DART からの排出物

May 04, 2023

Nature volume 616、pages 452–456 (2023)この記事を引用

5163 アクセス

6 引用

1186 オルトメトリック

メトリクスの詳細

いくつかの活動的な小惑星は、衝突事象の結果として形成されると提案されています1。活動的な小惑星は通常、尾が完全に形成された後にのみ偶然に発見されるため、我々の知る限り、噴出物がどのように衝突して尾に進化するかのプロセスは直接観察されていない。 NASA2 の二重小惑星リダイレクションテスト (DART) ミッションは、ディモルフォス 3 の公転周期の変更に成功したことに加え、正確に既知の条件下での衝突による小惑星の活性化プロセスを実証しました。今回我々は、衝突時刻 T + 15 分から T + 18.5 日までのハッブル宇宙望遠鏡による DART 衝突噴出物の観測を、ピクセルあたり約 2.1 km の空間解像度で報告します。私たちの観察により、噴出物の複雑な進化が明らかになりました。噴出物は、最初はディディモス連星系と噴出された塵との間の重力相互作用によって支配され、次に太陽輻射圧力によって支配されます。最低速度の噴出物は、衝突によって生成されたと考えられる以前に観察された小惑星の尾部と一貫した形態を持った持続的な尾部を通して分散しました4,5。したがって、DART の制御された衝突実験後の噴出物の進化は、自然衝突によって破壊された小惑星に作用する基本的なメカニズムを理解するための枠組みを提供します 1,6。

ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) は、図 1 に示す観察幾何学形状で、DART 衝突後の最初の 8 時間の間、1.6 時間ごとに噴出物を観測しました (拡張データ表 1)。画像は約 T + 0.4 時間で収集されました (図.2a) は、ディディモスの東半球のほぼ全体に広がる、いくつかの線状構造と塊 (同様の速度で放出された物質の集中) を備えた拡散噴出物を示しています。約 T + 2 時間後、最初の拡散ダスト雲はほとんど消散し、光学的深さ効果により、中空円錐の端が 2 つの線状特徴 (l7 と l8) として示される、全体的な円錐形の噴出物の形態が現れました。噴出円錐は多くの明確な形態学的特徴を示しました（図2b〜f）。そのうちのいくつかはT + 3時間からT + 10時間の間のいくつかの画像で見ることができ、小惑星からほぼ500 kmまで広がっています。これらの特徴は、空に投影されたように、数 m s-1 から約 30 m s-1 の一定の速度で小惑星から放射状に遠ざかっていきました (拡張データ表 2)。これらの特徴の放射状の膨張運動は、この物質がディディモス系の重力や太陽輻射圧の影響をあまり受けずにディディモス系から直接放出されたことを示唆しています。円錐の位置角度 (北から東に向かって測定した角度) と単純なモデル (方法) に基づいて、観察された噴出円錐が 125 ° ± 10 ° の 3 次元開口角度および中心線と一致していることがわかります。 DART 宇宙船の到来方向とほぼ平行な 67° ± 8° の位置角で。観察された噴出円錐は、粒状媒体に対する垂直衝突クレーター実験によって生成された噴出物よりも幅が広い7,8が、より広い開口角度は、ターゲット表面の曲率9とターゲットの内部摩擦角10、および形状によって説明できる可能性があります。発射体の11．

このビューでは、空の北が上方向にあり、東が左側にあります。ディディモス（大きな回転楕円体）とディモルフォス（小さな回転楕円体）の等価直径は、それぞれ 761 m と 151 m です2。黒丸で示した、衝突前のディディモスの周りのディモルフォスの軌道は、長半径が 1.206 ± 0.035 km3、離心率が <0.03 です (参考文献 29)。図中のディディモスとディモルフォのサイズとそれらの分離は縮尺どおりです。システム全体は、HST 画像の 1 ピクセル内にあります。ディモルフォスはディディモスを時計回りに約 0.17 m s−1 の速度で公転します。ディディモスの正極 (星系の軌道極でもある) は青い線で表され、天の南極の近く、地球から離れた空面から 51 度の位置を指します。太陽は 118 度の位置角にあり、オレンジ色の線と点円の記号で表されます。 DART 宇宙船のベクトルは、空面から 1 度以内の位置角度 68 度で東から西に向かう矢印付きの赤い線で表されます。

a ～ f、すべての画像は重複したペアで表示されます。左側はわかりやすくするために注釈が付けられておらず、右側には白いマーカーとラベルでマークされた特徴による注釈が付けられています。各パネルの左上にある挿入図は、小惑星を中心とした幅 100 ピクセルの領域ですが、明るい核の詳細を示すためにフラックスが 10 分の 1 に縮小されています。記号「x」は、残留宇宙線、フレーム境界、背景物体、欠陥ピクセルなどによるアーティファクトを示します。時間は各画像の観察途中の時間に対応します。黒い線は回折スパイクを示します。すべての画像は同じ対数輝度スケールで表示されます。空北は上方向、東は左方向です。黄色の矢印は太陽の方向、シアン色の矢印はディディモスの地心速度の方向、そして赤色の矢印は衝突時の DART 宇宙船の方向を示しており、すべて観測時に空の平面に投影されています。一部の画像の露光中に HST のポインティングドリフトが発生し、最初の 4 枚の画像 (T + 5.0 時間前) では約 4 ～ 7 ピクセル、T + 6.6 時間の画像では約 14 ピクセルのスミアが北東方向に発生しました。 –南西方向 (メソッド)。ドリフトにより尾部が広がり、ドリフトの方向に直交する 2 つの回折スパイクが広がります。ほとんどのフィーチャはドリフトの長さよりもはるかに大きくなります。測定におけるこのドリフトの影響を考慮して、不確実性を追加しました。線形フィーチャ (l1 ～ l12)、円弧 (アーク 1)、円形フィーチャ (c1)、ブロブ (b1 ～ b3)、尾部など、多くのフィーチャが表示されます。イジェクタコーンは、線形特徴ｌ７およびｌ８によってマークされる。スケールバーはディディモスの距離で200 kmです。

ディモルフォスの噴出物は、同等規模の以前の惑星衝突実験であるディープインパクト12によって生成された彗星9P/テンペル1の噴出物とは異なりました（拡張データ図1a-c）。どちらの実験も同様の勢いをターゲットに届けました。ディープ・インパクト宇宙船は、DART宇宙船よりも80%多い運動エネルギーを運んだが、直径6kmのテンペル1号核(参考文献12)は、直径151メートルのディモルフォス2号よりもかなり質量が大きかった。 HST の規模では、ディープインパクト噴出物は拡散しており、ほとんど特徴がなく、平均速度約 100 m s-1、最大速度約 300 m s-1 で拡大しました (参考文献 13、14)。噴出物の形態におけるこの違いは、おそらくターゲットの組成と地下構造の違いによるものと考えられます。テンペル 1 は、細粒塵で構成された高度に多孔性の地下表面 15 を持ち、揮発性物質が豊富に含まれている 16,17 のに対し、ディモルフォス 2 の岩石の表面と潜在的な瓦礫の山の内部は噴出物のカーテンを乱し、噴出物内に不均一な構造を生成する可能性があります 18,19。

