光度曲線から接触連星に見えてもハッブル宇宙望遠鏡で拡大すると主星と伴星に分離できる場合も有る。海王星のマイグレーションに合わせて連星に成った小惑星が多いと思われるが、公転周期の進化までは観測されていない。以下、機械翻訳。
主要な古典カイパーベルト内の 5:3 および 7:4 共鳴天体の回転研究
要約
海王星の 5:3 と 7:4 の平均運動共鳴はそれぞれ 42.3 と 43.7 au にあり、重なっています。
古典的な太陽系外縁帯 (カイパー ベルト) 内の天体と。 全部/一部を報告します
それぞれ 5:3 と 7:4 共鳴における 13個と 14個の海王星以遠天体 (TNO) の光曲線。 私たちは
7:4共鳴における最も可能性の高い接触バイナリ、2013FR28、13.97±0.04時間の周期性を報告
ライトカーブ振幅は 0.94±0.02 等です。 V/U 字型のライトカーブを備えた 2013FR28 には、次のいずれかが備わっています。
地上観測で観測された十分にサンプリングされた最大の TNO 振幅。
明確に決定された接触バイナリ 2001QG298。 2013FR28 は質量比 q∼1、密度 ρ∼1 g cm^−3を持ちます。
振幅の大きい天体をいくつか発見し、2004SC60、2006CJ69、2013BN82 を分類しました。
接触バイナリの可能性が高いものとして、2001QF331、2003YW179、および 2015FP345 が細長い物体の可能性があります。
私たちは、17:9 共鳴または古典天体 2003SP317 を観察し、接触連星の可能性が高いと分類しています。
(ほぼ)同じサイズの連絡先バイナリの割合については、下限推定値 10 ～ 50 % および 20 ～ 55 %
は、それぞれ 5:3 および 7:4 の共鳴で計算されます。 2004SC60、2013BN82の表面色、
2014OL394、2015FP345取得済み。 これらの色を文献からの色と組み合わせる
細長い物体と接触バイナリが同じ極赤色の表面色を共有していることを明らかにします。
マンウィー・トロンドールと 2004SC60。 7:4 および 5:3 TNO の色はコールドに似ているだけではありません。
古典的ですが、5:3 と 7:4 の共鳴の回転特性が類似していることを示します。
これらの亜集団の間には明確なつながりがあると推測されます。
キーワード: 太陽系外縁天体 (1705)、共鳴カイパーベルト天体 (1396)、光曲線 (918)
1. はじめに
私たちの太陽系の外側の領域には、
小さな氷の太陽系海王星以遠天体 (TNO)
惑星形成時代の名残。 いくつかの
この惑星が太陽系を移動するにつれて、これらの微惑星は海王星との共鳴に巻き込まれます。
(Nesvorn´y et al. 2022; Nesvorn´y 2021; Pirani et al. 2021;フォルク＆マルホトラ 2019; ローラーら。 2019年; グラッドマン
他。 2012年; レヴィソンら。 2008年; マルホトラ 1995)。 小さな
公転周期が の場合、天体は海王星の共鳴状態にあります。
海王星の公転周期に対する特定の比率。 例として、5:3 共鳴のTNOは 海王星が5回転する間、3回周回します。
太陽の周りを回ります
同じ時間で太陽の周りを一周します。
いくつかの共鳴が古典的な中にあります。
〜40天文単位と太陽系外縁の間にある太陽系外縁帯。
〜47AU。 クラシック人口の主な共鳴は 5:3 と 7:4 (この作品の主な焦点) です。
しかし、高次の共鳴もいくつかあります。 の
8:5、9:5、17:9、15:8、とりわけ (Gladman et al. 2008;バニスターら。 2018）。 深黄道探査 (DES1)
は、5:3 および 7:4 共鳴でそれぞれ 59 個と 76 個の TNO をリストしていますが、高次の共鳴ではこれまでに少数の物体が検出されています (図 1)。 海王星の移動中に、天体は異なる太陽中心で形成された
距離が太陽系の外縁まで押し上げられた
そのうちのいくつかは共鳴に陥ってしまいましたが、
5:3 と7:4の位置、クラシカルベルトが重要な役割を果たします
これらの共鳴に物体を供給することによって。
Murray-Clay & Schlichting (2011) は、TNO ができる移行による捕獲シナリオ
共鳴の中に取り込まれます。 このシナリオが示唆したのは、
低い傾斜での 2:1 共振 TNO は、
高い傾斜で共鳴する2:1TNO と比較してバイナリの割合が高くなります。
3:2 共鳴の低い傾斜では、TNO は、この共鳴が通過しなかったため、バイナリの割合が低い
コールドクラシック人口を超えて。 どちらの予想も
観察的に確認されており、以下で議論されています。
Nollらによる総説論文。 （2020年）。 マレー・クレイ＆Schlichting (2011) も、3:2 と 2:1 は次のように予測しました。
共鳴には、傾向の低いコールドクラシック成分が含まれている必要があります。 Sheppard (2012) はそのことを実証しました。
傾斜 (i) 10°まで、共鳴 TNO は主に
動的にコールドクラシック集団からのものであるのに対し、
i>10 の場合 ○
オブジェクトの主なソースは動的に
ホットなクラシック人口。 ただし、シェパード (2012)
結論は色の違いのみに基づいています。
高/低傾斜共鳴 TNO とコールド クラシックとの色の類似性。 疑問に思う人もいるかもしれない。
レゾナントとコールドの違い/類似点
古典的な TNO は他の物理的および回転的なものにも拡張されます
プロパティ。
共鳴に関する私たちの世界的なイメージを補完するために
古典帯内の TNO では、光度曲線、接触二値分数、
5:3 の振幅と周期の分布だけでなく、
および 7:4 共鳴は、これらの共鳴と動的に冷たいものとの違いと類似点を推測します。
古典的な人口。
図 1. 深部に基づく海王星との 5:3 (円) および 7:4 (四角) の共鳴に閉じ込められた太陽系外天体
黄道測量の分類は次の凡例でプロットされます: ライトカーブでは決して観察されない TNO の黒いシンボル
研究、文献にある測光情報を含む TNO の青色のシンボル (表 3)、TNO の赤色のシンボル
私たちの調査中に観察されたものです (表 1)。 赤い三角形は、動的分類が行われたオブジェクト 2003 SP317 に対応します。
17:9 共鳴天体または古典的な太陽系外縁天体です。 注: 当社の調査は 2008 CS190 と 2001 XP254 を対象としています (赤色のプロット)
記号）は、Kecskem´ethy らによっても研究されています。 （2023年）。
図 2. ロム ピリオドグラムのメイン ピーク (プロット)
a)) は 1 日目の 3.44 サイクルに位置します。
。 ダブルピーク
Pdouble を使用した 2013 FR28 のライトカーブ
回転=13.97±0.04 h
振幅は0.9等でのカットオフよりも大きく、
最も可能性の高い接触バイナリの V-/U-形態 (プロット b))。
フーリエ級数フィット (黒い実線) は一致しません
χ^2=4.90 が付いた観測値
図 3. 2003 SP317 の光曲線は非対称であり、
ピリオド Pdouble を持つ二重ピーク
回転=12.39±0.03時間および
Δm=0.85±0.03等 変動性が高く、V 字型をしているため、この物体は接触バイナリの可能性が高いと分類されます。
最小値であり、フーリエ級数フィットではライトカーブを再現できないため (χ
2=1.02)。
図 4. ピリオドグラムのメイン ピークは 3.12 サイクル/日です (プロット a))。 2003 YW179 は測光変動が大きいため、回転周期が双峰になっている
15.41 時間が最適です。 二次フーリエフィット (黒)
曲線) はデータセットとよく一致しており、これは
オブジェクトは細長くなります (プロット b))。
図 5. 2015 FP345 のライトカーブは次のように推測されます。
Pdouble によるダブルピーク
回転=8.47±0.02時間。 この光曲線
は、このオブジェクトが次のことを示すフーリエ級数によってフィッティングされます。
細長く、表面に斑点がある可能性があります。
5. ディスカッション
5.1. 私たちの調査と文献
私たちの調査以前には、短期変動が公表されているのは 5:3 共鳴 TNO 4 つと 7:4 共鳴 TNO 3 つだけでした。
情報 (図 1 および表 3)。 私たちの調査では、短期の患者数が 300% 以上増加しています。
共鳴TNOの研究。 TNO をターゲットにするとともに
〜24等より明るい、選択されたTNOには混合物がある
絶対等級と探査する軌道要素の
集団内の差異（ある場合）。
図 13 のヒストグラムは振幅を示しています。
両方の共鳴（および 2003 SP317）の分布
私たちの調査と文献を組み合わせたものです。 ライトカーブ振幅の範囲はフラットから約 1 等までですが、わずか 〜21 % です。
目立った変動はありません。 全体として、両方の共鳴
最大 0.6 等の変動を持つ天体があり、
振幅が 0.85 等と 0.94 等である 2013 FR28 と 2003 SP317 を除きます。 サンプル全体の平均振幅は、ライトカーブ全体で 0.47 等です。 完了
5:3/7:4 共鳴のライトカーブの平均は
0.34/0.52 等、部分的なライトカーブの平均は 0.20/0.19 等です。 の平均振幅
5:3 はコールドクラシック集団のそれと一致しています (Thirouin & Sheppard 2019a)。 7:4 のボディ
コールド・クラシックよりも変動が大きい。
高い変動性は Thirouin & Shep pard (2019a) によって実証されました。
次に、回転周波数を比較することを目的とします。
この論文で調査したオブジェクトの分布
最も可能性が高い/近い/接触しているバイナリと、
動的にコールドクラシック人口、そして最終的には
他の TNO に送信します (図 12)。 ビンゼルらのように。
(1989) では、マクスウェルフィットを使用して回転角度を一致させます。
