はやぶさ２の拡張ミッションの目標天体(98943) 2001 CC21はイトカワの様に細長いか2つの天体が繋がった接触連小惑星と見えてます。以下、機械翻訳。
はやぶさ2#ターゲットのサイズ、アルベド、自転周期 (98943) 2001 CC21
要約
目的。 本研究は、「はやぶさ2」の拡張ミッションの対象である(98943) 2001 CC21のサイズ、アルベド、自転周期を、スピッツァー宇宙望遠鏡の熱データと地上観測を用いて決定することを目的としています。
メソッド。 スピッツァーのデータは、の赤外分光器で取得されました。
6-38𝜇mの範囲をスピッツァーパイプラインで縮小し、地球近傍小惑星熱モデリングでモデル化して小惑星のサイズとアルベドを決定しました。絶対等級と自転周期は、3.5mのニューテクノロジー望遠鏡、1.2mのオートプロヴァンス天文台、0.7mのアバストゥマニ望遠鏡で行われた新しい観測によって決定されました。2023年から2024年にかけて、最後に言及した望遠鏡で3つの完全な光度曲線が得られました。
業績。 H=18.94±0.05の絶対等級を決定する、回転周期は 5.02124±0.00001時間、大きな光度曲線の振幅は
∼位相角22°で0.8等級これは、A/B半軸比≥1.7が推定される非常に細長い形状、または密着バイナリー本体を示しています
。2001 CC21の放射率はケイ酸塩の放射率と一致しており、そのアルベドは21.6±1.6 %です
.最後に、2001 CC21 の球面等価直径は 465±15メートル です。
結論。 ここで決定されたアルベド値と放射率は、文献からの偏光法と分光法の結果と相まって、2001 CC21がS複合体小惑星であり、以前に示唆されたL型小惑星ではないことを裏付けています。2001 CC21 のサイズは 500 m 未満であり、最初のサイズ推定値 (∼700m)。これらの成果は、「はやぶさ2」の2001CC21の観測戦略策定に資するものです。
キーワード: – 方法:データ解析 – 方法:観察 – 手法:測光
1紹介
宇宙航空研究開発機構(JAXA)の「はやぶさ2」ミッションは、2020年12月にリュウグウのサンプルの持ち帰りに成功し、2026年にフライバイが予定されている(98943)2001 CC21と、2031年のランデブーに向けて高速回転する1998 KY26の2つの地球近傍小惑星(NEA)の探査に延長されました。この拡張ミッションは「はやぶさ2#」という愛称で呼ばれており、#の文字は「SHARP」(Small Hazardous Asteroid Reconnaissance Probe)の略です。「はやぶさ2#」ミッションを支援するために、その物理的特性をよりよく理解し、特に観測戦略を最適化するために、これら2つのターゲットのいくつかの観測キャンペーンが実施されてきました。
本稿では、アポロNEAである2001 CC21に焦点をあてる。2004年10月のMITNEOS調査でNEA (98943) 2001 CC21の最初のスペクトルが得られ、L型分類に導かれた(Binzel et al.,2004,2019).このタイプの小惑星は、カルシウム-アルミニウムインクルージョンに富んでいるはずです(Sunshine et al.,2008)、および0.75-1𝜇m領域に平坦なスペクトルを持つ
。しかし、文献で得られた他のスペクトルは、(Lazzarin et al.,2005;Geem等、2023)0.9-1𝜇mに明確に定義された吸収特性の存在を明確に示す
の範囲で、約2𝜇m、輝石の存在に関連しています。したがって、2001 CC21はS-complexに属し、Bus-Demeo分類スキームではSq、Sk、またはQタイプに分類されています(DeMeo et al.,2009).
さらに、2001 CC21の偏光特性は、Geem et al. (2023)S型小惑星のものと一致しており、L型小惑星のものとは異なる。これらの著者はまた、偏光斜面からのターゲットアルベドの最初の測定値23±4%を取得しました
、440mから530mの範囲の大きさと推定された。
この天体は細長い形状をしており、光度曲線の振幅は0.75-1.1等級、自転周期は5.0159時間であることが知られている(ワーナー、2023)または 5.0247時間1.
本稿では、スピッツァー宇宙望遠鏡が6-38𝜇mレンジで観測した2001 CC21のスペクトルエネルギー分布(SED)の解析結果について紹介する。
ターゲットのサイズとアルベドを正確に推定することができます。 また、2001 CC21の自転周期とその絶対等級を決定するために行われた測光による地上観測についても紹介します。この最後のパラメータは、熱モデルの基本入力パラメータです。
2回転周期と測光
図1:(98943) 2023年1月22日、2024年1月6日と15日に0.7mのアバストゥマニ望遠鏡で撮影された2001 CC21の光度曲線。
図2:2001 CC21の合成光度曲線。ゼロ位相時間はJD 2460100に対応します。
図3:ここに示した測光データのHG適合度(表2、赤丸)と、MPCデータベースから入手可能なアストロメトリのデータ。
スピッツァーのデータの解釈を裏付けるために、2005年10月31日に口径3.58mの新技術望遠鏡(NTT)で2001 CC21の測光を行いました。543、641、799 nmを中心とするV、R、IフィルターにEMMI装置を使用し、2048×4096ピクセル CCD、15𝜇m
2022年11月には、オートプロヴァンス天文台(OHP)の口径1.2m望遠鏡で、広帯域のJohnson B、V、R、Gunn Iフィルターを用いて、さらなる測光観測を行いました。データは 2048×2048の2つの探知器 で収集されました。
×2 ビニング モードで、ピクセル スケールは 0.77 秒角ピクセルになります。-1.
