ヴァンス（月）

ヴァンス
	ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された、オルクスを周回するヴァンス（小型の天体）。
発見
発見者	マイケル・E・ブラウン; テリー・アン・スーア;
発見日	2005年11月13日
指定
指定	(90482) オルクスI
発音	/ ˈ v æ n θ /
名前の由来	ヴァンス
別名	S/2005（90482）1
形容詞	ヴァンティアン
軌道特性
	エポック2006 年 9 月 21.5 日 ( JD 2454000.0)
半長軸	8 999.8 ± 9.1 km
偏心	0.000 91 ± 0.000 53
軌道周期（恒星）	9.539 154 ± 0.000 020 日
傾斜	105.03 ° ± 0.18 ° (天の赤道まで); 90.54° ± 0.17° (黄道に対して)
昇交点の経度	53.49° ± 0.33°
近点引数	274.51°
衛星の	オルクス
身体的特徴
平均直径	442.5 ± 10.2 km (掩蔽) ; 475 ± 75 km (熱)
質量	（8.7 ± 0.8）× 1019kg
平均密度	1.9 ± 0.3 g/cm 3（掩蔽）; 1.5+1.0 ; −0.5 g/cm 3（熱）
朔望周期	同期
アルベド	0.08 ± 0.02
温度	<44K [
スペクトル型	やや赤色; V–I =1.03 ± 0.05
見かけの等級	21.8
絶対等級（H）	4.88 ± 0.05

ヴァンス（正式名称：(90482) オルクス I、暫定名称： S/2005 (90482) 1）は、太陽系外縁天体オルクスの衛星あるいは衛星である。 2005年11月13日、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像を使用して、マイケル・ブラウンとテリー・アン・スアーによって発見された。衛星の直径は443 km (275 mi)で、オルクスの約半分の大きさであり、太陽系外縁天体の衛星としては3番目に大きい。ヴァンスは、オルクス-ヴァンス連星系の重心をオルクスの外側に移動させるほど重いため、冥王星-カロン連星系のように、2つの天体が重心の周りを公転する連星系を形成している。両系は、おそらく太陽系の初期に起こった巨大衝突によって、同じように形成されたと仮説されている。 ^[8]オルクスと比較すると、ヴァンスはより暗く、わずかに赤い表面を持ち、露出した水氷がないと考えられており、原始的なカイパーベルト天体に似ています。^[11]^{: 2702}

発見

ヴァンスは、マイケル・ブラウンがハッブルの高解像度高性能探査カメラを使用して海王星外縁天体（TNO）の周りの衛星を探していた2005年11月13日に撮影されたハッブル宇宙望遠鏡の画像で発見された。 [ 1 ] ^[^13]ブラウンのハッブル調査が2006年後半に終了した後、彼と同僚のテリー・アン・スーアは、新たに発見したTNO衛星を中央天文電報局に報告し、同局は2007年2月22日にヴァンスを他の3つのTNO衛星とともに発見したことを発表した。 ^[13]^[1]ブラウンは、2006年10月から12月、および2007年11月から12月にかけてハッブルでオルクス・ヴァンス系の観測を続け、衛星の軌道をより正確に決定した。^[14]^[15]^[12]

名前

ヴァンスと命名される前、この衛星には暫定的な名称 S/2005 (90482) 1が付けられていた。^[4]^[d] 2009年3月23日、ブラウンはブログの読者に衛星の名前の候補を提案するよう呼びかけ、最も優れた名前は4月5日に国際天文学連合（IAU）に提出された。 ^[16]死者の魂を冥界に導く翼のあるエトルリアの霊魂導師、ヴァンスという名前は、フィクション作家のソニア・ターフェによって最初に提案され、多数の提案の中で最も人気が高かった。^[17]^[18]

