JWST-MIRI で見た小惑星: 放射サイズ、距離、軌道の制約

ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡の鏡の大きさから小さく暗い小惑星を検出出来る。さらに小惑星の大きさと軌道も同時に求めることができる。以下、www.DeepL.com/Translator（無料版）で翻訳しました。
JWST-MIRI で見た小惑星: 放射サイズ、距離、軌道の制約

ABSTRACT
小惑星の赤外線観測は、個々の天体の物理的・熱的特性の決定や、太陽系内の小天体集団の全体像を理解するために極めて重要である。しかし、標準的なラジオメトリック法は、天体の軌道が分かっている場合にのみ適用することができます
しかし、標準的なラジオメトリック法は、天体の軌道、つまり観測時の位置がわかっている場合にのみ適用されます。JWST-MIRIの観測では、この状況が変わります。
JWST-MIRIの観測により、多くの未知の天体が検出されるようになります。しかし、このような天体は非常に微小であるため、その後の軌道決定が困難です。
このような天体は非常に微小であるため、その後の軌道決定が困難である。今回紹介するのは、帯状外縁部の小惑星
(10920) 1998 BC1 と、(10920) の近傍にある全 9 バンドで検出された未知の天体の MIRI 観測を紹介します。私たちは
を解釈するための新しい手法 "STM-ORBIT "を開発した。この手法の特長は
新しい手法の威力は、天体と観測者中心の距離と位相角の範囲を決定することで、放射光による大きさの推定を可能にすることです。
サイズ推定ができることです。この方法を検証するために、(10920)のMIRIフラックスに適用しました。その結果
また、小惑星の位置と軌道が真の軌道と一致するような制約を与えることができました。この手法の検証を裏付けるために
(10920)の地上観測によるライトカーブ観測と、Gaia
その結果、非常に細長い天体（a/b ≥ 1.5）で、スピン極が (λ, β)ecl = (178◦ , +81◦) にあることがわかりました。
推定誤差は20◦であり、自転周期は4.861191 ± 0.000015 hである。
大きさは14.5〜16.5 km (等体積球の直径)、幾何学的アルベド pV は 0.05 〜 0.10 、そして熱慣性は 9 〜 0.5 程度と推定されています。
熱慣性は9〜35（最高値15）J m^-2s^-0.5K^-1
. 今回発見された MIRI の天体は、STM-ORBIT 法により、大きさが 100-230m であることが判明しました。
この小惑星は、低傾斜軌道（0.7◦ < i < 2.0◦ ）上にあり、JWST の観測では主帯域の内側に位置しています。
JWSTの観測では ビームのパラメータηが1.0より大きいと、100mよりさらに小さくなり、これまでIRで検出されなかった主帯状領域
という領域です。このようなMIRIの観測は、以下のような形成・進化の研究に貢献することができます。
このようなMIRIの観測は、現在約1キロメートル以上の天体に限られている古典的なサイズ頻度研究を通じて、天体の形成と進化の研究に貢献することができます。私たちは、MIRI
フレームは、数秒の短い積分時間で、常に数個の小惑星を含むが、そのほとんどは未知の天体である。

キーワード 小惑星、小惑星：一般 - 小惑星、小惑星：個体（10920） - 放射メカニズム。熱的-。手法: 光計測 - 赤外線: 惑星系


図1. 小惑星 (10920) の MIRI L3 画像 (上段) (左から F1000W,
F1130W、F1280W の各バンド (左から右へ) と (10920) の基準点における MIRI L3 画像。(10920)のJWST中心位置は
15h41m21.3s（赤経）、-19◦12017.000、FOVは約5000×4000.
下段：同じ3バンドのL2データ。
各バンドの4つのディザ画像は、新しい微光星（微光星として見える）に手動でスタックされています。
下段：同じ3バンドのL2データですが、各バンドの4つのディザリング画像を新しい小惑星（画像上部に微弱な点源として見える、黒丸で示した部分）に手動で重ねました。FOVは約5000×5000です。この
は、アーカイブにある標準的なL3データプロダクトでは見えません。


