Because of MU69’s small size, it is likely that highly volatile ices that might once have been present at its surface would have escaped to space long ago (6, 56). However, less volatile ices (e.g., methanol, acetylene, ethane, and hydrogen cyanide) could be retained over geological time scales, and irradiation of these species could result in reddening over time as longer-chain tholins are produced (63, 64). This implies a slow loss of hydrogen atoms to space as surface ices are converted into tholins. In addition to this escaping H flux, occasional large impacts could provide a source for a transient atmosphere.
We searched for evidence of both a coma of escaping gas and charged particle emissions from MU69. The searches included use of the Alice ultraviolet spectrograph to search for resonance line emission from a coma, as well as in situ searches for emitted MU69 ions with SWAP and PEPSSI.
Спектр скорости счета Алисы показан на рис. 8А. Это наблюдение было сделано в течение 300 с, ~90 мин до ближайшего сближения,с дальности r ~ 80 000 км. Мы применили модель к спектру, включающему фоновые выбросы межпланетного водорода плюс четыре ближайших звезды. Никаких коматозных излучений от MU69 обнаружено не было. При самом ярком вероятном коматозном излучении линии водорода 121,6 Нм мы находим верхнюю предельную скорость источника 3σ <3 × 1024 Н атомов s-1, высвобождаемых MU69Рассеяние солнечного света атомами H при такой скорости источника привело бы к обнаруживаемому излучению, предполагая распределение, которое падает как r– 2 от MU69.
· Скачать изображение с высоким разрешением
· Открыть в новой вкладке
· Скачать Powerpoint
Рис. 8 Результаты поиска MU 69 в атмосфере и плазме.
(А) Алиса ультрафиолетовый спектр воздушного свечения. Смоделированный фон (синий) включает в себя межпланетные выбросы H и четыре близлежащие звезды. Маленькая модель сигнала на 116.6 Нм (золото) свидетельствует о ч 121.6 Нм потребительских цен, что можно было бы ожидать, если МУ69были газовыделения атомов H в М ~ 3 × 1024 атомов с-1; на 121.6 Нм ч появляется сигнал на этой длине волны, потому что замечания были компенсированы, чтобы избежать низкой чувствительности области детектора. В наблюдаемом спектре (черном) излучения комы MU 69 не обнаружено. (B и C) Своп низкоэнергетического плазменного спектрометра данные, отражающие свет (синий) и тяжелые (оранжевый) вторичный канальный электронный умножитель (СЦУЭ) подсчет расхода энергии/заряда спектров, где свет (т. Е. Н+ И он++) и тяжелых ионов отличаются низким и высоким вторичных/первичных электронов коэффициенты, как они проходят через своп углерода фольги (65), и совпадение ставок (монет) спектры. Тяжелые ионы разрежены и не связаны с близким приближением. (D и E) Поменять ориентацию относительно Солнца по высоте (θ) и азимуту (ϕ) (черный, полный диапазон; красный, увеличенный). Все изменения, наблюдаемые в спектрах скорости совпадения в (Б) и (в), связаны с изменением ориентации космического аппарата; никаких изменений, связанных с присутствием MU69, не наблюдалось. (От F до I) Данные спектрометра энергетических частиц PEPSSI. Скорости счета показаны для трех продуктов в течение ~80 мин вблизи ближайшего приближения к MU69 (обозначается вертикальной черной линией). Данные были получены в 1-с бункерах, но усреднены в течение 2-мин интервалов для улучшения отношения сигнал / шум. (F) Супратермальные частицы при нуклоне >2 кэВ>-1 (преобладает межзвездный пикап He+); G) энергетические протоны (от 30 кэВ до 1 МэВ); H) галактические космические лучи (в основном протоны >100 МэВ); I) угол между апертурой Пепси и Солнцем. Изменения ориентации прибора объясняют всю наблюдаемую вариабельность скорости счета; все показанные скорости частиц типичны для невозмущенной межпланетной среды с повышенным фоном фотонов, когда Солнце находится в поле зрения Пепси (FOV).
Нет структурированного магнитного взаимодействия между солнечным ветром и МУ69было ожидаемо, потому что, при типичном межпланетного магнитного поля 0,2 НТ, гироскоп-радиус протона подхватываются солнечным ветром составляет ~2 × 104 м; это расстояние больше, чем МУ69 с коэффициентом ~1000 и намного больше, чем облет максимального сближения расстояние около 3500 км. На рис. 8, Б - Е, показаны данные подкачки, полученные во время пролета. Объемная плотность и скорость солнечного ветра, измеренные свопом вблизи MU69, составляют ~2000 Протонов М-3 и ~425 км с-1соответственно для потока солнечного ветра 8,5 × 108 Протонов М-2 С-1 Вариации объясняются изменением ориентации космического аппарата относительно солнечного ветра, но нет никаких признаков какого-либо обнаруженного взаимодействия солнечного ветра с MU69. На рис. 8, F - I, показаны данные PEPSSI, полученные во время пролета, которые также не показывают никаких признаков какой-либо связанной с MU 69 сигнатуры. Все вариации pepssi в скорости счета связаны с изменением ориентации космического аппарата, как и с обменом, и согласуются с невозмущенной межпланетной средой.
We can estimate the interaction that might be detected by SWAP or PEPSSI using the upper limit from Alice. For an outflow source rate of Q particles s–1, the density at r is given by n ~ Q /4π r 2 v. For the Alice upper limit of Q ~ 3 × 1024 H atoms s–1, the density at closest approach range is ~2.4 × 107 H atoms m–3 (assuming the H atoms have a radial velocity v ~ 800 m s–1, their thermal speed at 40 K). A fraction γ of those H atoms can become ionized and picked up by the solar wind to be detected by SWAP or PEPSSI. Then the count rate is R = ε Gnv SWγ/4π, where ε is the detection efficiency near the solar wind speed, G is the instrument geometric factor, and v SW is the solar wind speed. This indicates a PEPSSI count rate of R ~ 8000 γ counts s–1. We estimate γ ~ 2 × 10–7 from the fraction of H atoms that could be photoionized by sunlight during the travel time t ~ d CA/ v for H atoms to get from MU69 to the closest approach distance of New Horizons (d CA); the expected PEPSSI count rate of 1.6 × 10–3 Hz would thus be smaller than the typical background count rate (~1 Hz) by a factor of ~600. A similar result is found for SWAP. Hence, the upper limit found with Alice data is more constraining than the SWAP and PEPSSI upper limits.
For comparison, we estimate the loss rate from photosputtering of water ice on MU69 to be ~1019H atoms s–1, much less than our detection upper limit. This estimate is based on the combined direct solar and interplanetary medium H 121.6-nm flux at MU69 of 1.6 × 1012 photons m–2 s–1 and 4.0 × 1011 photons m–2 s–1, respectively (65, 66), and a yield of 0.003 for H 121.6-nm sputtering of water ice (67 – 69). Projected and total surface areas for MU69 of ~4.1 × 108 m2 and 1.7 × 109 m2, respectively, were used in this estimate. Over 4.5 billion years, the water ice lost by this process would reduce the size of MU69 by a negligible ~0.01 m. Water ice is also eroded by solar wind ions (mainly protons), but this process is estimated to remove only about the same amount of material over time as the photosputtering (70).