エリスの表面に立って空を見上げると衛星ディスノミアはいつも同じ方向に見える。エリスーディスノミア系はジャイアントインパクト起源であることが推定される。以下、機械翻訳。
(136199) Eris-Dysnomia システムにおける同期回転
概要
パロマー 60 インチ望遠鏡での 6 か月のキャンペーンからのエリスの測光を組み合わせます。
2015年、2018年の 1か月のハッブル宇宙望遠鏡 WFC3 キャンペーン、およびダーク エネルギー調査データ
2013年から 2018年にかけて、確定期 15.771 ± 0.008日 (1-σ 形式 不確実性)、ほぼ正弦波形状と 3% のピーク間の磁束変動。 これは一貫しています
P = 15.78590±0.00005 日間のディスノミアの軌道周回で、1000分の 1の精度で
エリス、Szak´ats らによるエリスの同期回転の最近の検出を強化します。 (2022) と
独立したデータ。 ガイアからの測光は、同じ光度曲線と一致しています。 の傾きを検出します。
エリスの明るさ 1 度あたり 0.05±0.01 mag (照明段階、中間)
プルートとカロンの値。 ディスノミアの明るさに0.3等の変動が検出されていると思われる
同期期間での二重ピークの光曲線と一致しています。 の同期回転
エリスは、連星のジャイアントインパクト起源で開始された単純な潮汐モデルと一致していますが、
エリスによるディスノミアの重力捕獲と和解するのは難しい.
キーワード: カイパー ベルト。 太陽系外縁天体; 共鳴、スピン軌道; 測光; ハッブル宇宙
望遠鏡観測
1.はじめに
海王星の軌道を越えた氷の小天体の海王星以遠領域には、化学物質の記録が含まれています。
太陽系の構成と初期の動力学的歴史。 現代の海王星以遠領域で観測された動的構造は複雑である (例えば、Elliot et al. 2005; Gladman et al. 2008; Petit et al. 2011; Adams et al. 2014;バニスター等。 2018; バーナーディネリ等。 2022) であり、太陽系初期の巨大惑星の移動の結果であると思われる
システムの歴史 (例: Fernandez & Ip 1984; Gomes et al. 2005; Hahn & Malhotra 2005; Morbidelli et al. 2007; Walsh
ら。 2011; ローラー等。 2019）。 この移行のタイミングとメカニズムについては議論がありますが、議論はありません
この期間は、原初のカイパー ベルトにとって混沌とした期間でした。 この円盤の元の質量の大部分
内部太陽系、オールトの雲、または星間空間に失われた (e.g., Gomes et al. 2005; Dones et al. 2015; Dones et al. 2015;
Malhotra 2019)、および生き残った海王星以遠天体 (TNO) の一部は、バイナリまたは複数のシステムのメンバーです。
(例: Noll et al. 2020)。 これらのバイナリおよびマルチ システムの一部の存在は、
巨大惑星の移動によって交差軌道に摂動されたオブジェクト。
少なくとも 1 つの既知の衛星を持つ知られている最大の TNO の 10 はすべて、
一次および分離 <100 一次半径。 逆に、既知の衛星を持つ最小の知られている TNO の 10 個
同等のサイズのコンポーネントがあり、大部分は 100 を超える一次半径で区切られています (図 1)。 この二分法は、さまざまな形成メカニズムを示唆しており、そのメカニズムには、捕獲、重力崩壊、および巨大な影響 (例: Brunini & L´opez 2020)。 捕捉メカニズムはよく研究されています (例: Goldreich et al. 2002;
ヴァイデンシリング 2002; 船戸ら。 2004; アスタホフ等。 2005; 李ら。 2007; Schlichting & Sari 2008; 小南
ら。 2011)、順行軌道が優勢であるため、小さな TNO 連星の形成には適していません。
(Grundy et al. 2011, 2019)、これは捕獲に起因する可能性が低く (Shlichting & Sari 2008)、相関する
バイナリ コンポーネントの色 (Benecchi et al. 2009)。 代わりに、ストリーミング不安定性による重力崩壊は、
