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星海微萤

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日志

 
 

阋神星掩星的观测(Gulbis 2011,Sicardy 等人 2011)(上)  

2011-11-16 20:56:07|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Nature 478: 464-465, 27 October 2011

细察阋神星

Eris under scrutiny

阿曼达·戈尔比斯(Amanda Gulbis

the Southern African Large Telescope and South African Astronomical Observatory, 7935 Cape Town, South Africa. e-mail: amanda@salt.ac.za

矮行星阋神星的一次掩星提供了对它的大小的新的估计。这次掩星还揭示了这颗行星的表面令人惊讶地明亮,如果假定它曾经有过大气层的话,那么这可能表明了在相对较近的时间这一大气层发生了凝结。

长期以来,冥王星在我们的太阳系中独自占据着最小及最遥远的行星的地位。 1992 年,在大致相同的区域内,发现还有另一颗天体 [1],证明了冥王星并不孤单,并因此推出了行星科学研究的新的前沿——柯伊伯带,它是位于海王星轨道以外的一个区域,在这个区域中,当时存在两颗已知天体。从那时以来,已经发现的柯伊伯带天体超过了 1000 。这些天体主要由冰组成,并且通常远离地球,达日地距离的 30-50 。特别是其中有一颗天体,后来被命名为阋神星,引起了天文学家的注意,因为根据所提出的其表面的反射值作的初步的大小估计,表明它可能比冥王星还大 [2]。随后的直接成像得出 [3],阋神星比冥王星大 5 左右,而对于阋神星热辐射的检测表明 [4],这颗行星比冥王星大得多。在本期刊物的第 493 页上,锡卡迪Sicardy)等人 [5] 使用强有力的掩星方法,得到了关于阋神星大小和其他物理性状的迄今最详细的信息。

处在柯伊伯带中的阋神星的发现 [2],使人想到在太阳系的外围很可能还有更多的行星正在等待发现。接着发生了一场大争论,阋神星和其他尚未被检测到的柯伊伯带中的大天体——甚至冥王星本身——是否应被视为行星。这次争论,迫使天文学界重新思考行星的定义。其结果,这一定义在 2006 年作了改变,冥王星和阋神星双双被重新分类为矮行星。在现代研究的进程中很少有因为一次天文学上的发现产生如此广泛的争论,并引起科学家和一般公众情绪激烈的反应。事实证明,用希腊神话中的冲突和不和谐女神——阋神——这个名字来命名阋神星,是恰如其分的。

恒星掩星方法,是观测一颗恒星,在它的前面恰好有另一颗天体(这里就是阋神星)通过,已被证明是一种发现和测定太阳系天体特性有效方法。只有极少数很大的柯伊伯带天体已经观测到过掩星,而且每次掩星观测都揭示了新的和令人感兴趣的东西,例如第 55636 号柯伊伯带天体的表面出乎意料之外地明亮 [6],冥王星的上层大气中存在气浪 [7, 8]。这些结果导致了对太阳系外围的天体如何形成和演化的思想的重新思考。锡卡迪等人 [5] 预测并观测到了一次掩星的发生,当时阋神星离地球是日地距离的近 100 倍远。阋神星是用这种方法成功地观测过的最遥远的太阳系天体,是一项值得重视的成就。

锡卡迪等人发现,阋神星的半径为 1163±6 千米,与以前的测量结果 1200±100 [3] 1500±200 [4] 米相比,现在的这个数值较小,而且误差范围显着缩小。具有讽刺意味的是,锡卡迪和同事们的这一结果不能肯定地说阋神星是否比冥王星大。这种模棱两可的情况是由于这样的一个事实造成的,即冥王星的大气阻碍了准确地测量它的表面的位置,而不是阋神星观测中的任何不足之处。锡卡迪等人的研究工作中一个更令人感兴趣的结果 [5],是阋神星可能具有坍缩的大气(冻结在它的表面),或者说一个在某种条件下可局部气化的大气。