これらのオブジェクトの頻度分布 (図 12)。 の
フィットにより Pmean の平均周期 9 が得られます
マクスウェリアン = 10.67±1.93 時間。
この平均回転周期は、共振
古典的ベルト内の TNO は、他の TNO と比較してゆっくりと回転します (Pmeanマクスウェリアン = 8.74±0.66 時間)、および
動的に Cold Class sical よりも遅い可能性さえあります (PmeanMaxwellian=10.74±1.47 h) 回転が遅い
Thirouin & Sheppard (2019a) によって指摘されました。 ただし、フィットから導出される平均期間の不確かさは、
は大きいため、共鳴と共鳴の両方が発生すると推測されます。
Cold Classical TNO はローテーションが長いです。
図 13 のバブル プロットは、TNO を次のように再グループ化しています。
部分的および完全なライトカーブ、ポイント サイズが示す
オブジェクトのサイズ。 このプロットを見ると、次のことがわかります。
最も遅い周期と振幅の間の傾向
変動性が最も高い回転子。 そのようなことを確認するには
傾向を見つけて他の傾向を見つけるには、上位のデータセットを許可するプログラム ASURV を使用して相関検索を実行します。
および/または下限値(Spearman 1904; Isobe et al. 1986)。
(反) 相関関係を表 4 に示します。バブル プロットが示唆するように、振幅と周期の間には強い相関関係があり、ある時点でのスピアマン値は 0.537 です。
5:3、7:4、および 5:4 を組み合わせた場合の有意水準は 99 %
2003 SP317。 5:3 と 7:4 の共鳴のみを調査することで、
この傾向はもありますが、より強いです。
7:4共鳴。 この傾向は、ダイナミックなコールド クラシックにも見られます (Thirouin & Sheppard 2019a)。 の
振幅と絶対大きさとの通常の関係
すでに実現されている（小型で高振幅）
多数の研究で特定されたものは、私たちのグループの研究でも見つかります (例: Sheppard et al. (2008); Benecchi & Sheppard
(2013); シロウインら。 (2016); ティルーイン＆シェパード
(2019a); アレクサンダーセンら。 （2019年））。 5:3 共鳴では、変動が大きい小さな天体は低くなります。
傾斜と遅い回転子の離心率は低くなります。
7:4 では、遅い回転子は低い傾斜と高い位置にあります。
奇行。 完全なライトカーブは、低い傾斜での高い振幅に有利です。 セクション 5.3 で説明するように、これらの共鳴では低傾斜はコールド類型 TNO によって支配されており、実証されているように
Thirouin & Sheppard (2019a)、The Cold Classicals 著
に比べて振幅が大きい低速回転子です。
他の太陽系海王星の集団。 重要度レベルが低い場合、小さなオブジェクトが回転する可能性があります。
7:4 レゾナンスでゆっくりと、完全なライトカーブ サンプルに基づいています。 ダイナミックなコールド クラシックや他の共鳴集団との類似点は、
セクション 5.4 で議論されます。
5.2. 接触連星
セクション 4 では、2013FR28 が最も可能性が高いことを報告します。
接触バイナリ、2003SP317、2004SC60、2006CJ69
および 2013BN82 は接触バイナリである可能性が高く、また
1999HT11、2004VE131、2014OL394 は、変動性があるため、潜在的な接触バイナリとして分類されています。 ラビ・ノヴィッツら。 (2020) は、マンウィー・トロンドールのプライマリーが接触バイナリーであることを示唆しています。 ライトカーブだから
マンウィー・トロンドールの光度は限界値 0.9 等を下回っており、
この文書に沿った一貫性を保つために、マンウィ ソロンドールを接触バイナリの可能性が高いと考えます。 合計 9 つの物体が接触二値性の兆候を示しています。
接触連星の変動範囲は次のように推測されます。
システムの形状と特性の多様性
(表2)。 すべての接触バイナリ候補は、e>0.2 の適度な離心率と低い傾斜を持っています。
i<10◦、傾斜が 17.9° である 2006CJ69 を除く
まあ、離心率が e<0.2 である Manwries-Thorondor と 1999 HT11 です。 発見されたすべての接触連星のうち
ライトカーブとオカルテーション技術を使用すると、ほとんどの
そのうちの傾きは 10° 未満です
(ティルーイン& シェパード 2019b; レイバら。 2020年; ブイエら。 2020年;レイバら。 2023年）。 この文書では、接触連星は次のとおりです。
絶対等級H>7.2等の小さなTNOは別として2013BN82 から、絶対等級は 6.73 等です。
同様に、3:2 および 2:1 共鳴では、接触連星は H>7 等を持ちますが、寒冷地ではより大きくなります。
古典的なダイナミックグループ (Thirouin & Sheppard 2018,2019a、2022)。
私たちのアンケートとデータで構成された完全なサンプルを使用して、
文献によれば、ほぼ
複数のオブジェクト グループ内の同じサイズの接触連星ｚと推定できる。 Thirouin & Sheppard (2022) はこのアプローチを要約しており、ここではそれに従って導き出します。
式 1 に基づく分数 (fEq.1) および式 2 (fEq.2）。 シェパードとジューイットですでに述べたように
(2004); Thirouin & Sheppard (2022)、式 1 は、a>b、b=c などの軸を持つオブジェクトを合計します。
式 2 は、a≥b=c の 3 軸オブジェクトを考慮しています。 私たちは
割合の推定値を表 5 に示します。最初のステップでは、
振幅のみが考慮されており、セクション 4 の解釈は考慮されていません。 例として; 7:4で
共鳴、光曲線情報は 17 について知られています。
TNO であり、Δm≧0.4 等の天体が 6 つあります。
これにより、fEq.1 ～ 47 % および fEq.2 ～ 55 % が得られます。 しかし、そのうちの1つが、
これら 5 つのオブジェクトは、私たちが分類した 2015 FP345 です。
細長い物体として。 したがって、私たちの 2 番目のステップは、振幅カットオフとその解釈を検討することです。
このような場合、7:4 共振には 5 つの非伸長部分が含まれます。
fEq.1∼ 39 % を与える ∆m≥0.4 等級の天体
および fEq.2∼46 %。
表 5 に報告されているさまざまな値に基づいて、
5:3 共振の推定値は低くなると結論付けます。
(ほぼ)同じサイズの接触バイナリの 〜10 ～ 50 %、
7:4 共鳴の割合は約 20 ～ 55 % であり、
サンプル全体からは約 10 ～ 50 % の割合であると推測されます。 結論として、両方の共鳴はほぼ同じ割合を持っています。
連絡先バイナリ。 全体として、分数は次のものと重複します。
Nesvorn´y & Vokrouhlick´y (2019) が 10 時に予測したもの
30%まで。
予想される部分には重複がありますが、
5:3、7:4、および 3 つのほぼ同じサイズの連絡先バイナリ
コールド クラシック地域では、一般に 5:3 と
7:4 共鳴にはコールドよりも多くの接触バイナリが含まれます
クラシック (Thirouin & Sheppard 2019a)。 さらなる観察により、接触の数が継続的に示されれば、
Cold Classical ベルトのバイナリは、
共鳴、物体が冷古典集団から逃れる間に重力で乱されるときに接触連星が優先的に形成される可能性がある
あるいは一度共鳴の中に閉じ込められてしまう（ティルーイン）
& シェパード 2019a、b; Nesvorn´y & Vokrouhlick´y 2019)。
5.2.1. 衛星あり/なしのコンタクトバイナリ
マンウィー・ソロンドールと 2003SP317 は両方とも
HSTで撮影して周囲の衛星を探す
彼ら。 2003SP317 には衛星は検出されませんでしたが、
分離された衛星ソロンドールがマンウィー周辺で発見されました。
サンプル内の他の接触連星は、これまでに
(広く) 離れた衛星を検索しました (表 1)。 の
両方の共鳴で解決されたワイド バイナリの数
提供されている 19 の TNO のうち 2 つのバイナリのみで低い値です ((385446) Manwries-Thorondor および (525816)
7:4 の 2005 SF278)、および 1 つ ((469420) 2001 XP254)
5:3共鳴の13のうちの1つです（W.M.グランディ、私信）。 〜8 % および 〜11 % の溶解度
それぞれ 5:3 および 7:4 共鳴の連星では、コンタクト バイナリが好まれる種類の連星のようです。
5.3. 色
Sheppard (2012) は、2 つ (7:4 と 5:3) を含む共鳴 TNO の包括的な色の調査を実施しました。
この作品でターゲットとしている共鳴。 彼は次のように結論づけた。
5:3 と 7:4 の共鳴、特に低い傾斜で、
一般的な超赤色物質が大半を占めています
動的にコールド クラシック TNO を少数ながら
非超赤色物体の割合は、より高い傾斜度 (i>10°) で識別されました。
）。 Sheppard (2012) は、次のように示唆しました。
共鳴には、コールド クラシック TNO が優勢な傾向の低いコールド クラシック コンポーネントが含まれています。
物体は今これらの共鳴の中に閉じ込められていますが、
より高い傾斜では、おそらく力学的に
ホットなクラシック人口。 図 14 では、すべての
5:3 および 7:4 のレゾナントの 10 色と
この作品の色 (Sheppard 2012; Peixinho et al.2015年; パイクら。 2017年; ティルーインとシェパード、2019b)。
表 6. 可能性の高い/最も可能性の高い接触バイナリと細長い部分の色
オブジェクト。
Small g'-r' g'-i' Ref.