さらに、2023年1月と2024年に、0.7mのAbastumani Miniscus望遠鏡(ジョージア州)のJohnson-Cousins Rフィルターで3つの光度曲線が得られました(図1)。これらの観測値は、2048×2048 CCD、1.3秒角ピクセルのピクセルスケールでビニング解除モード-1.データは標準的な方法で削減されました(Fornasier et al.,2004)、フラックスは開口測光法によって抽出され、各接近中に観測された異なる標準星を使用して絶対的に較正されました(ランドルト、1992).観察条件と結果を表2に報告する。大きさと色の不確かさは、機器誤差と校正誤差の両方を考慮に入れています。
標準的なフーリエ解析を適用しました(ハリス、1989)これらのライトカーブに、5.02124±0.00001 時間の回転周期が得られます
です。この値は、1月31日と2月1日に得られた2つの光度曲線を分析に含めたときにも確認されます聖2023年、0.3m望遠鏡(スペイン、アストゥリアス州エステリア・ラディネス天文台)を搭載し、Asteroid Lightcurve Data Exchange Format(ALCDEF)データベースで公開2.無花果。図2は、図2で報告した3つの単夜光度曲線を組み合わせて得られた複合光度曲線を示す。1.
光度曲線の振幅は、位相角約22°で、2023年の0.77から2024年には0.86に変化しました位相角33°で観測した1等o.文献では、1.1等の最高振幅は、2022年にPravecによって位相角68°で測定されました.2002年から2024年にかけて文献と本論文で測定された光度曲線の振幅と、S型小惑星の振幅と位相角の関係を考察する。(Zappala et al.,1990)、2001 CC21の振幅を0位相角に縮小したものは、0.36-0.58等の範囲である。2001 CC21では、最大の減少振幅を使用して、a/b半軸比≥1.7の細長い形状を推定します
光度曲線は広い極大値と鋭い極小値を示しているため、この小惑星は接触連星の性質を仮定できますが、光度曲線の形状だけでは細長い連星と接触連星を区別することは不可能です(ハリス&ワーナー、2020).
絶対等級を計算するために、この論文で提示されたデータセット全体と、文献で入手可能なデータを使用しました。 2001年から2024年にかけての天文観測では、1から96までの広い位相角範囲をカバーする小惑星の等級の多数の推定が行われましたo.これらのデータは、MPCデータベースで入手できます3.位相曲線の求めには、VバンドとRバンドの振幅測定を行い、NTTとOHPの観測から求めた平均値であるV-Rカラーインデックス(表2)を0.43と仮定して、Vバンドのすべての測定値を統合しました。私たちは、通常5〜10回の測定値を使用して、特定の位相角での天体観測から平均等級を計算し、標準偏差を等級誤差として取りました。
まずはHGシステムを適用しました(ハリス、1989)は、S型小惑星の標準値であるG値を0.24と仮定します。(Warner et al.,2009;Pravec等、2012)これには、表2に示したデータと、より小さい位相角値をカバーする文献からのいくつかのデータが含まれます。光度曲線の研究と、スピッツァー観測の数週間前に行われたNTTの観測値(セクション3で示したように、光度曲線の平均値に近い値であることが判明した)の平均等級は、近似においてより高い重みを与えられました。導出されたH値(Vフィルタ内)はH = 18.94±0.05(図1)3)です
また、ここで提示されたすべてのデータと、HG1G2システムで文献から入手可能なデータを解析することにより、この結果の一貫性を確認しました(Muinonen et al.,2010).We obtained H=18.92±0.20、G1=0.2588、G2=0.3721(図1)7). 絶対等級の大きな不確実性は、2001 CC21の光度曲線の振幅が広いことと、天文観測の誤差範囲が大きいことによるものです。
3スピッツァーの観測とデータ削減
NEA (98943) 2001 CC21は、2005年11月20日10:17-12:26(UT)に赤外分光器で観測された(IRS、Wernerら、2004)スピッツァー宇宙望遠鏡に搭載。データは低分解能モード(𝑅=𝜆/Δ𝜆 ∼ 64-128)は、5.2-38𝜇mをカバーしています。
4つのIRSロングスリットセグメントを使用したm範囲: 1stと 2ndの7.4〜14.2𝜇m (SL1) および 5.2–8.5𝜇m(SL2)波長範囲をカバーする短波長のオーダー、それぞれ;そして1stと 2ndの19.5〜38.0𝜇m (LL1) と 14.0 –21.5𝜇m の範囲 (LL2) をカバーする長波長セグメントのオーダーをそれぞれ指定します。個々のランプ時間と総ばく露時間を、2001 CC21の観察条件とともに表1に報告します。
データは、スピッツァー宇宙センターの自動パイプラインによって生成された基本的な校正データから開始され、平坦なフィールド、暗流、迷光、および宇宙線に対して補正され、フラックスで完全に較正されました(Houck et al.,2004). 空の背景は、スペクトルセグメントごとに異なるうなずき位置で撮影された2つの連続した画像を異なる方法で区別することによって除去されました。
最後に、Spitzer IRS Custom Extraction(SPICE)ソフトウェアを使用して、4つのIRSセグメントのそれぞれについて1次元スペクトルを抽出しました(Houck et al.,2004)で説明されている方法論と手順に従います。Lamy et al. (2008)そしてBarucci et al. (2008).
測光の不確かさの推定値は、通常、±2%ですが、異なるセグメントのエッジで5%に達する可能性があります5.
