は最初に太陽系の外側で形成され、2.7 ～ 3.6 μm の波長が大幅に減衰したと仮定しています。
カイパーベルト天体に関連したトロヤ群への吸収は、カイパーベルト天体の二次熱処理の結果である可能性があります。
トロヤ群は木星地域の高温で表面化します。 CO2バンドは若い人たちに現れました
ユーリベーテスの表面は、CO2 がトロヤ群の主要成分である可能性を示唆していますが、地下またはより深い内部に存在し、その大部分は、から形成された耐火物によって隠されています。
内部への移動中に活性化された熱物理プロセス。
統合天文学シソーラスの概念: 木星トロヤ群 (874)。 表面組成 (2115); ジェームズ・ウェッブ・宇宙望遠鏡 (2291)
1. はじめに
2021年10月、NASAの探査機ルーシーは、木星トロヤ群による史上初のフライバイ探査を実行するという10年にわたるミッション。 トロヤ群は以下に限定されています
L4を中心とした木星の軌道に沿った2つの巨大な群れ L5 ラグランジュ点はガス巨大惑星を先導し、後続します。
軌道の約6分の1。この謎に満ちた小さな天体
太陽の内側と外側の間の端に位置しています
このシステムには、惑星系全体の進化に関する重要な手がかりが含まれています。 太陽系の古典的な図では進化、トロヤ群はその場または外部で形成されました
近くの主小惑星帯の端にあるため、内部太陽系との遺伝的つながりを持っている（マルツァーリ）& ショール 1998; マルザリら。2003年）。 対照的に、より最近の動的不安定性モデルは、トロヤ群が原始時代に発生したという大幅に異なるシナリオを想定しています。
の初期軌道を越えて位置する氷微惑星の円盤
氷の巨大惑星たちは後に内部に散らばって捕らえられた混沌とした再構築の時代に共鳴する
巨大惑星の軌道 (例: Gomes et al. 2005; Morbidelli他。 2005年; ツィガニスら。 2005年; レヴィソンら。 2008）。 内で
この動的な枠組みに沿ってトロヤ群が形成されました。
太陽系外縁の小天体（現在を含む）カイパーベルト天体（KBO）。トロヤ群の観察可能な特性と他の小天体の特性との直接比較
個体群は地層を決定的に配置することを約束し、私たちの広範な理解の中でのトロヤ群の進化
太陽系の初期の力学的歴史。
過去の地上および宇宙ベースの観測では、木星トロヤ群の反射率スペクトルは、次の時点では特徴がないように見えます。
2.5 μm 未満の波長 (例、Dotto et al. 2006; Fornasierきめの細かい水氷や N-H ストレッチ機能も3.3 ～ 3.6 μm 領域の弱いスペクトル特徴として、通常は有機物と関連付けられます (Brown 2016)。測光
調査により、トロヤ群を分ける色の二峰性が明らかになりました
表面が赤くない部分集団と赤い部分集団に分けられます。
P 型および D 型小惑星にほぼ対応する色
(Szabó et al. 2007; Roig et al. 2008; Wong et al. 2014; Wong＆ブラウン、2015）。 Lucy は、さまざまなサーフェス タイプ (Levison) をサンプリングする 5 つのトロヤ群 tar を取得してランデブーします。
他。 2021）。 パトロクロス-メノエティウス連星とポリメレオルスは赤くないグループと一致する色を持っていますが、そして Leucus は赤色の部分集団を表します。 ユーリベーテスは、衝突ファミリーのメンバー (例: Brož & Rozehnal 2011)
そして、C 型小惑星の色に似た、かなり中立的な可視色を持っています (Fornasier et al. 2007)。 表1に、ターゲットとそのサイズを示します。
Lucy には低スペクトル分解能の赤外線が装備されています。
フルディスクスペクトルを取得するイメージング分光計
各トロヤ群は、約 250 のスペクトル分解能で 0.9 ～ 3.8 μm をターゲットにします (Olkin et al. 2021)。 接近すると、ルーシーは数キロメートルの空間解像度で地表の一部の空間分解スキャンを実行するとともに、より高い空間解像度での多色イメージングを実行します。 これらのデータセットは、次のようなユニークな機会を提供します。