約 T + 0.7 日から T + 2.1 日まで、約 1 m s-1 未満で逃げる遅い塵で構成される噴出物の特徴が噴出円錐の基部から現れました（図 3a-d）。この段階の噴出物は、北 (s1) と南 (s2) の湾曲した噴出物の流れ、それらの間のいくつかの小さな曲線の特徴 (l16 ～ l19)、およびディディモスの周りのこれらの特徴のわずかな包み込みによって特徴付けられました。衝突現場における連星系の重力ポテンシャルの 88% を占めていたディディモスの重力は、元の噴出円錐の形状をゆっくりと歪め、s1 と s2 に異なる形態を生み出しました。元の北側の火星丘の端 (l7) から放出された塵は、ディディモスのすぐ近くにありました (図 1)。数値シミュレーションの予測20,21によって示唆されているように、このダストはディディモスによって加速され、連星系から逃げる前に軌道が曲がり、北方の湾曲流s1を形成しました（拡張データ図2）。小惑星に近い s1 の端には比較的遅い粒子が含まれており、その軌道は遠く離れた比較的速い粒子の軌道よりも大きく曲がっており、その結果、近い端がディディモスの周りで時計回りに移動し、s1 が 18 度ねじれています。対照的に、元の南火星丘の端 (l8、図 2) にある塵のほとんどは、ディディモスから離れて打ち上げられました。したがって、これらの軌道はディディモスの重力の影響をあまり受けず、湾曲の少ない南流（s2）となり、その近端は時間の経過とともにゆっくりと小惑星の周りを包み込みます（図3a〜f）。 2 つの流れの間の小さな曲線の特徴 (l16 ～ l19) は、おそらく中空噴出円錐の前面または背面から放出された塵で構成されており、2 つの湾曲した流れのいずれかと多かれ少なかれ同様に挙動し、元の半径方向からわずかに回転しています。。

挿入図、画像の方向、明るさのストレッチ、スケールバー、ベクトル矢印はすべて図 2 と同じです。記号「x」は画像アーティファクトを示します。この期間の噴出物の主な特徴には、湾曲した噴出物の流れ (s1 および s2)、線状の特徴 (l7、l11 ～ l24)、ブロブ (b3 ～ b5)、円形の特徴 (c1)、および円弧 (アーク 2) が含まれます。）。 a–g、噴出錐体の元の北端 (l7) は、T + 5.7 日以前の画像でもまだ見ることができます。 a〜e、初期の南側の湾曲した流れ（s2）は、個別にマークされていない元の噴出円錐（l8）の南端と重なっている可能性があります。 g–k、北側の湾曲流 (s1) は、T + 5 日程度で尾部方向に沿って広がり、翼のような特徴を形成しました。 b〜f、線状特徴のグループ（l16〜l24）は、その一部は南の湾曲した流れ（l21〜l24）の一部であり、T + 1.1日からT + 4.7日までディディモスの周りで時計回りの回転を示しました。 g–i、これらの線状の特徴は後 (T + 5.7 日)、太陽輻射圧の下で尾の方向に沿って伸び、ディディモスの北にある特徴は翼状の特徴と重なっています。 h – j、二次尾部は T + 8.8 日と T + 14.9 日の間に見えます（図 4 も参照）。翼のような特徴の湾曲した端が k に表示されます。 h の l23 と l24 および i の l22 の注釈の後の疑問符は、これらの特徴が薄暗く、シーケンス内の前の画像から位置と方向が大きく変化しているため、これらの特徴の識別が比較的不確かであることを示しています。

Didymos システムの重力の影響を超えて、小さな粒子は大きな粒子よりも速く加速されるため、太陽輻射圧力により、太陽に向かう方向と反太陽に向かう方向に沿って異なるサイズの粒子が自然に分離されます22。太陽方向にほぼ直角に位置する北の流れ（s1）は、徐々に広がって、拡散した反太陽方向のエッジと比較的鋭い太陽方向のエッジを備えた、観察された翼のような形状を形成しました（図3f–j）。この鋭いエッジは、噴出物の最大粒子サイズのカットオフを示します。南側の流れは太陽に向かってほぼ一直線に並んでいたため、これらの粒子は最初は太陽放射圧によって減速され、最終的には反太陽方向に向きを変えられました。 T + 4.7日から始まり、噴出物内のダストの不均一な分布により、s2で異なる速度と方向で移動する粒子は、個々の特徴に分離されました（l20〜l24;図3f）。これらの粒子は太陽に向かって最大投影距離 150 ～ 200 km に達しました。これらの個々の特徴（l20〜l24）と、2つの主流間の小さな曲線特徴（l16〜l18）はすべて、太陽輻射圧力によって時間の経過とともに太陽方向から反太陽方向に沿って伸びました（図3f–i）。ディディモスの北に位置していた特徴 l16 ～ l18 のより細かい粒子は、ディモルフォスからさらに遠くに押しやられ、先に s1 に放出された大きな粒子に追いつき、翼のような構造と重なって見えるようになり、より複雑な構造を作成しました。パターン（図3g、h）。

太陽輻射圧の結果、T + 3 時間頃にダストテールが噴出円錐のほぼ反対側に反太陽方向に出現し始めました。この尾はすぐに投影長さ 1,500 km 以上に伸び、画像の空間範囲を超えました (図 4)。 T + 5.7日付近では、狭い尾部は比較的明るく鋭い南端と、平行ではあるがより拡散した北端を示しました（図4h）。ディモルフォスの尾の全体的な形態は、おそらく衝突によって引き起こされた活動的な小惑星である P/2010 A2 の形態に似ています 4,23,24 (拡張データ図 1d、e)。約 1 秒角である尾の幅は、ディモルフォスの軌道速度に匹敵する塵の初速度と一致しており、尾には最も遅い噴出物粒子が含まれていることを示唆しています。さらに、T + 2日以内の初期の尾は南に向かってわずかに湾曲しました（図4d、e）が、T + 8日後の尾はわずかに扇形になりました（図4i〜k）。放射圧により尾部に沿って粒子サイズを選別すると、T + 3 時間付近の最も初期の尾部はマイクロメートルサイズの粒子が大半を占めていましたが、最終画像ではセンチメートルサイズの粒子が HST 視野内の尾部の部分を占めていました。尾部の輝度プロファイルは、噴出物の粒子サイズ分布に関連しています。微分サイズ分布のべき乗則を仮定して、半径 1 μm から数ミリメートルの粒子の指数は -2.7 ± 0.2、半径数センチメートルまでの大きな粒子の指数は -3.7 ± 0.2 と導き出しました。拡張データ図 3)。 T + 15日後に取得された最終画像を通じて、噴出物粒子が継続的にDidymosシステムから出ていくことが観察されました（拡張データ図4および5）。

a ～ l、すべてのフレームは、ダスト動的モデル (メソッド) に基づいて予想される尾の方向が右に向かって伸びる水平方向になるように回転されます。すべてのフレームは同じ対数輝度スケールで表示されます。視野の外側の領域は濃い青色でマークされます。記号「x」は画像アーチファクトを示します。スケールバーはその一端が小惑星と一致し、尾部方向に向かって 200 km 伸びています。 a ～ c、最初の 3 つのフレームには、垂直回折スパイクの方向にほぼ沿って、空の面内に 5 ～ 7 ピクセルのポインティングによって引き起こされるドリフトがあることに注意してください。他のすべてのフレームのドリフトは 2 ピクセル未満です。 T + 0.08 日 (T + 1.9 時間) に取得されたこのシーケンスの最初のフレーム (a) には尾の兆候がありません。 T + 0.15 日 (T + 3.5 時間) で取得した 2 番目のフレーム (b) から尾が見え始めました。尾部は、一般に、衝突時のディモルフォスからの塵の衝動的な放出と一致する方向に成長し続けました。 i–k、二次尾は T + 8.82 日から T + 14.91 日の間に見え、元の尾の約 4 度北を指します。

