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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.07878
Desch & Turner (2015)
High-Temperature Ionization in Protoplanetary Disks
(原始惑星系円盤中における高温でのイオン化)
この計算では、ダスト粒子からの熱電子放射 (thermionic emission)とイオン放射 (ion emission)の効果を初めて取り扱った。
これまでの原始惑星系円盤中の高温領域におけるイオン化のモデリングでは、シンプルにガス相にあるカリウム等のアルカリ金属原子があり、サハの式に従った衝突電離を仮定していた。
ここでは、ダスト粒子からの熱電子放射とイオン放射の効果を取り入れた結果、サハの式はしばしば成り立たなくなる事を示す。
この理由は、自由電荷が熱電子放射とイオン放射によって生成され、またダスト表面に衝突した際に自由電荷が失われるからである。
従って、電離状態はアルカリ金属原子の第一イオン化エネルギーだけではなく、ダスト粒子表面の仕事関数 (work function)にも依存するという事を示した。
荷電粒子の存在度は、典型的には800 Kあたりを境に急激に増加し、定性的には仕事関数、ガス密度、ダスト・ガス比への依存は弱い。
この結果を原始惑星系円盤の計算に適用した結果、デッドゾーン (高い磁気拡散率が磁気回転不安定性による乱流を抑制する領域)の内縁は、温度が閾値である ~ 1000 Kを超える所に存在する。
この温度の閾値は、もっとも密度が高い領域以外の場所では双極性拡散 (ambipolar diffusion)で決まり、密度が高い領域ではオーム散逸によって決まる。
また円盤のガスは、似た閾値を下回る温度で恒星の磁気圏に落下することも分かった。
さらに、電流シートの "short-circuit" 不安定性が原始惑星系円盤内で起きるかどうかを調べた結果、発生しない、もしくは非常に発生する条件が狭いという事が分かった。
そのためこの不安定性は、コンドリュールの生成機構ではないだろうということが示唆された。
また、熱電子放射はホットジュピター内部でのオーム散逸加熱率を決めるのに重要な要素であることが示唆される。
ホットジュピター大気中には酸化チタンのダストが存在すると考えられる。
ある閾値の温度以上では、酸化チタン粒子の熱電子放射とイオン放射が、ガスの電離状態をコントロールし得る。
シンプルに考えると、熱電子放射はガス中の電子の割合を増加させるため、オーム散逸率はサハの電離式を元に導いた場合よりも低くなると考えられる。
しかし原始惑星系円盤中と系外惑星の大気中では想定するコンディションが異なるため、別の詳細な物理が重要になる可能性もある。
原始惑星系円盤内部での電離度の計算には、主にサハの電離式が用いられています。
衝突による電離と再結合を考慮した式なので、電離度はガスの密度と温度に依存します。
大雑把には、温度が高ければ電離する原子が増えるため電離度は上昇し、密度が高いと衝突再結合するものが多いため電離度は下がります。
しかしそこにダストが存在する場合は、ダストが電荷(電子、イオン)の供給源になったり、逆に電荷を吸着する効果があるため、電離度に影響を与えます。
この論文では、ダストが電離状態に与える影響も考慮して原始惑星系円盤での電離度の計算を行い、結果がサハの電離式で計算したものからズレるということを示しています。
グラフを見ると分かりますが、サハの電離式から計算した場合は温度の上昇にともなって徐々に電離度が上昇していきますが、ダストの効果を入れた場合は低温 (800 K未満)では温度を上げてもほとんど上昇せず、800 Kあたりを境に急激に電離度が上昇し、その後は温度の上昇にともなって緩やかに上昇する、という推移となっています。
ホットジュピターのオーム加熱へのアプリケーションについても言及されていますが、こちらは本当に言及しただけ、という感じでした。
arXiv:1508.07878
Desch & Turner (2015)
High-Temperature Ionization in Protoplanetary Disks
(原始惑星系円盤中における高温でのイオン化)
概要
高温(500 K以上)でダストが存在する原始惑星系円盤中での、電子とイオンの存在度を計算した。この計算では、ダスト粒子からの熱電子放射 (thermionic emission)とイオン放射 (ion emission)の効果を初めて取り扱った。
これまでの原始惑星系円盤中の高温領域におけるイオン化のモデリングでは、シンプルにガス相にあるカリウム等のアルカリ金属原子があり、サハの式に従った衝突電離を仮定していた。