同じサイズのコンポーネントと幅広いセミメジャーでバイナリを作成する際の効率性により、注目を集めました
軸 (Youdin & Goodman 2005; Johansen et al. 2009; Nesvorn´y et al. 2010; Simon et al. 2017; Li et al. 2018)。 の
ただし、大規模な TNO の衛星には巨大な衝突メカニズムが好まれます (e.g., Canup 2005, 2011; Brown et al. 2006)。
キャプチャ (Goldreich et al. 2002) と 3 分の 1 のヒル球内の 2 つのオブジェクトの衝突 (Weidenschilling 2002)
も考えられる選択肢です。
図 1. 各行は、TNO 衛星の主要な天体に対するサイズと分離を示しています。 黒い実線の上
最も質量の大きい知られている連星系の 10個と、最も質量の小さい 10個の連星系が下に示されています。
質量。 一般に、より大きな TNO バイナリは、コンポーネント間のサイズの不均衡が大きくなり、より狭い軌道にある傾向があります。
(プライマリ半径 Rprimary の単位)。 規模の小さいバイナリはより広く分離されており、コンポーネントのサイズは同等です。
この二分法は、観測された 2 つの TNO 連星集団の 2 つの異なる形成メカニズムを意味します。 冥王星のみ
小衛星のサイズが非常に小さいため、カロンが示されています。 システムの質量、長半径、およびコンポーネントの直径
ジョンストン アーカイブ (http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoontable.html) とその中の参照から取得されました。
最も大規模な TNO バイナリ システム (136199) エリスとその衛星ディスノミアの起源は、まだ調査中です。 Weidenschilling (2002)
前述のメカニズムは、主に小さな衛星の形成に適用されます (Brunini & L´opez 2020)。
ディスノミアの直径 (700±115 km; Brown & Butler 2018)、同等のエリス/ディスノミアの直径比と
冥王星/カロン (図 1)、およびディスノミアの低離心率 (e = 0.0062 ± 0.0010; Holler et al. 2021) は、すべての軌道を順行します。
巨大な衝突の起源を好む傾向があります。 しかし、15.785899±0.000050 日というディスノミアの長い軌道周期 (Hollerら。 2021); 2 つの成分のアルベドのコントラストがはっきりしている、0.96+0.09 エリスの場合は−0.04 (Sicardy et al. 2011) vs 0.04+0.02
−0.01 ディスノミア (Brown & Butler 2018); エリスに対するディスノミアの軌道傾斜角に関する情報の欠如
赤道面は必ずしもそのパラダイムに適合するとは限りません。
この作業では、システムの潮汐状態を評価して理解するために、エリスの自転周期を決定します。
その起源。 その発見からほぼ 20 年後、最も明るい TNO の 1 つであるにもかかわらず、文献は依然として
エリスのローテーション期間の部分的かつ矛盾する決定を提示します。 幅広いローテーション期間がありました
報告: >5 日 (Carraro et al. 2006)。 13.69、27.38、および 32.13 時間 (Duffard et al. 2008)。 25.92時間 (Roe et al.
2008); ディスノミアの軌道と同期している (Rabinowitz & Owainati 2014; Szak´ats et al. 2022)。 ローら。 (2008)
ピリオドグラムで約 15 日のシグナルを特定しましたが、その測光値がわずか 2 倍の期間で取得できます。 エリスの周期を回転光から判断する難しさ
曲線は、変動の振幅が非常に低く、ピークからピークまでわずか 3% (または 0.03 等) であり、周期が長いことを示しています。
周期を正確に決定するには、高い信号対雑音比 (SNR) と測光校正が必要です。
数か月または数年の観測で 0.01 等よりも精度が高くなります。 さらに、このタイムスケールでは太陽
まばらなデータからピリオドグラムを作成する場合、位相曲線を考慮することが重要です。
わずか 0.1 ～ 0.6 で変化.
