高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星の可視光分光観測

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えつみむこやま
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1 高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星の可視光分光観測天文福井神戸大学 M2 岩井彩

2 背景小惑星岩石質の太陽系小天体であり彗星活動を行わない分類軌道長半径による空間分布可視光波長域のスペクトル形状 ( 大きく 5 種類 ) 空間分布による分類メインベルト ( 小惑星帯 ) 太陽から AU 離れた環状の領域軌道が確定した小惑星の約 9 割が存在トロヤ群木星のラグランジュ点 (L4,L5) に分布図 1: 黄緯 90 度での空間分布白 : メインベルト小惑星緑 : トロヤ群小惑星

3 背景規格化した反射率可視光波長域のスペクトル形状大きく 5 種類 (C,S,X,D,V) あり表層の組成を反映型類似する主な隕石成分主な空間分布 C 水和物や炭素質メインベルトの外側 S ケイ酸塩質メインベルトの内側 X 鉄ニッケルやケイ酸塩質メインベルトに均一 D 有機物メインベルトの外側 ~ 木星軌道 V 玄武岩質小惑星 Vesta 軌道周辺図 2: 各スペクトル型の平均スペクトル (Bus & Binzel 2002) 図 3: メインベルト小惑星 (D 20km) のスペクトル型別空間分布 (Bus & Binzel 2002)

4 導入個数高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星軌道傾斜角 (i) = 天体軌道面が黄道面となす角度本研究では 10 度以上を高軌道傾斜角とする図 4: 軌道傾斜角ごとの個数分布 (MPC) メインベルト発見数は黄道面付近の小惑星より少ない他のメインベルト小惑星と同様に黄道面付近で形成後重力摂動を受けたと考えられる永年共鳴重力散乱図 5: 軌道長半径ごとの軌道傾斜角分布 (MPC)

5 導入木星土星との永年共鳴小惑星の軌道長半径を変えず軌道離心率や軌道傾斜角を増加させる (Nagasawa et al., 2000) 太陽星雲消滅中の小惑星の軌道進化 (Nagasawa et al. 2000) 木星土星 JED(Julian Ephemeris Day)=2,440,400.5 の速度位置現在の質量で配置小惑星無質量直径 10km 又は 100km 18 個を AU に 0.1AU ごとに配置軌道離心率と軌道傾斜角 (=0.01) 星雲ガス木星付近で隙間を持つ内側から外側に向けてガスが消滅するモデルガスの端は一定速度 AU/yr で移動ガスの密度は最小質量 (~0.013M ) 太陽星雲モデル (Hayashi 1981) 図 6:a=2.4AU に配置した小惑星 ( 直径 100km) の軌道進化 a: 軌道長半径 e: 軌道離心率 i: 軌道傾斜角小惑星の軌道離心率と軌道傾斜角は増加したが軌道長半径の変化は起こらなかった

導入原始惑星との重力散乱微惑星の軌道長半径が変動し軌道離心率と軌道傾斜角が増加する (Ida and makino 1993) 重力散乱による微惑星の軌道進化 (Ida and makino 1993) 原始惑星 1 個を質量 2 10 26 g 軌道離心率と軌道傾斜角は 0.

6 導入原始惑星との重力散乱微惑星の軌道長半径が変動し軌道離心率と軌道傾斜角が増加する (Ida and makino 1993) 重力散乱による微惑星の軌道進化 (Ida and makino 1993) 原始惑星 1 個を質量 g 軌道離心率と軌道傾斜角は 0.01 軌道長半径 1AU で配置微惑星 800 個を総質量 g 全て等質量 (e m2 ) 1/2 と (i m2 ) 1/2 ~0.01 原始惑星周りに環状に配置表面質量密度 Σ は 10g/cm 2 ( 低質量 [~0.01 M ] 太陽星雲モデル ) を想定微惑星は原始惑星から離れるように軌道長半径が変動し軌道離心率と軌道傾斜角が増加する図 7: 原始惑星と微惑星の時間進化 V 字のカーブは等ヤコビエネルギー線原始惑星 = 現在の木星として横軸 ( 距離 ) を計算 (AU)

7 目的重力摂動を特定するために D 型小惑星の空間分布に注目黄道面付近ではメインベルト外側 ~ 木星軌道に多く分布メインベルト重力摂動永年共鳴重力散乱軌道長半径変化せず増加または減少黄道面付近 D 型メインベルト小惑星の空間分布永年共鳴軌道傾斜角に依らず分布は等しい重力散乱高軌道傾斜角を持つ小惑星のほうが多く分布する高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星を可視光分光観測しスペクトルを取得する得られたスペクトルからスペクトル型を分類する D 型メインベルト小惑星の空間分布からこれらが受けた重力摂動を特定する

