CHEOPSが観測した海王星以遠天体(50000)クアオアによる恒星掩蔽

これからクアオアと地球の位置関係がいいらしい毎年掩蔽観測が出来る。さらにCHEOPSが観測出来ると最高。以下、機械翻訳。
CHEOPSが観測した海王星以遠天体(50000)クアオアによる恒星掩蔽
2022年8月12日
恒星掩蔽は、掩蔽物体のいくつかの物理的パラメータの決定を可能にする強力な技術である。結果は、測光精度、時間分解能、および得られる和音の数によって異なります。宇宙望遠鏡は、大気のシンチレーションの影響を受けないため、高い測光精度を達成することができます。ESAのCHEOPS宇宙望遠鏡を用いて、トランスネプチュニア天体(50000)クアオアによる恒星の掩蔽を観測した。得られた和音をこの天体による以前の掩蔽と比較し、その天体測定をサブミリアーク秒の精度で決定する。また、掩蔽体上の全球メタン大気の存在の上限を決定する。CHEOPS宇宙望遠鏡を用いてクアオアによる恒星の掩蔽を予測し、観測しました。我々は、このデータセットから掩蔽光線を測定し、掩蔽体の背後にある星の非出現と再出現を決定した。さらに、オーストラリアの地上望遠鏡がクアオアの周縁を把握するために使用された。以前の研究の結果と組み合わせることで、これらの測定により、掩蔽時間におけるQuaoarの正確な位置を得ることができます。地球を周回する宇宙望遠鏡を用いた海王星以遠天体(TNO)による最初の恒星掩蔽から得られた結果を提示する。2020年6月11日に観測されたクアオアによる掩蔽でした。我々は、CHEOPS光度曲線を用いて、全球メタン大気の検出のための85nbarの面圧上限を得た。また、この観測を地上での観測と組み合わせることで、Quaoarの周縁をフィットさせ、1.0 mas未満の不確実性で天体の位置を決定しました。この観測はこの種の観測としては初めてのものであり、地球を周回する宇宙望遠鏡による海王星以遠天体の恒星掩蔽観測の概念実証として考えられる。さらに、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の重要な見通しを示しています。
キーワード。 方法: 観測 – 技法: 測光 – 掩蔽 – 小惑星、小惑星: 個人: クアオア


図 1. 2020 年 6 月 11 日のクアオア イベントの予測マップ、左下隅の黒い矢印は影の方向を示します
動き。 青い線は影の境界を表し、黒い点は影の中心で、1 分間隔で最大の
地球中心の最接近時間を表すもの。 地図上の赤い点は、参加した地上観測員の位置を表しています
このキャンペーンで。 地図の右側の赤い線は、UTC 16:22 から 16:33 までの CHEOPS の予測位置を示しています。
ドットは 1 分間隔で区切られており、赤い矢印は動きの方向を強調しています。 緑色の線は、いつ、どこで CHEOPS を示します
ポジティブコードを取得しました。


図 2. 2020年 6月11日の Quaoar の正規化された光度曲線
それぞれの最接近 (CA) 時間に対する星食
観察者。 上のパネルには、CHEOPS ライト カーブ (黒い点) が含まれています。
および適合モデル（赤線）、および中央のパネルにはCHEOPSが含まれています
観測されたフラックスからモデルを差し引いたという意味での残差。 ボトム
パネルにはブロートンの負の光度曲線が含まれており、灰色の線が
は単一の画像を表し、黒い線はスタックを表します
19 枚の画像で、S/N 比が向上します。


図 3. CHEOPS コード (青色) と楕円に最適に適合した周縁
それぞれの 1-σ 領域内。 2 つの解が得られます。
弦の中心北 (赤) と南 (赤) に別の
黒）。 黒い線は、優先結果の中心位置を表します
弦の南側の中心を考慮した Quaoar (f0, g0) の の
赤い線はありそうもない北の解です。 黒の解決策は、
Quaoar の予想される軌道とより一致するため、推奨されるソリューション
nima ephemeris とその不確実性 (黄色の破線領域) に基づいています。
緑の破線は、
交差するソリューションの一部を削除します (明るい灰色の楕円)。

5. ディスカッション
恒星の掩蔽は、私たちが得ることを可能にする一時的な出来事です
太陽系の天体の物理パラメータ。地上に設置された望遠鏡のネットワークは、観測に使用されてきました
そのようなイベントと多くの関連する結果を導き出します。星食
カッシーニミッションなどの宇宙船によっても観測されています (Li et al. 2014)。しかし、これらは主に、宇宙船が持っていたオブジェクトに関連するイベントのロコ観測でした。
訪問。
地球を周回する宇宙望遠鏡から、HST は 1991 年に土星とその環による星食を観測しました。エリオットらに示されているように。 （1993）。