各IRSセグメントには2つのうなずき位置があるため、平均化する2つの独立したスペクトルがあります。2001 CC21の観測は自転周期の約半分をカバーしており、したがって、光度曲線の振幅全体をカバーしています。特に、LL1セグメントとLL2セグメントの第1セグメント(a)と第2セグメント(b)のうなずき位置のフラックス差(図1)。8)がはっきりと見えますが、露光時間が比較的短いため、SL1およびSL2セグメントのaおよびb位置にフラックスの変動はありません。
そのため、4つのセグメントを光度曲線に従って組み合わせる際には、LL2aとLL1aのスペクトルは同様の光束レベルにあり、LL2bとLL1bのスペクトルは、それぞれ可視光度曲線の最大値と最小値に対応する低い光束と高い光束を持つように特別な注意が払われました。図1に示す。4 2023 年 1 月のライトカーブで、4 つの IRS セグメント観測の推定位置を色で重ね合わせています。これらの位置は、各スピッツァースペクトルとSL2a開始時間の間の時間間隔と、2つの隣接するスペクトルの熱流束の差の両方を考慮して推定されました。
ΔHv.4つのセグメントのSEDを組み合わせるには、次のように進めます。 a)4つのセグメントのそれぞれに平均スペクトルを使用しました。b)SL1セグメントとSL2セグメントは、フラックスが同じレベルであったため、自然に接続されました。c)LL2の平均スペクトルをSL1の最新の波長と一致するようにシフトしました。d)LL1の平均スペクトルをシフトして、シフトしたLL2平均スペクトルに正しく接続しました。
スピッツァー観測の3週間前に観測されたNTTの観測は、スピッツァー観測開始後の自転位相+0.0149で、4.52分の差に相当します。NTTの観測の絶対等級(図の黄色の記号。4) は 18.89 です。
±0.05、G=0.24 と仮定。
SLセグメントに関してスピッツァーデータをマージし、
∼
観測の2.5時間は光度曲線の全振幅をカバーしているため、熱モデリングの絶対等級値として、HGシステムで得られた光度曲線の平均値、つまり18.94に対応する値を取ることにしました。
±
この値も、NTTの観測から決定された値に非常に近い値です。
4サイズ、アルベド、放射率
サイズ(直径)を決定するには 𝐷) とアルベド (𝑝𝑣)では、2001 CC21のNear-Earth Thermal Model(NEATM,ハリス (1998)詳細については、付録のセクションBを参照してください)。
図4:2023年1月22日に0.7mのアバストゥマニ望遠鏡で撮影された2001 CC21の絶対等級の光度曲線。スピッツァー観測のおおよその推定位置を色で示しています。黄色い円は、スピッツァー望遠鏡の3週間前にNTTの望遠鏡で観測されたV等級を表しています。
Hを使うv=18.94±0.05の場合、2001 CC21スペクトルエネルギー分布のNEATMの最適適合結果は次のようになります。 直径 = 465±15メートル、アルベドPV= 21.6±1.6 %、連桁パラメータ
𝜂= 1.847±0.034. 不確実性は、磁束誤差と絶対磁束値のスピッツァー不確かさを考慮に入れています(控えめな値である5%を使用)6.導出された太陽系温度(TSSの)は312Kです。観測されたSEDと、データに最も適合するNEATMモデルを図1に示す。5.導出された直径は、最初に評価された700mよりもはるかに小さいです(平林ら、2021)、偏光観測から推定されるサイズ(440-530 m)に該当します(Geem et al.,2023).これらの著者は、アルベド値が23±4%であることも発見しました
で、ここで決定されたものに非常に近いです。NEOWISEは追加の熱データを取得し、2001CC21サイズ評価で329−41+78mは、私たちが見つけた値よりも小さく、不確実性がはるかに大きい値です(Wright et al.,2023).そしてついに2023年3月5日、2001 CC21の恒星掩蔽が観測されました7449の掩蔽和音を与える
メートル。したがって、この NEA の最小投影寸法は 449 ±12m である必要があります。ここで自転周期を推定すると、この事象は2023年1月23日に撮影された光度曲線のゼロ基準時間から1.46時間後になります(図1)。1). 対応するマグニチュードは、2 次極大値とライトカーブ平均の中間にあるため、この弦の投影は、2001 CC21 の等価球形状直径にほぼ対応する必要があります。
ザ𝜂 2001 CC21の値は、メインベルト小惑星の標準熱モデルで用いられている0.756の値と比較して比較的高い(Lebofsky et al.,1986)しかし、比較的高い位相角で観察されたNEAではむしろ一般的です(Mainzer et al.,2014).実際、スピッツァーの観測は位相角52.6で行われましたo、および間の相関関係
𝜂そして𝛼文献で報告されています(デルボ、2004;Wolters等、2008;Mainzer等、2011,2014).実際、NEATMモデルでは、通常、主に太陽方向に送られる熱流束の損失を補償するために、位相角が高くなるほどビームパラメータが増加します。Wolters et al. (2008)間の反相関の可能性を報告しました
𝜂そして𝑝𝑣(図9g)S型およびQ型地球近傍小惑星の場合。 ザ𝜂そして𝑝𝑣
2001CC21について得られた値は、上記の逆相関を示す線と非常によく一致しました(Wolters et al.,2008).2001 CC21 のアルベドとビームのパラメータ値は、不確実性の範囲内で、バイナリ NEA (5381) Sekhmet と 2003 YT1 で見つかった値に近いです(Delbo et al.,2011)これらの天体は「はやぶさ2#」のターゲットの少なくとも3倍の大きさで、より速く回転します(回転周期は2.3〜2.5時間)。可視光度曲線の形状も考慮すると、2001 CC21は接触連星であるという仮説を支持するかもしれないが、これは熱特性から決定的に推定することはできない。より一般的には、アポロNEAは