ここでは、ダスト粒子からの熱電子放射とイオン放射の効果を取り入れた結果、サハの式はしばしば成り立たなくなる事を示す。
この理由は、自由電荷が熱電子放射とイオン放射によって生成され、またダスト表面に衝突した際に自由電荷が失われるからである。
従って、電離状態はアルカリ金属原子の第一イオン化エネルギーだけではなく、ダスト粒子表面の仕事関数 (work function)にも依存するという事を示した。
荷電粒子の存在度は、典型的には800 Kあたりを境に急激に増加し、定性的には仕事関数、ガス密度、ダスト・ガス比への依存は弱い。
この結果を原始惑星系円盤の計算に適用した結果、デッドゾーン (高い磁気拡散率が磁気回転不安定性による乱流を抑制する領域)の内縁は、温度が閾値である ~ 1000 Kを超える所に存在する。
この温度の閾値は、もっとも密度が高い領域以外の場所では双極性拡散 (ambipolar diffusion)で決まり、密度が高い領域ではオーム散逸によって決まる。
また円盤のガスは、似た閾値を下回る温度で恒星の磁気圏に落下することも分かった。
さらに、電流シートの "short-circuit" 不安定性が原始惑星系円盤内で起きるかどうかを調べた結果、発生しない、もしくは非常に発生する条件が狭いという事が分かった。
そのためこの不安定性は、コンドリュールの生成機構ではないだろうということが示唆された。
また、熱電子放射はホットジュピター内部でのオーム散逸加熱率を決めるのに重要な要素であることが示唆される。
ホットジュピター大気中には酸化チタンのダストが存在すると考えられる。
ある閾値の温度以上では、酸化チタン粒子の熱電子放射とイオン放射が、ガスの電離状態をコントロールし得る。
シンプルに考えると、熱電子放射はガス中の電子の割合を増加させるため、オーム散逸率はサハの電離式を元に導いた場合よりも低くなると考えられる。
しかし原始惑星系円盤中と系外惑星の大気中では想定するコンディションが異なるため、別の詳細な物理が重要になる可能性もある。
原始惑星系円盤内部での電離度の計算には、主にサハの電離式が用いられています。
衝突による電離と再結合を考慮した式なので、電離度はガスの密度と温度に依存します。
大雑把には、温度が高ければ電離する原子が増えるため電離度は上昇し、密度が高いと衝突再結合するものが多いため電離度は下がります。
しかしそこにダストが存在する場合は、ダストが電荷(電子、イオン)の供給源になったり、逆に電荷を吸着する効果があるため、電離度に影響を与えます。
この論文では、ダストが電離状態に与える影響も考慮して原始惑星系円盤での電離度の計算を行い、結果がサハの電離式で計算したものからズレるということを示しています。
グラフを見ると分かりますが、サハの電離式から計算した場合は温度の上昇にともなって徐々に電離度が上昇していきますが、ダストの効果を入れた場合は低温 (800 K未満)では温度を上げてもほとんど上昇せず、800 Kあたりを境に急激に電離度が上昇し、その後は温度の上昇にともなって緩やかに上昇する、という推移となっています。
ホットジュピターのオーム加熱へのアプリケーションについても言及されていますが、こちらは本当に言及しただけ、という感じでした。
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.07027
Street et al. (2015)
Spitzer Parallax of OGLE-2015-BLG-0966: A Cold Neptune in the Galactic Disk
(スピッツァー宇宙望遠鏡によるOGLE-2015-BLG-0966の視差：銀河円盤中のコールドネプチューン)
質量は 21 ± 2地球質量であり、中心星は 0.38太陽質量のM型星である。
この系は、銀河中心方向に 2.5 - 3.3 kpcの距離に位置している。
またこの重力マイクロレンズイベントはスピッツァー宇宙望遠鏡でも同時に観測されており、これによって大きな視差効果が得られる。
そこで、宇宙望遠鏡を用いた観測と組み合わせて視差を得るというのはひとつの解決策である。
スピッツァー宇宙望遠鏡は地球からおおむね 1 AU程度の距離にあるため、"microlens parallax satellite"としては適している。
しかしスピッツァー宇宙望遠鏡と組み合わせて重力マイクロレンズ観測を行うことにはいくつかの困難がある。
困難さの一つは、観測期間が限られるという点である。
太陽との角度の関係上、地球からの観測とスピッツァー宇宙望遠鏡からの観測で同時期に銀河中心方向を観測できるのは、1年のうち連続して 38日間のみである。