ヴァントとペルシプネイは、オルクスの名前のエトルリア起源と地下世界のテーマの両方に一致する数少ない名前のうちの1つでしたが、ブラウンが最終的にヴァントを選んだのは、エトルリア神話におけるオルクスとの関係が、ギリシャ神話における冥王星とカロンの関係に非常に類似しているからです。^{[17]エトルリアの}図像学では、ヴァントはカルン（ギリシャのカロンのエトルリア版）と一緒に描かれることが多く、これは冥王星とオルクスのシステムの類似した性質を暗示しています（後者は、海王星との軌道共鳴により冥王星とは太陽の反対側にあるため、「反冥王星」と呼ばれています）。 ^[17]ブラウンは、ターフェがヴァントが「死の瞬間から冥界自体まで死んだ魂に付き添うのであれば、もちろん彼女の顔は常にオルクスに向けられている」と述べたことを引用しています。これは、ヴァントがオルクスの周りを同期して公転している可能性が高いことを示しています。^[17]^[18]

ヴァンスの名前の申請は、小惑星と衛星の命名手順に準じて、国際天文学連合の小天体命名委員会^{[e]によって審査され承認された。}^[19]正式な命名引用は、2010年3月30日に小惑星センターによって発表された。 ^[3]^{: 350}

可観測性

ビジュアル

地球から見ると、ヴァンスはオルクスに最大 0.25秒角の角度で非常に近いように見えます。このため、ヴァンスは高解像度の画像でのみ視覚的に解像することができ、そのためには大口径宇宙望遠鏡または補償光学や干渉法を利用した地上望遠鏡を使用する必要があります。^[20]^{: 2}可視光では、ヴァンスの見かけの等級は約 22 で、オルクスよりも 2.61等級暗く、オルクスの明るさの約 9% です。^[12]^[20]^{: 5}オルクスとヴァンスは、2142 年の近日点まで太陽に近づくにつれて徐々に明るくなります。^[12]

掩蔽

恒星による掩蔽は、物体の位置、大きさ、形状を直接測定する便利な方法であり、物体の軌道が分かっている場合は予測することができます。^[6]^{: 657}ヴァンスによる恒星の掩蔽の最初の検出は、2014年3月1日に日本の北海道にある単一の観測所によって行われ、3秒間続く掩蔽が検出されました。^[21]^[22]^{: 16}これは、掩蔽された星の弦がヴァンスを横切る単一の検出であったため、掩蔽はヴァンスの直径と形状に意味のある制約を与えませんでした。^[6]^{: 665} 2017年3月7日、ヴァンスによる別の恒星の掩蔽がアメリカ大陸と太平洋で観測されました。^[6]^{: 657} 2017 年のヴァンスの掩蔽の観測に参加した 5 つの天文台のうち、2 つが確実な検出を行った。^[6]^{: 660}掩蔽を検出しなかった残りの天文台は、掩蔽された星が二重星であったという事実と合わせて、ヴァンスが球形であると仮定して、ヴァンスの直径の範囲を 432～453 km (268～281 マイル) に厳密に制限した。^[6]^{: 663} 2017 年の掩蔽ではヴァンスに大気の兆候は見られなかったため、大気が存在する可能性のある圧力の上限は1～4 マイクロバールとなる。2017 年の掩蔽では、ヴァンスから 10,000 km (6,200 マイル) 以内、またはオルクスから 8,010 km (4,980 マイル) を超えてもリングの兆候は見られなかった。^[6]^{: 657}

軌道

ヴァントはオルクスと連星系を形成し、2つの天体はそれらの間の重心の周りを公転する。オルクスとヴァントは互いの中心から9,000 km（5,600 mi）離れており、9.54日の周期でほぼ円形の軌道で重心の周りを公転している。^[5]^{: 67}^[8]ヴァントはオルクスよりも質量が小さいため、連星系の二次構成要素であり、重心からさらに離れた軌道半径で公転している。7,770 km (4,830マイル（オルクス・ヴァンス分離距離の86.3％）。より質量の大きい主成分オルクスは、軌道半径で重心に近い軌道を回っている。1,230 km (760マイル（分離距離の13.7％）。^[f]^[8]^{: 4}