さらに、二次尾はT + 5.7日とT + 8.8日の間に現れました（図4i〜k）が、T + 18.5日にはもはや識別できませんでした（図4l）。それはディディモス星系に由来し、元の尾の約 4 度北を指し、この期間中に全体的に扇形の尾の形態を形成しました。二次尾部の原因は不明であり、形態は複数の尾部を持つ活動的な小惑星の以前の観察と一致していますが、いくつかのメカニズムが調査される予定です（方法と拡張データ図4および6）。上で説明したディモルフォスの噴出物の進化のシーケンス全体は、補足ビデオ 1 に示されています。

DART ミッションは、これまでの小惑星観測と一致して、衝突によって小惑星が活性化する可能性があることを明確に実証しました1。私たちの観測は、衝突によって引き起こされたと考えられている活動性小惑星のこれまでの観測を再評価するための基礎を提供します。ディモルフォスの噴出物の進化は、活動的な小惑星の尾部で観察された粒子サイズが尾部の年齢に依存する可能性を示唆しており、活動的な小惑星 311P/PanSTARRS26 の尾部で測定された粒子サイズの範囲と一致しています。したがって、P/2010 A2 の尾部にミリメートル以下の塵が存在しないのは、衝突から 10 か月後に発生した観測の結果である可能性があります 4,5,24。 DART は、制御された惑星規模の衝突実験であり、ターゲット、噴出物の形態、噴出物の進化プロセス全体の詳細な特徴付けを提供します。 DART は、自然の衝突によって引き起こされる活動を示す、新しく発見された小惑星の研究のモデルであり続けます。

私たちは、ディモルフォス噴出物を観察するために、約 19 日間にわたって合計 19 回の HST 軌道 (周期 95 分) を使用しました (拡張データ表 1)。最初の軌道 (軌道 0o) は DART 衝突の前にありました。 2 番目の軌道から 7 番目の軌道 (軌道 01 ～ 06) までは、T + 15 分頃に開始され、地球がターゲットの視界を遮ったときを除いて、継続的に噴出物を観測しました。次の 5 つの軌道 (軌道 11 ～ 15) では、およそ 12 時間に 1 回、その後の 3 つの軌道 (軌道 16 ～ 18) では毎日 1 回、噴出物が観察されました。最終段階（軌道 21 ～ 24）では、3 日に 1 回の観測が行われました。観測は衝突から18.5日後に終了した。各軌道では、いくつかの露出レベルで画像が収集されました。短時間露出ではディディモスの中心核が不飽和になり、長時間露出ではディディモスが飽和して、比較的かすかな噴出物と尾が画像化されました。すべての画像はフィルター F350LP (ピボット波長 587 nm、帯域幅 149 nm) を通して収集されました 30。

観測はディモルフォス暦速度で追跡するように計画されました。追跡には名目上、地球の周りの HST の軌道による視差の補正が含まれており、すべての露出で視野内のドリフトを最小限に抑えてディディモスを視野内に留めることが期待されていました。しかし、まだ説明されていない追跡問題により、いくつかの軌道ではさまざまな露出回数でターゲットを失い、一部の長時間露出では 10 ピクセルを超えるポインティングドリフトが発生しました。解析対象をドリフトが 7 ピクセル未満の露出に限定し、特定の軌道で良好な画像が利用できない場合にはドリフトが大きい長時間露出を使用することもありました。

画像は、宇宙望遠鏡科学研究所の HST 標準校正パイプラインによって校正されました 31。次に、画像サイズに応じて、幅 100 ～ 400 ピクセル、右上隅から 100 ～ 300 ピクセルの正方形から空の背景を削除しました。このエリアは通常、ディディモスから 20 秒角離れており、噴出物の兆候はありません。

開口測光は、電荷移動効率31については補正されていますが、幾何学的歪みは補正されていないすべての短く不飽和の露光で測定されました (.flc ファイル、HST データアーカイブから入手可能。「データの利用可能性」を参照)。重心は、光中心を中心とする 5 × 5 ピクセルボックスの 2 次元ガウスフィットによって定義されました。ピクセル領域マップは、画像内のピクセル領域の変動を補正するために使用されました31。合計カウントは、半径 1 ～ 130 ピクセル (0.04 ～ 5.2 秒角) の円形開口部を使用して測定されました。画像ヘッダーと HST 測光校正 Web サイトで提供される測光校正定数 (PHOTFLAM = 5.3469 × 10−20 erg Å−1 cm−2 per 電子、PHOTZPT = 26.78) に基づいて、合計カウントを磁束密度とベガ振幅に変換しました。。噴出物を含むディディモスの全輝度と噴出物の全輝度を拡張データ図4に示します。

電荷移動効率と幾何学的歪みを補正した画像 (.drc ファイル) を使用して、噴出物の形態を研究しました。かすかな噴出物の特徴の信号対雑音比を高めるために、各軌道で噴出物の形態に変化が見られないため、各軌道ですべての長時間露光を積み重ねました。中心が飽和している長時間露光の重心は、回折スパイクの断面によって決定されました。ポインティングによるドリフトを伴う長時間露光がスタックに含まれていましたが、10 ピクセルを超えるドリフトがあったものは破棄されました。このドリフトの影響は、ほとんどの場合ドリフトの長さよりも大きい、フィーチャの測定に対する追加の位置不確実性として説明されます。宇宙線と背景の星は積層プロセスで除去されました。軌道ごとに異なる数の適切な長時間露光が利用できるため、ほとんどのスタックされた長時間露光では合計露光時間は 25 秒から 50 秒まで変化し、軌道 21 スタックでは 155 秒、軌道 23 スタックでは 110 秒に達しました。

彗星の研究に一般的に使用されるさまざまな画像強調技術 32 が、方位角中央値の減算と除算、方位角と半径方向の再投影、異なる明るさのストレッチ、さまざまなカラーテーブルの使用など、噴出物の特徴の特定を支援するために使用されました。特定されたすべての特徴は、いくつかの技術によって確認されました。

画像平面に投影された特徴の速度は、すべての特徴が衝突時に小惑星から生じ、小惑星から直接遠ざかったと仮定して推定されました。小惑星からの地物までの投影距離と対応する観測時間から、その地物の投影速度が求められます。この方法で推定された速度は、遅い噴出物 (< 約 1 m s−1) または太陽輻射圧の影響を受けたフィーチャの連星系から脱出した後のフィーチャの真の最終速度を表していないことに注意してください。それらの場合の地物の軌跡は、ディディモスの重力 (拡張データ図 2) または太陽放射圧の影響を顕著に受けます。

我々は、T + 8.2 時間以内の画像内で 1 m s−1 を超える速度で移動する噴出物構造に基づいて噴出物錐体の特性を計算しました (図 2)。これらの構造は、連星小惑星から半径方向に沿って小惑星から遠ざかる直線運動を示しました (拡張データ表 2)。噴出物の塵の大部分が薄い円錐形のカーテン内にあると仮定すると、側面から見た場合、光学的奥行き効果により、円錐の 2 つの端がディモルフォスからの放射方向に沿った 2 本の明るい光線として見えます。 DART の衝突速度はスカイプレーンに近いため (拡張データテーブル 1)、コーンの方向が DART の衝突速度の逆方向に近いと仮定すると、コーンは HST で側面から見た状態に近くなります。画像と、円錐の 2 つのエッジ (線形特徴 l7 および l8) がまたがる開口角は、その 3 次元の開口角に近いです。これは、以下で説明する導出された円錐形状によって確認されます。