２つ目は、マイクロレンズイベントを起こす天体は地上観測から予め発見しておく必要があるという点である。
3つ目は、地上観測とは観測波長が異なるという点である。
スピッツァー宇宙望遠鏡では 3.6 μmでの観測を行っているが、これは重力マイクロレンズの地上観測よりも 4.5倍長波長である。
このことによる困難さの詳細については Yee et al. (2015)を参照。
今回の惑星発見は、スピッツァー宇宙望遠鏡でのパララックスを用いて質量と距離がよく定められた2番目の例である。一番初めは OGLE-2014-BLG-0124Lbである。
arXiv:1508.07027
Street et al. (2015)
Spitzer Parallax of OGLE-2015-BLG-0966: A Cold Neptune in the Galactic Disk
(スピッツァー宇宙望遠鏡によるOGLE-2015-BLG-0966の視差：銀河円盤中のコールドネプチューン)
概要
重力マイクロレンズ法を用いて、"cold Neptune"を発見した。質量は 21 ± 2地球質量であり、中心星は 0.38太陽質量のM型星である。
この系は、銀河中心方向に 2.5 - 3.3 kpcの距離に位置している。
またこの重力マイクロレンズイベントはスピッツァー宇宙望遠鏡でも同時に観測されており、これによって大きな視差効果が得られる。
スピッツァー宇宙望遠鏡を用いたマイクロレンズ探査
重力マイクロレンズ法で検出された惑星系のパラメータを決定するためには、視差によって得られるパララックス効果 (parallax effect)が重要であるが、パララックス効果の検出はいつも可能なわけではない。そこで、宇宙望遠鏡を用いた観測と組み合わせて視差を得るというのはひとつの解決策である。
スピッツァー宇宙望遠鏡は地球からおおむね 1 AU程度の距離にあるため、"microlens parallax satellite"としては適している。
しかしスピッツァー宇宙望遠鏡と組み合わせて重力マイクロレンズ観測を行うことにはいくつかの困難がある。
困難さの一つは、観測期間が限られるという点である。
太陽との角度の関係上、地球からの観測とスピッツァー宇宙望遠鏡からの観測で同時期に銀河中心方向を観測できるのは、1年のうち連続して 38日間のみである。
２つ目は、マイクロレンズイベントを起こす天体は地上観測から予め発見しておく必要があるという点である。
3つ目は、地上観測とは観測波長が異なるという点である。
スピッツァー宇宙望遠鏡では 3.6 μmでの観測を行っているが、これは重力マイクロレンズの地上観測よりも 4.5倍長波長である。
このことによる困難さの詳細については Yee et al. (2015)を参照。
今回の惑星発見は、スピッツァー宇宙望遠鏡でのパララックスを用いて質量と距離がよく定められた2番目の例である。一番初めは OGLE-2014-BLG-0124Lbである。
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.07281
Močnik et al. (2015)
Starspots on WASP-85
(WASP-85における黒点)
この恒星はWASP-85Abの主星であり、自転周期は 13.6日である。
惑星であるWASP-85Abがこの黒点の手前を通過するというイベントが発生したが、その後同じ黒点の惑星による掩蔽が発生しなかったため、惑星の公転面は中心星の赤道面とはズレがある (10°以上)という事を示唆する結果である。
またトランジット時刻変動は検出されず、追加の惑星が存在する証拠は得られなかった。
WASP-85Aの示す明確な自転起因の光度変化の影響で、全てのフェイズ曲線の変動と二次食 (secondary eclipse)については、100 ppmの上限を決めることしか出来ない。
惑星の公転周期は 2.66日で、中心星は G2型、可視光での等級は 11.2である。
WASP-85Aは実視連星を持っており、Aより暗く低温なWASP-85Bが伴星である。
こちらはK0型、可視光での等級は 11.9である。
連星の片方は、14.6日周期の自転に起因する光度変動があり、これは恒星活動によるものだと考えられている。
そのため、惑星が黒点をトランジットした場合は光度曲線に小さい盛り上がり (bump)が見られる (Silva 2003)。
黒点と惑星のトランジットの様子から、惑星の公転面の傾きに関する情報を得ることが出来る。
これによって、惑星の公転面と恒星の赤道面が概ね一致している系や、大きくずれが生じている系などが発見されている。
黒点のトランジットから惑星の公転面の傾きを推定することが出来るんですね。