本体 [マグ] [マグ]
可能性が最も高い連絡先バイナリ
1999 HT11 0.94±0.04 1.39±0.03 シェパード (2012)
2003 QW111 0.85±0.06 1.20±0.05 シェパード (2012)
2003 SP317 0.96±0.05 - パイクら。 (2023年)
2004 SC60 0.83±0.05 1.15±0.05 本作品
2006 CJ69 1.00±0.03 1.46±0.04 シェパード (2012)
2013 BN82 0.98±0.05 1.31±0.05 本作品
2013 FR28 0.95±0.05 1.36±0.05 ティルーアン & シェパード (2019b)
2014 OL394 0.87±0.06 1.34±0.06 本作
細長い物体
2001 QF331 0.87±0.02 1.33±0.05 パイクら。 (2017)
2003 YW179 1.01±0.04 1.39±0.03 シェパード (2012)
2015 FP345 0.88±0.07 1.34±0.07 本作
表 6 は、接触二値星と細長い天体 (Δm>0.3 等) の色 11 をまとめたものです。
2003 SP317 と同様に 5:3 および 7:4 の共鳴。 とともに
2003 QW111 (別名マンウィー・ソロンドール) を除く
2004 SC60 はまだ表面が赤く残っていますが、
接触バイナリと細長い物体の表面は非常に赤いです。 この色は、その起源が次の場所にあることを示唆しています。
これらのオブジェクトのほぼすべてが傾斜 i≤10 を持つという事実によって強制される動的に冷たい古典集団。
。 唯一の異常はウルトラレッドの可能性が高いことです
接触バイナリ 2006CJ69 (i=17.9)
(図14)。 しかし、
Volk & Malhotra (2011) によって実証されています。 リカウカ＆Mukai (2005)、共鳴 TNO はより高い温度まで励起できる
元の傾きよりも傾きます。 したがって、動的にコールドな古典派集団がコールドを生み出す可能性があります。
共鳴に古典的な成分が含まれるが、一部のオブジェクト
共鳴に閉じ込められた音は、最初の低い傾斜からより高い傾斜に動的に励起されることもあります。 また、図 14 に示すように、
ライトカーブの振幅が大きいほど、G’-i’ カラーが高くなる傾向があり、これは TNO が寒冷地に起源を持つことを示しています。
古典的なベルトはより変形/伸長します (ティルーアン &シェパード 2019a)。
5.4. 共鳴系とコールド古典系太陽系外縁系オブジェクト
次に、次の回転特性を比較します。
いくつかの共鳴とコールドクラシックに閉じ込められたTNO。 Thirouin で発行されたライトカーブ調査
& Sheppard (2018、2019a、2022) を新しく更新しました
出版されたライトカーブ (例: Alexandersen et al. (2019);Kecskem´ethy et al. (2023))を検討します。
Kecskem´ethy et al. (2023) の測光を報告する
Ke pler 2 データを使用して、いくつかの部分母集団の 66 人の TNO を調査しました。
継続的に観測ブロックを使用すると、地上からは困難な長い周期を取得できます。
非常に大量の望遠鏡が必要です
時間。 Kecskem´ethy らのライトカーブ (2023) は
滑らかな光曲線。 彼らが従ったと仮定すると、
P'al et al.の方法論。 (2015)、私たちは推測します
彼らは、特定のポイント数を使用して、ボックス内でフォトーム トライの平均値に重み付けを行っていると考えられます。 パール
他。 (2015) 68 点のボックスを使用して導出
加重平均の大きさを計算して全体を構築します。
平滑化された（またはビン化された）ライトカーブ。 無いから
詳細は Kecskem´ethy et al. (2023年)、わかりません
ボックスごとに同じ数のポイントが使用された場合、または
ボックスごとにいくつかのポイント数をテストして確認しました。
平滑化されたライトカーブに大きな影響を与える場合。 で
いくつかの出来事、Kecskem´ethy et al。 (2023) 確認
地面から導出された回転周期と振幅 -
ライトカーブに基づいていますが、場合によっては結果がまったく異なる場合があります
違う。 例として、2014JQ80 は、周期が 12.16 時間、変動が 2014 年の接触バイナリである可能性が高いです。
得られた地上光度曲線に基づくと 0.76 等
ティルーアン＆シェパード著（2018）。 Kecskem´ethy et al.(2023) 一貫した周期を取得しますが、振幅は
わずか0.39等。
Thirouin & Sheppard のデータ (2018)
2017年5月から6月と2017年9月から10月のものです
Kecskem´ethy et al. (2023) ため、約 5 か月にわたってシステムの形状が大幅に変化する (したがって振幅も変化する) と予想する理由はありません。
Kecskem´ethy et al. (2023) は矛盾していると主張する
オブジェクトは次のようなものであるため、振幅を予測する必要があります。
ケプラー 2 の精度が達成可能なため、かすかです。
ただし、2014JQ80 のケプラー 2 等級の平均は、
〜22.2等であり、最も暗いTNOの1つではない
彼らのサンプルで。
Kecskem´ethy et al. (2023)、ライトカーブ
2 つのコールド クラシカル、2003YS179 と (420356) のうち
2012BX85 Praamzius12、注目を集めています。
1.278±0.197等の極端な変動と
それぞれ1.433±0.181等。 これらの推定値が
そうですね、これら 2 つの小さな天体は最大のものになります。
太陽系外縁帯でこれまでに記録された変動。
残念ながら、著者らはこれらのオブジェクトの振幅について議論も解釈もフラグ付けさえしていません。 そのような
大きな変動は接触バイナリによってのみ引き起こされますが、平滑化されたライトカーブは U/V 形状を持ちません。 また、個々の Kepler 2 データは散在しています
プラムジウスはほぼ6等以上、プラムジウスは約3等以上
2003YS179。 平均ケプラー2等星付近
2003YS179 と Praamzius は 22.5 等、22 等、
それぞれ、2014JQ80 と同じ範囲にあります。
著者らが懸念を表明したように、
2014JQ80 の結果から、同じ懸念が 2003YS179 と Praamzius についても表現される可能性があると推測できます。
以下は Kecskem´ethy らの結果です。 (2023) は
彼らの論文ではいくつかのことが示されているため、私たちの分析には含まれていません。
議論の余地のある結果。
図 15 では、すべての 3:2、5:3、7:4、および 2:1 共振 TNO
ローテーションを伴うコールド クラシック (CC) と同様に
情報がプロットされています。 円はオブジェクトを強調表示します
完全なライトカーブを示し、三角形はその期間と振幅を制限することを示します。 観測されている TNO のほとんどは、絶対等級が 5 から 5 までです。
9等。 走行手段（図１５の実線）
は、すべてのグループの絶対等級が高くなると振幅が増加し、全体および部分的なライトカーブ（平坦なものは含まれない）に基づいて H ～ 6 ～ 7 等級から始まる顕著な折り目を持つことを示しています。 私たちは
Press で実装された 2D コルモゴロフ – スミルノフ (KS)
他。 (1992) 特定の部分集団かどうかを確認するテスト
完全な部分だけを使用したものとは大きく異なります。
ライトカーブ。 テストは 2 つのパラメーター D を返します。
の累積分布間の偏差です。
2 つのサンプルと 0 と 1 の間の確率 (Pr)。
2 つのサンプルが互いに異なっていない場合、確率は 1 になります。コールド クラシック TNO を使用します。
Thirouin & Sheppard (2019a) で報告された測定値
主要な参照集団として、コールドクラシックとして
TNO は最も原始的な天体であると考えられています
太陽系で。 3:2 とコールドの振幅
古典的な TNO は、D=0.41 で大きく異なります。
および Pr=0.06、同様に、2:1 の場合、D=0.43 および Pr=0.29
コールド・クラシカルと比較して。 したがって、3:2 と 2:1 はコールドクラシック cal. のものではないと考えることができます。 ただし、5:3/7:4 では D=0.18/0.36、Pr=1/0.51 となります。
両方の共鳴が寒さに関連している可能性があることを示唆しています
古典的な人口。 共鳴を比較すると、3:2 と 2:1 は D=0.29 で似ており、Pr=0.75。 ただし、3:2 と 2:1 は異なります。
7:4、それぞれ D=0.68/0.67 および Pr=0.01/0.08。
5:3 と 3:2 および 2:1 の共鳴を比較すると
TNO では、D=0.41/0.27 および Pr=0.40/0.97 があります。
約 4 時間の経海王星スピン障壁が Thirouin らによって推測されています。 (2010)、それ以来、TNO は存在しません
この制限を超える速度で回転していることが判明しました。 この中で
実際、最速の回転子は 3:2 共振 (455502)
2003UZ413 の周期は 4.13±0.05 時間で、最も遅いのは Cold Classical (385437) で回転している 2003GH55 です。
