(A) I/F isocontours of light scattered from MU69’s surface at 13° solar phase angle. (B) Histogram of I/F pixel values; these I/F values refer to the LORRI pivot wavelength (607.6 nm). The spectral distribution of MU69 was approximated as a 50% Pluto plus 50% Pholus spectrum (see text).
The brighter material on Ultima and Thule is mostly segregated into three kinds of surface manifestations: (i) nearly circular spots that become more numerous with decreasing size (ranging from a few kilometers across to the resolution limit of several tens of meters); (ii) curvilinear and quasi-linear features that are narrow relative to their length; and (iii) broad patches, which are more prominent on the Thule lobe. Darker than average surface units on the binary also come in types (i) and (iii), but not (ii).
Неясно, как возникли эти три типа сравнительно яркой местности и чем они могут отличаться. Однако первоначальный стереографический анализ изображений New Horizons с использованием устоявшихся методик (34, 35) показывает, что многие из наблюдаемых ярких областей на MU69 они расположены либо в пределах топографических впадин (например, горловины, ярких пятен в Мэриленде, а также дна котлованов и впадин), либо в основаниях или точках перегиба склонов. Поэтому возможное объяснение состоит в том, что яркий мелкозернистый материал был транспортирован вниз по склону в эти места, и в этом случае более высокая яркость может быть обусловлена преимущественно меньшим размером частиц (36). Однако возможны и другие интерпретации, включая композиционные или тепловые эффекты, космическое выветривание и холодное улавливание.
Шея в зоне слияния Ультима-Туле может иметь не то же происхождение, что и другие яркие локалы. Возможности включают (i) поверхностные процессы, такие как накопление мелких частиц, как обсуждалось выше; (ii) процессы, связанные со слиянием лепестков, такие как экструзия ранее существовавшего яркого поверхностного материала на одном лепестке во время удара; (iii) постударная термическая экструзия льдов вследствие изменения тепловых свойств или условий в зоне слияния после контакта; и (iv) эволюционные процессы, такие как преимущественные эффекты космического выветривания или тепловые эффекты, создаваемые геометрией, окружающей горловину.
Анализ изображений захода на посадку и вылета позволил нам охарактеризовать солнечную фазовую кривую MU69 под фазовыми углами до 153°, что значительно выше, чем это возможно для наземных наблюдений этого объекта, которые ограничены ~2° (Рис. 4). Полученный фазовый коэффициент, или наклон, составляет β = 0,038 ± 0,014 величины на градус, между 1,3° и 32,5°. Этот наклон согласуется с наклоном, измеренным для других малых тел Солнечной системы с низким альбедо, включая ядра комет [например, (37)]. Применение фотометрической модели Хапке (36) ко всей фазовой кривой дает номинальные фотометрические свойства поверхности MU69: альбедо одиночного рассеяния ωo = 0,24, средний топографический угол наклона θ = 33° и параметры одночастичной фазовой функции с использованием формализма Макгуайра-Хапке (37) b = 0,32 и c = 0,75. Эти результаты даютвидимое геометрическое альбедо MU 69 (V -диапазон 0,55 мкм) (то есть альбедо при 0° солнечной фазы) p V = 0,165 ± 0,01. Это типичное значение для CCKBOs, геометрические альбедо которых колеблются от 0,09 до 0,23, со средним значением 0,15 (38). Фазовый Интеграл MU 69 равен q = 0,37 ± 0,16, что дает сферическое альбедо (связь) 0,061 ± 0,026.
· Скачать изображение с высоким разрешением
· Открыть в новой вкладке
· Скачать Powerpoint
Рис.4 видимая (0,55 мкм) солнечная фазовая кривая MU69, полученная путем объединения данных HST и New Horizons.