锡卡迪等人证明,阋神星目前有没有大气层,并且有量大得令人惊讶的光从它的表面反射。这一不寻常地明亮的表面,是难以与太阳系外围的天体由于宇宙射线和陨石的撞击而随着时间变得越来越暗的想法调和的。于是,新的观测结果可能支持一种长期存在的理论,这种理论认为,作为一颗冰冷的柯伊伯带的大天体,在其沿轨道运动中接近太阳时,如果存在的大气层的话,这个大气层就会升华,然后在这个天体远离太阳时又重新凝结起来。阋神星目前正在远离太阳,它的公转周期是 557 年,而且,虽然这些结果并不能证明曾经存在过大气层,但是那么明亮的表面可能就是表明在相对较近的时候发生了凝结。

阋神星和其他柯伊伯带天体的发现,使冥王星,一个在那么多年里看似唯一的天体,被放置在了更广阔的视野里。大量柯伊伯带天体的中的特性的研究已经提供了对这些天体的形成、演化和动力学历史的洞察。我们现在预计有数百颗天体,最终将被归类为矮行星。由于阋神星是仅有的一颗现在已有详细的掩星数据可以利用的类似冥王星的天体,锡卡迪和同事们的结果 [5] 是我们跨向对大型柯伊伯带天体的认识的一大步。

未来的尝试肯定会获得阋神星以及其他柯伊伯带天体的更多的掩星数据。无论它们是不是被称为行星,清楚的是对这些遥远的、冰冷的天体依然还有很多东西有待了解。

 

 

Nature 478: 493, 27 October 2011

由掩星观测得到的矮行星阋神星的类似冥王星的半径和高反照率

A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation

锡卡迪等人(B. Sicardy1,2,3, J. L. Ortiz4, M. Assafin5, E. Jehin6, A. Maury7, E. Lellouch1, R. Gil Hutton8, F. Braga-Ribas1,9, F. Colas10, D. Hestroffer10, J. Lecacheux1, F. Roques1, P. Santos-Sanz1, T.Widemann1, N. Morales4, R. Duffard4, A. Thirouin4,

A. J. Castro-Tirado4, M. Jelínek4, P. Kubánek4, A. Sota4, R. Sánchez-Ramírez4, A. H. Andrei5,9, J. I. B. Camargo5,9, D.N. da Silva Neto9,11, A. Ramos Gomes Jr5, R. Vieira Martins5,9,10, M. Gillon6, J. Manfroid6, G. P. Tozzi12, C. Harlingten13, S. Saravia7, R. Behrend14, S. Mottola15, E. García Melendo16,17, V. Peris18, J. Fabregat18, J. M. Madiedo19, L. Cuesta20, M. T. Eibe20, A. Ullán20, F. Organero21, S. Pastor22, J. A. de los Reyes22, S. Pedraz23, A. Castro24, I. de la Cueva25, G. Muler26, I. A. Steele27, M. Cebrián28, P. Monta?és-Rodríguez28, A. Oscoz28, D. Weaver29, C. Jacques30, W. J. B. Corradi31, F. P. Santos31, W. Reis31, A. Milone32, M. Emilio33, L. Gutiérrez34, R. Vázquez34 H. Hernández-Toledo35

1 LESIA-Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris-Diderot, 11, Rue Marcelin Berthelot, 92195 Meudon cedex, France.

2 Université Pierre et Marie Curie, 4, Place Jussieu, 75252 Paris cedex 5, France.

3 Institut Universitaire de France, 103, Boulevard Saint Michel, 75005 Paris, France.

4 Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC, Apartado 3004, 18080 Granada, Spain.

5 Observatório do Valongo/UFRJ, Ladeira Pedro Antonio 43, CEP 20.080-090 Rio de Janeiro, RJ, Brazil.

6 Institut d’Astrophysique de I’Universitéde Liège, Allée du 6 Ao?t 17, B-4000 Liège, Belgium.

7 San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Casilla 21, San Pedro de Atacama, Chile.

8 Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) and San Juan National University, Avenida Espa?a 1512 sur, J5402DSP, San Juan, Argentina.

9 Observatório Nacional/MCT, Rua General José Cristino 77, CEP20921-400 Rio de Janeiro, RJ, Brazil.

10 IMCCE-Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Lille 1, 77 Avenue Denfert-Rochereau, 75014 Paris, France.

11 Centro Universitário Estadual da Zona Oeste, Avenida Manual Caldeira de Alvarenga 1203, CEP, 23.070-200 Rio de Janeiro, RJ, Brazil.