図2. 2022年7月から8月にかけて得られた(10920)の光カーブ。周期解を用いて、光カーブ (地心基準フレーム) をMIRIの観測エポックに位相合わせしている。
MIRI の観測エポックに位相変換されており、各測定の開始を示す黒い縦線が表示されている。1から8までの数字が
1から8までの数字は、表3の行に対応している。


図3. H、G1、G2測光位相関数のoバンドへのフィッティング
3回のオポジションで得られたATLASサーベイのデータ（2018,2019/2020, 2021). 一点の不確かさは、以下のように0.2magと仮定した。


図4. 小惑星(10920)の抽出されたMIRIフラックス。
JWSTの観測時期と形状に対する2種類のモデル予測とともに示した。
と形状を示したもの。青線は、NEATM の予測値で
(Mainzer et al. 2019) の解を用いた NEATM 予測、赤線は STM 予測に基づくが (10920) の直径を 10 km としたものである。

7. 結論
JWST-MIRI による外側の MBA
(10920)と見かけ上近接している未知の天体について、JWST-MIRIによるフラックスと位置を発表します。
観測は、20年7月14日に BRIGHTSKY サブアレイを用いた MIRI イメージングモードで行われました。
BRIGHTSKY サブアレイで、2022年 7月 14日 10:21 から 12:23 (世界時) にかけて行われた。
12:23 UT に行われました。(10920)は、5.6～21μmの8つのバンドで検出されました。
(10920)は5.6〜21μmの8バンドで検出され、見かけの運動は4.3300/hで、JWST中心の軌道と完全に一致した。
JWST中心の軌道計算と完全に一致しています。この新天体は
25.5 µm のバンドを含む MIRI の全 9 バンドで観測され、その動きは
11.3700/hで移動しました。(10920)のMIRIフラックスとWISE/NEOWISのフラックスを組み合わせました。
2010年から2021年にかけて行われたWISE/NEOWISEによる観測と合わせて
の可視波長での新しい光度曲線を取得しました。
2022年9月に可視光波長で新たな光カーブを取得しました。ライトカーブ反転技術とラジオメトリック調査の結果、(10920)は非常に細長く (a/b ≥ 1.5) 4.861191 hで回転し、スピン極は (λ,β) = (178◦ , +81◦) であることが判明しました。
大きさは14.5〜16.5km（等容球の直径）、幾何学的アルベドpVは0.05〜0.10、そして熱慣性は9〜35（最高値15）J m^-2s^-0.5K^-1.
アルベドと熱慣性は、C-complex outer MBA (Delbo et al. 2015) の予想とよく一致する。
MIRIの位置とフラックスを使って、新しい "STM-ORBIT "を開発しました。
「STM-ORBIT "法を開発しました。
観測時の太陽中心距離とその大きさを拘束することができます。
STM-ORBIT法は、天体の真の軌道を知らなくても、観測時の天体の太陽中心距離と大きさを制約することができる新しい手法です。STM-ORBIT法は、(10920)に対するテストと検証を行った後、新たな天体に適用されました。
新しい天体に適用しました。この新しい天体は
この天体は、JWSTの観測時に主帯域の内側に位置し、非常に低傾斜の軌道をとっています。この天体は、直径100-230mと、あまり特徴のない大きさです。サイズ頻度分布の研究にとって非常に重要です。このため
Bottke et al. (2015b)によるサイズ頻度モデルと、上記のデータに対する我々の経験から、典型的な
MIRI画像（FOVがおよそ10×10 を含むと推定される。
の場合、100m以上の天体が平均1-2個程度含まれると推定される。
しかし、軌道が不明な天体の大きさや位置の決定は、熱赤外スペクトルやスペクトル・スロープの解析によってのみ可能であり、特に熱放射のピークに近いマルチバンドでの検出が重要である。
熱放射のピークに近いマルチバンドで検出することが望ましい。