XC15OISTER による
微小小惑星 2010 XC15 の偏光観測

α?

2023年3月1日 13:00‒13:20 @ 第13回 OISTER ワークショップ
Pirka/MSI @北海道
べにやま じん紅山 仁 (東京大学 D2)
Nayuta/WFGS2 @兵庫県

共同研究者:
石黒正晃 (ソウル大学), 浦川聖太郎, 黒田大介 (日本スペースガード協会),
関口朋彦 (北海道教育大学), 匠あさみ (国立天文台), 前田夏穂 (神戸大学),
吉田二美 (産業医科大学/千葉工業大学), 鍵谷将人 (東北大学),
酒向重行, 瀧田怜 (東京大学), 高橋隼, 斎藤智樹, 大島 誠人 (兵庫県立大学),
齊藤大晶, 高木聖子 (北海道大学), 中岡竜也, 今澤遼 (広島大学)© Kiso Observatory, The University of Tokyo1 / 17https://oister.kwasan.kyoto-u.ac.jp/telescope/

Kanata/HONIR @広島県

微小小惑星を観測する意義• 小惑星による物質輸送は地球の水や生命の起源の有力候補の一つ (Peslier 2020)• 小惑星が多く存在するメインベルト帯からPeslier 2020

地球近傍への移動において、太陽輻射に起因して小天体の軌道が変化する (Yakorvsky効果, Farinella+1998)• Yarkovsky 効果は小天体のサイズ、表面様相、密度などに依存して作用する (Bottke+2006, Vokrouhlicky+2015など)。
直径が小さい小惑星ほど Yarkovsky 効果が強く働く→ 軌道変化の変化の検出は容易→ Yarkovsky 効果の理解を深める良い研究対象• 微小小惑星の表面様相が推定された例は極小数
scheme of the Yarkovsky effectFarinella, P. et al., 1998, Icarus, 132, 378. Bottke et al. 2006, Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 34, 157.
Vokrouhlický et al., 2015, In Asteroids IV, 509. Peslier 2020, Science, 369, 1058.

2 / 17

(微小)小惑星を偏光観測する意義• 可視光での小天体観測は天体表面での太陽光の散乱光をみている。

天体の表面様相 (アルベド、粒子サイズ分布、ラフネスなど) に依存して散乱光の振動方向は程度の差こそあれ偏っている(偏光)。
→ 偏光観測 (Polarimetry) により、小天体の表面様相を推定可能• 高位相角を含む複数の太陽位相角 α で偏光観測することができれば、表面粒子サイズまで推定

zxI⊥

I∥

αyP⃗

3 / 17Sun

偏光観測から導出できる物理量

太陽位相角α• 高位相角: positive branch‣ 幾何的な制約から基本的にメインベルト小惑星では難しく、NEA で多くの研究(Near-Earth Asteroid)‣ 位相角 100 度以上で偏光観測した例は非常に少ない

No.

ObjectObserverTaxon.

FilterPhase angle range

Max. Pr [%]Max. alpha [deg]Asteroid
Li+2015, figure1Reference1(1685) ToroSV

47–106.3

8.5±0.7110±10Kiselev+1990

2(4179) Toutatis

S6 vis.

13.5–112

7.0±0.2

107±10

Mukai+1997, Ishiguro+1997

3(23187) 2000 PN9SV

90.7, 115 *7.7

90–115

Belskaya+2009

4(1566) IcarusSR

57–1417.32±0.25124±6Ishiguro+2017

5(331471) 1984 QY1S, QV, R

41.2–111.7~8~100Geem+2022a

6(3200) Phaethon

B

vis.

19–13545±1124.0±0.4

Kiselev+2022

7(155140) 2005 UDBR

20–105> 50> 100

Ishiguro+2022 (Devogele+2020)

8(162173) Ryugu

CV, R

28–10453100

Kuroda+2021

9(144898) 2004 VD17EV

105.1–109.6> 2.35> 80

De Luise+2007(*) Combine other observations to derive polarimetric parameters
Li+2015, Asteroid IV, Kiselev+1990, Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel (ISSN 0233-7665), vol. 6, 77., Mukai+1997, Icarus, 127, 452., Ishiguro+1997, PASJL, 49, L31.,
Cellino+2005, Icarus, 179, 297., Belskaya+2009, Icarus, 201, 167., Ishiguro+2017, AJ, 154, 180., Kiselev+2022, MNRAS, 514, 4861.,
Ishiguro+2022, MNRAS, 509, 4128., Cellino+2018, MNRAS, 481, L49., Kuroda+2021, ApJL, 911, L24., De Luise+2007, Icarus, 191, 628.