210.526±3.693 時間 (Perna et al. 2009; Kecskem´ethy et al.2023年）。 今回は、回転周期を使用して実行します。
サンプル間にいくつかの 2D-KS テストを行います。 時代に基づいて、7:4 とコールド クラシックはおそらく 1980 年代のものです。
D=0.20およびPr=0.99と同じ母集団。 驚くべきことに、2:1 とコールド クラシックの D=0.22 と Pr=0.97
5:3 とコールド以外は似ていることを示唆しています。
古典的なものは D=0.25 と Pr=0.94 であまり類似していません。 の
2D-KS テストにより、5:3 と 7:4 はおそらく
同じ母集団 (D=0.33、Pr=0.85) に対し、5:3
と 3:2 は異なるものに由来します (D=0.55、Pr=0.11)。
セクション 3 の説明に基づいて、3 つの地域
ライトカーブの原因を区別するためのプロットを図 15 に示します。完全なレゾナントおよびコールド クラシックのみです。
ライトカーブが考慮されます。 小さな体のほとんどは、リージョン C にあり、そのうちのほんの一握りが
領域 B および A。予想される低いライトカーブのため
領域 A の振幅、変動性の低い天体は多くの振幅を必要とするため、おそらく観測バイアスに直面しています。
望遠鏡の使用時間は長く、文献では報告されない傾向があります。
領域 B にも、次のような天体がほとんどありません。
これらの TNO はゆっくりと回転する傾向があるということです。 ∆m≥0.9 等級を持つ天体は 6 つだけです: 2001QG298 (Sheppard &Jewitt 2004）、2013FR28（本作）、2003YS179、
2012BX85 (Kecskem´ethy et al. 2023)、衛星
2003QY90 (カーン & エリオット 2006)、および 2003BF91 (トリリング)
& バーンスタイン 2006)。 このセクションでは、いくつかのことを表現しました。
2003YS179 と 2012BX85 に関する懸念。 Kern & El liot (2006) は、6 つのライトカーブを使用して 2003QY90 のライトカーブ (プライマリ ライトカーブ、セカンダリ ライトカーブ、および複合ライトカーブ) を発表しました。
データポイント。 セカンダリのライトカーブがまばらすぎて、
V 字または U 字形が検出されますが、振幅は 0.90±0.36 等で非常に不確かです。 ザ・コールド・クラシック 2003BF91
は、非常に小さな天体 (H=11.7 等) で検出されました。
HST。 Trilling と Bernstein (2006) はライトカーブを発見しました
振幅は 1.09±0.25 等、U 字/V 字形はありませんが、彼らのデータセットは非常にノイズが多く、
このオブジェクトは連絡先バイナリにすることができます。 Thirouin & Shep pard (2019a) は、この問題についてすでに議論しています。
データセットを作成し、私たちはその結論に従います。 要約すれば、接触の可能性が最も高いのは 2001QG298 と 2013FR28 だけです
バイナリ (Lacerda 2011; Sheppard & Jewitt 2004)。
6. 結論
海王星により5:3 と 7:4 の平均運動共鳴に閉じ込められ、海王星以遠天体のライトカーブ研究は、次の結論を導き出します。
• アルベドとして解釈できる非対称のライトカーブを持ついくつかの細長いオブジェクトを報告します。
物体の表面上のスポット: 2001QF331、2014DK143、2015FP345。
• 0.94±0.02 mag のフルライトカーブ振幅で、2013FR28は7:4レゾナンスで小さなボディです
海王星以遠天体の中で 2 番目に大きい地上ベースで検出されたライトカーブ振幅
(139775) 2001QG298 以降の観測2002 年から 2003 年の変動は 1.14±0.04 等でした (Shep pard & Jewitt 2004)。 モデリングは次のことを示唆しています
2013FR28 の質量比は約 1で密約1 g/cm3、主星伴星の分離が 200 km 未満であること。
• 最も可能性の高い接触連星を除く2013FR28 のほか、2003SP317、2004SC60、2006CJ69、および 4 つの可能性のある接触バイナリも見つかりました。
2013BN82 – および 3 つの（非常に）細長い TNO– 2001QF331、2003YW179、および 2015FP345 –。
すべての細長い連星と接触連星は傾斜が低く、i≤10◦、2006CJ69 を除き、
マンウィ・ソロンドールを除く超赤い表面そして2004SC60。 1999HT11、2004VE131、および 2014OL394 は接触バイナリの可能性があるため、詳細な調査にはさらに多くのデータが必要です。
• 文献と私たちの調査から、次のことが推測されます。
5:3 には (ほぼ) 同じサイズの接触連星が 10 ～ 50 % あり、7:4 には 20 ～ 55 % あります。
共鳴。 接触連星の割合は次のとおりです。
Nesvorn´y によって予測されたものと互換性があります。
Vokrouhlick´y (2019)、さらに高いようです
Cold Classical フラクションより (Thirouin & Shep pard 2019a)。
• 接触バイナリの回転周期は広範囲にわたる
値の範囲は約 6 時間からほぼ 60 時間までですが、
それらのほとんどの周期は 10 ～ 15 時間です。 既知のすべての接触バイナリのライトカーブを使用する
海王星横断帯を越えて、私たちは次のように報告しています。
それらの回転周波数分布は次のようになります。
マクスウェル分布。 マクスウェル分布に基づく接触バイナリの平均回転周期
分布の適合は 11.21±1.76 時間で、太陽系外縁帯の残りの部分に比べて遅いです。 1つ
Brunini (2023) の結果は 3:2 共鳴接触バイナリの回転周期分布であり、この分布が
は 1 つの部分母集団のみに関するものですが、完全な接触バイナリ母集団はブルニーニに従っているようです
（2023年）配信。
• 全体的に、5:3 と 5:3 の回転特性は
7:4 のレゾナントは、ダイナミックなコールド クラシックのレゾナントに似ています。その理由は、1) フィッティングによるものです。
回転周波数分布へのマクスウェルフィット、サンプルの平均周期、
文献では 10.67±1.93 時間となっており、これは次のように推測されます。
これらのレゾナントは、ダイナミックなコールド クラシックと同様にゆっくりと回転します (Thirouin & Sheppard)
2019a); 2) 高い平均ライトカーブ振幅
0.47等では、共鳴も同様であることを示唆しています。
回転楕円体からは程遠い。 そして3）
ライトカーブの振幅と回転周期の間には非常に強い相関関係があり、これもまた、
コールドクラシックベルトですが、他の部分集団では報告されていません。
• 2D コルモゴロフ – スミルノフ検定は、5:3 であることを示唆しています。
および 7:4 は、おそらくコールドクラシック集団と思われる同じ親集団から抽出されています。 ベース
ライトカーブの振幅では、5:3 は次のように関係します。
Cold Classical ですが、7:4 は密接に関連しています
回転周期に基づくコールドクラシックへ。
3:2 TNO の振幅と周期は、コールド クラシックとしての起源と一致しています。 2:1 の振幅は 3:2 に似ており、コールド クラシックと一致していますが、
2:1 はコールド クラシックに似ています。
• 表面の色に基づく (Sheppard 2012)、バイナリ
分数 (Noll et al. 2020) と回転特性 (この研究) を考慮すると、次のケースが強化されます。
Cold Classicals といくつかの共鳴 TNO は、
リンクされています。 さまざまな部分集団を研究することで、太陽系外惑星の全体像を提供できる
ベルトを探索するだけでなく、部分集団間のつながりを見つけることもできます。
だけでなく、海王星の移動と捕獲も調査します
メカニズム (Murray-Clay & Schlichting 2011)。
• 濃厚接触を発見し特徴づけることにより
太陽系外縁帯を越える連星を目指します
まずは数を増やすことですが、
また、いくつかの部分集団におけるそれらの特徴を調査し、まだ未解決の形成および進化モデルへの入力を提供します。
これらのシステムに関する質問 (Brunini 2023)。
主要な古典カイパーベルト内の 5:3 および 7:4 共鳴天体の回転研究
要約
海王星の 5:3 と 7:4 の平均運動共鳴はそれぞれ 42.3 と 43.7 au にあり、重なっています。
古典的な太陽系外縁帯 (カイパー ベルト) 内の天体と。 全部/一部を報告します
それぞれ 5:3 と 7:4 共鳴における 13個と 14個の海王星以遠天体 (TNO) の光曲線。 私たちは
7:4共鳴における最も可能性の高い接触バイナリ、2013FR28、13.97±0.04時間の周期性を報告
ライトカーブ振幅は 0.94±0.02 等です。 V/U 字型のライトカーブを備えた 2013FR28 には、次のいずれかが備わっています。
地上観測で観測された十分にサンプリングされた最大の TNO 振幅。