オリジナル画像と強調画像の両方から噴出円錐の 2 つの端の位置角度を測定しました (「観察とデータの削減と処理」を参照)。位置角度の不確実性の範囲は、線形特徴の見かけの幅によって定義されます。私たちの測定では、DART の進入方向の 5 度以内に中心があり、開口角が約 130 度のイジェクタコーンが得られました。噴出物線のあいまいさとわずかな曲率により、測定された位置角度の不確実性は最大 ±8 度になる可能性があり、結果として開口角度の不確実性は最大 ±12 度になります。これら 2 つのエッジの平均と不確実性の最大値を取得すると、イジェクタコーンがコーン軸に関して線対称であるという仮定の下、67° ± 8° の位置角度でのイジェクタコーン軸が得られます。

噴出円錐の形状をさらに制約するために、画像と比較するために、赤経 (RA) と赤経 (赤緯) の円錐軸の方向、および開口角度によってパラメータ化された 3 次元数値円錐モデルを構築しました。まず、衝突後の初期の 6 枚の画像 (図 2) を方位放射投影法で投影し、各画像について、方位方向に沿って 18 等角秒−2 より明るいピクセルのヒストグラムを生成しました。最も高いピクセル数を持つ方位ビン (尾部と回折スパイクを除く) は、ほぼガウス分布で 2 つの円錐エッジを定義します。 2 つの円錐エッジの位置角度の平均と 1σ の不確実性は、ヒストグラムから導出されます。平均して、北と南の円錐端の位置角度はそれぞれ 4° ± 8° と 131° ± 8° であり、上記の測定結果と一致しています。次に、噴出円錐モデルからシミュレートされた画像を生成し、実際の画像に対して同じアプローチに従って対応するヒストグラムを計算しました。このヒストグラムは、測定されたコーンエッジ位置角度と比較され、次のように定義されるスコアが計算されました。

ここで、σi と μi はそれぞれ北または南のエッジの標準偏差と平均 (i = 1、2)、xj はシミュレートされたイメージのヒストグラムビン j の位置角度、sj はビン j のピクセル数です。最高スコアを得るために、コーン軸を赤経と赤経の全範囲で、開口角を 100 度から 160 度で検索しました。 HST 画像だけでは円錐が地球の方を向いているか地球から離れているかを判断できないため、このアプローチにより、画像面に関して対称な一対の最適な円錐軸ソリューションが得られました。したがって、両方を実現可能なコーン軸方向として検討しました。解の不確実性は、測定された平均値と標準偏差を使用して 2 つのガウス分布に分布した、測定されたコーンエッジ位置角度の 500 個のランダムサンプルを使用して推定されました。最適な円錐軸方向は、(RA、Dec) = (141° ± 8°、25° ± 6°) および (120° ± 9°、10° ± 7°) で、どちらも開口角 125° ± 10° (1σ の不確実性) でした。どちらの解も画像面から約 12 度の位置にあり、前者は地球の方向を指し、後者は地球の方向を向いています。

尾部の位置角度とその不確実性は、尾部を含むすべての重ね合わせ画像 (短時間および長時間露光) において、尾部に沿った最も遠い点で尾部の目に見える境界を定義する小惑星からの半径方向によって決定されました。太陽輻射圧の影響下でのダスト動力学モデルは、ダストの運動が βsrp によって決定される以前のモデル 22 に従います。太陽輻射圧力と太陽重力の比として定義される βsrp は、次のように粒子の半径 r と密度 ρ に依存します。

ここで、K = 5.7 × 10−4 kg m−2 は定数、Qpr は太陽スペクトル全体で平均化された放射圧力係数で、通常は 1 と仮定されます。ディディモス・ディモルフォス系が LL の通常のコンドライト物質に関連する S 型スペクトルを示すことを考慮して、通常のコンドライト隕石の密度に従う噴出物中のダスト 33。

衝突前のモデリングでは、サイズが 100 μm 未満の噴出物粒子については、太陽輻射圧力の加速度がディディモスシステムの重力加速度を常に超えることが示唆されています 20,35。これらの小さな粒子は 10 時間以内に二元系から押し出されます。ディディモスの重力は、ミリメートルサイズの粒子では約 3 km 以内、センチメートルサイズの粒子では約 10 km 以内で支配的です。

天空面における尾翼の向きのモデリングは、同期シンダインアプローチ 36 に従います。このアプローチでは、同期とは、初速度ゼロで、同時にさまざまな βsrp で放出されたダスト粒子の軌跡です。ディモルフォスの尾の測定された位置角度は、すべての画像の衝突時に関連する同期によって示唆される方向の 4 度以内に一致しており、太陽輻射圧が尾の形成を支配していることを示唆しています (拡張データ図 7)。 T + 1日とT + 5日の間の小さな差異は、おそらく尾部のわずかな見かけの湾曲によるものであり（図4e-h）、これはダスト粒子のゼロ以外の平均初速度に関連している可能性があります。ディモルフォスの軌道速度から受け継いだ連星系。

噴出ダストの初速度がゼロではないため、尾部が広がります。画像平面に投影されたディモルフォスの噴出物の平均初速度には北向きの成分があり、これにより尾部が仮想の速度ゼロの粒子 (同期) の軌跡に対して北に向かって広がっています。比較的鋭い南端とより拡散した北端は、噴出速度の増加とともにダスト粒子の数が減少するため、噴出物の質量と速度の関係からの予想と一致しています37。尾部の 1 秒角の幅は、ディモルフォスの軌道速度に匹敵する初速度分散 Δv = 0.15 m s−1 と一致しており、尾部が主に最も遅い噴出物で構成されていることが示唆されます。

βsrp と粒子サイズの反比例は、小さな粒子はより強い太陽放射圧を受け、放出後は大きな粒子よりも速く小惑星から押しのけられることを意味します。私たちの HST 観測期間は太陽の周りのディディモスの公転周期 (2.1 年) よりもはるかに短いため、太陽放射圧下での小惑星に対する尾に沿った粒子の運動は、一定の加速度運動で近似できます。尾の長さが伸びるにつれて、さまざまなサイズの粒子が尾に沿って広がり、最も小さな粒子が小惑星から遠い尾の端近くに残り、より大きな粒子が小惑星に近い端で優勢になります。尾部の指数が α であるべき乗則微粒子サイズ分布を仮定すると、尾部の明るさは指数 b = −4 − 小惑星までの距離とべき乗則の関係があると予想されることが導出されました。 α。

T + 5 時間から T + 18.5 日の最後のスタックまでのスタックされた長時間露光から尾の輝度プロファイルを抽出しました (拡張データ図 3)。微分粒度分布の指数 α は、0.2 × 10−4 から 8 × 10−の βsrp の範囲に対応する、さまざまな画像のテール輝度プロファイル（対数対数空間）の線形部分から導出されました。 −２．２〜−３．１の間であり、平均は−２．７、標準偏差は０．２である。 βsrp の範囲は、粒子サイズが 1 μm から数ミリメートルの範囲であることを示しています。約 T + 6 日後の画像では、尾部の明るさには、べき乗則の傾きが異なる 2 つの領域が表示されます。内側の領域は、尾部と重なり始めた湾曲した噴出物の流れの粒子の影響を受けているように見えます。外側領域の傾きは初期の画像と同様に -2.7 に近い最適な傾きを持っていますが、内側領域の傾きは -3.6 から -3.9 の範囲です。内側領域の βsrp の範囲は 7 × 10−4 から 1 × 10−5 で、ミリメートルからセンチメートルサイズの粒子に相当します。サイズ 100 μm 以下の粒子は衝突から数時間後に除去されるはずであるため、湾曲した流れには小さな粒子が存在しないことが予想されます。このサイズ範囲での粒子サイズ分布の明らかな急峻さは、噴出物粒子の大部分が数センチメートルのサイズカットオフを持っていることを示しているようにも見えます。尾部の粒子サイズ分布がすべての噴出物の粒子サイズ分布を表す場合、べき乗則指数 -2.7 は、噴出物の総質量が最大の粒子によって支配されていることを意味します。