この課題に対応するために、3 つの異なる望遠鏡からの測光を組み合わせます。 時系列順: 闇
Energy Survey (DES) は 5000 deg2 で 10 回のスイープを行いました
g、r、i、z、および Y フィルターのそれぞれにおける南天の帯
2013年 8月から 2019年 2月までの期間、セロの 4 メートルのブランコ望遠鏡で大判カメラを使用
トロロ インターアメリカ天文台 (Abbott et al. 2021)。 エリスの使用可能な画像は、8、5、6、および 7露出で表示されました
約80,000回の露出のうち、それぞれグリズバンドで（Yバンド画像はSNRが不十分であり、有用ではありません）
DESワイドサーベイの。 これらのエクスポージャは、Eris で高い SNR を生み出し、非常に正確なグローバル データの恩恵を受けます。
調査の測光キャリブレーション (Burke et al. 2018)。 ただし、これらの測定値は時間的にまばらすぎるため、
自分でエリスの明確な期間を決定します。
2 番目のデータ セットは、2015年 8月から 2016年 1月の間に取得された約 1000回の 60秒露出のコレクションです。
パロマー 60 インチ (P60) ロボット望遠鏡 (Cenko) の「施設光学カメラ」を使用したジョンソン V バンド
ら。 2006)。 有用な SNR の測定値は、72日間の各夜の露出を平均することによって得られます。 彼らの
測光品質は非常に変動しますが、DES イメージングは、天体の正確な参照等級を提供します。
すべての P60 露出。 より短い期間でのより速いケイデンスは、まばらで長期的なものを補完します
正確な期間を決定する際の DES データのリズム、および 2 つの時間のオーバーラップ。
3 番目のデータ セットは、WFC3/UVIS 装置を使用したハッブル宇宙望遠鏡 (HST) からの画像です。
2018年 1月 1日から 2018年 2月 3日までの 7 回の訪問で F606W フィルターを通過した (GO プログラム 15171、PI: B. Holler)。
これらは、Eris で非常に高い SNR を生み出し、ディスノミアを容易に解決します。 HST データの期間が短すぎるため、
測光周期の正確な決定を認め、これらのデータの高い SNR と非恒星ケイデンスにより、
光度曲線のより正確な決定と、周期の恒星エイリアシングに対する拒否権。
この作業が完成していたので、Szak´ats 等。 (2022) は、16.2±0.5 の統計的に有意な候補期間を報告しました
日および 15.87 ± 0.22日、15年間にわたる 31泊の地上測光とガイアの不均一なセットから
DR3 G バンド測光は、それぞれ 2.5 年に及びます。 私たちの結果は、完全に独立した一連の観測を使用しています
このアサーションをテストし、より高精度の観測と増加したサンプリングを利用して、可能なエイリアスを除外し、
10倍正確なエリスの回転周期の測定値と、その位相に関する追加情報を取得します
カーブとディスノミアのフラックス変動について。 Szak´ats らとは独立したデータを使用して、エリスの回転周期を導き出します。
（2022）、そしてガイアデータを光度曲線パラメーターの最終推定に組み込みます。
図 2. 2015年 8月 6日から 2016年 1月 29日 UT までの Eris の位置。JPL Horizons から取得。15日間隔でマーク。 の
背景は、縮尺が約 1"/ピクセル の符号化された DES r バンド画像です。
。 比較のために、P60施設の全視野カメラは12.9'×12.9'(Cenko et al. 2006)。
図 3. P60 V バンド測定の時系列。 エラーバーは統計のみであり、キャリブレーションは含まれていません
エラーまたはシステム。 点線の曲線は、同期回転のモデルであり、セクション 3.3 で導出された太陽位相曲線です。
これらのビン化されていないデータでは、周期性がわずかに確認できます。位相が折り畳まれ、ビン化されたバージョンについては、図 6 を参照してください。 であることも明らかです。
位相変動は、回転光曲線に匹敵する振幅の信号を生成します。
図 4. HST エクスポージャーのモデル フィッティング プロセスは、ランダム エクスポージャー idl004icq について示されています。 左が加工済み
CTE補正が適用されたMASTの画像。 中心にあるのは、ディスノミアの PSF のモデルに対する残差です (下の方へ)。
この画像の Eris の右) と、Eris のディスク拡張 PSF です。 右側では、残差が χ^2 として再プロットされます。