ヴァンスの軌道は、太陽系の面に対して垂直（90°）に傾いている。ヴァンスが観測されていた期間（2005～2023年）には、その軌道の北極は地球に向けられており、地球から見るとヴァンスの軌道は正面または極を向いて見えた。^[11]^{: 2700～2701}^[8]^{: 4}オルクス・ヴァンス系が太陽の周りを247年かけて公転するにつれ、ヴァンスの軌道面の視点は非常にゆっくりと変化する。^[4]この視点のゆっくりとした変化のため、天文学者は2015年までヴァンスの実際の軌道傾斜角を決定することができませんでした。^[5]^{: 67}ヴァンスの軌道は最終的に2082年までに正面からの視点から側面からの視点に移行し、その後、オルクス-ヴァンス系はオルクスとヴァンスが交互に互いを覆い隠したり通過したりする相互イベントの季節を開始します。 ^[5]^{: 67}

起源

オルクス-ヴァンス連星系の円軌道と相対的な構成要素の大きさは冥王星-カロン連星系と類似しており、天文学者はこれら2つの系が同様に形成され進化したのではないかと疑っていた。^[11]^{: 2705}^[8]^{: 5}カロンの場合と同様に、ヴァンスは太陽系の形成から7億年後（約40億年前）の海王星の外向きの移動よりも前にオルクスに衝突した大きな天体の捕獲された破片であると考えられている。 ^[8]^{: 5}^[23]^{: 805} 2019年に研究者の荒川創太らが行った流体力学シミュレーションによると、オルクスの脱出速度に近い速度で移動する衝突体がオルクスに45°を超える斜角で衝突し、オルクスの周りの軌道上に大きな無傷の破片を残す必要があることが示唆された。^[8]^{: 5}^[23]^{: 804}この破片は後にヴァンスとなり、当初はオルクスに近い偏心軌道をとると予想された。^[23]^{: 804}荒川らのシミュレーションでは、オルクスとヴァンスが少なくとも1万年間は溶融状態のままで、潮汐相互作用によって両構成要素が潮汐ロックされ、ヴァンスの軌道が現在より前に拡大して円形になると予測された。^[23]^{: 804, 806} 2010年のマイケル・ブラウンらによる以前の計算では、オルクス-ヴァンス系の両構成要素が現在の分離距離まで移動して潮汐ロックされるまでに1億5000万～4億年かかると示唆された。^[11]^{: 2704}

オルクスとヴァンスの系が衝突起源であるとすれば、両方の構成要素の密度、表面組成、色が似ているはずである。^[11]^{: 2702}ヴァンスの密度はオルクスと似ているが（不確実性は大きい）、^[8]^{: 5}暫定的な分光研究ではヴァンスの方が赤く見え、露出した水氷の量が少ないことが示唆されている。そのため、表面が中間色（灰色）で、対照的に露出した水氷が豊富なオルクスよりも、原始カイパーベルト天体に似ている可能性がある。 ^[11]^{: 2702}^[20]^{: 5}オルクスとヴァンスの組成の違いが不確実であることは必ずしも衝突仮説を否定するものではないが、カイパーベルト天体の重力捕獲など、ヴァンスの起源に関する代替仮説に妥当性を与えている。^[20]^{: 5}しかし、ヴァンスの準惑星衛星の物理的特性と形成メカニズムがよりよく理解されるにつれて、これらの代替仮説は支持されなくなった。^[7]^{: 1}^[8]

身体的特徴

大きさ、質量、密度

2023年現在^{[アップデート]}、ヴァンスの直径の最も正確な推定値は、2017年の恒星掩蔽から決定された443 ± 10 km（275 ± 6 mi）です。^[6]^{: 663, 665}^[8]^{: 2}この推定値は、 2016年にアタカマ大型ミリ波干渉計（ALMA）による熱放射測定から得られた以前の推定値475 ± 75 km（295 ± 47 mi）と一致しています^。[6]^{: 664}^[7]^{: 2}両方の推定値は、ヴァンスがオルクスの直径のおよそ半分であり、カロンとディスノミアに次いで海王星外天体の既知の衛星の中で3番目に大きいことを示しています。^[7]^{: 3}^[8]^{: 2}