8 観測日程望遠鏡装置有効波長域波長分解能積分時間 :2008 年 10 月 30,31 日 2011 年 10 月 19,20 日 : ハワイ大学 2.2m 望遠鏡 ( アメリカ ) :WFGS2 : μm : 秒日程望遠鏡装置有効波長域波長分解能積分時間 :2008 年 12 月 28,29 日 : ギラワリ天文台 2m 望遠鏡 ( インド ) :IFOSC : μm : 秒

9 観測軌道傾斜角 ( 度 ) メインベルト観測天体 : 高軌道傾斜角 ( 10 度 ) 64 天体 : 低軌道傾斜角 (<10 度 ) 3 天体 ( 確認用 ) :Vバンド(0.53μm) 等合計 67 天体のスペクトルを取得黄道面付近軌道長半径 (AU) 図 8: 観測した小惑星の空間分布

スペクトル = 太陽の反射スペクトル小惑星の反射率太陽と同じスペクトル型の恒星のスペクトルを用いて除算図 10:

10 解析一次処理バイアスフラット処理宇宙線の除去フリンジ除去 ( インドでの取得画像のみ ) 波長同定図 9: 一次処理後画像大気の OH 夜光又は Ne-Ar 灯の輝線を用いてピクセル A に変換スペクトル抽出標準星補正スペクトル = 太陽の反射スペクトル小惑星の反射率太陽と同じスペクトル型の恒星のスペクトルを用いて除算図 10: 波長同定用 OH 夜光画像規格化 (@0.55μm) 0.55μm の値で除算 (0.55μm での値を 1 とする )

11 結果規格化した反射率スペクトル型分類 SMASS (Bus and Binzel 2002) を用いて各スペクトル (C,S,X,D,V) 型の基準スペクトルを作成小惑星スペクトルと基準スペクトルとの残差が最小になる型をその小惑星のスペクトル型とする最小残差が各基準スペクトル標準偏差 (SMASS) の 3 倍 (0.07) 以上になるスペクトルは除外表 1:SMASS 基準スペクトル値 (Bus & Binzel, 2002) 波長 (μm) C S X D V 天体のスペクトルを分類 ( 高軌道傾斜角を持つ :35 天体 ) 図 13: 各スペクトル型の基準スペクトル (Bus & Binzel 2002)

12 結果 S 型 C 型 X 型 D 型 7290 Johnrather (V=15.5mag) 556 Phyllis (V=12.5mag) 5889 Mickiewicz (V=15.0mag) (V=16.9mag) 横軸 : 波長 (μm) 縦軸 : 規格化した反射率分類した 38 天体の分類内訳 ( カッコ内は黄道面付近のもの ) スペクトル型 C S X D 天体数 16(2) 9(1) 5 8

13 考察 D 型メインベルト小惑星の軌道傾斜角ごとの空間分布 ( 単位 : 個 ) 考察対象の小惑星 SDSS-MOC で測光観測 (g,r,i フィルター ) が行われている黄道面付近 (i<10):67921 高軌道傾斜角 (i 10):31396 上記の中で D 型候補領域 (g-r 0.5, r-i 0.2) に分布黄道面付近 (i<10):26261 高軌道傾斜角 (i 10):11786 D 型候補領域内でスペクトル型が既知 SMASS(Bus and Binzel 2002),S 3 OS 2 (Lazzaro, et al. 2004), 本研究黄道面付近 (i<10):103 高軌道傾斜角 (i 10):67 D 型候補領域の中で D 型に分類される黄道面付近 (i<10):8 高軌道傾斜角 (i 10):13 図 14:g-r,r-i カラー図 (Ivezic et al. 2001) :C 型, :S 型 :X 型 :D 型 :V 型メインベルト全体に占める D 型小惑星の存在割合黄道面付近 (i<10) = (26261/67921) (8/103) 100 = 3.0±1.1% 高軌道傾斜角 (i 10) = (11786/31396) (13/67) 100 = 7.2±2.1%

14 考察今後の予定メインベルト全体に占める D 型小惑星の存在割合黄道面付近 (i<10) : 3.0±1.1% 高軌道傾斜角 (i 10) : 7.2±2.1% 高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星のほうが黄道面付近より D 型小惑星が多く分布メインベルトより外縁で形成された小惑星が木星など原始惑星の重力散乱によって高軌道傾斜角を獲得しながらメインベルト領域へ移動した可能性があるご静聴ありがとうございました!!

遊星人Vol14№2　Jun2005

遊星人Vol14№2　Jun2005 44 太陽系の外縁部での出来事小林浩これまで惑星系形成の過程において他の恒星の摂動が考慮されることは少なかったが恒星の誕生と惑星系の形成を一連の流れとして考えれば惑星系形成中を受ける確率 P は n q P.5 AU に他の恒星と遭遇する可能性は高いこの恒星遭遇が 2 q n 3 pc 3 P t 3 8 我々の太陽系にどのような影響を与えただろうかまであるここで t は星団の蒸発時間

高軌道傾斜角を持つメインベルト 小惑星の可視光分光観測

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