12 INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo E. Fermi 5, I-50125 Firenze, Italy.

13 Caisey Harlingten Observatory, The Grange, Scarrow Beck Road, Erpingham, Norfolk NR11 7QX, UK.

14 Observatoire de Genève, CH-1290 Sauverny, Switzerland.

15 DLR – German Aerospace Center, Rutherfordstrasse 2, 12489 Berlin, Germany.

16 Fundació Privada Observatori Esteve Duran, 08553 Seva, Spain.

17 Institut de Ciències de I’Espai (CSIC-IEEC), Facultat de Ciències, Torre C5, 08193 Bellaterra, Spain.

18 Observatori Astronòmic, Universitat de València, Calle Catedràtic José Beltrán 2, 46980 Paterna, Spain.

19 Universidad de Huelva, Facultad de Ciencias Experimentales, Avenida de las Fuerzas Armadas S/N, 21071 Huelva, Spain.

20 Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), Carretera de Ajalvir, km 4, 28850 Torrejón de Ardoz, Madrid, Spain.

21 Observatorio astronómico de La Hita, 45840 La Puebla de Almoradiel (Toledo), Spain.

22 Observatorio de la Murta, 30153 Murcia, Spain.

23 Calar Alto Observatory, Centro Astronómico Hispano Alemán, Calle Jesús Durbán Remón, 2, 04004 Almería, Spain.

24 Sociedad Malague?a de Astronomía, Centro Cultural José María Gutiérrez Romero, Calle República Argentina 9, 29016 Málaga, Spain.

25 Astroimagen, Abad y Lasierra 58Bis, 07800 Ibiza, Spain.

26 Observatorio Nazaret, 35539 Nazaret, Lanzarote, Spain.

27 Liverpool JMU, Twelve Quays House, Egerton Wharf, Birkenhead CH41 1LD, UK.

28 Instituto de Astrofísica de Canarias, Vía Láctea s/n, 38205 La Laguna, Tenerife, Spain.

29 Observatório Astronomico Christus, Colégio Christus, Rua Jo?o Carvalho 630, Aldeota, CEP 60140140, Fortaleza, CE, Brazil.

30 Observatório CEAMIG-REA, CEP31545-120, Belo Horizonte, MG, Brazil.

31 Departamento de Física – Instituto de Ciências Exatas – Universidade Federal de Minas Gerais, Avenida Ant?nio Carlos 6627, 31270-901 Belo Horizonte, MG, Brazil.

32 Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE-MCT), Divis?o de Astrofísica, Avenida dos Astronautas, 1758, S?o Josédos Campos, 12227-010, SP, Brazil.

33 Universidade Estadual de Ponta Grossa, O.A. – DEGEO, Avenida Carlos Cavalcanti 4748, Ponta Grossa 84030-900, PR, Brazil.

34 Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Carretera Tijuana-Ensenada, km 103, 22860 Ensenada, BC, Mexico.

35 Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Apartado Postal 70-264, 04510 México DF, Mexico.

201165日收到;96日录用。

 

矮行星阋神星是一颗位于海王星轨道外的天体,轨道偏心率 0.44 ,倾角 44 度,而且??表面的化学成分与冥王星非常相似 [1] 。它目前离开地球 95.7 天文单位(1 天文单位等于日地距离),靠近其轨道的远日点,并且是冥王星的三倍远。由于距离这么远,要测量它的大小或者检测到它上面假定会有的大气层,是困难的。在这里,我们报告世界时 2010 11 6 阋神星的多弦掩星观测结果。这次事件与一颗球形的阋神星相符合,它的半径为 1,163±6 千米,密度为 2.52±0.05 克每立方厘米,而且可见光的几何反照率很高,pV = 0.96-0.04+0.09 。以表面压强大于 1 纳巴为判断标准,没有检测到氮、氩或甲烷的大气层,至少比冥王星目前的大气层稀薄约 10,000 [2-5] 。由于冥王星的半径估计 [3-8] 1,150 千米和 1,200 千米之间,因此阋神星看来是冥王星的孪生兄弟,它的明亮的表面可能是由坍缩的大气层引起的,而这种坍缩则是由寒冷的环境造成的。我们预期,当阋神星靠近它轨道的离开太阳 37.8 天文单位的近日点时,这一大气层可能会周期性地升华。