上記の処理は、アルベドが粒子サイズに依存しないことを前提としているため、これを調べる必要があります。散乱効率のサポートモデル40とともに、マイクロメートルサイズのエアロゾル38とミリメートルサイズの粒子39の位相関数の実験室測定に基づくと、マイクロメートルサイズの粒子のアルベドは、位相におけるミリメートルサイズの粒子のアルベドの約70%です。私たちの初期の観測の角度 (54°)。この輝度比は、最終画像に対応する位相角 (74°) で逆転し、マイクロメートルサイズの粒子が約 16% 明るくなります。私たちの計算によると、マイクロメートルサイズの粒子とミリメートルサイズの粒子のアルベド間の小さな違いによって、粒子サイズ分布の最適なべき乗則指数が 2% 未満しか変化しないことがわかりました。マイクロメートルからセンチメートルサイズの粒子についても同じアルベドという仮定が当てはまります。

約 T + 5 日から T + 7 日の間で、ディディモス・ディモルフォス系の全明るさの全体的な減光率がわずかに減少していることは、系から 10 km 以内の噴出物における総散乱断面積の増加を示しています。データ図 4)、測光絞りから移動する噴出物を部分的に補償します。噴出物粒子のアルベドの変化によって引き起こされる可能性は低いです。噴出物への新たなダスト粒子の注入が考慮された。

このシナリオとそのタイミングは、同期モデル (拡張データ図 6) によってもサポートされており、二次尾翼の投影方向は、約 T + 5.0 日から T + 7.1 日に関連する同期と一致しています。二次尾部の幅が元の尾部と同様に狭いことは、ダスト粒子の初速度が約 0.15 m s-1 であることを示唆しています。 Didymos 連星環境は塵の動きを複雑にし、理想的な同期モデルの初期速度ゼロの仮定からの逸脱を引き起こす可能性がありますが、二次尾部で観察された塵の低い初速度は、影響が限定的であることを意味します。

二次ダスト放出の考えられるメカニズムには、ディモルフォスまたはディディモス35への噴出物ブロックの再衝突、またはスピンアップまたは相互衝突により小さな破片に崩壊する大きな噴出物ブロックが含まれる可能性がある(SLI et al.、原稿準備中)。ディモルフォスの自転が潮汐的に固定されている場合、自転が遅いため、自転によって表面から質量が放出される可能性は低い。しかし、ディディモスの質量移動と脱落は、その高速回転が赤道での正味外側加速度を引き起こすため、噴出物の再衝突によって潜在的に引き起こされる可能性がありますが、これについての明確な兆候はまだ確認されていません3。これらのメカニズムを使用して塵がディモルフォスまたはディディモスの表面から持ち上げられると、太陽放射圧によって塵はすぐに反太陽方向に押し流され、二次尾が形成されます。

他のメカニズムとしては、遅い噴出物塵と連星系との間の動的相互作用41、噴出物塵が太陽放射圧によって折り返されて連星系を通過するときの重力散乱、または惑星間の影響下で光子を帯びた塵粒子が挙げられる。磁場42は、二次尾部の出現につながる異常な尾部形態を引き起こす可能性もあります。私たちの力学シミュレーションは、観察されたものと一致する形態を持つ二次尾部を形成するために二次的な塵の放出は必要ないことを示唆しました。しかし、これらのシナリオは、ディディモス星系の光曲線の衰退によって示唆されるように、噴出塵の増加を伴わない可能性があります。

この記事に関連するすべての生の HST データはアーカイブされており、宇宙がホストする宇宙望遠鏡用ミクルスキーアーカイブ (https://mast.stsci.edu/search/ui/#/hst/results?proposal_id=16674) で公開されています。望遠鏡科学研究所。図２と図３の長時間露光を積み重ねたもの。 2 ～ 4 は、JHU/APL がホストする Web サイト (https://lib.jhuapl.edu/papers/ejecta-from-the-dart-production-active-asteroid-dimo) から入手できます。その他の関連データは、ご要望に応じて対応著者から入手できます。

Jewitt, D. & Hsieh, HH 小惑星と彗星の連続体。プレプリントは https://arxiv.org/abs/2203.01397 (2022) にあります。

デイリー、RT et al. 惑星防衛のため小惑星への動的衝突に成功。自然 https://doi.org/10.1038/s41586-023-05810-5 (2023)。

カリフォルニア州トーマスら。 DARTの運動衝撃によるディモルフォスの公転周期の変化。自然 https://doi.org/10.1038/s41586-023-05805-2 (2023)。

ジュイット D.、ウィーバー H.、アガルワル J.、ムッチラー M.、マサチューセッツ州ドラフス、メインベルト小惑星 P/2010 A2 の最近の破壊。 Nature 467、817–819 (2010)。

論文 ADS CAS PubMed Google Scholar

スノッドグラス、C.ら。小惑星 P/2010 A2 の破片跡の起源となった 2009 年の衝突。 Nature 467、814–816 (2010)。

論文 ADS CAS PubMed Google Scholar

Tancredi, G.、Liu, P.-Y.、Campo-Bagatin, A.、Moreno, F. & Domínguez, B. DART 実験で生成された低速噴出物のロフティングと塵雲の生成。月ない。 R・アストロン。社会 https://doi.org/10.1093/mnras/stac3258 (2022)。

Cintala, MJ、Berthoud, L. & Hörz, F. 粗粒砂への衝突による噴出速度分布。流星。惑星。科学。 34、605–623 (1999)。

記事 ADS CAS Google Scholar

KR 州ハウセンと KA 州ホルスアップル衝突クレーターからの噴出物。イカロス 211、856–875 (2011)。

記事 ADS Google Scholar

Schultz, PH、Gault, DE & Crawford, D. 半球状の粒状ターゲットの影響: 地球規模の影響への影響。惑星地質学および地球物理学プログラムのレポート 380–381 (NASA、1986)。

Raducan, SD、Davison, TM & Collins, GS 小惑星表面への斜め衝突による噴出物の分布と運動量伝達。イカロス 374、114793 (2022)。

記事 Google Scholar

ラデュカン、SDら。運動インパクターからの運動量伝達に対する発射体の形状の影響と DART ミッションへの影響。内部。 J.インパクト・エンジニアリング 162、104147 (2022)。

記事 Google Scholar

アハーン、MF 他ディープインパクト: テンペル彗星 1 の発掘。Science 310、258–264 (2005)。

論文 ADS PubMed Google Scholar

フェルドマンPDほか。ハッブル宇宙望遠鏡によるディープインパクト遭遇時の9P/テンペル1彗星の観測。イカロス 187、113–122 (2007)。

記事 ADS Google Scholar

ミーチ、KJ 他ディープインパクト: 世界規模の地球ベースのキャンペーンからの観測。サイエンス 310、265–269 (2005)。

論文 ADS CAS PubMed Google Scholar

Richardson, JE、Melosh, HJ、Lisse, CM & Carcich, B. ディープインパクト噴出プルームの弾道解析: テンペル 1 彗星の重力、質量、密度の決定。イカロス 190、357–390 (2007)。