使用してピクセルあたり
MAST によって報告されたピクセルの不確実性。 エリスのコアの残差は、統計誤差よりもかなり大きい
これは、PSF モデルの制限によるものです。
図 5. 各パネルは χ^2 を示しています
測光データ対周波数に対する正弦波光曲線の適合の DOF あたり。 ティック
プロットの上には期間が日数で示されます。 上のパネルは P60 データのみを使用しており、
16.1 日と 14.4 日。 前者はディスノミアの軌道周期、〜15.79 dと一致しており、垂直の破線でマークされています
ライン。 恒星日に 1 回のサンプリングによるこれらの周波数のエイリアスも適切です。 以下の範囲のみをプロットします
ナイキスト周波数。 中央のパネルはχ^2を示しています
恒星日エイリアシングの影響を受けない HST データの /DOF ピリオドグラム。 垂直線は、同期自転の周波数と、その潜在的な恒星日のエイリアスのすべてを示しています。
P > 5 時間。 P60 データによって識別された周波数の可能性のある f > 0.5/日のエイリアスのいずれも適切に適合していないことがわかります。
正弦波HSTライトカーブに。 下のパネルは、P60、HST、および DES g を考慮したピリオドグラムを示しています。
推定された系統誤差がそれぞれに適用され、光度曲線が高調波を持つことを許可された後の r バンド データ。 の
データは、ディスノミアの軌道周波数と一致する測光周期を強く選択します
5. まとめ
パロマー 60 インチ望遠鏡 (高ケイデンス)、DES (長時間ベースライン)、および
ハッブル宇宙望遠鏡 (高測光精度と非恒星サンプリング) による同期自転の確認
Szak´ats らで最初に報告された TNO 準惑星エリスの (2022)。 結果と解釈のハイライトは次のとおりです。
• エリスの自転周期は 15.771±0.008 日と決定され、ディスノミアの公転周期の 2-σ 以内
(Holler et al. 2021) によって決定され、15.785899±0.000050 日。
• エリスの光度曲線の振幅はわずか 0.03 等であり、次のような大規模なアルベドの特徴があることを示唆しています。
冥王星のスプートニク平原とクトゥルフ黄斑は視野内外で回転し、アルベドの変化を持っています
の 。 10%。 アルベドの変動が大きい小さな特徴ももっともらしいです。
• エリスの 1 度あたり 0.05 等の照明位相勾配は、冥王星とカロンの間であり、表面テクスチャを示唆しています。
これら2つのオブジェクトの中間。
• HST WFC3 データからのディスノミアの光度曲線も同期期間と一致していますが、
データポイントが少ないと、決定的な決定が妨げられます。 0.3等の大きな光度曲線振幅
(エリスの振幅よりも 10 倍大きい) は、楕円体オブジェクトまたは大規模な球体オブジェクトと一致します。
表面の二分法。
• エリス-ディスノミア システムの形成は、巨大な衝突の起源によって最もよく説明されます。
エリスの初期回転期間、ディスノミアの初期長半径、および密度の推定
ディスノミア。 太陽中心軌道から捕獲された後のディスノミアの内向き移動によるエリスの潮汐進化
太陽系の時代に適応することは困難です。
(136199) Eris-Dysnomia システムにおける同期回転
概要
パロマー 60 インチ望遠鏡での 6 か月のキャンペーンからのエリスの測光を組み合わせます。
2015年、2018年の 1か月のハッブル宇宙望遠鏡 WFC3 キャンペーン、およびダーク エネルギー調査データ
2013年から 2018年にかけて、確定期 15.771 ± 0.008日 (1-σ 形式 不確実性)、ほぼ正弦波形状と 3% のピーク間の磁束変動。 これは一貫しています
P = 15.78590±0.00005 日間のディスノミアの軌道周回で、1000分の 1の精度で
エリス、Szak´ats らによるエリスの同期回転の最近の検出を強化します。 (2022) と
独立したデータ。 ガイアからの測光は、同じ光度曲線と一致しています。 の傾きを検出します。
エリスの明るさ 1 度あたり 0.05±0.01 mag (照明段階、中間)
プルートとカロンの値。 ディスノミアの明るさに0.3等の変動が検出されていると思われる
同期期間での二重ピークの光曲線と一致しています。 の同期回転
エリスは、連星のジャイアントインパクト起源で開始された単純な潮汐モデルと一致していますが、
エリスによるディスノミアの重力捕獲と和解するのは難しい.