𝜂値は約 1.3 でピークに達しますが、0.8 から 3 の範囲の値を含む大きな分布があります(Mainzer et al.,2012).これらの最後の著者は、より大きな
𝜂
アポロの個体群よりもアテンの個体群の値であるが、この差は単にアテンとアポロの観測の位相角条件が大きいことと相関している可能性があることを強調している。
2001 CC21の形状やスピン状態は未定のままであるため、熱物理モデル(TPM)は容易には採用できない。熱IRデータの分析にTPMを利用する主な利点は、温度変化に対する耐性を定量化するパラメータである表面熱慣性を確認できることです。熱慣性は、サーフェスの性質を拘束するために使用できます(Delbo et al.,2015、レビュー用).それにもかかわらず、熱慣性は、小惑星の自転周期とアルベドのビームパラメータ値と知識から、によって提案された方法を使用して推定することができます。ハリス・ドルーブ (2016)ただし、TPM を使用する場合に比べて精度は低くなります。この方法を 2001 CC21 データに適用すると、熱慣性は 398 になります
±8 Jメートル-2s-0.5K-1、式 2 を使用します。ハリス・ドルーブ (2016)、小惑星が 90ºアスペクト角、これは最も可能性の高い解決策です(Fatkaら、2023).実際、ほとんどの小さなNEAは、90度の傾斜角を持つYORP末端状態にあることが観察されています。しかし、この方法で推定される熱慣性は、2001 CC21の未知のアスペクト角の関数であり、アスペクト角が小さいほど、図1に示す曲線に従って推定熱慣性値は高くなります。9. したがって、ここでは、2001 CC21 の熱慣性の下限を決定し、厳密には公称値から 3 を引いた値と見なす必要があります
𝜎
前述の不確実性の。これは、
∼370 Jのメートル^-2s^-0.5K^-1下限。ただし、この値は
𝜂
値と球形を仮定するNEATMモデルを使用すると、明らかに2001 CC21のモデルではありません。 熱慣性 370 J m
>-2s-0.5K-1.は、2001 CC21 サイズの NEA の典型です。(Novaković et al.の図7を参照。2024).通常のコンドライト組成と熱特性を仮定すると、ここで推定される熱慣性の下限は、レゴリスと露出した岩石の混合物からなる表面に関連していると合理的に推測できます。
図5:(98943) 2001 CC21 のスペクトルエネルギー分布を、最適な NEATM 近似 (赤線) を重ね合わせたもの。
図6:(98943) 2001 CC21 のスペクトル放射率と、関連する不確実性 (灰色の記号) を、フォルステライトの実験室の放射率と比較しました。Christiansen、Reststrahlen、Transparencyの特徴は、それぞれC、R、Tと表記されています。
図6は、2001 CC21で得られた放射率を、スピッツァースペクトルとNEATMベストフィットモデルの比として示しています(図6)。5). この範囲で観測できる主な特徴は、クリスチャンセンピーク、レストシュトラーレン、および透明度の特徴です。 クリスチャンセンピークは主要な分子振動帯と関連しており、ケイ酸塩の場合、7.5〜9.5の間に発生します
𝜇
2001CC21放射率スペクトルでは、約8𝜇分子錯体の振動モードにより、特徴をreststrahlenし、粒径が小さいほどコントラストが低く、9〜12のプラトーとして現れます。
𝜇m. 透明度の特徴は、吸収係数が減少し、粒子がより透明になるスペクトル領域に発生します。2001 CC21 では、約 12図6:(98943) 2001 CC21 のスペクトル放射率と、関連する不確実性 (灰色の記号) を、フォルステライトの実験室の放射率と比較しました。Christiansen、Reststrahlen、Transparencyの特徴は、それぞれC、R、Tと表記されています。
図6は、2001 CC21で得られた放射率を、スピッツァースペクトルとNEATMベストフィットモデルの比として示しています(図6)。5). この範囲で観測できる主な特徴は、クリスチャンセンピーク、レストシュトラーレン、および透明度の特徴です。 クリスチャンセンピークは主要な分子振動帯と関連しており、ケイ酸塩の場合、7.5〜9.5の間に発生します
𝜇
2001CC21放射率スペクトルでは、約8
𝜇
分子錯体の振動モードにより、特徴をreststrahlenし、粒径が小さいほどコントラストが低く、9〜12のプラトーとして現れます。
𝜇m. 透明度の特徴は、吸収係数が減少し、粒子がより透明になるスペクトル領域に発生します。2001 CC21 では、約 12𝜇m で発生します
で、2 次特徴が∼24𝜇m. 2001 CC21の表面組成の観点から熱連続体上のこれらの特徴を解釈するために、その放射率を私たちのグループが取得し、Dotto et al. (2004,2000)そしてBarucci et al. (2002)、または文献で入手可能 (ソールズベリーら(1991年(昭和44年),b)、ASTERスペクトルライブラリ8、および RELAB データベース9). この分析に基づくと、ターゲットの放射率スペクトルは、実験室で測定されたフォルステライトの放射率スペクトル(Mg)とよく一致しているようです。2SiO4かんらん石グループのケイ酸塩。2001CC21はこの波長範囲でケイ酸の性質をまた確認する。
5結論
スピッツァー宇宙望遠鏡の熱データと新しい地上観測を利用して、これまでで最も正確な直径(465±15 m)、アルベド(21.6±1.6%)、および回転期間(5.02124±0.00001 時間) の (98943) 2001 CC21 です。ビームパラメータから推定される熱慣性は370Jmです