明確に決定された接触バイナリ 2001QG298。 2013FR28 は質量比 q∼1、密度 ρ∼1 g cm^−3を持ちます。
振幅の大きい天体をいくつか発見し、2004SC60、2006CJ69、2013BN82 を分類しました。
接触バイナリの可能性が高いものとして、2001QF331、2003YW179、および 2015FP345 が細長い物体の可能性があります。
私たちは、17:9 共鳴または古典天体 2003SP317 を観察し、接触連星の可能性が高いと分類しています。
(ほぼ)同じサイズの連絡先バイナリの割合については、下限推定値 10 ～ 50 % および 20 ～ 55 %
は、それぞれ 5:3 および 7:4 の共鳴で計算されます。 2004SC60、2013BN82の表面色、
2014OL394、2015FP345取得済み。 これらの色を文献からの色と組み合わせる
細長い物体と接触バイナリが同じ極赤色の表面色を共有していることを明らかにします。
マンウィー・トロンドールと 2004SC60。 7:4 および 5:3 TNO の色はコールドに似ているだけではありません。
古典的ですが、5:3 と 7:4 の共鳴の回転特性が類似していることを示します。
これらの亜集団の間には明確なつながりがあると推測されます。
キーワード: 太陽系外縁天体 (1705)、共鳴カイパーベルト天体 (1396)、光曲線 (918)
1. はじめに
私たちの太陽系の外側の領域には、
小さな氷の太陽系海王星以遠天体 (TNO)
惑星形成時代の名残。 いくつかの
この惑星が太陽系を移動するにつれて、これらの微惑星は海王星との共鳴に巻き込まれます。
(Nesvorn´y et al. 2022; Nesvorn´y 2021; Pirani et al. 2021;フォルク＆マルホトラ 2019; ローラーら。 2019年; グラッドマン
他。 2012年; レヴィソンら。 2008年; マルホトラ 1995)。 小さな
公転周期が の場合、天体は海王星の共鳴状態にあります。
海王星の公転周期に対する特定の比率。 例として、5:3 共鳴のTNOは 海王星が5回転する間、3回周回します。
太陽の周りを回ります
同じ時間で太陽の周りを一周します。
いくつかの共鳴が古典的な中にあります。
〜40天文単位と太陽系外縁の間にある太陽系外縁帯。
〜47AU。 クラシック人口の主な共鳴は 5:3 と 7:4 (この作品の主な焦点) です。
しかし、高次の共鳴もいくつかあります。 の
8:5、9:5、17:9、15:8、とりわけ (Gladman et al. 2008;バニスターら。 2018）。 深黄道探査 (DES1)
は、5:3 および 7:4 共鳴でそれぞれ 59 個と 76 個の TNO をリストしていますが、高次の共鳴ではこれまでに少数の物体が検出されています (図 1)。 海王星の移動中に、天体は異なる太陽中心で形成された
距離が太陽系の外縁まで押し上げられた
そのうちのいくつかは共鳴に陥ってしまいましたが、
5:3 と7:4の位置、クラシカルベルトが重要な役割を果たします
これらの共鳴に物体を供給することによって。
Murray-Clay & Schlichting (2011) は、TNO ができる移行による捕獲シナリオ
共鳴の中に取り込まれます。 このシナリオが示唆したのは、
低い傾斜での 2:1 共振 TNO は、
高い傾斜で共鳴する2:1TNO と比較してバイナリの割合が高くなります。
3:2 共鳴の低い傾斜では、TNO は、この共鳴が通過しなかったため、バイナリの割合が低い
コールドクラシック人口を超えて。 どちらの予想も
観察的に確認されており、以下で議論されています。
Nollらによる総説論文。 （2020年）。 マレー・クレイ＆Schlichting (2011) も、3:2 と 2:1 は次のように予測しました。
共鳴には、傾向の低いコールドクラシック成分が含まれている必要があります。 Sheppard (2012) はそのことを実証しました。
傾斜 (i) 10°まで、共鳴 TNO は主に
動的にコールドクラシック集団からのものであるのに対し、
i>10 の場合 ○
オブジェクトの主なソースは動的に
ホットなクラシック人口。 ただし、シェパード (2012)
結論は色の違いのみに基づいています。
高/低傾斜共鳴 TNO とコールド クラシックとの色の類似性。 疑問に思う人もいるかもしれない。
レゾナントとコールドの違い/類似点
古典的な TNO は他の物理的および回転的なものにも拡張されます
プロパティ。
共鳴に関する私たちの世界的なイメージを補完するために
古典帯内の TNO では、光度曲線、接触二値分数、
5:3 の振幅と周期の分布だけでなく、
および 7:4 共鳴は、これらの共鳴と動的に冷たいものとの違いと類似点を推測します。
古典的な人口。
図 1. 深部に基づく海王星との 5:3 (円) および 7:4 (四角) の共鳴に閉じ込められた太陽系外天体
黄道測量の分類は次の凡例でプロットされます: ライトカーブでは決して観察されない TNO の黒いシンボル
研究、文献にある測光情報を含む TNO の青色のシンボル (表 3)、TNO の赤色のシンボル
私たちの調査中に観察されたものです (表 1)。 赤い三角形は、動的分類が行われたオブジェクト 2003 SP317 に対応します。
17:9 共鳴天体または古典的な太陽系外縁天体です。 注: 当社の調査は 2008 CS190 と 2001 XP254 を対象としています (赤色のプロット)
記号）は、Kecskem´ethy らによっても研究されています。 （2023年）。
図 2. ロム ピリオドグラムのメイン ピーク (プロット)
a)) は 1 日目の 3.44 サイクルに位置します。
。 ダブルピーク
Pdouble を使用した 2013 FR28 のライトカーブ
回転=13.97±0.04 h
振幅は0.9等でのカットオフよりも大きく、
最も可能性の高い接触バイナリの V-/U-形態 (プロット b))。
フーリエ級数フィット (黒い実線) は一致しません
χ^2=4.90 が付いた観測値
図 3. 2003 SP317 の光曲線は非対称であり、
ピリオド Pdouble を持つ二重ピーク
回転=12.39±0.03時間および
Δm=0.85±0.03等 変動性が高く、V 字型をしているため、この物体は接触バイナリの可能性が高いと分類されます。
最小値であり、フーリエ級数フィットではライトカーブを再現できないため (χ
2=1.02)。
図 4. ピリオドグラムのメイン ピークは 3.12 サイクル/日です (プロット a))。 2003 YW179 は測光変動が大きいため、回転周期が双峰になっている
15.41 時間が最適です。 二次フーリエフィット (黒)
曲線) はデータセットとよく一致しており、これは
オブジェクトは細長くなります (プロット b))。
図 5. 2015 FP345 のライトカーブは次のように推測されます。
Pdouble によるダブルピーク
回転=8.47±0.02時間。 この光曲線
は、このオブジェクトが次のことを示すフーリエ級数によってフィッティングされます。
細長く、表面に斑点がある可能性があります。
5. ディスカッション
5.1. 私たちの調査と文献
私たちの調査以前には、短期変動が公表されているのは 5:3 共鳴 TNO 4 つと 7:4 共鳴 TNO 3 つだけでした。
情報 (図 1 および表 3)。 私たちの調査では、短期の患者数が 300% 以上増加しています。
共鳴TNOの研究。 TNO をターゲットにするとともに
〜24等より明るい、選択されたTNOには混合物がある
絶対等級と探査する軌道要素の
集団内の差異（ある場合）。
図 13 のヒストグラムは振幅を示しています。
両方の共鳴（および 2003 SP317）の分布
私たちの調査と文献を組み合わせたものです。 ライトカーブ振幅の範囲はフラットから約 1 等までですが、わずか 〜21 % です。
目立った変動はありません。 全体として、両方の共鳴
最大 0.6 等の変動を持つ天体があり、
振幅が 0.85 等と 0.94 等である 2013 FR28 と 2003 SP317 を除きます。 サンプル全体の平均振幅は、ライトカーブ全体で 0.47 等です。 完了
5:3/7:4 共鳴のライトカーブの平均は
0.34/0.52 等、部分的なライトカーブの平均は 0.20/0.19 等です。 の平均振幅
5:3 はコールドクラシック集団のそれと一致しています (Thirouin & Sheppard 2019a)。 7:4 のボディ
コールド・クラシックよりも変動が大きい。
高い変動性は Thirouin & Shep pard (2019a) によって実証されました。
次に、回転周波数を比較することを目的とします。
この論文で調査したオブジェクトの分布
最も可能性が高い/近い/接触しているバイナリと、
動的にコールドクラシック人口、そして最終的には
他の TNO に送信します (図 12)。 ビンゼルらのように。
(1989) では、マクスウェルフィットを使用して回転角度を一致させます。
これらのオブジェクトの頻度分布 (図 12)。 の
フィットにより Pmean の平均周期 9 が得られます
マクスウェリアン = 10.67±1.93 時間。
この平均回転周期は、共振
古典的ベルト内の TNO は、他の TNO と比較してゆっくりと回転します (Pmeanマクスウェリアン = 8.74±0.66 時間)、および
動的に Cold Class sical よりも遅い可能性さえあります (PmeanMaxwellian=10.74±1.47 h) 回転が遅い