キーワード: カイパー ベルト。 太陽系外縁天体; 共鳴、スピン軌道; 測光; ハッブル宇宙
望遠鏡観測
1.はじめに
海王星の軌道を越えた氷の小天体の海王星以遠領域には、化学物質の記録が含まれています。
太陽系の構成と初期の動力学的歴史。 現代の海王星以遠領域で観測された動的構造は複雑である (例えば、Elliot et al. 2005; Gladman et al. 2008; Petit et al. 2011; Adams et al. 2014;バニスター等。 2018; バーナーディネリ等。 2022) であり、太陽系初期の巨大惑星の移動の結果であると思われる
システムの歴史 (例: Fernandez & Ip 1984; Gomes et al. 2005; Hahn & Malhotra 2005; Morbidelli et al. 2007; Walsh
ら。 2011; ローラー等。 2019）。 この移行のタイミングとメカニズムについては議論がありますが、議論はありません
この期間は、原初のカイパー ベルトにとって混沌とした期間でした。 この円盤の元の質量の大部分
内部太陽系、オールトの雲、または星間空間に失われた (e.g., Gomes et al. 2005; Dones et al. 2015; Dones et al. 2015;
Malhotra 2019)、および生き残った海王星以遠天体 (TNO) の一部は、バイナリまたは複数のシステムのメンバーです。
(例: Noll et al. 2020)。 これらのバイナリおよびマルチ システムの一部の存在は、
巨大惑星の移動によって交差軌道に摂動されたオブジェクト。
少なくとも 1 つの既知の衛星を持つ知られている最大の TNO の 10 はすべて、
一次および分離 <100 一次半径。 逆に、既知の衛星を持つ最小の知られている TNO の 10 個
同等のサイズのコンポーネントがあり、大部分は 100 を超える一次半径で区切られています (図 1)。 この二分法は、さまざまな形成メカニズムを示唆しており、そのメカニズムには、捕獲、重力崩壊、および巨大な影響 (例: Brunini & L´opez 2020)。 捕捉メカニズムはよく研究されています (例: Goldreich et al. 2002;
ヴァイデンシリング 2002; 船戸ら。 2004; アスタホフ等。 2005; 李ら。 2007; Schlichting & Sari 2008; 小南
ら。 2011)、順行軌道が優勢であるため、小さな TNO 連星の形成には適していません。
(Grundy et al. 2011, 2019)、これは捕獲に起因する可能性が低く (Shlichting & Sari 2008)、相関する
バイナリ コンポーネントの色 (Benecchi et al. 2009)。 代わりに、ストリーミング不安定性による重力崩壊は、
同じサイズのコンポーネントと幅広いセミメジャーでバイナリを作成する際の効率性により、注目を集めました
軸 (Youdin & Goodman 2005; Johansen et al. 2009; Nesvorn´y et al. 2010; Simon et al. 2017; Li et al. 2018)。 の
ただし、大規模な TNO の衛星には巨大な衝突メカニズムが好まれます (e.g., Canup 2005, 2011; Brown et al. 2006)。
キャプチャ (Goldreich et al. 2002) と 3 分の 1 のヒル球内の 2 つのオブジェクトの衝突 (Weidenschilling 2002)
も考えられる選択肢です。
図 1. 各行は、TNO 衛星の主要な天体に対するサイズと分離を示しています。 黒い実線の上
最も質量の大きい知られている連星系の 10個と、最も質量の小さい 10個の連星系が下に示されています。
質量。 一般に、より大きな TNO バイナリは、コンポーネント間のサイズの不均衡が大きくなり、より狭い軌道にある傾向があります。
(プライマリ半径 Rprimary の単位)。 規模の小さいバイナリはより広く分離されており、コンポーネントのサイズは同等です。
この二分法は、観測された 2 つの TNO 連星集団の 2 つの異なる形成メカニズムを意味します。 冥王星のみ
小衛星のサイズが非常に小さいため、カロンが示されています。 システムの質量、長半径、およびコンポーネントの直径
ジョンストン アーカイブ (http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoontable.html) とその中の参照から取得されました。
最も大規模な TNO バイナリ システム (136199) エリスとその衛星ディスノミアの起源は、まだ調査中です。 Weidenschilling (2002)
前述のメカニズムは、主に小さな衛星の形成に適用されます (Brunini & L´opez 2020)。
ディスノミアの直径 (700±115 km; Brown & Butler 2018)、同等のエリス/ディスノミアの直径比と
冥王星/カロン (図 1)、およびディスノミアの低離心率 (e = 0.0062 ± 0.0010; Holler et al. 2021) は、すべての軌道を順行します。
巨大な衝突の起源を好む傾向があります。 しかし、15.785899±0.000050 日というディスノミアの長い軌道周期 (Hollerら。 2021); 2 つの成分のアルベドのコントラストがはっきりしている、0.96+0.09 エリスの場合は−0.04 (Sicardy et al. 2011) vs 0.04+0.02
−0.01 ディスノミア (Brown & Butler 2018); エリスに対するディスノミアの軌道傾斜角に関する情報の欠如
赤道面は必ずしもそのパラダイムに適合するとは限りません。
この作業では、システムの潮汐状態を評価して理解するために、エリスの自転周期を決定します。
その起源。 その発見からほぼ 20 年後、最も明るい TNO の 1 つであるにもかかわらず、文献は依然として
エリスのローテーション期間の部分的かつ矛盾する決定を提示します。 幅広いローテーション期間がありました
報告: >5 日 (Carraro et al. 2006)。 13.69、27.38、および 32.13 時間 (Duffard et al. 2008)。 25.92時間 (Roe et al.