>-2s-0.5K-1.ここで決定されたアルベドと放射率は、文献の偏光法と分光法から得られた結果とともに、「はやぶさ2#」の拡張ミッションターゲットがS複合小惑星であることを裏付けています。ここで示した結果は、2001 CC21がa/b比が
≥1.7、または接触連星。
はやぶさ2#ターゲットのサイズ、アルベド、自転周期 (98943) 2001 CC21
要約
目的。 本研究は、「はやぶさ2」の拡張ミッションの対象である(98943) 2001 CC21のサイズ、アルベド、自転周期を、スピッツァー宇宙望遠鏡の熱データと地上観測を用いて決定することを目的としています。
メソッド。 スピッツァーのデータは、の赤外分光器で取得されました。
6-38𝜇mの範囲をスピッツァーパイプラインで縮小し、地球近傍小惑星熱モデリングでモデル化して小惑星のサイズとアルベドを決定しました。絶対等級と自転周期は、3.5mのニューテクノロジー望遠鏡、1.2mのオートプロヴァンス天文台、0.7mのアバストゥマニ望遠鏡で行われた新しい観測によって決定されました。2023年から2024年にかけて、最後に言及した望遠鏡で3つの完全な光度曲線が得られました。
業績。 H=18.94±0.05の絶対等級を決定する、回転周期は 5.02124±0.00001時間、大きな光度曲線の振幅は
∼位相角22°で0.8等級これは、A/B半軸比≥1.7が推定される非常に細長い形状、または密着バイナリー本体を示しています
。2001 CC21の放射率はケイ酸塩の放射率と一致しており、そのアルベドは21.6±1.6 %です
.最後に、2001 CC21 の球面等価直径は 465±15メートル です。
結論。 ここで決定されたアルベド値と放射率は、文献からの偏光法と分光法の結果と相まって、2001 CC21がS複合体小惑星であり、以前に示唆されたL型小惑星ではないことを裏付けています。2001 CC21 のサイズは 500 m 未満であり、最初のサイズ推定値 (∼700m)。これらの成果は、「はやぶさ2」の2001CC21の観測戦略策定に資するものです。
キーワード: – 方法:データ解析 – 方法:観察 – 手法:測光
1紹介
宇宙航空研究開発機構(JAXA)の「はやぶさ2」ミッションは、2020年12月にリュウグウのサンプルの持ち帰りに成功し、2026年にフライバイが予定されている(98943)2001 CC21と、2031年のランデブーに向けて高速回転する1998 KY26の2つの地球近傍小惑星(NEA)の探査に延長されました。この拡張ミッションは「はやぶさ2#」という愛称で呼ばれており、#の文字は「SHARP」(Small Hazardous Asteroid Reconnaissance Probe)の略です。「はやぶさ2#」ミッションを支援するために、その物理的特性をよりよく理解し、特に観測戦略を最適化するために、これら2つのターゲットのいくつかの観測キャンペーンが実施されてきました。
本稿では、アポロNEAである2001 CC21に焦点をあてる。2004年10月のMITNEOS調査でNEA (98943) 2001 CC21の最初のスペクトルが得られ、L型分類に導かれた(Binzel et al.,2004,2019).このタイプの小惑星は、カルシウム-アルミニウムインクルージョンに富んでいるはずです(Sunshine et al.,2008)、および0.75-1𝜇m領域に平坦なスペクトルを持つ
。しかし、文献で得られた他のスペクトルは、(Lazzarin et al.,2005;Geem等、2023)0.9-1𝜇mに明確に定義された吸収特性の存在を明確に示す
の範囲で、約2𝜇m、輝石の存在に関連しています。したがって、2001 CC21はS-complexに属し、Bus-Demeo分類スキームではSq、Sk、またはQタイプに分類されています(DeMeo et al.,2009).
さらに、2001 CC21の偏光特性は、Geem et al. (2023)S型小惑星のものと一致しており、L型小惑星のものとは異なる。これらの著者はまた、偏光斜面からのターゲットアルベドの最初の測定値23±4%を取得しました
、440mから530mの範囲の大きさと推定された。
この天体は細長い形状をしており、光度曲線の振幅は0.75-1.1等級、自転周期は5.0159時間であることが知られている(ワーナー、2023)または 5.0247時間1.
本稿では、スピッツァー宇宙望遠鏡が6-38𝜇mレンジで観測した2001 CC21のスペクトルエネルギー分布(SED)の解析結果について紹介する。
ターゲットのサイズとアルベドを正確に推定することができます。 また、2001 CC21の自転周期とその絶対等級を決定するために行われた測光による地上観測についても紹介します。この最後のパラメータは、熱モデルの基本入力パラメータです。
2回転周期と測光
図1:(98943) 2023年1月22日、2024年1月6日と15日に0.7mのアバストゥマニ望遠鏡で撮影された2001 CC21の光度曲線。
図2:2001 CC21の合成光度曲線。ゼロ位相時間はJD 2460100に対応します。
図3:ここに示した測光データのHG適合度(表2、赤丸)と、MPCデータベースから入手可能なアストロメトリのデータ。
スピッツァーのデータの解釈を裏付けるために、2005年10月31日に口径3.58mの新技術望遠鏡(NTT)で2001 CC21の測光を行いました。543、641、799 nmを中心とするV、R、IフィルターにEMMI装置を使用し、2048×4096ピクセル CCD、15𝜇m
2022年11月には、オートプロヴァンス天文台(OHP)の口径1.2m望遠鏡で、広帯域のJohnson B、V、R、Gunn Iフィルターを用いて、さらなる測光観測を行いました。データは 2048×2048の2つの探知器 で収集されました。
×2 ビニング モードで、ピクセル スケールは 0.77 秒角ピクセルになります。-1.