Rossiter効果以外にも測定手法があるということは知りませんでした。
arXiv:1508.07281
Močnik et al. (2015)
Starspots on WASP-85
(WASP-85における黒点)
概要
ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションで得られたデータの解析から、WASP-85Aにおいて黒点を検出した。この恒星はWASP-85Abの主星であり、自転周期は 13.6日である。
惑星であるWASP-85Abがこの黒点の手前を通過するというイベントが発生したが、その後同じ黒点の惑星による掩蔽が発生しなかったため、惑星の公転面は中心星の赤道面とはズレがある (10°以上)という事を示唆する結果である。
またトランジット時刻変動は検出されず、追加の惑星が存在する証拠は得られなかった。
WASP-85Aの示す明確な自転起因の光度変化の影響で、全てのフェイズ曲線の変動と二次食 (secondary eclipse)については、100 ppmの上限を決めることしか出来ない。
その他
WASP-85系について
WASP-85Abは Brown et al. (2014)によって発見され、その後ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションで追観測された。惑星の公転周期は 2.66日で、中心星は G2型、可視光での等級は 11.2である。
WASP-85Aは実視連星を持っており、Aより暗く低温なWASP-85Bが伴星である。
こちらはK0型、可視光での等級は 11.9である。
連星の片方は、14.6日周期の自転に起因する光度変動があり、これは恒星活動によるものだと考えられている。
黒点のトランジット
惑星が恒星の手前を横切ってトランジットを起こしている際に、惑星が恒星の黒点を隠した場合は、周囲より暗い部分を隠したことになるため相対的に光度が上昇する。そのため、惑星が黒点をトランジットした場合は光度曲線に小さい盛り上がり (bump)が見られる (Silva 2003)。
黒点と惑星のトランジットの様子から、惑星の公転面の傾きに関する情報を得ることが出来る。
これによって、惑星の公転面と恒星の赤道面が概ね一致している系や、大きくずれが生じている系などが発見されている。
黒点のトランジットから惑星の公転面の傾きを推定することが出来るんですね。
Rossiter効果以外にも測定手法があるということは知りませんでした。
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.06696
Montalto et al. (2015)
Further constraints on the optical transmission spectrum of HAT-P-1b
(HAT-P-1bの可視光透過スペクトルへのさらなる制限)
Telescopio Nazionale Galileo (TNG)のDOLORES spectrographを用いて、地上からの分光測光観測を行った。
観測の結果、各波長でのトランジット深さから求めた平均の半径比 (惑星半径/主星半径)は、0.1159 ± 0.0005となった。
これは最近行われた近赤外線でのトランジットの観測結果と一致するものである。
しかし、同じく最近行われた可視光領域での観測と比較すると、4.4スケールハイト分だけ小さいという結果となった。
また、ナトリウムの広い吸収の青色側のエッジに対応するcut-offと、6180 -7400 Åでのより増加した吸収が見られた。
さらに、アルカリ金属による広い吸収線のwingの幅は、太陽組成で雲がない大気を仮定したモデルで得られるものよりも細いものであった。
従って、HAT-P-1bは可視光では部分的に晴れた大気を持つということが示唆される。
これまでの観測から報告されていたよりも、大気中の吸収源による吸収は穏やかであるということも示唆された。
arXiv:1508.06696
Montalto et al. (2015)
Further constraints on the optical transmission spectrum of HAT-P-1b
(HAT-P-1bの可視光透過スペクトルへのさらなる制限)
概要
HAT-P-1bの透過スペクトルへのさらなる制限をかけるための観測を行った。Telescopio Nazionale Galileo (TNG)のDOLORES spectrographを用いて、地上からの分光測光観測を行った。
観測の結果、各波長でのトランジット深さから求めた平均の半径比 (惑星半径/主星半径)は、0.1159 ± 0.0005となった。