これらのトロヤ群の詳細な化学組成と表面地質を微細な空間スケールで調査します。2027 ～ 2033 年の出会いに向けた準備中、多面的なキャンペーン
地上および宇宙ベースの観測が行われています
事前にトロヤ群のターゲットについて最大限の理解を得るために
フライバイを解析し、補完的なデータセットをコンパイルします。
ルーシーの観察を解釈するために不可欠です。
この取り組みの一環として、5 つのLucy Trojanターゲットの近赤外分光観察が、近赤外分光器 (NIRSpec; Jakobsen et al. 2022; Böker) を使用して約 1,000 のスペクトル分解能で得られました。
他。 2023）ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で。これらの高品質 1.7 ～ 5.3 µm スペクトルは、次の用途に最適です。
スペクトル特徴の以前の検出が報告されている波長領域を調査します。
波長カバー範囲を 4 μm を超えて、地上の両方の天文台の届かない領域に拡大します。
そしてルーシーの観測機器。 このように、JWST の観察は、ルーシーのより完全な全体像を描くのに役立ちます。
フライバイターゲット。これらの JWST スペクトルを Lucy が提供する地質学的コンテキストに配置することで、これらの天体の表面組成、地質、進化の歴史を理解するための強力なツールが得られます。 より広く、JWST とルーシーのフライバイ データにより、より高度なデータが可能になります
テロイド、不規則衛星、カイパーベルト天体など、将来の無数の JWST 観測の解釈
それは探査機の訪問から決して利益を得ることはありません。
図 1. で得られた中央値平均 IFU スライスの例
Patroclus と Eurybates の G235M グレーティング設定。 スライス
は空平面に投影され、x 座標と y 座標はそれぞれ赤経と赤経に対応します。 次の目的で、対数算術ストレッチが磁束スケーリングに適用されています。
広い間隔でターゲット PSF の詳細な構造を強調します。 パトロクロス連星の PSF は拡張された形状を示します。
黒いボックスは、データの生成に使用される抽出領域を示します。
スペクトル。 パトロクロス近くのかすかな背景源は、ある領域にあります。
スペクトル抽出中にマスクされた視野の。
図 2. 左: 5 つのトロヤ群ターゲットの抽出された放射照度スペクトル。 パトロクロスのスペクトルは 0.25 でスケールされています。 大規模な
各スペクトルの構造は、3 μm 未満の反射太陽光と 4.5 μm を超えるターゲットの熱放射によって支配されます。 右: 反射率
サーマルテールを除去した 5 つのトロヤ群ターゲットのスペクトルを 2.5 μm で統一し、3 倍のスペクトルでビニングしました。
スペクトルは明確にするために 0.5 オフセットされ、可視波長で測定されたスペクトルの傾きが増加する順に配置されています。
図 3. 上部パネル: ビン化された連続体から差し引かれた反射率
2.5 ～ 3.8 μm 領域の 5 つのトロヤ群ターゲットのスペクトル。2.5 μm で統一されるように正規化されています。 あまり赤くない天体であるユーリベーテス、パトロクルス、およびポリメレは、OH 吸収を示す顕著な 3 μm のスペクトル特徴を示します。 この吸収には、2.7 μm 付近に特徴的な短波長エッジがあり、これは垂直線によって特徴付けられます。
破線。 中央のパネル: 公表されている主な反射率スペクトル
ベルト小惑星パラス（紫；Usui et al. 2019）、セレス（赤；De Sanc tis et al. 2018）、およびテミス（Usui et al. 2019 の緑色の曲線。
Rivkin & Emery 2010 の緑色の点）、および木星ファミリー彗星 67P (青色、Poch et al. 2020)。 このパネルのすべてのスペクトル
