Near-Nucleus Photometry of Outbursting Comet 17P/Holmes
彗星17 P/霍姆斯在UT 2007年10月23日经历了有记录以来最大的彗星爆发，释放出大量的尘埃和气体。我们使用加拿大-法国-夏威夷望远镜获得宽视场图像17 P/霍姆斯15日超过3个月的爆发后，并雇用他们在这里检查随后的活动的核和最接近的喷出物的性质的核。通过孔径测光，我们观察到内彗发（在2500公里的核心）从11.7等的视星等衰减到17.6等，对应的绝对星等为8.1等和12.4等，在UT 2007年11月6日和2008年2月12日之间。第二次小得多的爆发发生在UT 2007年11月12日，在第一次爆发三周后，表明原子核仍然不稳定。内彗发的表面亮度轮廓相对于预期的稳态轮廓始终较浅，并且在距离核约5000公里的范围内显示出持续的亮度增强。我们认为，升华的冰粒创造了一个冰粒晕周围的核，而破碎的颗粒负责浅的表面亮度剖面。
2012-09-10 astro-ph.EP
Continuous Monitoring of Comet Holmes from Before the 2007 Outburst
17 P/霍姆斯彗星的爆发和随后的亮度演变已经被MMT天文台的全天照相机（皮克林2006）观测到。美国亚利桑那州图森市附近的霍普金斯大学。这颗彗星于10月24.38日以5.5等的极限视星等被拍摄到，并被相机持续跟踪，直到4小时后的日出。在此期间，彗星亮度达到视星等3.5。霍姆斯彗星在10月25.23日日落后不久被观测到，视星等为2.5，在接下来的三天里几乎保持不变。然后彗星开始慢慢变暗，并在2008年的前几个月被密集的时间覆盖。
2010-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Outbursting Comet P/2010 V1 (Ikeya-Murakami): A Miniature Comet Holmes
短周期彗星P/2010 V1（Ikeya-Murakami，以下简称V1）是由两名业余天文学家发现的。这颗彗星的外观很奇特，由一个包层、一个靠近彗核的球形彗发和一个向反太阳方向延伸的尾巴组成。我们通过地面望远镜拍摄的光学图像研究了彗星的亮度和形态发展。我们的观测表明，V1在UT 2010年10月31日至11月3日之间经历了一次大规模的爆炸。彗星的颜色与太阳一致（g '-RC=0.61+-0.20，RC-IC=0.20+-0.20，B-RC=0.93+-0.25），这表明尘埃粒子是导致亮度增加的原因。我们使用动力学模型来理解这种奇特的形态，发现包层由以500+-40 m/s的最大速度膨胀的小颗粒（0.3-1微米）组成，而尾部和彗发由更宽范围的尘埃颗粒尺寸（0.4-570微米）和膨胀速度7-390 m/s组成。喷出物的总质量约为5x10^8 kg，动能约为5x10^12 J。这些数值远小于2007年历史性的17 P/Holmes爆发，但每单位质量的能量（1x10^4 J/kg）相当。每单位质量的能量约为非晶水冰结晶过程中释放的能量的10%，这表明埋藏的非晶冰的结晶可以提供爆发喷出物的质量和能量。
2014-04-06 astro-ph.EP
Comet 17P/Holmes in Outburst: The Near Infrared Spectrum
2007年10月24日，木星家族彗星17 P/Holmes在UT 2007上发生了一次显著的爆发，在这次爆发中，彗星的整体亮度突然增加了约100万倍。我们利用位于莫纳克亚山顶部的3.0米NASA红外望远镜（IRTF），在UT 2007年10月27日、28日和31日获得了17 P/Holmes的近红外（0.8 - 4.2微米）光谱。在反射光谱中发现两个宽吸收带，其中心（分别在2微米和3微米处）和总体形状与彗发中存在的水冰粒一致。这些波段的合成混合模型表明起源于微米大小的冷冰粒。然而，奇怪的是，在我们的数据中没有检测到预期的1.5微米的水冰带，我们无法解释这一观察结果。同时，光谱中波长超过3.2微米的过量热发射具有360 +/- 40 K的色温（对应于2.45 AU处的约2.0 +/- 0.2的色温因子）。天气太热了，这些谷物不可能结冰。水冰光谱特征和短波长热发射的检测表明，17 P/Holmes的彗发有两个组成部分（热的，难熔的尘埃和冷的冰粒），它们没有热接触。一个类似的颗粒喷射到彗发的9 P/坦普尔1的深度撞击航天器被注意到。
2009-03-07 astro-ph.EP
Sloan-r' photometry of Comet 17P/Holmes beyond 3.8 AU: An observing methodology for short-period comets far from perihelion
本文介绍了一种精确测量远离近日点的短周期彗星亮度的光度测量方法。该方法利用斯隆数字巡天星表（数据发布7）作为参考恒星星等的均匀来源。结果基于使用2.0-m孔径望远镜拍摄的SDSS-r'过滤图像，其中调整曝光时间以在CCD芯片上实现2.0像素（0.56弧秒）的恒定运动模糊。使用圆形和倾斜的椭圆形光圈的光圈光度法进行图像，这是堆叠，以增加信噪比。确定了对“视宁度”的幅度依赖性，并使用该校准将光度测量标准化为恒定视宁度，从而最大限度地提高光度测量精度。根据2008年10月至2009年3月对17 P/霍姆斯彗星的观测，发现17 P在2009年1月4.7日（\pm 0.5天）发生了一次非常显著的爆发。对内彗发（半径3000公里）亮度的逐夜测量显示，散射只有0.015-0.019 mag.在衰落的光变曲线中没有发现短时间尺度（<36小时）的周期性。根据文献数据，估计来自核的反射光贡献了内彗发内信号的7-11%，并得出结论，17 P的核必须是相对球形的（投影轴比<1.25），或者，如果它的形状更典型的其他彗星核，它的自转周期超过10天（假设观测不是在原子核与地球“极相对”的情况下进行的）。从核显示的间歇性活动的证据表明，可能有一个44天的旋转周期。