2008); ディスノミアの軌道と同期している (Rabinowitz & Owainati 2014; Szak´ats et al. 2022)。 ローら。 (2008)
ピリオドグラムで約 15 日のシグナルを特定しましたが、その測光値がわずか 2 倍の期間で取得できます。 エリスの周期を回転光から判断する難しさ
曲線は、変動の振幅が非常に低く、ピークからピークまでわずか 3% (または 0.03 等) であり、周期が長いことを示しています。
周期を正確に決定するには、高い信号対雑音比 (SNR) と測光校正が必要です。
数か月または数年の観測で 0.01 等よりも精度が高くなります。 さらに、このタイムスケールでは太陽
まばらなデータからピリオドグラムを作成する場合、位相曲線を考慮することが重要です。
わずか 0.1 ～ 0.6 で変化.
この課題に対応するために、3 つの異なる望遠鏡からの測光を組み合わせます。 時系列順: 闇
Energy Survey (DES) は 5000 deg2 で 10 回のスイープを行いました
g、r、i、z、および Y フィルターのそれぞれにおける南天の帯
2013年 8月から 2019年 2月までの期間、セロの 4 メートルのブランコ望遠鏡で大判カメラを使用
トロロ インターアメリカ天文台 (Abbott et al. 2021)。 エリスの使用可能な画像は、8、5、6、および 7露出で表示されました
約80,000回の露出のうち、それぞれグリズバンドで（Yバンド画像はSNRが不十分であり、有用ではありません）
DESワイドサーベイの。 これらのエクスポージャは、Eris で高い SNR を生み出し、非常に正確なグローバル データの恩恵を受けます。
調査の測光キャリブレーション (Burke et al. 2018)。 ただし、これらの測定値は時間的にまばらすぎるため、
自分でエリスの明確な期間を決定します。
2 番目のデータ セットは、2015年 8月から 2016年 1月の間に取得された約 1000回の 60秒露出のコレクションです。
パロマー 60 インチ (P60) ロボット望遠鏡 (Cenko) の「施設光学カメラ」を使用したジョンソン V バンド
ら。 2006)。 有用な SNR の測定値は、72日間の各夜の露出を平均することによって得られます。 彼らの
測光品質は非常に変動しますが、DES イメージングは、天体の正確な参照等級を提供します。
すべての P60 露出。 より短い期間でのより速いケイデンスは、まばらで長期的なものを補完します
正確な期間を決定する際の DES データのリズム、および 2 つの時間のオーバーラップ。
3 番目のデータ セットは、WFC3/UVIS 装置を使用したハッブル宇宙望遠鏡 (HST) からの画像です。
2018年 1月 1日から 2018年 2月 3日までの 7 回の訪問で F606W フィルターを通過した (GO プログラム 15171、PI: B. Holler)。
これらは、Eris で非常に高い SNR を生み出し、ディスノミアを容易に解決します。 HST データの期間が短すぎるため、
測光周期の正確な決定を認め、これらのデータの高い SNR と非恒星ケイデンスにより、
光度曲線のより正確な決定と、周期の恒星エイリアシングに対する拒否権。
この作業が完成していたので、Szak´ats 等。 (2022) は、16.2±0.5 の統計的に有意な候補期間を報告しました
日および 15.87 ± 0.22日、15年間にわたる 31泊の地上測光とガイアの不均一なセットから
DR3 G バンド測光は、それぞれ 2.5 年に及びます。 私たちの結果は、完全に独立した一連の観測を使用しています
このアサーションをテストし、より高精度の観測と増加したサンプリングを利用して、可能なエイリアスを除外し、
10倍正確なエリスの回転周期の測定値と、その位相に関する追加情報を取得します
カーブとディスノミアのフラックス変動について。 Szak´ats らとは独立したデータを使用して、エリスの回転周期を導き出します。
（2022）、そしてガイアデータを光度曲線パラメーターの最終推定に組み込みます。
図 2. 2015年 8月 6日から 2016年 1月 29日 UT までの Eris の位置。JPL Horizons から取得。15日間隔でマーク。 の
背景は、縮尺が約 1"/ピクセル の符号化された DES r バンド画像です。