記事 ADS Google Scholar

サンシャイン、JM 他テンペル彗星 1 の内部における水の氷の分布。イカロス 190、284–294 (2007)。

記事 ADS CAS Google Scholar

リッセ、ＣＭら。ディープインパクト噴出物のスピッツァースペクトル観測。サイエンス 313、635–640 (2006)。

論文 ADS CAS PubMed Google Scholar

Ormö、J. et al. 瓦礫の山の小惑星への衝突による岩の発掘と分離。地球惑星。科学。レット。 594、117713 (2022)。

記事 Google Scholar

角野達也ほか大きな内包物を含む粒状ターゲットからの衝撃によって引き起こされる噴出物のパターン。アストロフィー。 J.Lett. 880、L30 (2019)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Ferrari, F.、Raducan, SD、Soldini, S. & Jutzi, M. 噴出物の形成、初期の衝突プロセス、およびディモルフォスへの DART 衝突後の力学的進化。惑星。科学。 J. 3、177 (2022)。

記事 Google Scholar

Yu、Y.、Michel、P.、Schwartz、SR、Naidu、SP & Benner、LAM AIDA 宇宙プロジェクトからの噴出雲が連星小惑星の二次星に及ぼす運動学的影響: I. 機械的環境と力学モデル。イカロス 282、313–325 (2017)。

記事 ADS Google Scholar

Burns, JA、Lamy, PL & Soter, S. 太陽系内の小さな粒子に対する放射線の力。イカロス 40、1–48 (1979)。

記事 ADS Google Scholar

Kim, Y.、Ishiguchi, M.、Michigami, T. & 中村 AM 活動的な小惑星 P/2010 A2 からの異方性放出: 小惑星での衝撃粉砕の意味。アストロン。 J. 153、228 (2017)。

記事 ADS Google Scholar

オレゴン州エノーら。 P/2010 A2 リニア。 I. 小惑星主帯への衝突。アストロン。アストロフィー。 537、A69 (2012)。

記事 Google Scholar

Jewitt, D.、Agarwal, J.、Weaver, H.、Mutchler, M.、Larson, S. 異常な多重尾メインベルト彗星 P/2013 P5。アストロフィー。 J.Lett. 778、L21 (2013)。

記事 ADS Google Scholar

Jewitt, D.、Agarwal, J.、Weaver, H.、Muchler, M.、Larson, S. 活動的な小惑星 311P/PANSTARRS からの突発的放出。アストロフィー。 J. 798、109 (2015)。

記事 ADS Google Scholar

クレイナ、JT 他。 (6478) Gault の散発的な活動: YOPR 主導のイベント? アストロフィー。 J.Lett. 874、L20 (2019)。

記事 ADS CAS Google Scholar

ジューイット、D. et al. 断続的に活動する小惑星 6478 ゴールト。アストロフィー。 J.Lett. 876、L19 (2019)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Scheirich, P. & Pravec, P. DART ターゲットの連星小惑星 (65803) ディディモスの衝突前の相互軌道は、2003 年から 2021 年の相互イベントの観測から導き出されました。惑星。科学。 J. 3、163 (2022)。

記事 Google Scholar

Calamida, A. et al. Wide Field Camera 3 検出器の新しい測光キャリブレーション。アストロン。 J. 164、32 (2022)。

記事 ADS Google Scholar

Sahu, K. et al. WFC3 データハンドブック v.5.0 (STScI、2021)。

Samarasinha, NH & Larson, SM 彗星の昏睡における形態学的特徴の定量的調査のための画像強調技術: 比較研究。イカロス 239、168–185 (2014)。

記事 ADS Google Scholar

Britt, DT & Consolmagno, GJSJ 石質隕石の多孔性と密度: 2001 年までのデータのレビュー。流星。惑星。科学。 38、1161–1180 (2003)。

記事 ADS CAS Google Scholar

TL、Dunn、TH バーバイン、Bottke、WFJr & Clark、JP 鉱物学と地球近傍小惑星の源領域。イカロス 222、273–282 (2013)。

記事 ADS Google Scholar

Finson, ML & Probstein, RF 塵彗星の理論。 I. モデルと方程式。アストロフィー。 J. 154、327–352 (1968)。

記事 ADS Google Scholar

ロッシ、A.ら。ディモルフォスに対する DART の衝撃による噴出物の動的進化。惑星。科学。 J. 3, 118 (2022)。

記事 Google Scholar

Fahnestock、EG et al. DART の遭遇前予測は、噴出物の動作と観察可能性に影響を与えます。惑星。科学。 J. 3、206 (2022)。

記事 Google Scholar

Volten, H. et al. 441.6 nm および 632.8 nm での鉱物エアロゾル粒子の散乱行列。Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ．解像度アトモス。 106、17375–17401 (2001)。

記事 ADS Google Scholar

ムニョス、O. 他ミリメートルサイズの宇宙塵粒子の実験的な位相関数。アストロフィー。 J. 846、85 (2017)。

記事 ADS Google Scholar

Nousiainen, T.、Kahnert, M. & Lindqvist, H. 回転楕円体モデル粒子を使用した光散乱観察から粒子の形状情報を取得できますか? Ｊ．Ｑｕａｎｔ．分光器。ラディアット。トランスファー 112、2213–2225 (2011)。

記事 ADS CAS Google Scholar

Moreno、F.、Campo Bagatin、A.、Tancredi、G.、Liu、P.-Y. & Dominguez、B. ディモルフォス DART 衝突噴出物の地上からの観測可能性: 測光予測。月ない。 R・アストロン。社会 515、2178–2187 (2022)。

記事 ADS Google Scholar

Hartzell、CM 小惑星における 2D 静電塵浮遊のダイナミクス。イカロス 333、234–242 (2019)。

記事 ADS Google Scholar

北里和也ほか太陽位相角と連星近地球小惑星 (65803) 1996 GT の物理的特性に依存する測光動作。プロセスで。第 35 回月惑星科学会議 1623 (月惑星研究所、2004)。

リファレンスをダウンロードする

この研究は、DART ミッション、NASA 契約番号によってサポートされました。 80MSFC20D0004 および LICIACube プロジェクトを通じてイタリア宇宙庁 (ASI) によるものです (ASI-INAF 協定 AC no. 2019-31-HH.0)。この研究の一部は、NASA との契約に基づいて、カリフォルニア工科大学ジェット推進研究所で実施されました。 J.-YL は、NASA 契約 NAS 5-26555 に基づき、天文学研究大学協会が運営する宇宙望遠鏡科学研究所からの助成金 HST-GO-16674 を通じて NASA から提供された支援に感謝します。 LK は、NASA DART 参加科学者プログラム、助成金番号 2 からの支援に感謝します。 80NSSC21K1131。 RL、DAG、TJS は、NASA/GSFC 内部科学者資金提供モデル (ISFM) の外気圏、電離層、磁気圏モデリング (EIMM) チーム、NASA 太陽系探査研究仮想研究所 (SSERVI) および NASA 賞第 1 号からの資金提供を認めます。 80GSFC21M0002。 RM は、NASA 宇宙技術大学院研究機会 (NSTGRO) 賞 (契約番号 80NSSC22K1173) からの支援に感謝します。首相は、助成協定第2号に基づく欧州連合のHorizon 2020研究・イノベーションプログラムからの資金支援を認めた。 870377 (プロジェクト NEO-MAPP)、MITI 学際プログラム、CNES および ESA を通じた CNRS。 FF は、スイス国立科学財団 (SNSF) Ambizione 助成金第 1 号からの資金提供を認めます。 193346. JO は助成金番号 193346 によって資金提供を受けています。スペイン科学イノベーション省/州研究機関 MCIN/AEI/10.13039/501100011033 による PID2021-125883NB-C22、および欧州地域開発基金による「ヨーロッパの作り方」。 GT は、国立研究開発庁 ANII (ウルグアイ) のプロジェクト FCE-1-2019-1-156451 からの財政的支援を認めます。 T. Kohout は、フィンランドアカデミープロジェクト 335595 およびチェコ科学アカデミー地質研究所からの機関的支援 RVO 67985831 によって支援されています。 FM は、MCIN/AEI/10.13039/501100011033 および PID2021-123370OB-I00 によって資金提供された助成金 CEX2021-001131-S からの財政的支援を認めています。 MG による研究は、フィンランドアカデミー助成金 345115 によって部分的に支援されています。JMT-R。スペインの MCIN/AEI/10.13039/501100011033 が資金提供するプロジェクト PID2021-128062NB-I00 からの財政支援を認めます。補足ビデオ 1 に含まれるアニメーションを生成した J. DePasquale (STScI) に感謝します。