矮行星阋神星(136199)是在 2005 年发现的 [9] 。它的半径根据直接成像估计为 1,200±100 千米 [10] ,不过其热流量的检测提供了另一种估计 [11] ,为 1,500±200 千米,有可能使得它甚至比冥王星还大,并成为已知最大的矮行星。阋卫一(阋神星的卫星)的运动给出的阋神星的质量 ME = (1.66±0.02)×1022 千克,比冥王星的质量大 27 [12] 。在 1 的范围内没有检测到阋神星有任何短期(在天的尺度上)的亮度变化 [13,14] ,表明了它可能是一颗没有反照率局部改变的球体,或者——如果它呈长条形的话——是正好以一极朝向我们的几何体。阋神星的光谱与冥王星非常相似,并揭示有一个富含甲烷的冰盖,另一种大量存在的冰,大概是氮,但不排除是氩 [1]

 

 

阋神星掩星的观测(Gulbis 2011,Sicardy 等人 2011) - wangjj586 - 星海微萤
 

 

图 1   阋神星掩星光变曲线。该图(黑色实心圆斑)所画的是恒星加上阋神星的流量随时间的变化,已归一化到非掩星时的流量。在任何一架望远镜上都未使用任何滤光片。 a,在圣佩德罗用 40 厘米南半球第 2 天体照相仪得到的光变曲线,使用一台 SBIG STL-11000M CCD 照相机,2×2 像素分组和一个 11.24×9.71 角分的子帧(272×235 像素)。水平误差棒表示与每一个点相关联的总的时间长度(15 秒,而循环时间为 18.32 秒)。在其他各组数据上,这些误差棒都太小,无法看到。 b,在圣佩德罗用 50 厘米哈林登望远镜得到的光变曲线,使用一台 Apogee U42 CCD 照相机(2×2 像素分组;子帧,2.67×2.67 角分,或者说 100×100 像素;积分和循环时间,3 秒和 3.88 秒)。 c,在拉西亚用 60 厘米特拉普望远镜得到的光变曲线,使用一台 FLI ProLine PL3041- BB CCD 照相机(2×2 像素分组,子帧,3.25×3.25 角分,或者说 150×150 像素;积分和循环时间,3 秒和 4.55 秒)。 d,在 CASLEO 215 厘米豪尔赫·萨阿德(Jorge Sahade)望远镜得到的光变曲线,使用一台 Roper Scientific Versarray 1300B CCD相机(3×3 像素分组;子帧,2.62×3.50 角分,或者说 77×103 像素;积分和循环时间,4 秒和 7 秒)。在 a c 下部的水平虚线是来自阋神星的流量,表明了在掩星期间恒星完全消失(补充资料,第 2 节)。红线是对掩星的最佳完全方形模型拟合。我们在 b 中画出的是对光变曲线的第 2 解(第 1 解与这个解在尺度上非常接近,补充图 3)。在 d 中的垂直箭头表明最接近 CASLEO 阴影边缘的时间(CA),此时为世界时 8,368 秒。

 

阋神星掩星是很罕见的,因为它的角直径非常小(~ 0.03 角秒),同时目前它运动所在的星场恒星稀少,而运动的角速度为 ~ 1.5 角秒每小时。我们使用安塞芬(Assafin)等人 [15] 所描述的方法,预测阋神星在世界时 2007 11 6 日将发生一次掩星。我们试图从 26 个台站进行观测,并且在智利的两个台站检测到了这次掩星,在阿塔卡马的圣佩德罗(简称为圣佩德罗)用哈林登(Harlingten)望远镜和南半球第 2 天体照相仪(ASH2)进行检测,这两架望远镜彼此相距 20 米,在拉西亚的检测,使用特拉普(TRAPPIST)望远镜(有关详细信息,见图 1 、补充图 1 和补充图 2 以及补充表 1 和补充表2)。另一个更南方的观测站,阿根廷的利昂西多天文综合机构(Complejo Astronómico El Leoncito ,缩写为 CASLEO),提供无掩星、但接近阋神星的阴影边缘(~ 200 千米;见图 2)的光变曲线。