は 2.6 μm で 1 に正規化されます。 2.6～3.2μmの形状
これらのスペクトルのバンドは、トロヤ群で見られる 3 μm のバンドと一致せず、異なる表面組成を示しています。 底部パネル:
KelleyらによってJWST/NIRSpecを使用して取得された、活動的な外側メインベルト小惑星238Pの反射率スペクトル。 (2023)、これは、
2.7 ～ 3.7 μm の広い吸収は、上で見られる特徴と同様です。
あまり赤くないトロヤ群。 2.6～2.7 μmの水蒸気放出バンド
コマからはトリミングされました。
図 4. 上部パネル: ビニングされた 2.5 ～ 3.8 µm の反射率スペクトル
あまり赤くないトロヤ群 Eurybates、Patroclus、Polymele。 中央パネル:
ケンタウルス族オキリホと 2003 WL7 の JWST 反射率スペクトル。
下のパネル: レッドおよびベリーレッドホットの JWST 反射率スペクトル
クラシック KBO 2004 NT33 および 2004 TY384。 これらのスペクトルはすべて、ほぼ同様の 3 µm OH バンド形状を示し、約 2.7 µm に短波長エッジ (垂直破線) があります。 Okyrhoe のスペクトルは、それほど赤くないトロヤ群のスペクトルに最もよく似ています。
同等の表面組成を示唆しています。
図 5. 上のパネル: 3.2 ～ 4.1 µm の間のビン化されたトロヤ群反射率スペクトルの拡大図。 連続体の形状
3.3 ～ 3.6 µm の脂肪族有機バンドを分離するために除去されています。
トロヤ群のスペクトルは、バンド強度が増加する順に並べられています。
この有機的な特徴は、赤いオブジェクトのオルスと
レウカス。 中央のパネル: ケレス、67P、の連続体で減算されたスペクトル。
および Themis (わかりやすくするためにビン化)、同様の 3.4 µm を表示します。
脂肪族有機の特徴。 67P と Ceres は、約 3.3 μm で追加の芳香族 C-H 吸収の証拠を示しています。 広範なセレススペクトルの 3.8– 4.0 μm の吸収は、炭酸塩を含む種を示しています。 この機能はどのトロヤ群でも検出されません
スペクトル。下のパネル: Okyrhoeと2004 TY364 のビン化されたスペクトル、
脂肪族の有機的特徴を示します。
図 6. 4.25 µm CO2 を示すスペクトルのコレクション
バンド。 上のパネル: ビニングされた連続体で減算された Eury Bates のスペクトル。 中央のパネル: Trumbo & Brown (2023) およびTrumboより、ユーロパとガニメデの高スペクトル分解能JWSTスペクトル
他。（2023年）。下のパネル: 2003 WL7 と 2004 の JWST スペクトルNT33。
4. 結論
私たちは、訪問する予定の 5 つの木星型トロヤ群の新しい 1.7 ～ 5.3 μm JWST/NIRSpec 反射率スペクトルを提示しました。
2027年から2033年にかけて探査機ルーシーによって。 これらの観察結果
以前に公開された結果と比較して、感度と波長範囲が向上しました。 5つのスペクトルにわたって、私たちは 3 つの主要な吸収を特定し、特徴付けました。
バンドについては以下にまとめます。
1. 3μmを中心とした幅広いOH吸収特性
5 つのターゲット全体で識別できます。 この機能は、特に赤度の低いトロヤ群に関してシステム的により深いものです。
ユーリベーテスで、鋭い短波長エッジを持っています。
およそ2.7μm。 このバンドは以下と矛盾しています
多くの大型メインで見られる、より鋭い葉状ケイ酸塩の特徴
代わりに、ベルト小惑星 (例: セレス、パラス、テミス)
丸みを帯びた吸収に似ています。
水氷が豊富なケンタウロスとKBOの特徴です。
活動的な外側メインベルト小惑星 238P も同様です。
露出した水氷の小さな部分が原因である可能性もありますが、
