偏光度で探る小惑星リュウグウの表層状態

黒田 大介 (京都大学)、高橋 隼、戸塚 都、川上 碧 (兵庫県立大学)、長谷川 直、吉川 真(JAXA)、Sunho Jin, Jooyeon Geem,
Yoonsoo P. Bach 石黒 正晃 (ソウル大学)

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本日の話
p 地球近傍小惑星(162173) リュウグウの可視偏光撮像観測○どんな天体か日本の小惑星探査機 はやぶさ2が探査に行き、その岩石サンプルを採取して地球に持ち帰った(2020年12月)。
>> 地上観測および探査によって、網羅的に観測や測定が行われたが、光の偏り = 偏光度の測定は実施されず、代替の観測もなかった。
本研究は、国内外の4箇所13機関の研究者が協力して、直線偏光度の測定を行い、Kuroda+2021 ApJLとして出版、AASの研究ハイライトとしても紹介された。

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イントロ: 太陽系小天体(小惑星や彗星)の偏光度
p 太陽系小天体の観測は、小天体表面に照射された太陽光の反射光を測定する。

太陽光は無偏光(特定の方向に偏りがない)なので、偏光度は小天体に起因する。
p 太陽-小天体-観測者の位置関係は、常に変化するため、その都度決まる散乱面を基準とした偏光度に変換する。また、3者のなす角度は、太陽位相角といい、太陽系小天体の偏光度は、位相角依存性がある。

I" − I∥
𝑃! =I" + I∥

反射光 (偏光)

角光
射光
偏(無)

散乱面

観測者

位相

入

I : 散乱面に垂直な成分
I∥ : 散乱面に平行な成分
Pr: 散乱面を基準とした直線偏光度

小天体

太陽3イントロ: 偏光度から何を調べるのか？
p 反射光の偏光率は散乱角によって変化し、散乱媒質の特性に依存する。

具体的には、複素屈折率(化学組成)、散乱粒子のサイズ分布、形状、構造などここを結びつける研究

例えば..月の偏光度・海 (暗, 玄武岩) > 高地 (明, 斜長岩)
アルベド~反射率

散乱回数

反転角傾きPmaxPmin

低高小大<20~20急緩高低深浅

直線偏光度, Pr [%]直線偏光度の位相角依存性から導出可能なパラメータ

最大値(Pmax, amax)
最小値(Pmin, amin)

反転角(a0)と傾き(h)位相角, a [º]4小惑星リュウグウの偏光観測
p 国内外4箇所の口径1.5~2mの望遠鏡と偏光撮像装置を用い、2020年9月から12月、合計24夜の観測を実施した。
このうち、なゆた望遠鏡+WFGS2偏光モードによる観測は4夜である。
望遠鏡/観測所

観測夜数

バンド

ピリカ/北海道大学附属 MSI

5Rc

なゆた/西はりま

WFGS2

4V,Rc

かなた/東広島

HONIR

10Rc

TriPol#3

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Rc/Bohyunsan装置

なゆた望遠鏡による観測は、共同利用観測として申請した要求夜数を満たす。
本講演では、主にWFGS2の偏光モードについて説明する。
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なゆた望遠鏡+WFGS2の観測(川上さんのポスター参照)
p 天体からの光を、偏光素子を使って成分を分離し、その強度を測定する

WFGS2の観測では、偏光素子としてウォラストンプリズムを用いており、半波長板を4方向に回転させたデータから直線偏光を導出する。
出射光(常光)
入射光

偏光面が互いに垂直波長板

偏光素子(ウォラストンプリズムなど)

出射光(異常光)半波長板の方位角を 0, 45, 22.5, 67.5度でそれぞれ、撮像を行い、1セットとして、1 点の直線偏光度を導出する
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WFGS2の観測データ
p WFGS2の2020年11月15日の画像 (半波長板 4回転分)移動天体追尾を行っているため、背景の星は伸びている。
0º45º