これは最近行われた近赤外線でのトランジットの観測結果と一致するものである。
しかし、同じく最近行われた可視光領域での観測と比較すると、4.4スケールハイト分だけ小さいという結果となった。
また、ナトリウムの広い吸収の青色側のエッジに対応するcut-offと、6180 -7400 Åでのより増加した吸収が見られた。
さらに、アルカリ金属による広い吸収線のwingの幅は、太陽組成で雲がない大気を仮定したモデルで得られるものよりも細いものであった。
従って、HAT-P-1bは可視光では部分的に晴れた大気を持つということが示唆される。
これまでの観測から報告されていたよりも、大気中の吸収源による吸収は穏やかであるということも示唆された。
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.05924
Holler et al. (2015)
On the surface composition of Triton's southern latitudes
(トリトン南半分の表面組成について)
観測期間は 2002 - 2014年で、合計 63夜の観測を行った。
トリトンはこの波長域に、窒素、一酸化炭素、メタン、二酸化炭素、水のスペクトル線の特徴を持つ。
また、2.405 μmの吸収線は、エタンか、13COによるものと考えられる。
揮発性の氷 (窒素、一酸化炭素、メタン)によるスペクトルは、トリトンの回転に伴う変動が見られたが、不揮発性の氷 (二酸化炭素、水)は変動が小さかった。
窒素、メタンの吸収は、観測の期間を通じて増加した。一方、不揮発性物質の吸収は観測の期間を通して一定だった。
これらのトリトンの南半球の観測結果から、トリトン表面は不揮発性の氷が主要な成分であることが分かった。
そして、太陽直下点 (sub-solar point)の北上に伴って、揮発性の氷が見え始めている状態であるということが分かった。
この時の撮影では、表面に大きく色の異なる部分があることが判明し、これは異なる組成の氷が表面に存在するためだと考えられている。
トリトンはしばしば冥王星と比較される。
2つの天体はサイズなどの点で非常に似ており、同じ起源を持つ天体であると考えられている。
トリトンも元々は冥王星と同じカイパーベルト天体であり、海王星に捕獲された結果として衛星になったと考えられる。
しかし表面の様子は異なり、トリトンの表面の氷はより多様である。
地上観測からは、窒素、一酸化炭素、メタン、二酸化炭素、水の氷が確認されている(Cruikshank et al. 1993, 2000)。
また、エタンと思われる特徴も検出されている(DeMeo et al. 2010)。
この温度では、窒素、一酸化炭素、メタンは無視できない分圧を持つ。
一方、二酸化炭素、水、エタンは無視できる程度の分圧しか持たない(Fray & Schmitt 2009)。
この低い表面温度と高いアルベド (0.719, Hicks & Buratti (2004)による)にも関わらず、ボイジャー2号の観測によるとタイタン大気の圧力は 14 ± 1 μbarと測定されている(Gurrola 1995)。
しかし1997年にあったトリトンによる恒星の掩蔽の観測結果からは、トリトンの気圧は驚くほど増加している事が分かっている(Elliot et al. 1998)。
2008年にもトリトンによる恒星の掩蔽があったが、データがまだ解析されていないため、現在の大気の状態は不明である。
トリトンの大気は窒素分子が大部分を占め、微量の一酸化炭素とメタンを含む(Tyler et al. 1989, Lellouch et al. 2010)。
トリトン大気の窒素に対するメタンの混合比率は、~ 10-4である(Lellouch et al. 2010)。
トリトンの太陽直下点 (sub-solar point)は時間とともに移動する。
これは、海王星の自転軸傾斜角 (~ 30°)、トリトンの軌道傾斜角 (~ 20°、ただし逆行軌道)、トリトンの軌道の交点の歳差 (周期 ~ 637 ± 40年)によるものであり、太陽直下点はトリトンの +50°〜-50° (北緯50度から南緯50度に相当)を移動する。
トリトンの太陽直下点は 2000年に最も南に達し、-50°となった。
その後北上し、2015年中頃では -42°にある。
そのため、ボイジャー2号が撮影をした1989年は、太陽直下点は南下をしている時期である。
これによって、南半球部分の不揮発性物質で出来た基質が見えており、トリトン表面の色の違いの原因となっている。
2.405 μmでの吸収はおそらくエタンによるもので、不揮発性物質で出来た基質の中にある混入物だと考えられる。