惑星科学研究所、ツーソン、アリゾナ州、米国

ジャンヤン・リー、スティーブン・R・シュワルツ、ジョーダン・ステクロフ

オーバーン大学、航空宇宙工学部、地球科学部、米国アラバマ州オーバーン

Masatoshi Hirabayashi

米国メリーランド州カレッジパーク、メリーランド大学天文学部

トニー・L・ファーナム、ジェシカ・M・サンシャイン、ルドミラ・コロコロワ

米国海軍兵学校物理学科、米国メリーランド州アナポリス

マシュー・M・ナイト

ウルグアイ、ウデラル、理学部天文学部

ゴンサロ・タンクレディ

アンダルシア天体物理学研究所、CSIC、グラナダ、スペイン

フェルナンド・モレノ

エディンバラ大学、王立天文台、エディンバラ、英国

ブライアン・マーフィー、シリエル・オピトム、コリン・スノッドグラス

米国カリフォルニア州パサデナのカリフォルニア工科大学ジェット推進研究所

スティーブ・チェスリー & ユージン・G・ファーネストック

航空宇宙工学科学、コロラド天体力学研究センター、コロラド大学、米国コロラド州ボルダー

ダニエル・J・シーレス & ポール・サンチェス

北アリゾナ大学、フラッグスタッフ、アリゾナ州、米国

クリスティーナ・A・トーマス

応用物理学研究所、ジョンズ・ホプキンス大学、米国メリーランド州ローレル

アンドリュー・F・チェン、キャロリン・M・アーンスト、アンドリュー・S・リブキン、アンジェラ・M・スティックル、ハロルド・A・ウィーバー、ナンシー・L・シャボット、R・テリック・デイリー

宇宙望遠鏡科学研究所、ボルチモア、メリーランド州、米国

リンダ・ドレッセル & アリソン・ヴィック

イタリア、ミラノ工科大学航空宇宙科学技術局

ファビオフェラーリ

英国ベルファスト、クイーンズ大学ベルファスト数学物理学部

アラン・フィッツシモンズ

INAF - ローマ天文台、ローマ、イタリア

シモーネ・イエヴァ、エリザベッタ・ドット、ペドロ・H・ハッセルマン、エレナ・マゾッタ・エピファニ

INAF トリエステ天文台、トリエステ、イタリア

スタヴロ・L・イワノフスキー

ローウェル天文台、フラッグスタッフ、アリゾナ州、米国

セオドア・カート & ニコラス・A・モスコヴィッツ

アリゾナ大学、アリゾナ州ツーソン、月惑星研究所

セオドア・カレッタ

ラス・カンブレス天文台、ゴレタ、カリフォルニア州、米国

ティム・リスター

宇宙研究と惑星科学、ベルン大学物理研究所、ベルン、スイス

サビーナ・D・ラドゥカン & マーティン・ジュッツィ

IFAC-CNR、フィレンツェ、イタリア

アレクサンダー・ロッシ

リバプール大学機械・材料・航空宇宙工学科、リバプール、英国

ステファニー・ソルディニ

DLR 惑星研究所、ベルリン、ドイツ

ジョン・バプテスト・ヴィンセント

アーマー天文台およびプラネタリウム、アーマー、英国

スティーブン・バヌーロ

物理化学科学部、テ・クラ・マトゥ、カンタベリー大学、クライストチャーチ、ニュージーランド

ミシェル・T・バニスター

マサチューセッツ工科大学地球大気惑星科学科、米国マサチューセッツ州ケンブリッジ

サヴェリオ・カンビオーニ

アリカンテ大学、アリカンテ、スペインの科学および技術応用物理学研究所

アドリアーノ・カンポ・バガティン

アリカンテ大学、物理学、システム工学および信号理論学科、アリカンテ、スペイン

アドリアーノ・カンポ・バガティン

INAF パドヴァ天文台、パドヴァ、イタリア

ガブリエレ・クレモネーゼ、アリス・ルケッティ、マウリツィオ・パジョラ

メリーランド大学宇宙科学技術センター、ボルチモア郡、ボルチモア、メリーランド州、米国

デヴィッド・A・グレナー & ラミン・ロラキ

太陽系探査部門、NASA ゴダード宇宙飛行センター、米国メリーランド州グリーンベルト

デヴィッド・A・グレナー、ラミン・ロラキ、ティモシー・J・スタッブス

ヘルシンキ大学物理学科、ヘルシンキ、フィンランド

ミカエル・グランヴィク

スウェーデン、キルナのルーレオ工科大学、小惑星工学研究所

ミカエル・グランヴィク

宇宙生物学センター (CAB)、CSIC-INTA、トレホンデアルドス、マドリッド、スペイン

イザベル・ヘレロス & イェンス・オルモ

ミシガン州立大学地球環境科学部、イーストランシング、ミシガン州、米国

セス・ジェイコブソン

チェコ科学アカデミー地質研究所、プラハ、チェコ共和国

トーマス・コハウト

ヘルシンキ大学地球科学地理学学部、ヘルシンキ、フィンランド

トーマス・コハウト

イタリア、パドヴァのパドヴァ大学物理天文学部

フィオランジェラ・ラ・フォルジャ & モニカ・ラザリン

台湾桃園市、国立中央大学天文学研究所

リン・ジョンイー

イリノイ大学アーバナ・シャンペーン校航空宇宙工学科、米国イリノイ州アーバナ

ラヒル・マカディ

ラグランジュ研究所、コートダジュール大学、コートダジュール天文台、CNRS、ニース、フランス

パトリック・ミシェル

INAF - 宇宙天体物理学・惑星学研究所、ローマ、イタリア

アレッサンドラ・ミリオリーニ

宇宙科学研究所 (CSIC-IEEC)、UAB ベラテラ、バルセロナ、スペイン

ジョセップ・M・トリゴ＝ロドリゲス

PubMed Google Scholar でこの著者を検索することもできます

J.-YL は HST プログラム (GO-16674) の主任研究者であり、共同研究者 MMK、CAT、ASR、S. Chesley、LK、AFC、EGF とともに DART 排出物を観察しています。 J.-YL がこの論文の開発を主導しています。 MH、TLF、MMK は噴出円錐の測定とモデリング、およびその他の噴出物の進化研究に貢献しました。 GTは測光データの取得と解析、尾部の形成解析、活動小惑星との比較などに貢献した。 FM、ACB、BM、CO、J.-BV は尾部の形成の研究に貢献しました。 S. Chesley は噴出物の測光研究に貢献しました。 JMS、SDR、MJ、CME、AMS は、衝突に関連する噴出物の特徴の理解に貢献しました。 LD と AV は、観察シーケンスのスケジューリング、レビュー、テストをサポートしました。 FF、SLI、AR、DJS、SS は噴出物の動的モデリングに貢献しました。 RL、DAG、TJS は、塵の光散乱特性から塵のサイズ分布を導き出すことをサポートしました。 AFC と ASR は DART 調査チームのリーダーです。 NLC は DART の調整責任者です。 CAT は DART 観測ワーキンググループのリーダーであり、一般的な観測サポートを提供します。 EGF は DART イジェクタワーキンググループのリーダーであり、イジェクタの解釈とモデリングのサポートを提供します。 NAM は、一般的な観測サポートを提供することで CAT をサポートしました。 SB と MG は噴出物の粒子サイズの研究に貢献しました。 MTB、GC、S. カンビオーニ、ED、RTD、EME、IH、MH、PHH、SI、SJ、AL、TL、Z.-YL、PM、RM、JO、MP、CS、JS、PS、SRS、JMT -R.、AF、T. Kareta、T. Kohout、AM、LK、FLF、ML、HAW がこの論文にコメントと改善を提供しました。

