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 アロコスのグレースケール合成画像 | |||||||||
| 発見 [1] [2] | |||||||||
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| 発見者 | |||||||||
| 発見場所 | ハッブル宇宙望遠鏡 | ||||||||
| 発見日 | 2014年6月26日 | ||||||||
| 指定 | |||||||||
| (486958) アロコス | |||||||||
| 発音 | / ˈ ær ə k ɒ θ / | ||||||||
名前の由来 | ポウハタン語のarrokoth は「空」と訳されるが、おそらく「雲」を意味する。 | ||||||||
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| 軌道特性[2] [5] | |||||||||
| エポック2019年4月27日 ( JD 2458600.5) | |||||||||
| 不確実性パラメータ2 | |||||||||
| 観察アーク | 2.33年（851日） | ||||||||
| 遠日点 | 46.442オーストラリア | ||||||||
| 近日点 | 42.721 オーストラリア | ||||||||
| 44.581 オーストラリア | |||||||||
| 偏心 | 0.04172 | ||||||||
| 297.67年 | |||||||||
| 316.551 ° | |||||||||
| 0° 0 m 11.92秒/日 | |||||||||
| 傾斜 | 2.4512° | ||||||||
| 158.998° | |||||||||
| 174.418° | |||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||
| 寸法 | 全体的に最も適したもの: 35.95 × 19.90 × 9.75 km [6] ウェヌ21.20 × 19.90 × 9.05 km [6] ウィーヨ15.75 × 13.85 × 9.75 km [6] | ||||||||
| 総量相当:18.26 km [6] ウェヌ15.86 km [6] ウィーヨ12.79 km [6] | |||||||||
| 音量 | 3185 km 3 [6] | ||||||||
| 質量 | 〜 7.485 × 10 14 kg（想定公称密度）[6] | ||||||||
平均密度 | 〜 0.235 g/cm 3 (公称) 1シグマ範囲:0.155～0.600 g/cm3 [ 6] | ||||||||
赤道表面重力 | 〜 0.0001g ～ 0.001 m/s 2 [7] : 28:45 | ||||||||
| 15.9380 ± 0.0005 時間[8] | |||||||||
| 99.3° [9] | |||||||||
北極赤経 | 317.5° ± 1° [10] | ||||||||
北極の偏角 | −24.89° ± 1° [10] [9] | ||||||||
| 0.21+0.05 −0.04（幾何学的）[11] 0.062 ± 0.015（ボンド）[11] | |||||||||
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| V−I =1.35 [12] G−I=1.42 ± 0.14 [13] G−R=0.95 ± 0.14 [13] | |||||||||
| 26.6 [12] | |||||||||
10.4 ( Vバンド) [11]
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486958 アロコス（仮称 2014 MU 69、旧称ウルティマ・トゥーレ[a]）は、カイパーベルトにある太陽系外縁天体である。NASAの宇宙探査機ニューホライズンズが2019年1月1日に接近通過した際、アロコスは宇宙船が訪れた太陽系で最も遠く、最も原始的な天体となった。[17] [18] [19]アロコスは長さ36kmの接触連星で、直径21kmと15kmの2つの微惑星が長軸に沿って結合している。公転周期は約298年で、軌道傾斜角と軌道離心率は低いため、アロコスは冷たい古典的カイパーベルト天体に分類される。
アロコスは、2014年6月26日に天文学者のマーク・ブイとニューホライズンズ探査チームによってハッブル宇宙望遠鏡を使用して発見されました。これは、ニューホライズンズの最初の長期ミッションのターゲットとなるカイパーベルト天体の探索の一環でした。アロコスは、 2014 OS 393と2014 PN 70という2つの候補よりも選ばれ、ミッションの主ターゲットとなりました。[20]
名前
アロコスは2014年にハッブル宇宙望遠鏡によって初めて観測されたとき、カイパーベルト天体の探索の一環として1110113Yと命名され、 [21]短縮して「11」という愛称で呼ばれた。[22] [23]ニューホライズンズ探査機の潜在的なターゲットとしての存在は、 2014年10月にNASAによって発表され[24] [25]、非公式に「潜在的ターゲット1」、またはPT1と指定された。[23]十分な軌道情報が収集された後、2015年3月に小惑星センターによって正式な暫定指定である2014 MU 69が割り当てられた。 [23]暫定的な指定によれば、アロコスは2014年6月後半に暫定指定を受けた1745番目の小惑星である。 [b]さらなる観測により軌道が精密化され、2017年3月12日に恒久的な小惑星番号486958が与えられた。 [27]
ウルティマ・トゥーレ