 

阋神星掩星的观测(Gulbis 2011,Sicardy 等人 2011) - wangjj586 - 星海微萤

 

2   测量阋神星的大小。三条倾斜的实线表明了恒星相对于阋神星的轨迹,如图中所标注的分别对应于圣佩德罗、拉西亚和 CASLEO ,箭头指向运动方向。圣佩德罗和拉西亚的两条轨迹提供了两条线段——或者说“弦”(用红色表示)——上的掩星;请参阅补充表 3 中的第 2 解。这两条红色线段的垂直平分线之间相距仅 5 千米,按图中的比例尺重合在一起,用蓝色直线表示。天空的北方在上而东方在左。比例尺:1,000 千米和 14.40 毫角秒(1 毫角秒对应于阋神星上 69.436 千米)。实线圆的半径 RE = 1,163 千米,是我们首选的阋神星大小和形状的解,用十字表示中心的位置。靠近“P”的点表示阋卫一轨道的极的方向 [12] 在阋神星表面的投影。点线是一个拟合我们掩星的两段弦的椭圆边缘,半长轴和半短轴分别为 a′ = 1,708 千米和 b′ = 1,317 千米,也就是说,有效视半径 RE = 1,500 千米,这就是以前由热辐射测量得出的阋神星半径的值 [11] 。椭圆的长轴应该垂直于掩星的弦,与我们的数据点的符合才能在 ±2° 之内。对于这个椭圆在 180° 之间随机取向,出现这种情况的概率很低(2%)。此外,这个椭圆的宽高比 b/a = 0.771,这将需要它快速自转(周期为 4.4 小时),观测到的自转极的方向朝向我们,夹角在 18° 之内,才不会在光变曲线中显现出自转造成的变化 [13,14] 。在自转极的取向随机分布的情况下,出现这种情况的概率也很低(5%),从而使得点线所示的解不大可能符合真实情况。

 

在圣佩德罗和拉西亚的观测给出了两条线段——或者称为“弦”——上的掩星,其中的四个端点用来确定阋神星的大小(图 2 中的红色线段)。在得到掩星时间的时候,对于圣佩德罗的哈林登望远镜观测到的恒星再现的时间,似乎可以有两个同样令人满意的解,这两个解得出两种不同的弦长。这两个解相隔 1.2 秒,并按时间顺序分别称为第 1 解和第 2 解。这种模棱两可是由于这样一个事实,即恒星再现出现在两次相继曝光之间的空隙中,这对应于信息的净损失。在哈林登望远镜旁边的南半球第 2 天体照相仪收集的数据没有给出足够的信噪比来鉴别这两个解,并因而在下面描述的拟合中没有使用(见补充资料)。作为一颗矮行星,阋神星应该处在万有引力和离心力作用下的流体静力学平衡中。于是,最一般的视边缘形状就是一个椭圆形,它的半轴 a′ > b,有效半径 RE = (ab′)1/2 ,它定义为一个与实际物体有相同视表面积的圆盘的半径。由于没有亮度变化,这种形状,假定它以赤道朝向我们,那它就是一个扁平的麦克劳林椭球(这种情况下角动量较小),或者就是极的方向朝向我们的拉长的三轴雅可比椭球(这种情况下角动量较大)。