さらに、2023年1月と2024年に、0.7mのAbastumani Miniscus望遠鏡(ジョージア州)のJohnson-Cousins Rフィルターで3つの光度曲線が得られました(図1)。これらの観測値は、2048×2048 CCD、1.3秒角ピクセルのピクセルスケールでビニング解除モード-1.データは標準的な方法で削減されました(Fornasier et al.,2004)、フラックスは開口測光法によって抽出され、各接近中に観測された異なる標準星を使用して絶対的に較正されました(ランドルト、1992).観察条件と結果を表2に報告する。大きさと色の不確かさは、機器誤差と校正誤差の両方を考慮に入れています。
標準的なフーリエ解析を適用しました(ハリス、1989)これらのライトカーブに、5.02124±0.00001 時間の回転周期が得られます
です。この値は、1月31日と2月1日に得られた2つの光度曲線を分析に含めたときにも確認されます聖2023年、0.3m望遠鏡(スペイン、アストゥリアス州エステリア・ラディネス天文台)を搭載し、Asteroid Lightcurve Data Exchange Format(ALCDEF)データベースで公開2.無花果。図2は、図2で報告した3つの単夜光度曲線を組み合わせて得られた複合光度曲線を示す。1.
光度曲線の振幅は、位相角約22°で、2023年の0.77から2024年には0.86に変化しました位相角33°で観測した1等o.文献では、1.1等の最高振幅は、2022年にPravecによって位相角68°で測定されました.2002年から2024年にかけて文献と本論文で測定された光度曲線の振幅と、S型小惑星の振幅と位相角の関係を考察する。(Zappala et al.,1990)、2001 CC21の振幅を0位相角に縮小したものは、0.36-0.58等の範囲である。2001 CC21では、最大の減少振幅を使用して、a/b半軸比≥1.7の細長い形状を推定します
光度曲線は広い極大値と鋭い極小値を示しているため、この小惑星は接触連星の性質を仮定できますが、光度曲線の形状だけでは細長い連星と接触連星を区別することは不可能です(ハリス&ワーナー、2020).
絶対等級を計算するために、この論文で提示されたデータセット全体と、文献で入手可能なデータを使用しました。 2001年から2024年にかけての天文観測では、1から96までの広い位相角範囲をカバーする小惑星の等級の多数の推定が行われましたo.これらのデータは、MPCデータベースで入手できます3.位相曲線の求めには、VバンドとRバンドの振幅測定を行い、NTTとOHPの観測から求めた平均値であるV-Rカラーインデックス(表2)を0.43と仮定して、Vバンドのすべての測定値を統合しました。私たちは、通常5〜10回の測定値を使用して、特定の位相角での天体観測から平均等級を計算し、標準偏差を等級誤差として取りました。
まずはHGシステムを適用しました(ハリス、1989)は、S型小惑星の標準値であるG値を0.24と仮定します。(Warner et al.,2009;Pravec等、2012)これには、表2に示したデータと、より小さい位相角値をカバーする文献からのいくつかのデータが含まれます。光度曲線の研究と、スピッツァー観測の数週間前に行われたNTTの観測値(セクション3で示したように、光度曲線の平均値に近い値であることが判明した)の平均等級は、近似においてより高い重みを与えられました。導出されたH値(Vフィルタ内)はH = 18.94±0.05(図1)3)です
また、ここで提示されたすべてのデータと、HG1G2システムで文献から入手可能なデータを解析することにより、この結果の一貫性を確認しました(Muinonen et al.,2010).We obtained H=18.92±0.20、G1=0.2588、G2=0.3721(図1)7). 絶対等級の大きな不確実性は、2001 CC21の光度曲線の振幅が広いことと、天文観測の誤差範囲が大きいことによるものです。
3スピッツァーの観測とデータ削減
NEA (98943) 2001 CC21は、2005年11月20日10:17-12:26(UT)に赤外分光器で観測された(IRS、Wernerら、2004)スピッツァー宇宙望遠鏡に搭載。データは低分解能モード(𝑅=𝜆/Δ𝜆 ∼ 64-128)は、5.2-38𝜇mをカバーしています。
4つのIRSロングスリットセグメントを使用したm範囲: 1stと 2ndの7.4〜14.2𝜇m (SL1) および 5.2–8.5𝜇m(SL2)波長範囲をカバーする短波長のオーダー、それぞれ;そして1stと 2ndの19.5〜38.0𝜇m (LL1) と 14.0 –21.5𝜇m の範囲 (LL2) をカバーする長波長セグメントのオーダーをそれぞれ指定します。個々のランプ時間と総ばく露時間を、2001 CC21の観察条件とともに表1に報告します。
データは、スピッツァー宇宙センターの自動パイプラインによって生成された基本的な校正データから開始され、平坦なフィールド、暗流、迷光、および宇宙線に対して補正され、フラックスで完全に較正されました(Houck et al.,2004). 空の背景は、スペクトルセグメントごとに異なるうなずき位置で撮影された2つの連続した画像を異なる方法で区別することによって除去されました。
最後に、Spitzer IRS Custom Extraction(SPICE)ソフトウェアを使用して、4つのIRSセグメントのそれぞれについて1次元スペクトルを抽出しました(Houck et al.,2004)で説明されている方法論と手順に従います。Lamy et al. (2008)そしてBarucci et al. (2008).
測光の不確かさの推定値は、通常、±2%ですが、異なるセグメントのエッジで5%に達する可能性があります5.