ヴァンスは重力でオルクスをシステムの重心の周りを周回させるほどの質量を持つ。2016年にアルマ望遠鏡による高解像度の画像によりオルクスの重心軌道運動が解明され、重心がオルクスからヴァンスへの分離距離に沿って13.7% ± 1.3%である。 ^[8]^{: 4}これはヴァンスの質量が(8.7 ± 0.8) × 10 ¹⁹ kg . ^[f]^[8]^{: 4}既知のすべての惑星および準惑星衛星系の中で、ヴァンスは主衛星に対して最も重い衛星です。ヴァンスの質量とオルクスの質量の比は16% ± 2%であり、これは冥王星とカロンの連星の質量比12%より大きい。^[8]^{: 5}

ヴァンスの密度はオルクスと同程度であると思われるが、ヴァンスの密度に関する現在の推定値には大きな不確実性がある。^[8]^{: 5}アルマ望遠鏡によるヴァンスの直径と質量の測定によると、ヴァンスの密度は1.5+0.5
−1.0 g/cm ³ . ^[8]^{: 4}ヴァンスの直径の掩蔽推定をALMAの代わりに使用すると、より高い密度が得られます。1.9 ± 0.3 g/cm ³。^[c]ヴァンスの密度がオルクスの密度と本当に似ている場合、これはこの系の衝突起源を支持することになる。^[8]^{: 5}しかし、ヴァンスの起源と内部構造について結論を出す前に、オルクス-ヴァンス系の追加観測を行ってヴァンスの質量と密度を精査する必要がある。^[8]^{: 5}

表面

2007年から2008年にかけてハッブル宇宙望遠鏡が行った可視光線および近赤外線によるヴァンスの観測では、その表面は中程度に赤く見え、波長が長く赤いほど反射率が高くなることが示された。 [ ^11]^{: 2702}ヴァンスは小さすぎて重力でガスが宇宙に逃げるのを防ぐことができないため、ヴァンスの表面にはアンモニアやメタンなどの揮発性の氷は存在しないと予想される。^[24]^{: 8} 2010年の超大型望遠鏡による近赤外線分光法では、ヴァンスの赤みがかった色が確認されたが、観測の解像度が低かったため、ヴァンスのスペクトルで水の氷の兆候は決定的に検出されなかった。^[20]^{: 5}それでも、ヴァンスの赤みがかったスペクトルは、その表面に水の氷が少ないことと一致しているように見え、これはその表面の組成がソリンで覆われたカイパーベルト天体のものと似ている可能性があることを示唆している。^[11]^{: 2702}^[20]^{: 5}ヴァンスの赤みがかった色と露出した氷がほとんどないことから、表面は暗く、幾何学的アルベドはオルクスよりも低いはずであることが示唆された。^[11]^{: 2704}^[9]^{: 6}これは2016年のALMA観測で確認され、熱放射に基づいてヴァンスの幾何学的アルベドは0.08と決定された。^[7]^{: 3}

光曲線、回転、形状

地球から見るとオルクス・ヴァント系は極を向いているため、回転しながらも構成要素の表面の大部分が視界内にとどまり、その結果、明るさがわずかに変化し、天文学者が系の光度曲線を研究することが困難になっている。^[11]^{: 2704}さらに、オルクスとヴァントは互いに非常に近い軌道を回っているため、地球上のほとんどの望遠鏡ではそれらを個別に解像することができず、各構成要素からの光度曲線は1つの光度曲線として結合される。^[9]^{: 2} 2009年から2010年にかけて行われた未分解のオルクス・ヴァント系の連続測光観測では、全体の明るさが1.5Åの小さな光度曲線振幅で変化することが示された。0.06 ± 0.04等級、周期は9.7 ± 0.3日です。^[9]^{: 3}これは、ヴァンスの 9.54 日の公転周期とほぼ一致しており、システムのコンポーネントの 1 つまたは両方が同期して回転していることを示しています。 ^[9]^{: 3}これらの同期して回転するコンポーネントの少なくとも 1 つは、細長い形状または表面アルベドの変動のいずれかを持っていないと、これらの明るさの変化を引き起こすことはできません。^[9]^{: 3}研究者のJosé Luis Ortizらは 2011 年に、少なくともヴァンスはオルクス – ヴァンスシステムのライトカーブに従って同期して回転しているに違いないと示唆しました。^[9]^{: 3}一方、David Rabinowitzと Yasi Owainati は 2014 年に、システムの変動は両方のコンポーネントから来ている可能性が高いため、オルクス – ヴァンスシステムは二重に同期しているはずだと主張しました。^[10]