。 比較のために、P60施設の全視野カメラは12.9'×12.9'(Cenko et al. 2006)。
図 3. P60 V バンド測定の時系列。 エラーバーは統計のみであり、キャリブレーションは含まれていません
エラーまたはシステム。 点線の曲線は、同期回転のモデルであり、セクション 3.3 で導出された太陽位相曲線です。
これらのビン化されていないデータでは、周期性がわずかに確認できます。位相が折り畳まれ、ビン化されたバージョンについては、図 6 を参照してください。 であることも明らかです。
位相変動は、回転光曲線に匹敵する振幅の信号を生成します。
図 4. HST エクスポージャーのモデル フィッティング プロセスは、ランダム エクスポージャー idl004icq について示されています。 左が加工済み
CTE補正が適用されたMASTの画像。 中心にあるのは、ディスノミアの PSF のモデルに対する残差です (下の方へ)。
この画像の Eris の右) と、Eris のディスク拡張 PSF です。 右側では、残差が χ^2 として再プロットされます。
使用してピクセルあたり
MAST によって報告されたピクセルの不確実性。 エリスのコアの残差は、統計誤差よりもかなり大きい
これは、PSF モデルの制限によるものです。
図 5. 各パネルは χ^2 を示しています
測光データ対周波数に対する正弦波光曲線の適合の DOF あたり。 ティック
プロットの上には期間が日数で示されます。 上のパネルは P60 データのみを使用しており、
16.1 日と 14.4 日。 前者はディスノミアの軌道周期、〜15.79 dと一致しており、垂直の破線でマークされています
ライン。 恒星日に 1 回のサンプリングによるこれらの周波数のエイリアスも適切です。 以下の範囲のみをプロットします
ナイキスト周波数。 中央のパネルはχ^2を示しています
恒星日エイリアシングの影響を受けない HST データの /DOF ピリオドグラム。 垂直線は、同期自転の周波数と、その潜在的な恒星日のエイリアスのすべてを示しています。
P > 5 時間。 P60 データによって識別された周波数の可能性のある f > 0.5/日のエイリアスのいずれも適切に適合していないことがわかります。
正弦波HSTライトカーブに。 下のパネルは、P60、HST、および DES g を考慮したピリオドグラムを示しています。
推定された系統誤差がそれぞれに適用され、光度曲線が高調波を持つことを許可された後の r バンド データ。 の
データは、ディスノミアの軌道周波数と一致する測光周期を強く選択します
5. まとめ
パロマー 60 インチ望遠鏡 (高ケイデンス)、DES (長時間ベースライン)、および
ハッブル宇宙望遠鏡 (高測光精度と非恒星サンプリング) による同期自転の確認
Szak´ats らで最初に報告された TNO 準惑星エリスの (2022)。 結果と解釈のハイライトは次のとおりです。
• エリスの自転周期は 15.771±0.008 日と決定され、ディスノミアの公転周期の 2-σ 以内
(Holler et al. 2021) によって決定され、15.785899±0.000050 日。
• エリスの光度曲線の振幅はわずか 0.03 等であり、次のような大規模なアルベドの特徴があることを示唆しています。
冥王星のスプートニク平原とクトゥルフ黄斑は視野内外で回転し、アルベドの変化を持っています
の 。 10%。 アルベドの変動が大きい小さな特徴ももっともらしいです。
• エリスの 1 度あたり 0.05 等の照明位相勾配は、冥王星とカロンの間であり、表面テクスチャを示唆しています。
これら2つのオブジェクトの中間。
• HST WFC3 データからのディスノミアの光度曲線も同期期間と一致していますが、
データポイントが少ないと、決定的な決定が妨げられます。 0.3等の大きな光度曲線振幅
(エリスの振幅よりも 10 倍大きい) は、楕円体オブジェクトまたは大規模な球体オブジェクトと一致します。
表面の二分法。
• エリス-ディスノミア システムの形成は、巨大な衝突の起源によって最もよく説明されます。
エリスの初期回転期間、ディスノミアの初期長半径、および密度の推定
ディスノミア。 太陽中心軌道から捕獲された後のディスノミアの内向き移動によるエリスの潮汐進化
太陽系の時代に適応することは困難です。
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