我们有五个自由参数有待调整:a′ 、视扁率 (a′ - b′ )、椭圆在天空平面中的方位角 P 以及它的中心的两个坐标 fc gc(补充表 3)。我们的观测结果是四个弦端点,这样就有无穷多个解。 不过,,因为这两条弦具有几乎同一条垂直平分线(图 2),这有力地表明,阋神星的形状确实接近球形,除非出现非常特殊的几何形状(见下文)。使用具有三个自由参数(RE = a′ fc gc)的圆的模型,采用第 2 解,我们得到 RE = 1,163±6 千米(1σ 式误差)。χ2 的每自由度最小值为 χ2pdf = 1.38 ,表明了对数据的拟合是令人满意的(补充表 3)。此外,径向均方根残差为 2.1 千米,与我们的计时形式误差完全一致。然而,我们也许不能排除,沿着边缘,可能会有幅度近似为 ±3 千米的随机地形特征存在,这将导致阋神星半径的误差棒略微增大,为 RE = 1,163±9 千米(见补充资料)。第 1 解给出 RE = 1,140 千米,但是具有很高的 χ2pdf = 30.75.5σ),而且在圣佩德罗的弦的起点和终点,经向残差分别为 +11 千米和 -16 千米。在一颗这么大的冰天体上,不太可能会存在这样大小的地形特征。这表明,对于第 1 解,球形假设是不正确的,并解释了为什么我们不能给出那个值的形式误差棒。

考虑到阋神星边缘的非零扁平化,我们发觉方位角 P 固定而半长轴 a为各种不同数值的可能的解有无穷多。如果阋神星的自转轴和阋卫一轨道的极方向一致,我们得到 RE 的值在 1,105 千米到 1,155 千米范围内,比上面得到的值 1,163 千米小。放宽对阋神星取向的限制,我们发现椭圆形的边缘的模型在 68.3 的情况下可以令人满意地拟合掩星弦(1σ 水平),RE 的范围介于 1.165±90 千米内(补充图 4)。 不过,当 RE 偏离 1.165 千米时,扁平程度必须迅速增加,这就需要快速自转,而这并没有受到观测结果的支持 [13,14] 。以前得出的 RE = 1,500 千米的极端情况 [11] 可以排除,因为它需要阋神星的边缘和极的取向都得到很好的调整(图 2)。因此,请记住,大小再大,也只能在上述参数空间的狭窄的区域内,而对于我们的观测结果的最直接的解释是,阋神星接近球形。其结果是,阋神星的大小接近冥王星,而后者的半径 [3-8] 估计在 1,150 1,200 千米之间。

我们的半径值,当与阋神星的质量 [12] 结合在一起的时候,意味着密度 ρ = 2.52±0.05 克每立方厘米。这与妊神星的密度 [16,17]~ 2.6 克每立方厘米)接近,对于这一密度,得到其应有的岩石与冰的比值为 0.85/0.15 [18] 。这表明,妊神星(从而还有阋神星)是一颗覆盖着薄冰壳的大岩石体。请注意,海王星轨道外的天体(海外天体,缩写为TNO)的密度跨度很大,例如伐楼那 [17] 、冥卫一 [19] 和冥王星 [19] ρ 值分别为 1.0 1.6 2.0 每立方厘米,表明了它们有不同的起源或演化,或者起源和演化均不同。我们的半径值给出了在可见光范围内的几何反照率为 pV = 0.96-0.04+0.09(见补充资料)。这使得阋神星几乎像完美的各向同性朗伯表面(按定义,这样的表面 pV = 1)一样明亮,而且成为太阳系中固有面亮度最亮的天体之一。作为比较,土星的卫星土卫二更加明亮,几何反照率 pV ≈ 1.4 ,这与它的表面的地质活动有关 [20] 。然而,阋神星的明亮,以及光变曲线没有变化,原因也许在于氮大气层的坍缩(见下文)。我们发现,阋神星比海外天体 2002 TX300 还明亮,而后者的高反照率(0.88-0.06+0.15)可能是由于洁净的水冰暴露所致 [21]

现在,我们按照我们的新结果来重新评估阋神星的表面温度。由斯皮策 [22] 卫星和马克斯·普朗克射电天文学研究所毫米波望远镜(IRAM[11] 获得的测量结果意味着圆面平均亮度温度在 70 1,200 微米处分别为 Tb = 30±1.2 开和 Tb = 38±7.5 开。因为在阋神星距离处的一个能完全吸收太阳辐射的表面应具有温度 T0 = 40 开,所以上述第二个值高得惊人(而且与这样一个事实一致,即以前得到的半径 [11] 1,500 千米比我们的值高了约 30%),但我们注意到,在 1.5σ 水平上,能与斯皮策(在 70 微米处)和 IRAM (在 1,200 微米处)的测量结果都能相符的亮度温度只有 Tb ≈ 31 开(补充图 5)。可是,阋神星的表面温度大概不会是均匀的,因为它的大气层(如过存在的话)未免太稀薄,不足以像海卫一和冥王星上发生的那样,使冰冻的表面成为等温。因此,我们考虑两个极端的温度分布的标准模型,它们分别对应于:(1)具有亚太阳温度 TSS 的较温暖的缓慢自转天体(或等价地,极向取向,或零热惯性,称之为标准热模型,缩写为 STM)(2)以赤道朝向我们的较冷的快速自转天体(称之为纬度等温模型,缩写为 ILM),它的赤道温度为 Teq