2019年1月1日のフライバイの前に、NASAは一般からこの天体の愛称を募集した。[28]候補の1つであるウルティマ・トゥーレ[a]が2018年3月13日に選ばれた。[3] [29] トゥーレ（古代ギリシャ語：Θούλη、Thoúlē ）は古代ギリシャ・ローマの文学や地図に記載されている最北端の地であり、古典および中世の文学ではウルティマ・トゥーレ（ラテン語で「最果てのトゥーレ」）は「既知の世界の境界」を超えた遠い場所の比喩的な意味を獲得した。[30] [3]この天体が二葉の接触連星であると判明すると、ニューホライズンズチームは大きい方の小球に「ウルティマ」、小さい方の小球に「トゥーレ」という愛称を付けた。[31]現在、これらは正式にはそれぞれ「ウェヌ」と「ウィーヨ」と名付けられている。[32]
2019年11月、国際天文学連合（IAU）は、この天体の正式名称を「アロコス」と発表した。[33]
アロコス
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アロコスという名前は、アメリカ東部のバージニア州とメリーランド州のタイドウォーター地域に住むポウハタン族を表すためにニューホライズンズチームによって選ばれた。 [34]アロコスの発見に大きく関わったハッブル宇宙望遠鏡とジョンズホプキンス大学応用物理学研究所は、どちらもメリーランド州のタイドウォーター地域から運用されていた。[34] [35]
ポウハタン族のパムンキー・インディアン部族の長老たちの許可を得て、アロコスという名前がIAUに提案され、2019年11月12日にコロンビア特別区のNASA本部で行われた式典でニューホライズンズチームによって正式に発表された。 [34]式典に先立ち、この名前は11月8日にIAUの小惑星センターで承認され、ニューホライズンズチームの命名引用文が11月12日の小惑星回覧板に掲載された。[35]
ポウハタン語は18世紀後半に消滅し、記録もほとんど残っていない。古い単語リストでは、arrokoth は「空」と訳されており、これはニューホライズンズ チームが意図した意味だが、実際は「雲」を意味していたようだ。[c]
形
アロコスは接触連星で、狭い首または腰でつながった2つのローブ（ローブ）で構成され、アカサ・リネアと呼ばれる明るい帯に囲まれています。[31]ローブはかつて2つの天体であった可能性があり、後にゆっくりとした衝突で合体しました。[38]大きい方のローブであるウェヌは、最長軸の長さが約21.6 km（13.4マイル）と測定され、 [39]小さい方のローブであるウィーヨは、最長軸の長さが15.4 km（9.6マイル）と測定されています。[40]ウェヌはレンズ状の形状をしており、非常に平らで中程度に細長いです。[39]ニューホライズンズ宇宙船が撮影した画像から構築されたアロコスの形状モデルに基づくと、ウェヌの寸法は約21 km × 20 km × 9 km（13.0 mi × 12.4 mi × 5.6 mi）です。対照的に、ウィーヨはそれほど平坦ではなく、大きさは15 km × 14 km × 10 km（9.3 mi × 8.7 mi × 6.2 mi）です。全体として、アロコスは最長軸の幅が36 km（22 mi）、厚さは約10 km（6.2 mi）で、ローブの中心は互いに17.2 km（10.7 mi）離れています。[10] [41]
体積相当の球状構造の直径がそれぞれ15.9 km (9.9 mi) と12.9 km (8.0 mi) であることを考えると、ウェヌとより小さなウェヨの体積比は約1.9:1.0となり、ウェヌの体積はウェヨのほぼ2倍であることがわかる。全体として、アロコスの体積は約3,210 km 3 (770 cu mi) であるが、球状構造の厚さに関する制約が弱いため、この推定値は不確実性が高い。[41]
ニューホライズンズによるアロコスのフライバイに先立ち、アロコスによる恒星の掩蔽によって、その二葉状の形状の証拠が示されていた。 [42]アロコスの最初の詳細な画像では、その二葉状の外観が確認され、葉が特徴的な球形に見えたため、アラン・スターンによって「雪だるま」と表現された。[43]ニューホライズンズのフライバイから1か月後の2019年2月8日、アロコスは最接近後にニューホライズンズが撮影した追加画像に基づいて、当初考えられていたよりも平らであることが判明した。平らになった葉ウェヌは「パンケーキ」と表現され、ウィーヨはそれほど平らに見えなかったため「クルミ」と表現された。アロコスの見えない部分がどのように背景の星を掩蔽するかを観察することで、科学者は両方の葉の形状の輪郭を描くことができた。[44]アロコスの予想外に平らな形状の原因は不明だが、昇華や遠心力など様々な説明がある。[45] [46]
葉の最長軸は、それらの間にある回転軸とほぼ一直線になっている。 [39]葉のこのほぼ平行な配置は、おそらく潮汐力によって、葉が合体する前に互いに固定されていたことを示唆している。[39]葉の配置は、2つの葉が氷の粒子の雲の合体から個別に形成されたという考えを裏付けている。[47]
地質学
スペクトルと表面
ニューホライズンズのLEISA分光計によるアロコスの吸収スペクトルの測定では、アロコスのスペクトルは1.2〜2.5μmの赤色から赤外線波長まで広がる強い赤色スペクトル勾配を示していることが示されて いる。[ 39 ] LEISAのスペクトル測定では、アロコスの表面にメタノールと複雑な有機化合物が存在することが明らかになったが、水氷の証拠はなかった。 [48] [49]アロコスのスペクトルの1.8μmにある特定の吸収帯は、これらの有機化合物が硫黄を豊富に含んでいることを示している。[50]アロコスの表面にメタノールが豊富にあることを考えると、放射線照射の結果生じたホルムアルデヒドベースの化合物も、複雑な高分子の形ではあるが存在すると予測される。[51]アロコスのスペクトルは2002 VE 95やケンタウルス族の5145フォラスのスペクトルと類似点があり、これらも強い赤色のスペクトル傾斜を示し、表面にメタノールの存在の兆候を示している。[39]