Thirouin & Sheppard (2019a) によって指摘されました。 ただし、フィットから導出される平均期間の不確かさは、
は大きいため、共鳴と共鳴の両方が発生すると推測されます。
Cold Classical TNO はローテーションが長いです。
図 13 のバブル プロットは、TNO を次のように再グループ化しています。
部分的および完全なライトカーブ、ポイント サイズが示す
オブジェクトのサイズ。 このプロットを見ると、次のことがわかります。
最も遅い周期と振幅の間の傾向
変動性が最も高い回転子。 そのようなことを確認するには
傾向を見つけて他の傾向を見つけるには、上位のデータセットを許可するプログラム ASURV を使用して相関検索を実行します。
および/または下限値(Spearman 1904; Isobe et al. 1986)。
(反) 相関関係を表 4 に示します。バブル プロットが示唆するように、振幅と周期の間には強い相関関係があり、ある時点でのスピアマン値は 0.537 です。
5:3、7:4、および 5:4 を組み合わせた場合の有意水準は 99 %
2003 SP317。 5:3 と 7:4 の共鳴のみを調査することで、
この傾向はもありますが、より強いです。
7:4共鳴。 この傾向は、ダイナミックなコールド クラシックにも見られます (Thirouin & Sheppard 2019a)。 の
振幅と絶対大きさとの通常の関係
すでに実現されている（小型で高振幅）
多数の研究で特定されたものは、私たちのグループの研究でも見つかります (例: Sheppard et al. (2008); Benecchi & Sheppard
(2013); シロウインら。 (2016); ティルーイン＆シェパード
(2019a); アレクサンダーセンら。 （2019年））。 5:3 共鳴では、変動が大きい小さな天体は低くなります。
傾斜と遅い回転子の離心率は低くなります。
7:4 では、遅い回転子は低い傾斜と高い位置にあります。
奇行。 完全なライトカーブは、低い傾斜での高い振幅に有利です。 セクション 5.3 で説明するように、これらの共鳴では低傾斜はコールド類型 TNO によって支配されており、実証されているように
Thirouin & Sheppard (2019a)、The Cold Classicals 著
に比べて振幅が大きい低速回転子です。
他の太陽系海王星の集団。 重要度レベルが低い場合、小さなオブジェクトが回転する可能性があります。
7:4 レゾナンスでゆっくりと、完全なライトカーブ サンプルに基づいています。 ダイナミックなコールド クラシックや他の共鳴集団との類似点は、
セクション 5.4 で議論されます。
5.2. 接触連星
セクション 4 では、2013FR28 が最も可能性が高いことを報告します。
接触バイナリ、2003SP317、2004SC60、2006CJ69
および 2013BN82 は接触バイナリである可能性が高く、また
1999HT11、2004VE131、2014OL394 は、変動性があるため、潜在的な接触バイナリとして分類されています。 ラビ・ノヴィッツら。 (2020) は、マンウィー・トロンドールのプライマリーが接触バイナリーであることを示唆しています。 ライトカーブだから
マンウィー・トロンドールの光度は限界値 0.9 等を下回っており、
この文書に沿った一貫性を保つために、マンウィ ソロンドールを接触バイナリの可能性が高いと考えます。 合計 9 つの物体が接触二値性の兆候を示しています。
接触連星の変動範囲は次のように推測されます。
システムの形状と特性の多様性
(表2)。 すべての接触バイナリ候補は、e>0.2 の適度な離心率と低い傾斜を持っています。
i<10◦、傾斜が 17.9° である 2006CJ69 を除く
まあ、離心率が e<0.2 である Manwries-Thorondor と 1999 HT11 です。 発見されたすべての接触連星のうち
ライトカーブとオカルテーション技術を使用すると、ほとんどの
そのうちの傾きは 10° 未満です
(ティルーイン& シェパード 2019b; レイバら。 2020年; ブイエら。 2020年;レイバら。 2023年）。 この文書では、接触連星は次のとおりです。
絶対等級H>7.2等の小さなTNOは別として2013BN82 から、絶対等級は 6.73 等です。
同様に、3:2 および 2:1 共鳴では、接触連星は H>7 等を持ちますが、寒冷地ではより大きくなります。
古典的なダイナミックグループ (Thirouin & Sheppard 2018,2019a、2022)。
私たちのアンケートとデータで構成された完全なサンプルを使用して、
文献によれば、ほぼ
複数のオブジェクト グループ内の同じサイズの接触連星ｚと推定できる。 Thirouin & Sheppard (2022) はこのアプローチを要約しており、ここではそれに従って導き出します。
式 1 に基づく分数 (fEq.1) および式 2 (fEq.2）。 シェパードとジューイットですでに述べたように
(2004); Thirouin & Sheppard (2022)、式 1 は、a>b、b=c などの軸を持つオブジェクトを合計します。
式 2 は、a≥b=c の 3 軸オブジェクトを考慮しています。 私たちは
割合の推定値を表 5 に示します。最初のステップでは、
振幅のみが考慮されており、セクション 4 の解釈は考慮されていません。 例として; 7:4で
共鳴、光曲線情報は 17 について知られています。
TNO であり、Δm≧0.4 等の天体が 6 つあります。
これにより、fEq.1 ～ 47 % および fEq.2 ～ 55 % が得られます。 しかし、そのうちの1つが、
これら 5 つのオブジェクトは、私たちが分類した 2015 FP345 です。
細長い物体として。 したがって、私たちの 2 番目のステップは、振幅カットオフとその解釈を検討することです。
このような場合、7:4 共振には 5 つの非伸長部分が含まれます。
fEq.1∼ 39 % を与える ∆m≥0.4 等級の天体
および fEq.2∼46 %。
表 5 に報告されているさまざまな値に基づいて、
5:3 共振の推定値は低くなると結論付けます。
(ほぼ)同じサイズの接触バイナリの 〜10 ～ 50 %、
7:4 共鳴の割合は約 20 ～ 55 % であり、
サンプル全体からは約 10 ～ 50 % の割合であると推測されます。 結論として、両方の共鳴はほぼ同じ割合を持っています。
連絡先バイナリ。 全体として、分数は次のものと重複します。
Nesvorn´y & Vokrouhlick´y (2019) が 10 時に予測したもの
30%まで。
予想される部分には重複がありますが、
5:3、7:4、および 3 つのほぼ同じサイズの連絡先バイナリ
コールド クラシック地域では、一般に 5:3 と
7:4 共鳴にはコールドよりも多くの接触バイナリが含まれます
クラシック (Thirouin & Sheppard 2019a)。 さらなる観察により、接触の数が継続的に示されれば、
Cold Classical ベルトのバイナリは、
共鳴、物体が冷古典集団から逃れる間に重力で乱されるときに接触連星が優先的に形成される可能性がある
あるいは一度共鳴の中に閉じ込められてしまう（ティルーイン）
& シェパード 2019a、b; Nesvorn´y & Vokrouhlick´y 2019)。
5.2.1. 衛星あり/なしのコンタクトバイナリ
マンウィー・ソロンドールと 2003SP317 は両方とも
HSTで撮影して周囲の衛星を探す
彼ら。 2003SP317 には衛星は検出されませんでしたが、
分離された衛星ソロンドールがマンウィー周辺で発見されました。
サンプル内の他の接触連星は、これまでに
(広く) 離れた衛星を検索しました (表 1)。 の
両方の共鳴で解決されたワイド バイナリの数
提供されている 19 の TNO のうち 2 つのバイナリのみで低い値です ((385446) Manwries-Thorondor および (525816)
7:4 の 2005 SF278)、および 1 つ ((469420) 2001 XP254)
5:3共鳴の13のうちの1つです（W.M.グランディ、私信）。 〜8 % および 〜11 % の溶解度
それぞれ 5:3 および 7:4 共鳴の連星では、コンタクト バイナリが好まれる種類の連星のようです。
5.3. 色
Sheppard (2012) は、2 つ (7:4 と 5:3) を含む共鳴 TNO の包括的な色の調査を実施しました。
この作品でターゲットとしている共鳴。 彼は次のように結論づけた。
5:3 と 7:4 の共鳴、特に低い傾斜で、
一般的な超赤色物質が大半を占めています
動的にコールド クラシック TNO を少数ながら
非超赤色物体の割合は、より高い傾斜度 (i>10°) で識別されました。
）。 Sheppard (2012) は、次のように示唆しました。
共鳴には、コールド クラシック TNO が優勢な傾向の低いコールド クラシック コンポーネントが含まれています。
物体は今これらの共鳴の中に閉じ込められていますが、
より高い傾斜では、おそらく力学的に
ホットなクラシック人口。 図 14 では、すべての
5:3 および 7:4 のレゾナントの 10 色と
この作品の色 (Sheppard 2012; Peixinho et al.2015年; パイクら。 2017年; ティルーインとシェパード、2019b)。
表 6. 可能性の高い/最も可能性の高い接触バイナリと細長い部分の色
オブジェクト。
Small g'-r' g'-i' Ref.