さらに、HST ファイン ガイダンス センサーを分析すると、小さなオールト雲天体による 2 つの偶発的な掩蔽が行われます。
Schlichting (2009)らによって報告されました。および Schlichting（2012）ら。
初めて、地球を周回する宇宙望遠鏡の観測の主なターゲットとして小天体による恒星掩蔽の検出について報告します。 TNO Quaoar の 871.61 ± 0.99 km の非直径弦を取得しました。
以前に公開されたサイズと一致しています。その結果、クアオア周辺の地球規模のメタン大気の限界を検出しました。最後に、不確実性を伴う天文位置を取得しました1mas以上。
より多くの地上局を強調することが重要です
この掩蔽を観測することができました。宇宙ベースと地上ベースの観測を組み合わせることで、周縁フィッティングの制約を増やし、結果を改善することができます。また、地上観測
通常は互いに平行な和音を検出しますが、
宇宙望遠鏡の向きは異なりますが、図 3 に示すようにリム フィッティングで十分に使用できます。
sora パッケージの は、宇宙望遠鏡の天体暦に基づいて自動予測パイプラインを準備するために使用できます。
付録 B に示されているように、オカルティング オブジェクト。
で発表されたクアオア食の宇宙観測
このペーパーはこの種のものとしては初めてのものであり、将来のキャンペーンの概念実証として役立ちます。宇宙望遠鏡と CubeSat 望遠鏡は、地上のステーションと組み合わせて使用できます
星食を検出します。宇宙望遠鏡は影響を受けません
天候によって、それらは掩蔽が観察できる地球の範囲を広げます。また、影がほとんど海を横切り、限られた地上での観測が可能であるため、
観測されたイベントの数。それを強調することが重要です
CHEOPS の直径は控えめですが、測光が可能です。
地上の望遠鏡と同等の精度より大きな開口部が得られます。
さらに、Santos-Sanz らによって議論されたように。 (2016)、
ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST6）は印象的です。 JWSTの大型主鏡（直径6.5メートル）
1 秒あたり 20 フレームの一時的なサンプリングにより、
恒星掩蔽を使用して、太陽系の小さな天体の周りの物質を正確に特徴付けます。
掩蔽した天体内のかすかなリングと薄い大気の検出を含む

付録 A: に基づく Quaoar の大気限界
CHEOPSデータ
2020 年 6 月 11 日の掩蔽の CHEOPS データを使用して、クアオアの大気の上限を決定しました。 合計されたモデルは、(dT/dz)surface = 5.7 K km−1 の表面で温度勾配を持つ純粋なメタン (CH4) 大気でした。
、および 102 K での等温上部ブランチに到達します。
約 10 km。図 A.1 を参照。 テストされたモデルは一貫しています
Braga-Ribas らで使用されているものと。 (2013)、有松
ら。 （2019）。 Quaoar は半径を持つ球体と見なされていました。
555 km; それからの逸脱は、これでは無視できるはずです
見積もりのレベル。

レイ トレーシング法 (Dias-Oliveira et al. (2015) および
参照) を使用して、合成光曲線を計算しました
機器の反応と複雑に絡み合っています（暴露時間3秒）。

表面圧力 (Psur face、nbar) を変化させ、
恒星と恒星の間の最接近距離 (CA、キロメートル単位)
Quaoar の中心位置、カイ 2 乗 (χ^2)
潜在的なメタン大気の検出限界をチェックするための統計的検定。


図 A.2。自由度ごとのカイ二乗 (χ^2pd f) マップとサーフェス
圧力と CA 距離。内側の破線 (外側の実線) 緑
レベル曲線は 1σ (それぞれ 3σ) ドメインです。

この分析の結果、表面圧力は 15 ～1σ 信頼水準の場合は 85 nbar、値は 0 ～
3σ で 95 nbar。したがって、有意な値は得られず、
上限として 85 nbar を考慮する必要があります。それにもかかわらず、
この制限は、Braga Ribas らによって決定された上限よりも大きいです。 (2013) の 20 nbar、および有松らによる。 (2019) の 6
nbar。これは、露出時間が長い (約 3 秒) ことが原因です。
空平面の半径距離で 75 km) およびすべての
失踪と再出現の情報は1回の露出なので、さまざまなモデル（圧力が異なる）が
すべてがその露出に含まれています。これにより、差別はトゥイーン圧力で効果がなくなります。
テストとして、星が消えたときのデータをシミュレートしました。
そして、再現は 2 回の露出の間の境界で発生します (最良の場合)。このシミュレーションでは上限が発生しました
同じモデルを仮定すると、わずか 3 nbar です。より小さな空間解像度 (例えば、より小さな時間解像度、より小さなイベント速度、またはグレージング掩蔽) はハイライトにとって重要です。
測光精度により、さらに良い結果が得られます。