2016年のハッブル宇宙望遠鏡による予備観測により、アロコスは他のカイパーベルト天体やフォロスのようなケンタウルス族と同様に赤い色をしていることが明らかになった。[52] [39]アロコスの色は冥王星よりも赤いため、冷たい古典的カイパーベルト天体の中でも「超赤色」に属する。[53] [54]アロコスの赤い色は、ソリンと呼ばれる複雑な有機化合物の混合物の存在によって引き起こされる。ソリンは、宇宙線と太陽紫外線による様々な単純な有機化合物と揮発性化合物の光分解から生成される。アロコスの表面に硫黄を多く含むソリンが存在することは、メタン、アンモニア、硫化水素などの揮発性物質がかつてアロコスに存在していたが、アロコスの質量が小さいためすぐに失われたことを示唆している。[55] [50]しかし、メタノール、アセチレン、エタン、シアン化水素などの揮発性の低い物質は長期間にわたって保持される可能性があり、アロコスの赤化とソリンの生成を説明できる可能性があります。[39]アロコスの有機化合物と揮発性物質の光イオン化も、太陽風と相互作用する水素ガスを生成すると考えられていましたが、ニューホライズンズのSWAPとPEPSSIの機器は、アロコス周辺で太陽風との相互作用の兆候を検出しませんでした。[39]
アロコスの色とスペクトルの測定から、表面の特徴の間で微妙な色の変化が見られることがわかった。[48]アロコスの スペクトル画像では、アカサ（首）領域と線状の特徴は、より小さなローブであるウィーヨの中央領域と比較して赤みが少ないことがわかった。より大きなローブであるウェヌにも、ニューホライズンズチームが非公式に「拇印」と呼ぶより赤い領域が見られる。拇印の特徴はウェヌの縁の近くに位置している。[7]アロコスの表面アルベドまたは反射率は、その表面のさまざまな明るい特徴により、5％から12％まで変化する。[39]可視スペクトルでの反射光の量である全体的な幾何学的アルベドは、ほとんどのカイパーベルト天体で標準的な21％と測定されている。[11]アロコスの全体的なボンドアルベド（あらゆる波長の反射光の量）は、6.3％と測定されている。[11]
クレーター
アロコスの表面は軽くクレーターがあり、見た目は滑らかである。[10]アロコスの表面には小さなクレーターがほとんどなく（大きさは1 km（0.62マイル）から写真解像度の限界まで）、歴史を通じて衝突がほとんどなかったことを示唆している。[56]カイパーベルトでの衝突イベントの発生はまれであると考えられており、10億年の間に非常に低い衝突率である。[57]カイパーベルトの天体の軌道速度が遅いため、アロコスに衝突する物体の速度は遅いと予想され、典型的な衝突速度は約300 m/s（980フィート/秒）である。[57]衝突速度がこのように遅いため、アロコスに大きなクレーターができることはまれであると予想される。衝突イベントの頻度が低く、衝突速度が遅いため、アロコスの表面は形成以来保存されたままである。アロコスの保存された表面は、その形成過程や堆積した物質の痕跡を示すヒントを与えてくれる可能性がある。[57] [31]
ニューホライズンズ宇宙船の高解像度画像では、アロコスの表面に多数の小さな穴が確認されています。 [58] [59]これらの穴の大きさは、直径約700メートル（2,300フィート）と測定されています。[58]これらの穴の正確な原因は不明ですが、衝突、物質の崩壊、揮発性物質の昇華、またはアロコス内部からの揮発性ガスの放出と流出など、いくつかの説明があります。[58] [59]
表面の特徴
アロコスの各小葉の表面には、明るさの異なる領域があり、谷や丘などのさまざまな地質学的特徴が見られます。[39] [60]これらの地質学的特徴は、アロコスの小葉を形成する小さな微惑星の凝集に由来すると考えられています。[40]アロコスの表面の明るい領域、特に明るい線状の特徴は、アロコスの丘から転がり落ちた物質の堆積によって生じたと考えられています。[53]アロコスの表面重力は、これが発生するのに十分であるためです。[ 7]
より小さな小葉であるウィーヨには、「スカイ」と名付けられた大きな窪地がある（以前はニューホライズンズチームの出身州にちなんで「メリーランド」と呼ばれていた）。[61] [53]スカイが円形であると仮定すると、その直径は6.7 km（4.2マイル）、深さは0.51 km（0.32マイル）である。[10]スカイは、直径700 m（2,000フィート）の物体によって形成された衝突クレーターである可能性が高い。[62]スカイ内には、同様のサイズの2つの顕著に明るい筋があり、明るい物質が窪みに転がり込んだ雪崩の名残である可能性がある。[39]ウィーヨの境界近くには4つのほぼ平行な谷があり、スカイの縁には2つのおそらく1キロメートルサイズの衝突クレーターがある。[60] [39]ウィーヨの表面は明るいまだら模様の領域を示しており、広くて暗い領域（dm ）で区切られています。この領域は断崖後退を経験した可能性があり、揮発性物質の昇華により浸食され、太陽光に照射された暗い物質の堆積物が露出しました。[60]ウィーヨの赤道端にある別の明るい領域（rm）は、ピット、クレーター、またはマウンドの可能性がある地形的特徴とともに、起伏のある地形を示しています。[39]ウィーヨは、スカイの近くで明確な起伏のある地形を示していませんが、これはおそらくクレーターを形成した衝突イベントによって引き起こされた表面の再形成の結果です。[39]