ヴァンスの個別に分解された光度曲線はまだ測定されていないため、その形状は不明です。^[6]^{: 663}ヴァンスの直径は、土星と天王星の衛星の静水圧平衡の閾値である約400 km（250 mi）に近いため、特に氷や岩石がより硬いカイパーベルトの低温（44 K以下、-229 °C）では、ヴァンスは重力で球状に圧縮されるほどの質量はない^{と考えられます}。^[⁶^]^:⁶⁶³

注記

^ ヴァンスの軌道極の黄道緯度は−0.54° ± 0.17°、^[5]^：67この角度を黄道北極の+90°から引くと、黄道に対する傾斜角が得られます：i = +90° – (–0.54°) = +90.54°。
^ Grundy et al. (2019)は、ヴァンスの軌道の近点経度のみを示しており、これは328° ± 51°。^[5]^：67近点経度は昇交点と近点引数の和なので、ヴァンスの昇交点を差し引くと近点経度から53.49° ± 0.33°は近点引数は274.51°です。
^ ab Brown and Butler (2023)は、掩蔽から導かれた直径のVanthの密度を計算しなかった。442.5 ± 10.2 km . ^[8]^{: 2}正しい単位を使用して、ヴァンスの推定質量を（8.7 ± 0.8）× 10 ¹⁹ kgを掩蔽直径の球形体積で割ると密度は約1.9 ± 0.3g/ ^cm3。
^ マイケル・ブラウンは自身のブログ投稿で、ヴァンスの暫定指定をS/1 90482 (2005)と記しているが、これは衛星の暫定指定の標準的な書き方ではない。^[16]^[17]
^ IAUの小天体命名委員会は現在、小天体命名作業部会として知られています。
^ ab 2体連星系では、主天体（オルクス）の軌道半径（r ₁）の重心からの系の距離（a ）に対する比は、副天体（ヴァンス）の質量（ m ₂）と系全体の質量（m ₁ + m ₂ ）の比に等しい。 ${\frac {r_{1}}{a}}={\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}$

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外部リンク

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[i-ecliptic-6] ヴァンスの軌道極の黄道緯度は−0.54° ± 0.17°、^[5]^：67この角度を黄道北極の+90°から引くと、黄道に対する傾斜角が得られます：i = +90° – (–0.54°) = +90.54°。

[arg-peri-7] Grundy et al. (2019)は、ヴァンスの軌道の近点経度のみを示しており、これは328° ± 51°。^[5]^：67近点経度は昇交点と近点引数の和なので、ヴァンスの昇交点を差し引くと近点経度から53.49° ± 0.33°は近点引数は274.51°です。

[occ-density-11] Brown and Butler (2023)は、掩蔽から導かれた直径のVanthの密度を計算しなかった。442.5 ± 10.2 km . ^[8]^{: 2}正しい単位を使用して、ヴァンスの推定質量を（8.7 ± 0.8）× 10 ¹⁹ kgを掩蔽直径の球形体積で割ると密度は約1.9 ± 0.3g/ ^cm3。

[21] マイケル・ブラウンは自身のブログ投稿で、ヴァンスの暫定指定をS/1 90482 (2005)と記しているが、これは衛星の暫定指定の標準的な書き方ではない。^[16]^[17]

[23] IAUの小天体命名委員会は現在、小天体命名作業部会として知られています。

[barycenter-28] 2体連星系では、主天体（オルクス）の軌道半径（r ₁）の重心からの系の距離（a ）に対する比は、副天体（ヴァンス）の質量（ m ₂）と系全体の質量（m ₁ + m ₂ ）の比に等しい。 ${\frac {r_{1}}{a}}={\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}$

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発見

名前

可観測性

ビジュアル

掩蔽

軌道

起源

身体的特徴

大きさ、質量、密度

表面

光曲線、回転、形状

注記

参考文献

外部リンク

関連するトピック

ハッブル宇宙望遠鏡

発見者

マイケル・E・ブラウン

ヴァンス