Jian-Yang Li への通信。

著者らは競合する利害関係を宣言していません。

Nature は、この研究の査読に貢献してくれた石黒正輝氏と他の匿名の査読者に感謝します。

発行者注記 Springer Nature は、発行された地図および所属機関の管轄権の主張に関して中立を保っています。

(a) HST13 によって観測された衝突から約 1 時間後の深部衝突噴出物。 (b) ディモルフォスの噴出物は約 T+0.4 時間 (図 2a)。 (c) ディモルフォスの噴出物は約 T+5 時間です (図 2d)。 (d) 2010 年 1 月 29 日に HST によって 1.09 au4 の距離で観測された P/2010 A2 の尾部 (NASA、ESA、D. Jewitt (UCLA) による元の画像、出典: https://hubblesite.org/contents/ media/images/2010/07/2693-Image.html?news=true、ほぼ北が上になるように回転)。（ e ）T + 5.7日に観察されたディモルフォスの尾（図4h）。すべての画像は北を上方向、東を左にして表示されます。

(a) 赤い線は、0.43 m/s で放出された 8 個のダスト粒子の軌道を表しており、それぞれ噴出円錐の北端または南端に含まれています。初期方向は、測定された円錐形状に基づいています (方法)。ディディモスとディモルフォスの重力により軌道が曲がります。濃い青色の曲線は、対応する赤い曲線のそれぞれの粒子と同じ方向に沿って異なる速度で放出されたいくつかの粒子の位置であり、観察された曲線状の噴出物ストリームを形成しています。図の領域は幅 600 km です。 (b) (a) と同じ図ですが、縮尺が小さく、連星系近くの噴出物の流れのより顕著な曲率を示しています。これらのストリームは、1 m/s 未満の初期放出速度で粒子の位置のスナップショットをキャプチャします。

(a) さまざまな画像からの尾に沿った輝度プロファイル。破線は、幅 40 ピクセル (1.6 インチ) の尾に沿って抽出された平均表面輝度であり、明確にするために垂直方向にオフセットされています。実線は、対応する最適なべき乗則モデルです。2 つのセクションは、画像からのプロファイルに対して個別にフィッティングされています。 (b) 底軸の βsrp および対応する粒子半径に関する噴出ダスト粒子の微分サイズ分布 (dSFD) のベストフィットべき乗則指数 (a を仮定)上軸は密度 3500 kg/m3)、黒丸は主尾翼から、白三角は二次尾翼から得られ、水平誤差バーは、対応する尾翼プロファイルがカバーする βsrp の範囲を表します。記号の色は、パネル (a) のプロファイルの色。外側セクションの傾き値は 1x10−4 より高い βsrp を持ち、内側セクションの傾き値は 1x10−4 と 1x10−5 の間の βsrp に対応します。水平破線は平均です。外側のセクションでは -2.7、緑色の陰影領域は標準偏差を表します。

(a) 衝突後の時間の関数として、HST 画像から測定されたディディモスの距離における半径 10 km、30 km、および 50 km の開口部におけるディディモスの合計等級。 (b) 衝突後の時間に対する噴出物の規模。両方のパネルの黒い曲線は、G = 0.2043 の IAU HG 位相関数モデルに基づくディディモスのマグニチュードであり、観測された衝突前のマグニチュードと一致するようにスケールされています。噴出物のマグニチュードは、観測された総フラックスとディディモスからのフラックスの差に対応します。この噴出物は、半径10 kmの開口部に衝突した後、約2.5日間ディディモスよりも明るいです。

曲線は、衝撃前の画像 (-0.1 d) と最後の 3 つの画像 (+11.9 d、+14.9 d、および +18.5 d) から抽出されます。最近の画像の拡大された PSF プロファイルは、小惑星近くの噴出塵により発生源がわずかに広がっていることを示唆しています。 1 ピクセルは、最後の 3 つの画像のディディモスの距離で 0.04 インチまたは 2.1 ～ 2.3 km に相当します。

(a) T+11.86 日に撮影された画像は対数輝度ストレッチで表示されます。上が北、左が東です。「x」でマークされた地物は、背景の物体と宇宙線の衝突によるアーチファクトです。 (b) (a) と同じ画像ですが、さまざまな日付に対応する同期が重ねられています。主尾部の方向は衝突時 (T+0.0 日) の同期と一致し、二次尾部は T+5.0 日と T+7.1 日の間の同期と一致します。

青い円は短時間露光の積み重ねられた画像から測定され、オレンジ色の円は長時間露光の積み重ねられた画像から測定されます。緑色の三角形は二次尾翼の位置角度です。赤い破線は反太陽方向、青い実線は衝突時に放出される塵のシンクロの位置角度です。短時間露光から測定された尾部の向きは、長時間露光と比較して信号対雑音が低いため、二次尾部の影響を受ける可能性があります。

ディモルフォスからの噴出物の進化の HST 画像シーケンスのアニメーション。すべてのフレームで、北が上、東が左になります。つまり、記事内のすべての図と同じ方向になります。すべてのフレームは同じ対数輝度スケールで表示されます。

オープンアクセスこの記事はクリエイティブコモンズ表示 4.0 国際ライセンスに基づいてライセンスされており、元の著者と情報源に適切なクレジットを表示する限り、あらゆる媒体または形式での使用、共有、翻案、配布、複製が許可されます。クリエイティブコモンズライセンスへのリンクを提供し、変更が加えられたかどうかを示します。この記事内の画像またはその他のサードパーティ素材は、素材のクレジットラインに別段の記載がない限り、記事のクリエイティブコモンズライセンスに含まれています。素材が記事のクリエイティブコモンズライセンスに含まれておらず、意図した使用が法的規制で許可されていない場合、または許可されている使用を超えている場合は、著作権所有者から直接許可を得る必要があります。このライセンスのコピーを表示するには、http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/ にアクセスしてください。

転載と許可

JY. Li、M. 平林、TL. Farnham 他 DART によって生成された活動小惑星ディモルフォスからの噴出物。 Nature 616、452–456 (2023)。 https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

引用をダウンロード

受信日: 2022 年 11 月 19 日

受理日: 2023 年 2 月 8 日

公開日: 2023 年 3 月 1 日

発行日: 2023 年 4 月 20 日

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

次のリンクを共有すると、誰でもこのコンテンツを読むことができます。

申し訳ございませんが、現在この記事の共有リンクは利用できません。

Springer Nature SharedIt コンテンツ共有イニシアチブによって提供

自然天文学 (2023)

ネイチャーコミュニケーションズ (2023)

自然 (2023)

コメントを送信すると、利用規約とコミュニティガイドラインに従うことに同意したことになります。虐待的なもの、または当社の規約やガイドラインに準拠していないものを見つけた場合は、不適切としてフラグを立ててください。

前: 地球の放射線帯から来る孤立した陽子オーロラに対応する局所的な中圏オゾン破壊次: 法廷報告書

お問い合わせを送信

送信