ウェヨと同様に、より大きな小塊ウェヌの境界に沿って、トラフとピットクレーターの列も存在している。ウェヌは、それぞれが約 5 km (3.1 マイル) の大きさの、起伏のある地形の 8 つの特徴的なユニットまたはブロックから構成されている。[39]ユニットは、比較的明るい境界領域によって区切られている。[39]ユニットの大きさが似ていることから、それぞれがかつては小さな微惑星であり、それらが合体してウェヌを形成したと考えられる。[39]微惑星は、天文学的な基準 (数メートル/秒の速度) ではゆっくりと集積したと予想されるが、このような速度で合体してコンパクトな天体を形成するには、微惑星の機械的強度が非常に低いに違いない。 [39]中央ユニット (「mh」) は、明るい環状の特徴であるカアンアークス (当初は「どこにも通じない道」と呼ばれていた) に囲まれている。[59] [7]立体解析から、中央ユニットは周囲のユニットに比べて比較的平坦であるように見える。[39]アロコスの立体解析では、ウェヌの縁（「md」）に位置する特定のユニットが他のユニットよりも標高と傾斜が高いように見えることも示されています。[39]
2つの葉をつなぐ首の部分であるアカサ・リネアは、どちらの葉の表面よりも明るく、赤みが少ない外観をしている。[63]アカサ・リネアの明るさは、葉の表面よりも反射率の高い物質の組成によるものと考えられる。1つの仮説では、明るい物質は、長い時間をかけて葉から落ちた小さな粒子の堆積に由来すると示唆されている。 [64]アロコスの重心は葉の間にあるため、小さな粒子は各葉の間の中心に向かって急な斜面を転がり落ちる可能性が高い。[63]別の提案では、明るい物質はアンモニアの氷の堆積によって生成されたと示唆されている。[65]アロコスの表面にあるアンモニア蒸気は、首の凹面形状のためにガスが逃げることができないアカサ・リネアの周りで固化する。[65]アロコスが太陽の周りを公転する際の季節的な軸の傾きが大きいため、アカサの明るさが維持されていると考えられている。 [66]軌道の途中で、アカサ・リネアは、ロビが太陽の方向と共面になっているときに影になり、そのとき首の領域は太陽光を受けず、その領域を冷却して揮発性物質を閉じ込めます。[66]
2020年5月、IAUの惑星系命名作業部会（WGPSN）は、アロコスのすべての地形の命名テーマを正式に制定し、過去と現在の世界の言語で「空」を意味する言葉にちなんで命名されることとなった。[67] 2021年には、後にウィーヨ・ロブスと名付けられた小さなローブのスカイ・クレーターを含む最初のいくつかの名前が承認された。[61] 2022年には、ウェヌ・ロブスの円弧にカアン・アークスが承認された。[68]
内部構造
アロコスの縁の地形の変化は、その内部が主に非晶質の水氷と岩石質からなる機械的に強い物質で構成されている可能性が高いことを示唆している。[64] [74]また、微量のメタンやその他の揮発性ガスが蒸気の形でアロコスの内部に存在し、水氷に閉じ込められている可能性がある。[74]アロコスの密度が彗星のように低く、密度が約100万キロメートルであると仮定すると、0.5 g/cm 3 であり、アロコスの内部に閉じ込められた揮発性ガスが内部から表面に逃げると考えられるため、その内部構造は多孔質であると予想される。 [39] [74]アロコスが放射性核種の放射性崩壊によって引き起こされる内部熱源を持っていると仮定すると、アロコス内部に閉じ込められた揮発性ガスは外側に移動し、彗星のガス放出のシナリオと同様に表面から逃げる。[74]逃げたガスはその後凍結してアロコスの表面に堆積し、その表面に氷やソリンが存在する理由を説明できる可能性がある。[74] [55]
軌道と分類
アロコスは平均 44.6天文単位(6.67 × 10 9 km、4.15 × 10 9 mi) の距離を公転しており、太陽の周りを一周するのに 297.7 年かかります。軌道離心率は 0.042 と低く、近日点の 42.7 AU から遠日点の46.4 AU までの距離がわずかに変化するのみで、太陽の周りをほぼ円軌道で公転します。[5] [2]アロコスは軌道離心率が低いため、軌道が乱れるほど海王星に近づくことはありません。(アロコスの海王星からの最小軌道交差距離は 12.75 AU です。) [2]アロコスの軌道は長期的には安定しているように見えます。ディープ・エクリプティック・サーベイによるシミュレーションでは、今後1000万年間でその軌道は大きく変化しないことが示されている。[4]
2019年1月のニューホライズンズのフライバイの時点で、アロコスの太陽からの距離は43.28 AU（6.47 × 10 9 km; 4.02 × 10 9 mi）でした。[75]この距離では、太陽からの光がアロコスに到達するまでに6時間以上かかります。[76] [77]アロコスが最後に遠日点を通過したのは1906年頃で、現在は年間約0.13 AU、つまり毎秒約0.6キロメートル（時速1,300マイル）の速度で太陽に近づいています。[75]アロコスは2055年までに近日点に近づくでしょう。[2]
観測弧は851日で、アロコスの軌道は比較的よく決定されており、小惑星センターによると不確実性パラメータは2である。 [2]ハッブル宇宙望遠鏡による2015年5月と7月、および2016年7月と10月の観測により、アロコスの軌道の不確実性は大幅に減少し、小惑星センターはこれに永久小惑星番号を割り当てた。[78] [27]小惑星センターによって計算された軌道とは対照的に、JPL小天体データベースのアロコスの観測弧にはこれらの追加観測が含まれておらず、軌道は不確実性パラメータが5であり、非常に不確実であるとされている。 [1] [e]
アロコスは、海王星の外側の太陽系を公転しているため、小惑星センターでは一般に遠方小惑星または太陽系外縁天体に分類されている。 [2] [1]太陽から39.5–48 AUのカイパーベルト領域内の非共鳴軌道を持つアロコスは、正式には古典的カイパーベルト天体、またはキュベワノに分類されている。[79] [80]アロコスの軌道は黄道面に対して2.45度傾いており、マケマケなどの他の古典的カイパーベルト天体と比較して比較的低い。[81]アロコスは軌道傾斜角と軌道離心率が低いため、古典的カイパーベルト天体の中でも動的に冷たい天体に属し、過去の外向きの移動中に海王星による大きな摂動を受けた可能性は低い。カイパーベルト天体の冷たい古典的集団は、太陽系の形成中に物質が集積したときに残った微惑星の残骸であると考えられています。[79] [82]