各IRSセグメントには2つのうなずき位置があるため、平均化する2つの独立したスペクトルがあります。2001 CC21の観測は自転周期の約半分をカバーしており、したがって、光度曲線の振幅全体をカバーしています。特に、LL1セグメントとLL2セグメントの第1セグメント(a)と第2セグメント(b)のうなずき位置のフラックス差(図1)。8)がはっきりと見えますが、露光時間が比較的短いため、SL1およびSL2セグメントのaおよびb位置にフラックスの変動はありません。
そのため、4つのセグメントを光度曲線に従って組み合わせる際には、LL2aとLL1aのスペクトルは同様の光束レベルにあり、LL2bとLL1bのスペクトルは、それぞれ可視光度曲線の最大値と最小値に対応する低い光束と高い光束を持つように特別な注意が払われました。図1に示す。4 2023 年 1 月のライトカーブで、4 つの IRS セグメント観測の推定位置を色で重ね合わせています。これらの位置は、各スピッツァースペクトルとSL2a開始時間の間の時間間隔と、2つの隣接するスペクトルの熱流束の差の両方を考慮して推定されました。
ΔHv.4つのセグメントのSEDを組み合わせるには、次のように進めます。 a)4つのセグメントのそれぞれに平均スペクトルを使用しました。b)SL1セグメントとSL2セグメントは、フラックスが同じレベルであったため、自然に接続されました。c)LL2の平均スペクトルをSL1の最新の波長と一致するようにシフトしました。d)LL1の平均スペクトルをシフトして、シフトしたLL2平均スペクトルに正しく接続しました。
スピッツァー観測の3週間前に観測されたNTTの観測は、スピッツァー観測開始後の自転位相+0.0149で、4.52分の差に相当します。NTTの観測の絶対等級(図の黄色の記号。4) は 18.89 です。
±0.05、G=0.24 と仮定。
SLセグメントに関してスピッツァーデータをマージし、
∼
観測の2.5時間は光度曲線の全振幅をカバーしているため、熱モデリングの絶対等級値として、HGシステムで得られた光度曲線の平均値、つまり18.94に対応する値を取ることにしました。
±
この値も、NTTの観測から決定された値に非常に近い値です。
4サイズ、アルベド、放射率
サイズ(直径)を決定するには 𝐷) とアルベド (𝑝𝑣)では、2001 CC21のNear-Earth Thermal Model(NEATM,ハリス (1998)詳細については、付録のセクションBを参照してください)。
図4:2023年1月22日に0.7mのアバストゥマニ望遠鏡で撮影された2001 CC21の絶対等級の光度曲線。スピッツァー観測のおおよその推定位置を色で示しています。黄色い円は、スピッツァー望遠鏡の3週間前にNTTの望遠鏡で観測されたV等級を表しています。
Hを使うv=18.94±0.05の場合、2001 CC21スペクトルエネルギー分布のNEATMの最適適合結果は次のようになります。 直径 = 465±15メートル、アルベドPV= 21.6±1.6 %、連桁パラメータ
𝜂= 1.847±0.034. 不確実性は、磁束誤差と絶対磁束値のスピッツァー不確かさを考慮に入れています(控えめな値である5%を使用)6.導出された太陽系温度(TSSの)は312Kです。観測されたSEDと、データに最も適合するNEATMモデルを図1に示す。5.導出された直径は、最初に評価された700mよりもはるかに小さいです(平林ら、2021)、偏光観測から推定されるサイズ(440-530 m)に該当します(Geem et al.,2023).これらの著者は、アルベド値が23±4%であることも発見しました
で、ここで決定されたものに非常に近いです。NEOWISEは追加の熱データを取得し、2001CC21サイズ評価で329−41+78mは、私たちが見つけた値よりも小さく、不確実性がはるかに大きい値です(Wright et al.,2023).そしてついに2023年3月5日、2001 CC21の恒星掩蔽が観測されました7449の掩蔽和音を与える
メートル。したがって、この NEA の最小投影寸法は 449 ±12m である必要があります。ここで自転周期を推定すると、この事象は2023年1月23日に撮影された光度曲線のゼロ基準時間から1.46時間後になります(図1)。1). 対応するマグニチュードは、2 次極大値とライトカーブ平均の中間にあるため、この弦の投影は、2001 CC21 の等価球形状直径にほぼ対応する必要があります。
ザ𝜂 2001 CC21の値は、メインベルト小惑星の標準熱モデルで用いられている0.756の値と比較して比較的高い(Lebofsky et al.,1986)しかし、比較的高い位相角で観察されたNEAではむしろ一般的です(Mainzer et al.,2014).実際、スピッツァーの観測は位相角52.6で行われましたo、および間の相関関係
𝜂そして𝛼文献で報告されています(デルボ、2004;Wolters等、2008;Mainzer等、2011,2014).実際、NEATMモデルでは、通常、主に太陽方向に送られる熱流束の損失を補償するために、位相角が高くなるほどビームパラメータが増加します。Wolters et al. (2008)間の反相関の可能性を報告しました
𝜂そして𝑝𝑣(図9g)S型およびQ型地球近傍小惑星の場合。 ザ𝜂そして𝑝𝑣
2001CC21について得られた値は、上記の逆相関を示す線と非常によく一致しました(Wolters et al.,2008).2001 CC21 のアルベドとビームのパラメータ値は、不確実性の範囲内で、バイナリ NEA (5381) Sekhmet と 2003 YT1 で見つかった値に近いです(Delbo et al.,2011)これらの天体は「はやぶさ2#」のターゲットの少なくとも3倍の大きさで、より速く回転します(回転周期は2.3〜2.5時間)。可視光度曲線の形状も考慮すると、2001 CC21は接触連星であるという仮説を支持するかもしれないが、これは熱特性から決定的に推定することはできない。より一般的には、アポロNEAは