Сплошная линия представляет собой фотометрическую модель Хапке (82), приспособленную к полному интегрированному входу/ выходу MU69. Данные получены из изображений близкого сближения New Horizons, полученных при солнечных фазовых углах 12°, 13°, 32,5° и 153°, а также из наблюдений HST при низких фазовых углах (Полосы ошибок на наблюдении 153° в основном возникают из-за неопределенности формыночной стороны MU 69. Величины нормируются к геометрическому альбедо (p V = 1) при противостоянии (α = 0°) в полосе V (0,55 мкм); никаких поправок для учета вращательного изменения коэффициента отражения (т. е. световой кривой) сделано не было, но MU69верхний предел амплитуды световой кривой низок [≤0,15 величины (10)], поэтому этот пренебрежимый эффект невелик. Для сравнения, пунктирная линия представляет собой солнечную фазовую кривую 103P / Hartley 2 (83), двуядерной кометы семейства Юпитера, посещенной космическим аппаратом Deep Impact (84). Хотя Hartley 2 темнее (p V = 0,045 ± 0,009), чем MU69при 0,55 мкм, фазовые кривые этих двух тел имеют сходные формы.
Цветные изображения MVIC показывают глобально усредненный наклон красноватого отражения видимой длины волны 31,1 ± 0,5% на 100 Нм, вычисленный с использованием синего, красного и ближнего ИК-фильтров MVIC (Рис. 5, А -В), где приведенная здесь неопределенность является только статистической. Этот цвет соответствует цвету других Cckbo (39-41). Только тонкие цветовые (и спектральные; см. ниже) различия (и спектральные различия; см. ниже) обнаруживаются между двумя долями MU69 несмотря на их различные формы и внешний вид. Эти два лепестка четко отделены друг от друга при разрешении цветовых данных. Дистанционные наблюдения КБО со спутниками показывают почти равные цвета орбитальных тел, интерпретируемые как результат совместной аккреции из локально однородной части туманности (42).
· Download high-res image
· Open in new tab
· Download Powerpoint
Fig. 5 MU69’s color and near-IR spectral reflectance.
(A) MVIC enhanced color image at a scale of 1.5 km per pixel. (B) CA04 LORRI image at 140 m per pixel. (C) (A) overlaid on (B). (D) MVIC color measurements (colored points) and a LEISA near-IR spectrum of MU69 (black points). Data at wavelengths shorter than 1 μm are from the MVIC visible/near-IR color imager at a phase angle of 11.7°; data at wavelengths longer than 1.2 μm are from the LEISA IR spectrograph at a phase angle of 12.6° and a mean spatial scale of 1.9 km per pixel. The MVIC data are split into multiple terrain units (Ultima and Thule lobes, the bright neck region, and a combination of all other bright spots identified in LORRI data); the LEISA spectrum is a global average. All LEISA data points illustrate an estimated 1σ uncertainty; MVIC data points illustrate an estimated 1σ uncertainty relative to the red channel flux. The data are compared to Hapke model spectra shown as the brown dot-dashed line of 2002 VE95 (45) and the magenta dashed line of 5145 Pholus (46). Those curves are scaled by 0.45 and 0.84, respectively, to match the average near IR I/F of MU69. The apparent wavelength shifts of some features in the MU69spectrum relative to the dashed models are likely due to unmodeled temperature, particle size, and temperature effects. Tentative identifications of absorption bands of water and methanol ices are marked, along with an unknown feature at 1.8 μm (see text).
The clearest regional color and spectral signatures across MU69’s surface appear (i) at the neck between the two lobes, and (ii) at the Thule lobe bright spots in Maryland, which display spectral slopes of 28.2 ± 0.2% per 100 nm and 30.8 ± 0.2% per 100 nm, respectively. At least two locations on the Ultima lobe also show less red than its average color. Principal components analysis shows that 97% of the variance in MVIC color data is attributable to shading and albedo, whereas image noise and true color contrasts account for just 3%. The subtle color differences seen could be indicative of compositional differences, although differences in particle size, porosity, etc., can also produce differences in spectral slopes.
LEISA spectral observations (Fig. 5D; see methods) show that MU69 is brighter in the near-IR than it is in the visible spectrum, demonstrating that the red slope observed using MVIC extends into the IR. From 1.2 to 2.5 μm, the observed I/F after radiometric calibration ranges from 0.15 to 0.2. The colorant responsible for the redness of MU69 and other CCKBOs could be tholin-like complex organic macromolecules, produced from simpler species through radiolytic and photolytic breaking of bonds leading to recombination into progressively heavier molecules [e.g., (43, 44)]. Space weathering of silicates can also produce a red coloration, but no direct evidence of silicates is seen on MU69. Principal components analysis shows that more than 90% of the variance in the LEISA data is also due to shading and albedo, with relatively little variance attributable to regional spectral variability.