回転と温度
ハッブル宇宙望遠鏡による測光観測の結果、アロコスの明るさは自転に伴って約0.3 等級変化することが明らかになった。 [83] [84]ハッブルの観測からはアロコスの自転周期と光度曲線の振幅は特定できなかったが、微妙な明るさの変化から、アロコスの回転軸は地球に向けられているか、赤道上に配置されたほぼ球形で、制約されたa / bの最適アスペクト比が約1.0～1.15であることが示唆された。[84] [83]
ニューホライズンズ探査機がアロコスに接近した際、アロコスの不規則な形状にもかかわらず、探査機は回転光曲線の振幅を検出しなかった。[85]回転光曲線が存在しない理由として、科学者らはアロコスが横向きに回転しており、その回転軸が接近するニューホライズンズ探査機にほぼ真っ直ぐ向いていると推測した。[85]その後、ニューホライズンズがアロコスに接近した際に撮影された画像では、その回転が傾いており、南極が太陽の方を向いていることが確認された。[17] [19]アロコスの回転軸は、軌道に対して99 度傾いている。 [9]掩蔽とニューホライズンズの画像データに基づいて、アロコスの自転周期は15.938時間と判定された。[8]
アロコスの自転軸の傾きが大きいため、太陽の周りを公転する過程で、北半球と南半球の太陽放射照度は大きく変化する。 [39]太陽の周りを公転する際、アロコスの一方の極域は常に太陽に面し、もう一方の極域は太陽から離れた方向を向いている。軌道の離心率が低いため、アロコスの太陽放射照度は17パーセント変化する。[39]アロコスの平均気温は約42 K（-231.2 °C、-384.1 °F）と推定され、最高気温は約100 K（-231.2 °C、-384.1 °F）である。アロコスの太陽直下の照らされた地点では60Kである。[86] [48] ニューホライズンズREX機器による放射測定によると、アロコスの照らされていない面の平均表面温度は約 29 ± 5 K、[48]モデル化された範囲よりも高い12～14 K。REXによって測定されたアロコスの非照明面のより高い温度は、アロコスの地下から熱放射が放出されていることを意味しており、地下は外表面よりも本質的に暖かいと予測されていた。[48]
質量と密度
アロコスの質量と密度は不明である。ロビは互いに周回しているのではなく接触しているため、質量と密度の確定的な推定値は得られない。[87]アロコスを周回する可能性のある天然衛星がその質量を決定するのに役立つ可能性があるが、[63]そのような衛星は発見されていない。[87]両方のロビが自己重力で結びついており、相互の重力がそれらを分離する遠心力を克服するという仮定の下では、アロコスは彗星に似た非常に低い密度を持つと推定され、推定最小密度は0.29 g/cm 3。ネックの形状を維持するために、アロコスの密度は最大可能密度よりも低くなければなりません。1 g/cm 3未満であれば、首の部分はロビの相互重力によって過度に圧縮され、物体全体が重力によって球状に崩壊する。[39] [88]
形成
アロコスの仮定された形成順序を描いたイラスト。
アロコスは、46億年前に太陽系が形成されて以来、小さな氷の天体の回転する雲から時間をかけて形成された2つの別々の祖先天体から形成されたと考えられています。 [38] [53]アロコスは、太陽が塵に大きく隠されているように見える、初期のカイパーベルトの高密度で不透明な領域内のより寒い環境で形成された可能性があります。[51]初期のカイパーベルト内の氷の粒子は流動不安定性を経験し、周囲のガスと塵に対する抗力によって減速し、重力によってより大きな粒子の塊に凝集しました。[87]
アロコスは形成されて以来、破壊的な衝突がほとんどまたは全くなかったため、その形成の詳細は保存されています。現在のロブの異なる外観から、それぞれが互いの周りを公転しながら別々に集積したと考えられます。 [53] [89]両方の祖先天体は、アルベド、色、組成が均質であるように見えるため、単一の物質源から形成されたと考えられています。[39]大きな天体に起伏のある地形ユニットが存在することから、小さな天体と融合する前に、より小さな微惑星ユニットが合体して形成された可能性が高いことがわかります。[89] [39]大きなロブス・ウェヌは、それぞれ直径約5km（3マイル）の8つほどの小さな構成要素の集合体のように見えます。
フラット化とマージ
アロコスがどのようにして現在の扁平な形状を獲得したかは不明だが、太陽系の形成中に扁平な形状に至ったメカニズムを説明する2つの主要な仮説が立てられている。[90] [45]ニューホライズンズチームは、2つの前駆天体が最初は急速に回転して形成され、遠心力によって形状が扁平化したと仮説を立てている。時間が経つにつれて、前駆天体の回転速度は徐々に遅くなり、小さな物体との衝突を経験し、その角運動量が形成時に残った他の周回破片に移った。[90]最終的に、衝突と雲内の他の物体への運動量の移行によって引き起こされた運動量の損失により、2つの天体はゆっくりと螺旋状に近づき、接触するまでになり、時間の経過とともに接合部が融合して現在の二葉形を形成した。[38] [90]