𝜂値は約 1.3 でピークに達しますが、0.8 から 3 の範囲の値を含む大きな分布があります(Mainzer et al.,2012).これらの最後の著者は、より大きな
𝜂
アポロの個体群よりもアテンの個体群の値であるが、この差は単にアテンとアポロの観測の位相角条件が大きいことと相関している可能性があることを強調している。
2001 CC21の形状やスピン状態は未定のままであるため、熱物理モデル(TPM)は容易には採用できない。熱IRデータの分析にTPMを利用する主な利点は、温度変化に対する耐性を定量化するパラメータである表面熱慣性を確認できることです。熱慣性は、サーフェスの性質を拘束するために使用できます(Delbo et al.,2015、レビュー用).それにもかかわらず、熱慣性は、小惑星の自転周期とアルベドのビームパラメータ値と知識から、によって提案された方法を使用して推定することができます。ハリス・ドルーブ (2016)ただし、TPM を使用する場合に比べて精度は低くなります。この方法を 2001 CC21 データに適用すると、熱慣性は 398 になります
±8 Jメートル-2s-0.5K-1、式 2 を使用します。ハリス・ドルーブ (2016)、小惑星が 90ºアスペクト角、これは最も可能性の高い解決策です(Fatkaら、2023).実際、ほとんどの小さなNEAは、90度の傾斜角を持つYORP末端状態にあることが観察されています。しかし、この方法で推定される熱慣性は、2001 CC21の未知のアスペクト角の関数であり、アスペクト角が小さいほど、図1に示す曲線に従って推定熱慣性値は高くなります。9. したがって、ここでは、2001 CC21 の熱慣性の下限を決定し、厳密には公称値から 3 を引いた値と見なす必要があります
𝜎
前述の不確実性の。これは、
∼370 Jのメートル^-2s^-0.5K^-1下限。ただし、この値は
𝜂
値と球形を仮定するNEATMモデルを使用すると、明らかに2001 CC21のモデルではありません。 熱慣性 370 J m
>-2s-0.5K-1.は、2001 CC21 サイズの NEA の典型です。(Novaković et al.の図7を参照。2024).通常のコンドライト組成と熱特性を仮定すると、ここで推定される熱慣性の下限は、レゴリスと露出した岩石の混合物からなる表面に関連していると合理的に推測できます。
図5:(98943) 2001 CC21 のスペクトルエネルギー分布を、最適な NEATM 近似 (赤線) を重ね合わせたもの。
図6:(98943) 2001 CC21 のスペクトル放射率と、関連する不確実性 (灰色の記号) を、フォルステライトの実験室の放射率と比較しました。Christiansen、Reststrahlen、Transparencyの特徴は、それぞれC、R、Tと表記されています。
図6は、2001 CC21で得られた放射率を、スピッツァースペクトルとNEATMベストフィットモデルの比として示しています(図6)。5). この範囲で観測できる主な特徴は、クリスチャンセンピーク、レストシュトラーレン、および透明度の特徴です。 クリスチャンセンピークは主要な分子振動帯と関連しており、ケイ酸塩の場合、7.5〜9.5の間に発生します
𝜇
2001CC21放射率スペクトルでは、約8𝜇分子錯体の振動モードにより、特徴をreststrahlenし、粒径が小さいほどコントラストが低く、9〜12のプラトーとして現れます。
𝜇m. 透明度の特徴は、吸収係数が減少し、粒子がより透明になるスペクトル領域に発生します。2001 CC21 では、約 12図6:(98943) 2001 CC21 のスペクトル放射率と、関連する不確実性 (灰色の記号) を、フォルステライトの実験室の放射率と比較しました。Christiansen、Reststrahlen、Transparencyの特徴は、それぞれC、R、Tと表記されています。
図6は、2001 CC21で得られた放射率を、スピッツァースペクトルとNEATMベストフィットモデルの比として示しています(図6)。5). この範囲で観測できる主な特徴は、クリスチャンセンピーク、レストシュトラーレン、および透明度の特徴です。 クリスチャンセンピークは主要な分子振動帯と関連しており、ケイ酸塩の場合、7.5〜9.5の間に発生します
𝜇
2001CC21放射率スペクトルでは、約8
𝜇
分子錯体の振動モードにより、特徴をreststrahlenし、粒径が小さいほどコントラストが低く、9〜12のプラトーとして現れます。
𝜇m. 透明度の特徴は、吸収係数が減少し、粒子がより透明になるスペクトル領域に発生します。2001 CC21 では、約 12𝜇m で発生します
で、2 次特徴が∼24𝜇m. 2001 CC21の表面組成の観点から熱連続体上のこれらの特徴を解釈するために、その放射率を私たちのグループが取得し、Dotto et al. (2004,2000)そしてBarucci et al. (2002)、または文献で入手可能 (ソールズベリーら(1991年(昭和44年),b)、ASTERスペクトルライブラリ8、および RELAB データベース9). この分析に基づくと、ターゲットの放射率スペクトルは、実験室で測定されたフォルステライトの放射率スペクトル(Mg)とよく一致しているようです。2SiO4かんらん石グループのケイ酸塩。2001CC21はこの波長範囲でケイ酸の性質をまた確認する。
5結論
スピッツァー宇宙望遠鏡の熱データと新しい地上観測を利用して、これまでで最も正確な直径(465±15 m)、アルベド(21.6±1.6%)、および回転期間(5.02124±0.00001 時間) の (98943) 2001 CC21 です。ビームパラメータから推定される熱慣性は370Jmです
>-2s-0.5K-1.ここで決定されたアルベドと放射率は、文献の偏光法と分光法から得られた結果とともに、「はやぶさ2#」の拡張ミッションターゲットがS複合小惑星であることを裏付けています。ここで示した結果は、2001 CC21がa/b比が
≥1.7、または接触連星。
※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