トロヤ群にこの OH バンドが存在することについての別の説明は、OH を含むコンポーネントが照射残留物の中には、炭素が豊富な揮発性の氷混合物の太陽熱処理によって形成されたものがあるメタノールなどの OH を持つ分子。
2. 3.3 ～ 3.6 µm の間に、明確な吸収が見られます。
脂肪族有機化合物を示すバンド。
この機能の深さは、赤いトロヤ群の方が強力です。
オラスとレウカスは赤くない物体よりも強く、赤いトロヤ群が最初により高い性質を持って形成されたことを示唆しています。
表面には CH を含む種が相対的に豊富に存在します。 炭酸塩の証拠は見つかりません。
追加の吸収バンドを持たないトロヤ群3.7～4.0μm。
3. 4.25 μm の吸収バンドは、ユーリベーテスのスペクトルにのみ存在します。 この機能は存在を示します
表面上の CO2 の量。 純粋な CO2 氷は 5.2 au での昇華損失に対して非常に不安定であるため、Eu ライベート上の CO2 はおそらく、より低い温度で結合または閉じ込められていると考えられます。
揮発性物質、例えば水氷クラスレート。 この CO2 特徴を示す唯一のターゲットであるという観察結果 若い表面リードとの衝突破片です
私たちは、CO2 が世界中に遍在している可能性があると仮説を立てます。
トロヤ群の集団。スペクトルの特徴は次のとおりです。
ラグ マテリアルの上に敷かれているため、衝突していないオブジェクトでは隠れています。
これらの JWST スペクトルは大幅に充実していますが、
トロヤ群の表面構成についての私たちの理解
これらを独占的に結び付ける決定的な証拠はまだありません
最近の予測によると、天体は太陽系外縁部に存在する
動的不安定性モデル。 上記で概説した 3 つのスペクトルの特徴はすべて、世界全体で一般的なものですが、KBOとケンタウロス族の人口、近隣の他の存在
類似の特徴を持つ小さな天体 (例:木星のCO2)および土星の衛星）は、巨大な惑星領域内で活発な化学プロセスが存在する可能性があることを実証しています。
で観察されたスペクトル特徴を生成することができます。
トロヤ群。それにもかかわらず、OHバンド強度の減少と太陽中心距離の減少の間の暫定的な傾向はKBO、Centaurs、およびTrojans全体での統一を示唆しています。
進化の軌跡。特に、近接するケンタウルス・オキリホーではOH吸収が大きく減衰しており、KBO で見られるバンドの中間のバンド深さとトロヤ群は、二次熱処理を次のように指摘しています。
観察されたスペクトルの変化の潜在的な説明
形。 現在の活動的なケンタウロスのプロセスと同様に、トロヤ群が内部への移動中、ガス放出が活性化した可能性も、この問題の原因となる可能性があります。
衝突面を除くすべての面に識別可能な CO2 バンドが存在しない
トロヤ群集団内の断片。
ルーシーのフライバイを見据えると、次のことが期待されます。
JWST/NIRSpec スペクトルは今後も重要な情報を提供し続けます。 たとえば、搭載された計器は次のような機能を備えているため、4 ～ 5 μm の領域はカバーしていませんが、独自のユーリベーテスの CO2 バンドは、より短い時間で観察される系統的な差異を評価する際に不可欠となるでしょう。
他のフライバイターゲットと比較した波長。 逆に、Lucy が提供する優れた空間解像度は、トロヤ群の表面は、私たちの解釈を洗練させるでしょう。
JWSTスペクトル。 探査機は、露出した水の氷の孤立したパッチを探査し、組成を得ることができるでしょう。
OH および脂肪族有機バンドを特定のバンドに結び付けるマップ地質。同様に、熱赤外線測定を使用して、物質の詳細な物性を明らかにします。
レゴリスと過去の彗星の証拠となる兆候を探す
トロヤ群に関する活動。 最終的に、ルーシーからの発見は、ミッションは、分光学的結果と合成する必要があります。
トロヤ群、ケンタウロス、KBO、その他の小さな天体は、太陽光発電の全体像の中にトロヤ群を適切に配置する
システムの形成と進化。
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