中国科学院とマックス・プランク研究所の研究者らが2020年に立てた別の仮説では、アロコスの平坦化は、ロビの合体後数百万年にわたる昇華による質量損失のプロセスの結果である可能性がある。形成当時、アロコスの組成は、高密度で不透明なカイパーベルト内で凝縮した揮発性物質の集積により、より高い揮発性濃度を持っていた。周囲の塵と星雲が沈静化した後、太陽放射はもはや遮られなくなり、カイパーベルトで光子誘導昇華が起こるようになった。アロコスの高い自転傾斜角により、1つの極領域は軌道周期の半分の間太陽に継続的に面しており、その結果、アロコスの極で広範囲にわたる加熱とそれに伴う凍結揮発性物質の昇華と損失が発生する。[45]
アロコスの扁平化のメカニズムについては不明な点が多いものの、ロビの祖先である天体のその後の合体は穏やかだったようだ。アロコスの現在の姿には変形や圧縮骨折は見られず、2つの祖先天体が2m/s（6.6フィート/s）の速度で非常にゆっくりと合体したことが示唆されている。これは人間の平均的な歩行速度に匹敵する。 [39] [89]また、ロビをそのまま維持しながらアロコスの細い首の現在の形状を説明するには、祖先天体が75度以上の角度で斜めに合体したに違いない。2つの祖先天体が合体した時には、すでに両者は潮汐力によって同期回転していた。 [ 91]
アロコスでの衝突の長期的頻度は、カイパーベルトの物体の速度が遅いため低かった。[57] 45億年の間に、アロコスの表面で光子によって引き起こされた水の氷のスパッタリングにより、そのサイズは最低でも1cm（0.39インチ）減少した。[39]クレーターの発生や軌道の摂動が頻繁に発生しなかったため、アロコスの形状と外観は、2つの別々の物体が結合して二葉状の形状を形成して以来、事実上そのままの状態を保っていた。[57] [18]
観察
発見
アロコスは、ハッブル宇宙望遠鏡による、ニューホライズンズ宇宙船が通過するのに適したカイパーベルト天体を探す予備調査中に、2014年6月26日に発見された。ニューホライズンズチームの科学者たちは、冥王星の次に宇宙船が調査できるカイパーベルトの天体を探しており、次のターゲットはニューホライズンズの残りの燃料で到達可能でなければならなかった。[92] [82]研究者たちは、地球上の大型地上望遠鏡を使用して、2011年に候補天体の探索を開始し、数年間にわたって年に複数回の探索を行った。[93]しかし、発見された天体はどれもニューホライズンズ宇宙船で到達可能ではなく、適している可能性のあるカイパーベルト天体のほとんどは、地球の大気を通して見るには遠すぎて暗すぎた。[92] [93]これらのより暗いカイパーベルト天体を見つけるために、ニューホライズンズチームは2014年6月16日にハッブル宇宙望遠鏡で適切なターゲットの探索を開始しました。[92]
アロコスは、ニューホライズンズチームが潜在的なターゲットの探索を開始してから10日後の2014年6月26日にハッブル宇宙望遠鏡によって初めて撮影されました。 [82]ハッブル宇宙望遠鏡からの画像をデジタル処理しているときに、アロコスはニューホライズンズチームのメンバーである天文学者マーク・ブイによって特定されました。[20] [82]ブイは、その後の分析と確認のために探索チームに発見を報告しました。[94]アロコスは、 2014 MT 69に次いで、探索中に発見された2番目の天体でした。[95]その後、ハッブル宇宙望遠鏡によってさらに3つの候補ターゲットが発見されましたが、フォローアップの天体測定観測によって最終的に除外されました。[95] [23]ハッブル宇宙望遠鏡で発見された5つの潜在的なターゲットのうち、アロコスは、ニューホライズンズにとって2番目に実現可能なターゲットである2014 PN 70と比較して、フライバイ軌道に必要な燃料量が最も少ないため、宇宙船にとって最も実現可能なターゲットであると見なされました。[80] [96] 2015年8月28日、NASAはアロコスをニューホライズンズ探査機のフライバイターゲットとして正式に選定した。[23]
アロコスは地球から直接その形を観測するには小さすぎて遠すぎるが、科学者たちは恒星掩蔽と呼ばれる天文現象を利用することができた。この現象では、地球から見ると物体が恒星の前を通過する。掩蔽現象は地球の特定の部分からしか見えないため、ニューホライズンズのチームはハッブル宇宙望遠鏡と欧州宇宙機関のガイア宇宙望遠鏡のデータを組み合わせて、アロコスが地球の表面のどこにいつ影を落とすかを正確に計算した。[97] [98]彼らは掩蔽が2017年の6月3日、7月10日、7月17日に起こると判断し、これらの日付ごとにアロコスが異なる恒星を覆うのを見ることができる世界中の場所に向けて出発した。 [97]この3回の掩蔽の連続に基づいて、科学者たちは物体の形をたどることができた。[97 ]
2017年の掩蔽
2017年の掩蔽キャンペーンの結果
アロコスは2017年7月17日の掩蔽の際に、いて座の無名の星からの光を一時的に遮った。この現象を捉えた24台の望遠鏡のデータから、アロコスが二葉星または連星系である可能性が明らかになった。2019年1月のフライバイの後、掩蔽の結果は観測された天体の大きさと形状と正確に一致することが示された。[31]
掩蔽データに基づくフライバイ前のコンセプトアート
2017年6月と7月、アロコスは3つの背景の星を掩蔽した。[97]ニューホライズンズの背後にあるチームは、南米、アフリカ、太平洋からこれらの恒星掩蔽を観測するために、マーク・ブイエが率いる専門の「KBOチェイサー」チームを結成した。 [99] [100] [101] 2017年6月3日、NASAの科学者の2つのチームがアルゼンチンと南アフリカからアロコスの影を検出しようとした。[102]どの望遠鏡もその物体の影を観測していないことがわかったとき、当初はアロコスは以前予想されていたほど大きくも暗くもなく、反射率が高いか、あるいは群れをなしているのではないかと推測された。[102] [103] 2017年6月と7月にハッブル宇宙望遠鏡で取得された追加データにより、望遠鏡が間違った場所に設置されており、これらの推定が間違っていたことが明らかになった。[103]