はやく2008年の掩蔽観測の解析をしてほしい…。なぜまだ出ていないんだ。
arXiv:1508.05924
Holler et al. (2015)
On the surface composition of Triton's southern latitudes
(トリトン南半分の表面組成について)
概要
NASAのInfrared Telescope Facility (IRTF)のSpeXを用いて、0.7 - 2.5 μmの近赤外領域で海王星の衛星であるトリトンを観測した。観測期間は 2002 - 2014年で、合計 63夜の観測を行った。
トリトンはこの波長域に、窒素、一酸化炭素、メタン、二酸化炭素、水のスペクトル線の特徴を持つ。
また、2.405 μmの吸収線は、エタンか、13COによるものと考えられる。
揮発性の氷 (窒素、一酸化炭素、メタン)によるスペクトルは、トリトンの回転に伴う変動が見られたが、不揮発性の氷 (二酸化炭素、水)は変動が小さかった。
窒素、メタンの吸収は、観測の期間を通じて増加した。一方、不揮発性物質の吸収は観測の期間を通して一定だった。
これらのトリトンの南半球の観測結果から、トリトン表面は不揮発性の氷が主要な成分であることが分かった。
そして、太陽直下点 (sub-solar point)の北上に伴って、揮発性の氷が見え始めている状態であるということが分かった。
トリトンの観測と特徴
トリトンの表面組成
トリトンの画像は、1989年8月のボイジャー2号の接近の際に撮影された。この時の撮影では、表面に大きく色の異なる部分があることが判明し、これは異なる組成の氷が表面に存在するためだと考えられている。
トリトンはしばしば冥王星と比較される。
2つの天体はサイズなどの点で非常に似ており、同じ起源を持つ天体であると考えられている。
トリトンも元々は冥王星と同じカイパーベルト天体であり、海王星に捕獲された結果として衛星になったと考えられる。
しかし表面の様子は異なり、トリトンの表面の氷はより多様である。
地上観測からは、窒素、一酸化炭素、メタン、二酸化炭素、水の氷が確認されている(Cruikshank et al. 1993, 2000)。
また、エタンと思われる特徴も検出されている(DeMeo et al. 2010)。
トリトンの大気
トリトンの表面温度は 38 Kである(Broadfoot et al. 1989, Tryka et al. 1993)。この温度では、窒素、一酸化炭素、メタンは無視できない分圧を持つ。
一方、二酸化炭素、水、エタンは無視できる程度の分圧しか持たない(Fray & Schmitt 2009)。
この低い表面温度と高いアルベド (0.719, Hicks & Buratti (2004)による)にも関わらず、ボイジャー2号の観測によるとタイタン大気の圧力は 14 ± 1 μbarと測定されている(Gurrola 1995)。
しかし1997年にあったトリトンによる恒星の掩蔽の観測結果からは、トリトンの気圧は驚くほど増加している事が分かっている(Elliot et al. 1998)。
2008年にもトリトンによる恒星の掩蔽があったが、データがまだ解析されていないため、現在の大気の状態は不明である。
トリトンの大気は窒素分子が大部分を占め、微量の一酸化炭素とメタンを含む(Tyler et al. 1989, Lellouch et al. 2010)。
トリトン大気の窒素に対するメタンの混合比率は、~ 10-4である(Lellouch et al. 2010)。
トリトンの太陽直下点 (sub-solar point)は時間とともに移動する。
これは、海王星の自転軸傾斜角 (~ 30°)、トリトンの軌道傾斜角 (~ 20°、ただし逆行軌道)、トリトンの軌道の交点の歳差 (周期 ~ 637 ± 40年)によるものであり、太陽直下点はトリトンの +50°〜-50° (北緯50度から南緯50度に相当)を移動する。
トリトンの太陽直下点は 2000年に最も南に達し、-50°となった。
その後北上し、2015年中頃では -42°にある。
そのため、ボイジャー2号が撮影をした1989年は、太陽直下点は南下をしている時期である。
観測結果
南半球の長い"夏"の期間の間、揮発性物質の氷は昇華し、日射量が小さく温度が低い北半球へ運ばれている。これによって、南半球部分の不揮発性物質で出来た基質が見えており、トリトン表面の色の違いの原因となっている。
2.405 μmでの吸収はおそらくエタンによるもので、不揮発性物質で出来た基質の中にある混入物だと考えられる。
はやく2008年の掩蔽観測の解析をしてほしい…。なぜまだ出ていないんだ。
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