[論文レビュー] Saturn's icy satellites investigated by Cassini -- VIMS. V. Spectrophotometry

G. Filacchione, M. Ciarniello+7 more|arXiv (Cornell University)|Nov 26, 2021

Astro and Planetary Science参考文献 106被引用数 10

ひとこと要約

本研究では、カッシーニ-VIMSデータを用いて、土星の5つの中型氷衛星（ミマス、エンケラドゥス、テータイス、ディオーネ、レア）の視覚的および近赤外線のアルベド、スペクトル勾配、および水氷吸収帯の深さマップを、写真測定補正を施して得た。特定の幾何条件でフィルタリングされた位相曲線にカサライン＝シュクラトフ写真測定モデルを適用することで、等方位アルベドおよび0.55 µmにおけるスペクトル指標が導出され、Eリングの粉々の堆積やプラズマイᴍプラントーションといった外部的要因に起因する半球差が明らかになった。また、地質活動の活発な地域や隕石衝突クレーターと関連する局所的スペクトル異常も特定された。

ABSTRACT

Albedo, spectral slopes, and water ice band depths maps for the five midsized saturnian satellites Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, and Rhea have been derived from Cassini-Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) data. The maps are systematically built from photometric corrected data by applying the Kaasalainen-Shkuratov model (Kaasalainen et al., 2001, Shkuratov et al., 2011}. In this work a quadratic function is used to fit phase curves built by filtering observations taken with incidence angle $i\le70^\circ$, emission angle $e\le70^\circ$, phase angle $10^\circ \le g \le 120^\circ$, and Cassini-satellite distance $D \le 100.000$ km. This procedure is systematically repeated for a subset of 65 VIMS visible and near-infrared wavelengths for each satellite. The average photometric parameters are used to compare satellites' properties and to study their variability with illumination conditions changes. We derive equigonal albedo, extrapolated at g=0$^\circ$, not including the opposition effect, equal to 0.63$\pm$0.02 for Mimas, 0.89$\pm$0.03 for Enceladus, 0.74$\pm$0.03 for Tethys, 0.65$\pm$0.03 for Dione, 0.60$\pm$0.05 for Rhea at 0.55 $\mu$m. The knowledge of photometric spectral response allows to correct individual VIMS spectra used to build maps through geolocation. Maps are rendered at a fixed resolution corresponding to a $0.5^\circ imes 0.5^\circ$ bin on a longitude by latitude grid resulting in spatial resolutions of 1.7 km/bin for Mimas, 2.2 km/bin for Enceladus; 4.7 km/bin for Tethys; 4.5 km/bin for Dione; 6.7 km/bin for Rhea. These spectral maps allow establishing relationships with morphological features and with endogenic and exogenic processes capable to alter satellites' surface properties through several mechanisms...

研究の動機と目的

• 本研究の主な目的は、カッシーニ-VIMSデータを用いて、土星の代表的氷衛星の高分解能で写真測定補正が施されたスペクトルマップを生成することである。
• 写真測定効果と固有の表面特性を分離し、表面組成およびリガスト特性の正確な比較を可能にする。
• Eリングの粉々の堆積やプラズマイᴍプラントーションといった外部的要因が、半球にわたるアルベドおよび色の対比をどのように形成しているかを調査する。
• スペクトルの変動と、衝突クレーター、ウィスピー地形、構造的特徴といった地形的特徴との相関関係を調査する。
• 最後に、位相角依存のスペクトル挙動を検討し、異なる衛星表面における散乱メカニズム（単一散乱対多重散乱）を理解する。

提案手法

• 本研究では2004年から2017年までのカッシーニ-VIMSデータを用い、入射角 i ≤70°、出射角 e ≤70°、位相角 10°≤g≤120°、カッシーニ-衛星距離 D≤100,000 km の観測をフィルタリングした。
• 写真測定補正にはカサライン＝シュクラトフモデルを用い、位相曲線を二次関数でフィッティングすることで平均写真測定パラメータを導出した。
• 空間分解能を固定した0.5°×0.5°の経度・緯度グリッド上にスペクトルマップを生成し、空間分解能はミマスで1.7 km/bin（最小）からレアで6.7 km/ bin（最大）の範囲となった。
• 全衛星にわたって65の可視光および近赤外線波長で、等方位アルベド、スペクトル勾配、および水氷吸収帯の深さを計算した。
• 個々のスペクトルを照射および視線の幾何条件で補正した後、位置合わせとマップ作成を実施し、データセット間の一貫性を確保した。
• 高スペクトル冗長性を活用して写真測定応答をモデル化し、幾何的効果から固有の表面特性を分離した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 土星の代表的氷衛星における写真測定補正を施したアルベド、スペクトル勾配、および水氷吸収帯の深さの分布はどのようなものか？
• RQ2 Eリングの粉々の堆積やプラズマイᴍプラントーションといった外部的要因が、前側と後側の半球におけるアルベドおよびスペクトル色の差をどのように形成しているか？
• RQ3 衝突クレーターまたは構造的領域における局所的スペクトル異常と、表面組成やリガスト特性との関係は何か？
• RQ4 アルベドおよびスペクトル勾配の位相角依存性は、各衛星でどのように変化するか？ これは散乱メカニズム（単一散乱対多重散乱）の理解に何を示唆するか？
• RQ5 エンケラドゥスのスペクトル特徴、例えばターゲットストライプ付近や(90°, 30°)付近の特徴は、地下構造や特異な表面組成を示唆しているのか？

主な発見

• 0.55 µmにおける等方位アルベドは、ミマスで0.63±0.02、エンケラドゥスで0.89±0.03、テータイスで0.74±0.03、ディオーネで0.65±0.03、レアで0.60±0.05であった。
• テータイス、ディオーネ、レアの前側およびミマスの後側は、細かいEリングの氷粒子の堆積により高いアルベドを示した。
• テータイス、ディオーネ、レアの後側は、冷たいプラズマ粒子のイᴍプラントーションにより暗く赤みを帯びていた。
• ミマスの熱的異常レンズおよびテータイスの前側赤道領域は、高エネルギー磁気圏電子の衝突に起因し、ヘーシュルクレーターに起因する水氷帯の深さの偏りを示した。
• 最近の衝突クレーター（レアのインクトミ、ディオーネのクレウーサ）およびディオーネのウィスピー地形では、水氷帯の深さが増しており、純粋な氷の露出を示唆している。
• エンケラドゥスのターゲットストライプでは、水氷帯の深さが極めて高く、(90°, 30°)における滑らかな前側では赤外線アルベドが低く、0.35–0.55 µmのスペクトル勾配が正であり、帯の深さが最大に達しており、埋め込まれたダイアピルまたは厚さの変動を示唆している可能性がある。