本体 [マグ] [マグ]
可能性が最も高い連絡先バイナリ
1999 HT11 0.94±0.04 1.39±0.03 シェパード (2012)
2003 QW111 0.85±0.06 1.20±0.05 シェパード (2012)
2003 SP317 0.96±0.05 - パイクら。 (2023年)
2004 SC60 0.83±0.05 1.15±0.05 本作品
2006 CJ69 1.00±0.03 1.46±0.04 シェパード (2012)
2013 BN82 0.98±0.05 1.31±0.05 本作品
2013 FR28 0.95±0.05 1.36±0.05 ティルーアン & シェパード (2019b)
2014 OL394 0.87±0.06 1.34±0.06 本作
細長い物体
2001 QF331 0.87±0.02 1.33±0.05 パイクら。 (2017)
2003 YW179 1.01±0.04 1.39±0.03 シェパード (2012)
2015 FP345 0.88±0.07 1.34±0.07 本作
表 6 は、接触二値星と細長い天体 (Δm>0.3 等) の色 11 をまとめたものです。
2003 SP317 と同様に 5:3 および 7:4 の共鳴。 とともに
2003 QW111 (別名マンウィー・ソロンドール) を除く
2004 SC60 はまだ表面が赤く残っていますが、
接触バイナリと細長い物体の表面は非常に赤いです。 この色は、その起源が次の場所にあることを示唆しています。
これらのオブジェクトのほぼすべてが傾斜 i≤10 を持つという事実によって強制される動的に冷たい古典集団。
。 唯一の異常はウルトラレッドの可能性が高いことです
接触バイナリ 2006CJ69 (i=17.9)
(図14)。 しかし、
Volk & Malhotra (2011) によって実証されています。 リカウカ＆Mukai (2005)、共鳴 TNO はより高い温度まで励起できる
元の傾きよりも傾きます。 したがって、動的にコールドな古典派集団がコールドを生み出す可能性があります。
共鳴に古典的な成分が含まれるが、一部のオブジェクト
共鳴に閉じ込められた音は、最初の低い傾斜からより高い傾斜に動的に励起されることもあります。 また、図 14 に示すように、
ライトカーブの振幅が大きいほど、G’-i’ カラーが高くなる傾向があり、これは TNO が寒冷地に起源を持つことを示しています。
古典的なベルトはより変形/伸長します (ティルーアン &シェパード 2019a)。
5.4. 共鳴系とコールド古典系太陽系外縁系オブジェクト
次に、次の回転特性を比較します。
いくつかの共鳴とコールドクラシックに閉じ込められたTNO。 Thirouin で発行されたライトカーブ調査
& Sheppard (2018、2019a、2022) を新しく更新しました
出版されたライトカーブ (例: Alexandersen et al. (2019);Kecskem´ethy et al. (2023))を検討します。
Kecskem´ethy et al. (2023) の測光を報告する
Ke pler 2 データを使用して、いくつかの部分母集団の 66 人の TNO を調査しました。
継続的に観測ブロックを使用すると、地上からは困難な長い周期を取得できます。
非常に大量の望遠鏡が必要です
時間。 Kecskem´ethy らのライトカーブ (2023) は
滑らかな光曲線。 彼らが従ったと仮定すると、
P'al et al.の方法論。 (2015)、私たちは推測します
彼らは、特定のポイント数を使用して、ボックス内でフォトーム トライの平均値に重み付けを行っていると考えられます。 パール
他。 (2015) 68 点のボックスを使用して導出
加重平均の大きさを計算して全体を構築します。
平滑化された（またはビン化された）ライトカーブ。 無いから
詳細は Kecskem´ethy et al. (2023年)、わかりません
ボックスごとに同じ数のポイントが使用された場合、または
ボックスごとにいくつかのポイント数をテストして確認しました。
平滑化されたライトカーブに大きな影響を与える場合。 で
いくつかの出来事、Kecskem´ethy et al。 (2023) 確認
地面から導出された回転周期と振幅 -
ライトカーブに基づいていますが、場合によっては結果がまったく異なる場合があります
違う。 例として、2014JQ80 は、周期が 12.16 時間、変動が 2014 年の接触バイナリである可能性が高いです。
得られた地上光度曲線に基づくと 0.76 等
ティルーアン＆シェパード著（2018）。 Kecskem´ethy et al.(2023) 一貫した周期を取得しますが、振幅は
わずか0.39等。
Thirouin & Sheppard のデータ (2018)
2017年5月から6月と2017年9月から10月のものです
Kecskem´ethy et al. (2023) ため、約 5 か月にわたってシステムの形状が大幅に変化する (したがって振幅も変化する) と予想する理由はありません。
Kecskem´ethy et al. (2023) は矛盾していると主張する
オブジェクトは次のようなものであるため、振幅を予測する必要があります。
ケプラー 2 の精度が達成可能なため、かすかです。
ただし、2014JQ80 のケプラー 2 等級の平均は、
〜22.2等であり、最も暗いTNOの1つではない
彼らのサンプルで。
Kecskem´ethy et al. (2023)、ライトカーブ
2 つのコールド クラシカル、2003YS179 と (420356) のうち
2012BX85 Praamzius12、注目を集めています。
1.278±0.197等の極端な変動と
それぞれ1.433±0.181等。 これらの推定値が
そうですね、これら 2 つの小さな天体は最大のものになります。
太陽系外縁帯でこれまでに記録された変動。
残念ながら、著者らはこれらのオブジェクトの振幅について議論も解釈もフラグ付けさえしていません。 そのような
大きな変動は接触バイナリによってのみ引き起こされますが、平滑化されたライトカーブは U/V 形状を持ちません。 また、個々の Kepler 2 データは散在しています
プラムジウスはほぼ6等以上、プラムジウスは約3等以上
2003YS179。 平均ケプラー2等星付近
2003YS179 と Praamzius は 22.5 等、22 等、
それぞれ、2014JQ80 と同じ範囲にあります。
著者らが懸念を表明したように、
2014JQ80 の結果から、同じ懸念が 2003YS179 と Praamzius についても表現される可能性があると推測できます。
以下は Kecskem´ethy らの結果です。 (2023) は
彼らの論文ではいくつかのことが示されているため、私たちの分析には含まれていません。
議論の余地のある結果。
図 15 では、すべての 3:2、5:3、7:4、および 2:1 共振 TNO
ローテーションを伴うコールド クラシック (CC) と同様に
情報がプロットされています。 円はオブジェクトを強調表示します
完全なライトカーブを示し、三角形はその期間と振幅を制限することを示します。 観測されている TNO のほとんどは、絶対等級が 5 から 5 までです。
9等。 走行手段（図１５の実線）
は、すべてのグループの絶対等級が高くなると振幅が増加し、全体および部分的なライトカーブ（平坦なものは含まれない）に基づいて H ～ 6 ～ 7 等級から始まる顕著な折り目を持つことを示しています。 私たちは
Press で実装された 2D コルモゴロフ – スミルノフ (KS)
他。 (1992) 特定の部分集団かどうかを確認するテスト
完全な部分だけを使用したものとは大きく異なります。
ライトカーブ。 テストは 2 つのパラメーター D を返します。
の累積分布間の偏差です。
2 つのサンプルと 0 と 1 の間の確率 (Pr)。
2 つのサンプルが互いに異なっていない場合、確率は 1 になります。コールド クラシック TNO を使用します。
Thirouin & Sheppard (2019a) で報告された測定値
主要な参照集団として、コールドクラシックとして
TNO は最も原始的な天体であると考えられています
太陽系で。 3:2 とコールドの振幅
古典的な TNO は、D=0.41 で大きく異なります。
および Pr=0.06、同様に、2:1 の場合、D=0.43 および Pr=0.29
コールド・クラシカルと比較して。 したがって、3:2 と 2:1 はコールドクラシック cal. のものではないと考えることができます。 ただし、5:3/7:4 では D=0.18/0.36、Pr=1/0.51 となります。
両方の共鳴が寒さに関連している可能性があることを示唆しています
古典的な人口。 共鳴を比較すると、3:2 と 2:1 は D=0.29 で似ており、Pr=0.75。 ただし、3:2 と 2:1 は異なります。
7:4、それぞれ D=0.68/0.67 および Pr=0.01/0.08。
5:3 と 3:2 および 2:1 の共鳴を比較すると
TNO では、D=0.41/0.27 および Pr=0.40/0.97 があります。