2017年7月10日、ニュージーランドのクライストチャーチから太平洋上を飛行中、航空機搭載望遠鏡SOFIAが2回目の掩蔽の予測中心線近くに設置されることに成功した。これらの観測の主な目的は、2019年のニューホライズンズ探査機の接近飛行中に脅威となる可能性のある、アロコス付近のリングや塵などの危険物質の探索であった。データ収集は成功した。予備分析では中心の影を見逃していたことが示唆されたが、[104] 2018年1月になってようやく、SOFIAが中心の影のごく短い低下を観測していたことが判明した。[105] SOFIAによって収集されたデータは、アロコス付近の塵を制限するのにも役立つだろう。[106] [107]危険物質の探索の詳細な結果は、2017年10月20日に開催されたAAS惑星科学部門の第49回会議で発表された。 [108]
2017年7月17日、ハッブル宇宙望遠鏡はアロコスの周囲の破片を調べるために使用され、本体から最大75,000 km (47,000 mi)の距離にあるアロコスのヒル球内のリングと破片に制約を課した。 [109] 3回目で最後の掩蔽では、チームメンバーは、アロコスの大きさをより正確に制限するために、アルゼンチン南部（チュブ州とサンタクルス州）の掩蔽の影の予測される地上経路に沿って、24台の移動式望遠鏡で別の地上「フェンスライン」を設置した。 [100] [101]これらの望遠鏡の平均間隔は約4 km (2.5 mi)であった。[110]ハッブルの最新の観測により、アロコスの位置は6月3日の掩蔽のときよりもはるかに高い精度で判明し、今回は少なくとも5台の移動式望遠鏡でアロコスの影を観測することに成功した。[101] SOFIAの観測と組み合わせることで、アロコス付近の破片の可能性について制約が課せられました。[107]
7月17日の掩蔽の結果から、アロコスは非常に長楕円形で不規則な形をしていたか、近接連星または接触連星であった可能性があることが示された。[110] [42]観測された弦の持続時間によると、アロコスには2つの「ローブ」があり、それぞれ直径が約20 km (12 mi) と18 km (11 mi) であることが示された。[84]収集されたすべてのデータの予備分析では、アロコスには主天体から約200～300 km (120～190 mi) 離れた軌道を周回する衛星が伴っていることが示唆された。 [111]しかし、後にデータ処理ソフトウェアのエラーによりターゲットの見かけの位置がずれたことが判明した。このバグを考慮に入れた後、7月10日に観測された短い沈みは主天体の検出であると考えられた。[105]
光度曲線、[83]、スペクトル（色など）、恒星の掩蔽データ[110]に関するデータを組み合わせることで、イラストは既知のデータに基づいて、宇宙船のフライバイ前にそれがどのように見えるかの概念を作成することができます。
2018年の掩蔽
2018年には、潜在的に有用なアロコス掩蔽が2回予測されていた。1回は7月16日、もう1回は8月4日である。どちらも2017年の3回のイベントほど良くはなかった。[97]南大西洋とインド洋上で発生した2018年7月16日の掩蔽を観測する試みは行われなかった。2018年8月4日のイベントでは、合計約50人の研究者からなる2つのチームがセネガルとコロンビアの場所に向かった。 [ 112 ]このイベントはセネガルでメディアの注目を集め、科学普及の機会として利用された。 [113] いくつかのステーションが悪天候の影響を受けたにもかかわらず、ニューホライズンズチームの報告によると、イベントは正常に観測された。 [114]当初、ターゲット上の弦が記録されたかどうかは不明であった。 2018年9月6日、NASAは、少なくとも1人の観測者によってこの星が実際に暗くなるのが見られ、アロコスの大きさと形状に関する重要な情報を提供したことを確認した。[115]
ハッブル望遠鏡による観測は、掩蔽キャンペーンを支援するため、2018年8月4日に実施された。[116] [112]ハッブル望遠鏡は掩蔽の狭い経路内に設置することができなかったが、イベント当時のハッブル望遠鏡の位置が良好であったため、宇宙望遠鏡はアロコスから1,600 km (990 mi) までの領域を調査することができた。これは、2017年7月17日の掩蔽中に観測できた20,000 km (12,000 mi) の領域よりもはるかに近い。ハッブル望遠鏡では対象の星の明るさの変化は見られなかったため、アロコスから1,600 km (990 mi) までの領域に光学的に厚いリングや破片は存在しないと考えられる。[115] 2017年と2018年の掩蔽キャンペーンの結果は、2018年10月26日に開催されたアメリカ天文学会 惑星科学部会の第50回会議で発表されました。[117]
探検
ニューホライズンズ宇宙船は2015年7月に冥王星のフライバイを終えた後、2015年10月と11月に4回の進路変更を行い、アロコスに向かう軌道に乗った。[119]アロコスは訪問宇宙船の打ち上げ後に発見されたフライバイの対象となる最初の天体であり、[78] [120]宇宙船が訪れた太陽系で最も遠い天体でもある。[23] [121] [122]移動速度は時速51,500キロメートル（分速858キロメートル、秒速14.3キロメートル、時速32,000マイル）[123]ニューホライズンズはアロコスから3,538キロメートル（2,198マイル）の距離を通過したが、これは宇宙船の速度で数分間の移動に相当し、冥王星に最も接近した距離の3分の1にあたる。[10]最も接近したのは2019年1月1日、UTC 05:33（宇宙船イベント時間- SCET）[111] [124]で、その時点で 太陽から43.4AU 、いて座の方向にある。[125] [126] [127] [77]この距離では、地球とニューホライズンズ間の電波信号の片道通過時間は6時間であった。[111]