1枚の画像に常光と異常光と位相の90度異なる光点が結像する。

アパーチャ測光の手法で、それぞれのフラックスを測定する。
22.5º

67.5º7

偏光度導出のためのアパーチャ測光
p FWHMを基準に0.1倍刻みで、アパーチャ測光を行い、適切なアパーチャサイズを決める。S/Nが最大になるところでは、アパーチャサイズが小さすぎる場合が多い。特に、小惑星は星像が乱れるケースもある。

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直線偏光度導出と補正値
p 1画像あたり2点、半波長板4方向のデータから、ストークス

パラメータ(Q/I, U/I)を求め、直線偏光度と偏光方位角を導出
p 偏光標準星を使って、別途算出した

器械偏光度 (0.64%@V, 0.31%@Rc)、偏光方位角のずれ (5 .47@V, 5 .60@Rc)を補正。
à 一般的な天体の直線偏光度と偏光方位角p 散乱面を基準とした直線偏光度、偏光方位角に変換、

à 太陽系天体の直線偏光度と偏光方位角9小惑星リュウグウの直線偏光度
p 横軸に位相角、縦軸に偏光度をプロット

直線偏光度, Pr [%]リュウグウの偏光度の最大値は、~53%！ (過去最大)
いずれの観測データも良い一致

位相角, a [º]Kuroda+2021bの画像を一部改変

位相角, a [º]10小惑星の直線偏光度の要因は？
p 小惑星の偏光度の要因

ß まだ詳しく解明されていない小惑星の表層(散乱媒質)の特性に依存する ß これは確実
表層のアルベド(~反射率) à 低い方が高い偏光度
リュウグウのアルベドは、とても低いので、高い偏光度は当然か？
à すでに例外が知られている(Ito+2018)

他にも、偏光度を変動させる原因があるはず。
>> 表層の粒子サイズ <<月表層の砂粒子に偏光度のサイズ依存性 (Dollfus+1971, Shkuratov+1992)。
小惑星リュウグウで収集した岩石を用いいれば、同様な調査可能。
à このような成果が出るのは、まだ先なので..
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直線偏光度の最大値と粒子径の関係
p 隕石の偏光度の粒子サイズ依存性が、リュウグウも同様にあると仮定する。

リュウグウと鉱物組成の近い低アルベドの隕石のデータを使用した。
偏光度観測からみた
小惑星リュウグウの粒子径は、sub-mmサイズを示す。
大きな石の構成粒子の可能性も。

5 cm

Kuroda+2021b

5 mm

MASCOT/DLR/JAXA(Jaumann+2019)

着陸機による近接画像 サンプルの近赤外画像

小惑星リュウグウの偏光観測のまとめ
p なゆた望遠鏡を含む国内外4施設で、小惑星リュウグウの偏光観測を実施した。

いずれのデータも整合性のある直線偏光度が得られた。
p 小惑星リュウグウの最大偏光度は、53%と過去の太陽系小天体の中で最大であった。
p 隕石サンプルとの比較から、リュウグウ表層にsub-mmサイズの粒子が支配的に存在する可能性が示唆された。
>> この結果は探査機による調査(解像度が足りないこともあるが)と矛盾する。
>> 一方で、リターンサンプル内には、このオーダーの粒子もあることが分かった。
今後のリュウグウの表層サンプルを使用した調査に期待したい。

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今後の計画p 小惑星の偏光度最大値を指標として、その表層の物理量を導くことができる。まずは、スペクトルタイプ=表層の鉱物組成ごとに、どのような特徴があるか調査したい。
p 観測機会の限られる偏光度の最大値付近の観測は、まだ少なく我々の研究チームが世界をリードしている。
現在応募中の共同利用にも観測プロポーザルを申請予定である。
なゆた望遠鏡の観測に関して一言:
移動天体の追尾精度が改善されるとより良いと思う。
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