約 4 時間の経海王星スピン障壁が Thirouin らによって推測されています。 (2010)、それ以来、TNO は存在しません
この制限を超える速度で回転していることが判明しました。 この中で
実際、最速の回転子は 3:2 共振 (455502)
2003UZ413 の周期は 4.13±0.05 時間で、最も遅いのは Cold Classical (385437) で回転している 2003GH55 です。
210.526±3.693 時間 (Perna et al. 2009; Kecskem´ethy et al.2023年）。 今回は、回転周期を使用して実行します。
サンプル間にいくつかの 2D-KS テストを行います。 時代に基づいて、7:4 とコールド クラシックはおそらく 1980 年代のものです。
D=0.20およびPr=0.99と同じ母集団。 驚くべきことに、2:1 とコールド クラシックの D=0.22 と Pr=0.97
5:3 とコールド以外は似ていることを示唆しています。
古典的なものは D=0.25 と Pr=0.94 であまり類似していません。 の
2D-KS テストにより、5:3 と 7:4 はおそらく
同じ母集団 (D=0.33、Pr=0.85) に対し、5:3
と 3:2 は異なるものに由来します (D=0.55、Pr=0.11)。
セクション 3 の説明に基づいて、3 つの地域
ライトカーブの原因を区別するためのプロットを図 15 に示します。完全なレゾナントおよびコールド クラシックのみです。
ライトカーブが考慮されます。 小さな体のほとんどは、リージョン C にあり、そのうちのほんの一握りが
領域 B および A。予想される低いライトカーブのため
領域 A の振幅、変動性の低い天体は多くの振幅を必要とするため、おそらく観測バイアスに直面しています。
望遠鏡の使用時間は長く、文献では報告されない傾向があります。
領域 B にも、次のような天体がほとんどありません。
これらの TNO はゆっくりと回転する傾向があるということです。 ∆m≥0.9 等級を持つ天体は 6 つだけです: 2001QG298 (Sheppard &Jewitt 2004）、2013FR28（本作）、2003YS179、
2012BX85 (Kecskem´ethy et al. 2023)、衛星
2003QY90 (カーン & エリオット 2006)、および 2003BF91 (トリリング)
& バーンスタイン 2006)。 このセクションでは、いくつかのことを表現しました。
2003YS179 と 2012BX85 に関する懸念。 Kern & El liot (2006) は、6 つのライトカーブを使用して 2003QY90 のライトカーブ (プライマリ ライトカーブ、セカンダリ ライトカーブ、および複合ライトカーブ) を発表しました。
データポイント。 セカンダリのライトカーブがまばらすぎて、
V 字または U 字形が検出されますが、振幅は 0.90±0.36 等で非常に不確かです。 ザ・コールド・クラシック 2003BF91
は、非常に小さな天体 (H=11.7 等) で検出されました。
HST。 Trilling と Bernstein (2006) はライトカーブを発見しました
振幅は 1.09±0.25 等、U 字/V 字形はありませんが、彼らのデータセットは非常にノイズが多く、
このオブジェクトは連絡先バイナリにすることができます。 Thirouin & Shep pard (2019a) は、この問題についてすでに議論しています。
データセットを作成し、私たちはその結論に従います。 要約すれば、接触の可能性が最も高いのは 2001QG298 と 2013FR28 だけです
バイナリ (Lacerda 2011; Sheppard & Jewitt 2004)。
6. 結論
海王星により5:3 と 7:4 の平均運動共鳴に閉じ込められ、海王星以遠天体のライトカーブ研究は、次の結論を導き出します。
• アルベドとして解釈できる非対称のライトカーブを持ついくつかの細長いオブジェクトを報告します。
物体の表面上のスポット: 2001QF331、2014DK143、2015FP345。
• 0.94±0.02 mag のフルライトカーブ振幅で、2013FR28は7:4レゾナンスで小さなボディです
海王星以遠天体の中で 2 番目に大きい地上ベースで検出されたライトカーブ振幅
(139775) 2001QG298 以降の観測2002 年から 2003 年の変動は 1.14±0.04 等でした (Shep pard & Jewitt 2004)。 モデリングは次のことを示唆しています
2013FR28 の質量比は約 1で密約1 g/cm3、主星伴星の分離が 200 km 未満であること。
• 最も可能性の高い接触連星を除く2013FR28 のほか、2003SP317、2004SC60、2006CJ69、および 4 つの可能性のある接触バイナリも見つかりました。
2013BN82 – および 3 つの（非常に）細長い TNO– 2001QF331、2003YW179、および 2015FP345 –。
すべての細長い連星と接触連星は傾斜が低く、i≤10◦、2006CJ69 を除き、
マンウィ・ソロンドールを除く超赤い表面そして2004SC60。 1999HT11、2004VE131、および 2014OL394 は接触バイナリの可能性があるため、詳細な調査にはさらに多くのデータが必要です。
• 文献と私たちの調査から、次のことが推測されます。
5:3 には (ほぼ) 同じサイズの接触連星が 10 ～ 50 % あり、7:4 には 20 ～ 55 % あります。
共鳴。 接触連星の割合は次のとおりです。
Nesvorn´y によって予測されたものと互換性があります。
Vokrouhlick´y (2019)、さらに高いようです
Cold Classical フラクションより (Thirouin & Shep pard 2019a)。
• 接触バイナリの回転周期は広範囲にわたる
値の範囲は約 6 時間からほぼ 60 時間までですが、
それらのほとんどの周期は 10 ～ 15 時間です。 既知のすべての接触バイナリのライトカーブを使用する
海王星横断帯を越えて、私たちは次のように報告しています。
それらの回転周波数分布は次のようになります。
マクスウェル分布。 マクスウェル分布に基づく接触バイナリの平均回転周期
分布の適合は 11.21±1.76 時間で、太陽系外縁帯の残りの部分に比べて遅いです。 1つ
Brunini (2023) の結果は 3:2 共鳴接触バイナリの回転周期分布であり、この分布が
は 1 つの部分母集団のみに関するものですが、完全な接触バイナリ母集団はブルニーニに従っているようです
（2023年）配信。
• 全体的に、5:3 と 5:3 の回転特性は
7:4 のレゾナントは、ダイナミックなコールド クラシックのレゾナントに似ています。その理由は、1) フィッティングによるものです。
回転周波数分布へのマクスウェルフィット、サンプルの平均周期、
文献では 10.67±1.93 時間となっており、これは次のように推測されます。
これらのレゾナントは、ダイナミックなコールド クラシックと同様にゆっくりと回転します (Thirouin & Sheppard)
2019a); 2) 高い平均ライトカーブ振幅
0.47等では、共鳴も同様であることを示唆しています。
回転楕円体からは程遠い。 そして3）
ライトカーブの振幅と回転周期の間には非常に強い相関関係があり、これもまた、
コールドクラシックベルトですが、他の部分集団では報告されていません。
• 2D コルモゴロフ – スミルノフ検定は、5:3 であることを示唆しています。
および 7:4 は、おそらくコールドクラシック集団と思われる同じ親集団から抽出されています。 ベース
ライトカーブの振幅では、5:3 は次のように関係します。
Cold Classical ですが、7:4 は密接に関連しています
回転周期に基づくコールドクラシックへ。
3:2 TNO の振幅と周期は、コールド クラシックとしての起源と一致しています。 2:1 の振幅は 3:2 に似ており、コールド クラシックと一致していますが、
2:1 はコールド クラシックに似ています。
• 表面の色に基づく (Sheppard 2012)、バイナリ
分数 (Noll et al. 2020) と回転特性 (この研究) を考慮すると、次のケースが強化されます。
Cold Classicals といくつかの共鳴 TNO は、
リンクされています。 さまざまな部分集団を研究することで、太陽系外惑星の全体像を提供できる
ベルトを探索するだけでなく、部分集団間のつながりを見つけることもできます。
だけでなく、海王星の移動と捕獲も調査します
メカニズム (Murray-Clay & Schlichting 2011)。
• 濃厚接触を発見し特徴づけることにより
太陽系外縁帯を越える連星を目指します
まずは数を増やすことですが、
また、いくつかの部分集団におけるそれらの特徴を調査し、まだ未解決の形成および進化モデルへの入力を提供します。
これらのシステムに関する質問 (Brunini 2023)。
※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