フライバイの科学的目的には、アロコスの地質と形態の特徴付け、および表面組成のマッピング（アンモニア、一酸化炭素、メタン、水氷の探索）が含まれる。周回衛星、コマ、またはリングの可能性を検出するために、周辺環境の調査が行われた。[111]解像度30 m（98 フィート）から70 m（230 フィート）の詳細を示す画像が期待されている。[111] [128]ハッブルの観測から、2,000 km（1,200 マイル）を超える距離でアロコスを周回する微弱な小型衛星は、29等級を超える深さまで除外されている 。[83]この天体には検出可能な大気はなく、直径1.6 km（1 マイル）を超える大きなリングや衛星はない。[129]それにもかかわらず、関連する衛星（または衛星群）の探索は続けられており、それが2つの個別の軌道物体からアロコスが形成された理由をよりよく説明するのに役立つかもしれない。[38]
ニューホライズンズは2018年8月16日、1億7200万キロの距離からアロコスを初めて発見した。[130]当時、アロコスはいて座の方向に20等級で見えていた。[131]アロコスは11月中旬までに18等級、12月中旬までに15等級になると予想されていた。最接近のわずか3～4時間前に、探査機から見て肉眼で見える明るさ（6等級）に達した。[118]障害物が検知された場合、探査機はより遠いランデブー地点に迂回する選択肢があったが、衛星や環などの障害物は見られなかった。[111] [131]ニューホライズンズの高解像度画像は1月1日に撮影された。[132]フライバイで収集されたデータのダウンリンクは2020年9月まで20ヶ月間続く予定でした。[124]
ギャラリー
2018年12月から2019年1月までのアロコスのLORRI画像[133]
参照
- 宇宙船が訪れた小惑星と彗星のリスト
- 132524 APL –ニューホライズンズが訪れたもう一つの小惑星
- 海王星外天体のリスト
注記
- ^ ab Thuleは古典的に/ ˈ θj uː l iː / THEW -leeと発音されます。[14]ニューホライズンズチームは、この発音を疑似ラテン語の発音/ ˈ t uː l eɪ / TOO -layおよびハイブリッド発音/ ˈ t uː l iː / TOO -leeと併用しました。[15] [16]
- ^ 小惑星の仮命名規則では、最初の文字は発見年の半月を表し、2番目の文字と数字はその半月内の発見順序を示す。2014 MU 69の場合、最初の文字「M」は2014年6月の第2半月に対応し、次の文字「U」はそれが70回目の発見サイクル（69サイクル完了）で20番目に発見された天体であることを示す。各サイクルは発見を表す25文字で構成されているため、20 + (69サイクル × 25文字) = 1,745となる。[26]
- ^ この単語の唯一の記録は、1610年から1611年にかけてイギリスの作家ウィリアム・ストレイチーによって集められたものである。ストレイチーは耳は良かったが字が下手で、それ以来学者たちは彼のメモを解読するのにかなり苦労してきた。ストレイチーとポウハタン族には共通の言語がなかったため、単語の意味もしばしば不確かである。シーバート（1975年、324ページ）は他のアルゴンキン語族の言語との比較を用いてストレイチーの筆跡を解釈し、関連する2つの転写を「空」を意味する「 arrokoth」と「雲」を意味する「arrahgwotuwss 」と解読した。彼は、これらを、アルゴンキン祖語の*aːlaxkwatwi「それは雲だ、曇っている」から派生した単語/aːrahkwat/「雲」とその複数形/aːrahkwatas/「雲」（オジブワ語/aːnakkwat/ 「雲」と比較）として再構成した。 [36] [37]最初の母音が長い（/aː/ ）ので、その音節はポウハタン語で強勢があったはずで、英語ではARR -o-kothと近似できる。
- ^ 2019年1月1日に ニューホライズンズに搭載されたLORRIとMVICの機器によってそれぞれ撮影された白黒写真とカラー写真の合成。
- ^ この食い違いは、小惑星センターの標準的な衛星ベースの天体測定提出フォーマットの制限によるもので、JPL小天体ブラウザはデフォルトでその軌道データベースにそれを実装している。ハッブル宇宙望遠鏡はアロコスの位置の非常に正確な天体測定結果を出すことができるが、そのデータは標準フォーマットでは小惑星センターに提出できなかった。これらの制限を克服するために、天体測定データはニューホライズンズチームによって修正されたフォーマットで別途提出された。小惑星センターにはこれらの観測結果が含まれているが、JPL小天体データベースにはまだデータが組み込まれておらず、ハッブルが2014年に実施した以前の天体測定結果の精度超過分を近似しているだけなので、不正確な軌道計算と非現実的な不確実性が生じている。[78]
- ^ 最接近の6.5分前、5:33 UTに撮影。宇宙船がアロコスを迂回し始めると、景色と照明が少し異なる角度から見えることに注意してください。
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1ピクセルあたり約110フィート（33メートル）の解像度。[...] この処理済み合成画像は、長距離偵察画像装置（LORRI）で撮影された9枚の個別画像を組み合わせたもので、各画像の露出時間は0.025秒です...
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 486958 Arrokothに関連するメディアがあります。
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- 486958 アロコス、AstDyS-2、小惑星 - 動的サイト
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