4 / 17Sun

偏光観測から導出できる物理量

太陽位相角α• 高位相角: positive branch‣ 幾何的な制約から基本的にメインベルト小惑星では難しく、NEA で多くの研究(Near-Earth Asteroid)‣ 位相角 100 度以上で偏光観測した例は非常に少ない‣ Shkuratov & Opanasenko (1992) は様々なサイズの月サンプルの偏光観測を行い、幾何アルベド pV , 最大偏光度 Pmax , 表面粒径 dの相関を見出した

Observer

Asteroid
Li+2015, figure1

アルベド低Umov’s law and particle size (Shkuratov & Opanasenko 1992)

log10(pV) + a log10(Pmax) = b,d = 0.03 exp(2.9b)

今日はこの関係式に注目

直線偏光度％Pmax

アルベド高太陽位相角

Shkuratov & Opanasenko,1992, Icarus, 99, 468.

5 / 17

Data from Kiselev+2002, De Luise+2007,
Ishiguro+2022, and references therein

Sun

偏光観測から導出できる物理量

Observer太陽位相角α• 高位相角: positive branch‣ 幾何的な制約から基本的にメインベルト小惑星では難しく、NEA で多くの研究(Near-Earth Asteroid)‣ 位相角 100 度以上で偏光観測した例は非常に少ない

Asteroid
Li+2015, figure1‣ Shkuratov & Opanasenko (1992) は様々なサイズの月サンプルの偏光観測を行い、幾何アルベド pV , 最大偏光度 Pmax , 表面粒径 dの相関を見出した

Umov’s law and particle size (Shkuratov & Opanasenko 1992)

log10(pV) + a log10(Pmax) = b,d = 0.03 exp(2.9b)

Pmax

coarse細かいﬁne

今日はこの関係式に注目

Shkuratov & Opanasenko,1992, Icarus, 99, 468.

粗い幾何アルベド pV
アルベドと最大偏光度の関係 Ishiguro et al. (2017)6 / 17微小小惑星 2010 XC15

幾何アルベド pV & 最大偏光度 Pmax & 粒径 d

• Catalina Sky Survey により2010年12月5日に発見された地球接近小惑星•

2017年の Spitzer 宇宙望遠鏡の観測 (3.6 & 4.5 μm )から推定された幾何アルベドは高い (~ 0.3)

• 複数回帰で観測されており軌道決定精度が高い

直径 D [km]0.102+0.030−0.017Geometric albedo pV

0.350+0.176−0.151

Taxonomy̶Rotation Period̶

2010 XC15の物理特性 (2022年観測以前 *)• 2022年12月末に V~13 mag, 太陽位相角~115°の観測好機を迎えた

Sun

微小小惑星の表面様相を知るためのEarth

またとない観測対象

Mars(*) NEOSurvey, Aug. 2018, "NEOSurvey--results," on line at Near-Earth Objects at Northern Arizona University(http://nearearthobjects.nau.edu/neosurvey/results.html)(**) https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb̲lookup.html#/?sstr=2010XC15&view=VOP

2010 XC15

7 / 172010 XC15の軌道 (2022-12-27)**微小小惑星 2010 XC15

2010 XC15
SunEarth2010 XC15Sun

EarthMars

2010 XC15

α = 115

∘

Moon
Sun

8 / 17Earth本研究の目的• 高位相角での偏光観測による

微小小惑星の表面粒径の推定 (OISTER)+ 自転周期、スペクトル型の推定(せいめい望遠鏡共同利用)

Spitzer 宇宙望遠鏡を用いた2010 XC15 のアルベド推定値 ↓50%?
10%?
P max?

1%?

粗いcoarse

細かいﬁne幾何アルベドアルベドと最大偏光度の関係 Ishiguro et al. (2017)9 / 17

観測 (せいめい望遠鏡共同利用/OISTER偏光観測)• 撮像観測 (共同利用観測2022B, PI: 紅山)‣ TriColor CMOS Camera and Spectrograph@ Kyoto University 3.8 m telescope (せいめい望遠鏡)‣ g, r, i/z (Pan-STARRS) 3色同時撮像‣ 視野 12.6 x 7.5 arcmin‣ 5 s 積分で連続観測‣ 0.5夜 x 6日 (観測者: 前田、匠、紅山)

TriCCS• 偏光観測 (光・赤外線天文学大学関連携 OISTER, PI: 紅山)‣ 北海道大学 Pirka 1.5 m / MSI

1夜(*)‣ 広島大学 Kanata 1.5 m / HONIR

5夜(*)

SunMonTueWedThuFriSat‣ 兵庫県立大学 Nayuta 2.0 m / WFGS2 2夜(*)

12/18

12/19

12/20

12/21

12/22

12/23

12/24

12/25

12/26

12/27

12/28

オ ニ ー ルImage from web page of Kazuya MATSUBAYASHI(http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/~kazuya/p-triccs/overview/index.html)

10 / 17Seimei

結果と議論 1. 自転周期と形状 (Seimei/TriCCS)

Beniyama et al., in prep.

11 / 17

結果と議論 2. 色指数とスペクトル型 (Seimei/TriCCS)

Beniyama et al., in prep.

12 / 17

結果と議論 3. 直線偏光度 (OISTER観測)

Beniyama et al., in prep.