 

阋神星掩星的观测(Gulbis 2011,Sicardy 等人 2011) - wangjj586 - 星海微萤

 

3   阋神星大气层的上限。在图 2 所示的三个观测站获得的每个数据点(彩色实心圆斑)已被投射到一个径向尺度(偏离阋神星中心的距离)上,使用图 2 所示的圆形的第 2 解。水平的误差棒表明了有限的径向分辨率,它与有限的积分时间间隔有关;垂直的点线显示了所采用的阋神星的半径 RE = 1,163 千米。黑色实线是一个模型的光变曲线,以 1 千米的分辨率获得,使用等温纯 N2 大气层。黑十字标志表示与每个数据点有关的预期流量,其中已对有限的积分时间间隔作了卷积。拟合使得黑十字与相应的数据点(实心圆斑)之间的差值最小化。这里显示的模型是一个等温 N2 大气轮廓的 3σ 水平上限,其中 T = 27.7 开而表面压强为 2.9 纳巴。对这个模型的制约主要来自在拉西亚获得的两个数据点(两个绿色实心圆斑恰好处在垂直点线右侧),对应的数据点恰好紧靠在掩星之前和之后获得(图 1)。圣佩德罗的两个最接近的数据点(红色)对 χ2 值只有很小的影响,而CASLEO的数据点(蓝色)过于远离阋神星的边缘( ~ 200 千米),不能有效地制约大气的压力。对于阋神星的形状,用第 1 解代替第 2 解,只有非常小的影响,因为这会略微移动图中圣佩德罗的数据点,偏离这里所示的拉西亚的数据点。

 

在标准热模型中,无论斯皮策的流量还是 IRAM 的流量,都能用 TSS ≈ 35 开来再现(补充图 5,补充表 4和补充表 5)。于是,热平衡方程 Tss = T0[(1-pVq)/(εη)]1/4 给出了束流因子 η(描述表面粗糙度的影响)、相位积分 q 和表面发射率 ε 之间的关系,其中 A = pVq 是邦德反照率,它所测量的是反射的太阳辐射能量所占的百分比。我们使用标准值 [22] ε = 0.9 ,并在看似合理的范围内取 η = 1(无粗糙)到 0.7(表面很粗糙),我们得到 q = 0.49 0.66 与土星的几颗最明亮的冰卫星的数值完全符合 [20,23] 。相反,纬度等温模型则导致极端情况0 < q < 0.24,这是一个难以置信的范围,因为明亮的天体应该有很大的相位积分 [24] 。从本质上讲,鉴于阋神星的新的大小较小,快速自转模型不能提供足够的热流量。因此,我们强烈地倾向于标准热模型,这意味着要么是极向取向,要么热惯性非常小,就如在其他海外天体中观测到的那样 [25,26]

这次掩星给一个假定的围绕阋神星的大气层设置了一个上限。正如补充资料中讨论的,我们的首选模型,是一个温度接近 30 开的等温 N2 大气层,为此我们可以把上限取为表面约 1 纳巴(1 σ 水平)(图 3)。对于假设的 CH4 大气层或者氩大气层,可以得到类似的上限。我们在补充资料中还讨论了这样一种可能性,即当阋神星逼近它的离开太阳 37.8 天文单位的近日点时,类似冥王星的大气层升华。在这种情况下,阋神星将是冥王星的目前正处于休眠状态的孪生兄弟,具有一个由坍缩的大气层建立起来的明亮的冰表面。然而,要确认这一模型,需要一些详细的模型。

 

 

(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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