As shown in Fig. 5D, there are key color slope similarities between the spectrum of MU69 and those of the KBO (55638) 2002 VE95 (45) and the escaped KBO 5145 Pholus [e.g., (46)]. Also, these objects all exhibit an absorption band near 2.3 μm, tentatively attributed to methanol (CH3OH) or perhaps more complex organic molecules intermediate in mass between simple molecular ices and tholins (47). Similar spectral features are also apparent on the large, dark red equatorial region of Pluto informally called Cthulhu [e.g., (48)], suggesting similarities in the chemical feedstock and processes that could operate there and on MU69.
Broad spectral absorption features on MU69 near 1.5 and 2.0 μm indicate the presence of H2O ice. However, the shallowness of these features suggests that water ice may have a relatively low abundance in MU69’s uppermost surface, at least compared with water ice–rich planetary satellites, and even on Pholus and in Cthulhu where H2O ice is more clearly detected. In this regard, opaque species such as complex organics are known for their ability to mask the spectral signature of H2O ice in the near-IR (49). No unambiguous spectral signatures of silicates, or of volatile ices like those that were observed on Pluto (CO, N2, NH3, or CH4) (4), have been detected for MU69, but most of these supervolatile species are not expected at MU69 owing to the ready thermally driven escape of such ices from this object over time. An apparent absorption at 1.8 μm has not yet been assigned a molecular identification.
Thermal considerations
Температура на МЮ69 устанавливается балансом между поглощением солнечного света и тепловым излучением обратно в космос. Для 6% - ного альбедо связи, оцененного выше, и предполагаемой 90% - ной излучательной способности поглощение и излучение насреднем расстоянии MU 69от Солнца уравновешиваются 42 к. Для правдоподобных значений теплопроводности в диапазоне 10-5 Дж м-1 С-1 к-1 диапазон, мы оцениваем характерные глубины кожи, на которые распространяются дневные и сезонные волны, как ~0,001 м и ~1 м соответственно (см. методы). Таким образом, суточные и сезонные колебания температуры, вероятно, влияют только на внешние несколько миллиметров до метров поверхности MU69, поэтому средняя температура относится к подавляющему большинству внутренних помещений MU69. При этой температуре 42 к замороженные летучие виды, такие как CO,N2и CH4, не захваченные в клатратах, будут сублимироваться и улетучиваться относительно быстро по сравнению с возрастом Солнечной системы, но аморфные H2Лед не кристаллизуется и поэтому может сохраниться в течение всего периода существования Солнечной системы.
Вблизи поверхности MU69температура изменяется в сезонных и суточных масштабах времени. В результатенизкого эксцентриситета орбиты MU 69 инсоляция отличается только на 17% в течение его орбиты. Тем не менее, летняя / зимняя полушарная инсоляция значительно варьируется в течение MU69293-летняя Орбита из-за наклона ее полюса на 98°, что приводит к долгим полярным дням и ночам, в течение которых регионы получают непрерывный солнечный свет или вообще не получают его в течение многих десятилетий. В период равноденствия 15,92-часовой период вращения также будет вызывать сильные суточные колебания инсоляции. Изменение инсоляции генерирует тепловые волны, поскольку тепло передается в подповерхностное пространство и выходит из него.
Мы ожидаем, что летние температуры поверхности приблизятся к максимальной мгновенной равновесной температуре ~60 К, в то время как зимние температуры (как на неосвещенной поверхности MU69 во время пролета новых горизонтов) значительно ниже, вплоть до сезонной глубины кожи. Анализ данных радиометрии REX на длине волны радиоволны Х-диапазона 4,2 см показывает яркостную температуру в диапазоне от 20 до 35 К на зимней (ночной) стороне MU69 Тепловое излучение на сантиметровых длинах волн возникает из диапазона глубин, потенциально до многих десятков длин волн ниже поверхности,поэтому более теплая подповерхность является важным источником потока. Для типичной излучательной способности ледяных спутников на сантиметровых длинах волн (50, 51) наблюдаемый диапазон яркостных температур REX, по-видимому, согласуется с ожидаемыми низкими значениями тепловой инерции, оцененными для других КБО (52).