13 / 17

結果と議論 4. E-type 小惑星の測光/偏光特性

Beniyama et al., in prep.

14 / 17

結果と議論 4. E-type 小惑星の測光/偏光特性

Beniyama et al., in prep.

15 / 17

結果と議論 5. 小惑星の表面環境

Beniyama et al., in prep.

16 / 17

まとめ• 2022年12月下旬に地球に接近し観測好機を迎えた

微小小惑星2010 XC15の観測キャンペーンを実施
目的は高位相角での偏光観測による表面粒子径の推定Beniyama et al., in prep.

∘17 / 17

日本での 2010 XC15 の天体歴岡山 (MPC code 371)毎日後半夜に観測可能

V 等級

OISTER での観測依頼日∘

V=14 mag, α = 80

天体高度

12-21

12-23

12-25

19 / 1712-27

太陽位相角(左、赤)と移動速度(右、緑と青)偏光解析: 標準星の偏光度 (Nayuta/WFGS2, Pirka/MSI)• 諸々の補正パラメタを使って正しく偏光度が求まるかを検証する目的で各観測所で2010 XC15の他に偏光標準星 HD19820 (Schmidt+1992) を観測した(してもらった)標準星のストークスパラメタ q, u

うまく補正できた
うまく補正できた(4 set)Nayuta/WFGS2 on 2022-12-20
radius = 25 pix (4.95 arcsec)

うまく補正できた(5 set)Nayuta/WFGS2 on 2022-12-27
radius = 30 pix (5.94 arcsec)
20 / 17

うまく補正できない……!
(1 set)Pirka/MSI on 2022-12-21
radius = 20 pix (7.8 arcsec)

偏光解析: 標準星の偏光度 (Kanata/HONIR)
諸々の補正パラメタを使って正しく偏光度が求まるかを検証する目的で•標準星のストークスパラメタ
q, u

各観測所で2010 XC15の他に偏光標準星 HD19820 (Schmidt+1992) を観測した(してもらった)

r = 20 pix on 2022-12-24

r = 20 pix on 2022-12-25

r = 25 pix on 2022-12-26

r = 20 pix on 2022-12-27

うまく補正できている

Kanata/HONIR on 2022-12-23
radius = 20 pix

21 / 17直線偏光度 (OISTER観測)• 初日 2022-12-20 3 set の解析結果 (なゆた 2 m 望遠鏡)

‣ 位相角 ~60∘ で偏光度は1, 2 % -> 高アルベド小惑星 -> 翌日以降も低い偏光度が予想される(この解析をすぐにできていれば、観測者に有益であった……)

2010 XC15のストークスパラメタ q, u

1st set2nd set22 / 17

3rd set直線偏光度 (OISTER観測)• 最終日 2022-12-27 8 set の解析結果 (なゆた 2 m 望遠鏡)
‣ 位相角 ~115∘ で偏光度は ~1.5 % -> やはり高アルベド小惑星

23 / 17直線偏光度 (OISTERによる観測)• 2022-12-21 3 set の解析結果 (名寄 1.6 m 望遠鏡)

‣ 標準星の解析がうまくいっていないので絶対値は信頼できない -> 今日のところは使わない(名寄は悪くない)2010 XC15のストークスパラメタ q, u

1st set3rd set24 / 17

4th set直線偏光度 (OISTERによる観測)• 最終日 2022-12-27 8 set の解析結果 (なゆた 2 m 望遠鏡)
‣ 位相角 ~115∘ で偏光度は ~1.5 % -> やはり高アルベド小惑星

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結果と議論 6. 同一起源小惑星?
• 過去に高位相角で偏光観測された小惑星は3例

2010 XC15 と (33342)1998 WT24の軌道は類似

No.

ObjectTaxon.

FilterPhase angle range

Max. Pr [%]Max. alpha [deg]Reference

7(155140) 2005 UD

BR

20–105

> 50

> 100

Ishiguro+2022 (Devogele+2020

8(162173) Ryugu

CV, R

28–10453

100

Kuroda+2021

9(144898) 2004 VD17EV

105.1–109.6> 2.35> 80

De Luise+2007• 8惑星と小惑星のN体軌道計算を実施 (w/ REBOUND, Rein+2012, 2015)

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結果と議論 6. 同一起源小惑星?
• 過去に高位相角で偏光観測された小惑星は3例

2010 XC15 と (33342)1998 WT24の軌道は類似
2010 XC15
1998 WT24
2004 VD17Phaethon
2005 UDa [au]
0.73
0.72
1.51
1.27
1.27

e
0.42
0.42
0.59
0.89
0.87

i [deg]
8.24
7.37
4.22
22.3
28.66

q [au]
0.42
0.42
0.62
0.140.16• 8惑星と小惑星を含むN体の軌道計算を実施 (w/ REBOUND, Rein+2012, 2015)27 / 17

結果と議論 6. 同一起源小惑星?

2010 XC15

1998 WT24

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