論文紹介セミナー 15分発表
Nov 24, 2009神戸大学 大学院 理学研究科

寺居 剛

CONTENTS
i. A Giant Crater on 90 Antiope ?
Descamps, P. et al. 2009, Icarus, 203,102.

ii. The Shape and Surface Variation of 2 Pallasfrom the Hubble Space Telescope
Schmidt, B. E., et al. 2009, Science, 326, 275.

iii. A Survey of Karin Cluster Asteroids with
the Spitzer Space Telescope
Harris, A. W., et al. 2009, Icarus, 199, 86.

iv. The Surface of (136108) Haumea (2003 EL61),
the Largest Carbon-depleted Object in theTrans-Neptunian Belt
Pinilla-Alonso, N., et al. 2009, A&A, 496, 547.

■90 Antiopeは初めて発見された同サイズのbinary小惑星（Themis族メンバー）

Keck telescope + AO

→ 自転周期と連星公転周期が同期

Adaptive Optics■10m Keck望遠鏡の波面補償光学（AO）を用いた直接撮像観測で、直径91kmと86kmの天体が16.5時間周期で公転していることが判明（Descamps et al. 2007）■ほぼ球形状（わずかに潰れている楕円体）↑光度曲線観測（Descamps et al. 2007）より0.125″

Descamps et al. (2007)(i) Descamps et al. (2009) 1/3

■世界的な小口径望遠鏡ネットワーク（0.2 – 1.2 m）による可視測光観測から光度曲線を作成⇒局所的に楕円体モデルと合わない非対称形状
掩蔽後に凸型のくぼみ■2007年後半～2008年前半にかけて追観測（この期間、連星軌道がedge-on → 相互掩蔽 ）Nov 3.2 → Nov 12.4

Nov 29.1 → Dec 2.0

Dec 31.1 → Jan 14.3

Feb 13.4 → Mar 5.9← 掩蔽 →June 2005(i) Descamps et al. (2009) 2/3

■直径68kmのお椀型クレーターで光度曲線を説明できる（dark spotのようなアルベドむらでは合わない）■impactorの直径は17 km、 Themis族年代内で起こる確率は約50%
2.5×10 9 yr

■バルク密度1.3 g/cm3 ⇒ 空隙率が高いために破壊されずに済んだ？

(i) Descamps et al. (2009) 3/3

Rivkin et al. (2002)■2 Pallas は2番目に大きな小惑星（平均半径 272 km）↑Ceresも含めて■Pallas族は直径20kmが最大 → Pallasの破片？
↑5222 Ioffe■表面は含水鉱物で覆われている（Rivkin et al. 2002）3μm付近に吸収帯（H2O、OH）→■Hubble宇宙望遠鏡の高空間分解能カメラにより、Wide Field and Planetary Camera
形状・表面を観測(ii) Schmidt et al. (2009) 1/3

■ 3軸楕円体モデル → 291（±9）km、278（±9）km、250（±9）km↓CeresとVestaの中間■質量：1.026（±0.028）×10-10 Msun 、密度： 2400（±250）kg/m3ooo■348 Eの南西側に大きなくぼみ → 62 E-75 Eに見える最も暗い領域（near-UV）(ii) Schmidt et al. (2009) 2/3

■3次元形状モデル ⇒ 100km規模の不規則形状、数個のくぼみoo■ 30 S, 75 Eに直径240mのクレーター、深さ~15km（お椀型の場合）■ejectaの体積は~ 3.5×105 km3 ⇒ Pallas族を形成？
Ioffeの体積は~5575 km 3
near-UV visible■クレーター中心はnear-UV アルベドが最小かつ（U – V） カラーが最大⇒ 宇宙風化もしくは加熱によるUV吸収物質の増加が要因？

(ii) Schmidt et al. (2009) 3/3

Nesv orný & Bottke (2004)■Karin族は5.8±0.2 Myr前に形成された若い族■直径33km程度の、一枚岩の小惑星が激 しい衝突破壊を起こして形成されたというモデルが提案されている（Nesvorý et al. 2006 ）■Koronis族天体の中から90個がKarin族天体と同定されている（Nesvorý & Bottke 2004）
Karin族の軌道要素分布（●はKoronis族天体） →■ うち17天 体 に つい て、Spitzer 宇 宙 望 遠 鏡 を用いて近赤外および中間赤外で測光観測した
3.55, 4.49, 5.73, 7.82 μm (IRAC) 15.8, 22.3 μm (IRS PUI)(iii) Harris et al. (2009) 1/3

■5.73 – 22.3 μmのフラックス値にNEA熱モデル（NEATM）を適用↑大部分が熱放射の成分↑そこそこの熱慣性とそこそこの自転速度を持つ天体向け■直径、アルベド（pv ）、beaming parameter（η）を算出↑モデルの温度分布を熱慣性０の平滑な球体のものに変換するためのパラメータM
15.8μμm
ATE
N

22.3μμm

7.82μμm

5.73μμm■アルベド平均は0.215±0.015、Karin（0.20±0.07）に酷似⇒ family天体とKarinは物理的にも関連性がある(iii) Harris et al. (2009) 2/3

■Karin族天体のアルベド（pV ）は直径との相関がない（NEAsは直径の増加とともにアルベドが減少する傾向が見られる）小さい天体ほど衝突によって破壊され、風化した表面が除去される⇒ すでに相当の宇宙風化を受けている？

（参考）
参考）

Vernazza et al. (2009)■ηの増加とともにアルベドが減少⇒ 衝突により表面粗さが増し、ηが減少
宇宙風化の急激な進行を示唆？

■同サイズのNEAsよりもηが１桁小さい⇒ 熱伝導度の低いレゴリス層で覆われている？

(iii) Harris et al. (2009) 3/3

■準惑星Haumea（2003 EL61）は可視で平坦なスペクトルを示し、近赤外で水氷の吸収帯を持つ
Pinilla-Alonso et al. (2007)

neutralcrystalline water ice↓ water ice
water ice ↓↓■4.2m William Herschel望遠鏡
可視低分散分光（0.35 - 0.98μm）■3.6m イタリア国立Galileo望遠鏡
近赤外低分散分光（0.8 – 2.5μm）■どの面でもほぼ同じのスペクトル⇒ 表面は一様(iv) Pinilla-Alonso et al. (2009) 1/3

■100%の結晶質水氷やアモルファ
ス水氷では再現できない■両者のspatialな混合では1.65μmの吸収を再現できない■両者のintimateな混合モデルなら観測スペクトルを良く再現できる⇒ amorphous／crystalline の比はおよそ1：1(iv) Pinilla-Alonso et al. (2009) 2/3

■上層crystalline 60% 、amorphous 40%の混合物、下層crystalline
100%の2層構造モデルは、観測スペクトルをより良く再現
特に1.65μm 吸収帯の深さを■他の物質が混じると再現度が低下
NH3 （<5%）、poly-HCN（<5%）、CH4 （<5%）、CO2 （<6%）、NH4OH（<8%）
Serpentime（<7%）、kaolinite（<4%）、orthopyroxene（<7%）、olivine（<5%）⇒ ほぼ純粋な水氷でできている
cryovolcanism■resurfacingの原因は氷火山ではない↑NH4OHが含まれていないから■炭素はほとんど含まれていない（<5%）(iv) Pinilla-Alonso et al. (2009) 3/3