2010-06-21 astro-ph.EP
SuperWASP Observations of the 2007 Outburst of Comet 17P/Holmes
我们提出了2007年爆发的彗星17 P/霍姆斯偶然获得的SuperWASP北17个晚上超过42个晚上的期间开始的夜晚（2007年10月22日至23日）前爆发的宽视场成像。在爆发的第一个晚上拍摄的SuperWASP数据中，17 P的未分辨彗发的光度测量与指数增亮一致，这表明彗发散射截面的快速增加可能主要是由于在最初爆发时在很短的时间尺度上产生的喷射物质的逐渐碎裂，在我们的观测期间，碎片化时间尺度从t（frag）~2x10^3 s减少到t（frag）~1x10^3 s。对17 P彗发膨胀的分析揭示了一个速度梯度，表明外部彗发主要是由瞬间爆炸性喷出的物质所控制。我们发现尘埃彗发边缘的膨胀速度为v（exp）= 0.55+/-0.02 km/s，可能的爆发日期为t_0=2007年10月23.3+/-0.3，这与我们的发现相一致，即彗星至少在2007年10月23.3日之前一直低于SuperWASP的探测极限m（V）~15等。17 P的气体彗发的建模表明，它的外边缘，这是观察到延伸过去的外部尘埃彗发，是最好的解释与气体生产的一个单一的脉冲，与我们的结论一致的生产外部尘埃彗发。
2010-05-15 astro-ph.EP
Explosion of Comet 17P/Holmes as revealed by the Spitzer Space Telescope
17 P/霍姆斯彗星于2007年10月23日发生爆炸，将各种大小的微粒碎片投射到行星际介质中。我们在2007年11月10日和2008年2月27日使用斯皮策摄谱仪观测了彗星，并在2008年3月13日使用光度计观测了彗星。新鲜喷出物具有来自小结晶硅酸盐颗粒的详细矿物学特征。2008年2月27日的光谱，以及2007年11月10日光谱图的中心核心，揭示了几乎没有特征的光谱，这是由于更大的颗粒从核中喷射出来的速度更慢。我们将红外图像分解为三个分量（大小，速度），这也解释了毫米波通量的时间演化。光学图像是在2007年10月27日至2008年3月10日的多个日期在霍洛威彗星天文台和帕洛玛天文台的1.5米望远镜获得的。喷出物壳和喷出物团的前缘相对于核的方向不会随着太阳方向的改变而改变;相反，这种配置是由初始爆炸的方向所决定的。喷出物的动能大于原子核的引力结合能。我们的模型爆炸是由于结晶和释放的挥发物从内部无定形冰在一个地下腔;一旦腔中的压力超过表面强度，腔上方的材料被从彗星。空洞的大小和核心上层的抗拉强度受到所观察到的喷出物特性的限制;大于10米尺度的抗拉强度必须大于10千帕。2007年爆发的外观与1892年的爆发相似，但1892年的爆发能量减少了约20倍。
2010-01-25 astro-ph.EP
Outburst of Comet 17P/Holmes Observed With The Solar Mass Ejection Imager
我们目前的时间分辨光度观测木星家族彗星17 P/霍姆斯在其戏剧性的爆发2007年。从轨道运行的太阳质量抛射成像仪（SMEI）进行的观测提供了对整个彗发亮度的最完整的测量，不受仪器饱和度的影响，时间分辨率与彗星的快速增亮相匹配。光变曲线分为两个不同的部分。在UT 2007年10月24日06时37分（中期积分）和UT 2007年10月25日的第一次SMEI观测之间迅速上升，随后缓慢下降，直到UT 2008年4月6日22时16分（中期积分）的最后一次SMEI观测。我们发现，亮度的变化率是合理的高斯函数，其中心时间为UT 2007年10月24.54+/-0.01和0.44+/-0.02天。最大增亮率发生在活动开始后约1.2天。在峰值处，散射截面以1070+/-40 km^2/s的速度增长，而从光变曲线推断出的（与模型有关的）质量损失率在3+/-10^5 kg/s时达到最大值。彗发中的总质量在（2到90）x10^10千克之间，相当于核质量的0.2%到10%，而喷出物的动能为（0.6到30）公吨TNT。彗发颗粒物质可能包含在核上厚度约为1.5至60 m的壳层内。这与自17 P/Holmes爆发以来的一个世纪内传导热的传播距离相当。这一巧合符合，但并不能证明，爆发是由传导热的作用引发的，可能是通过埋藏的无定形冰的结晶。
2010-12-07 astro-ph.EP
Monitoring Observations of the Jupiter-Family Comet 17P/Holmes during 2014 Perihelion Passage
我们在2014年近日点期间对彗星家族彗星17 P/Holmes进行了监测观测，以调查其活动的长期变化。这颗彗星自2007年历史性爆发以来一直引起天文学家的注意，这次是自那时以来它第一次通过近日点。我们使用孔径测光包分析所获得的数据，并推导出Afrho参数，代表粉尘产生率。结果表明，Afrho的近日点通过具有不对称性：入轨时，它的近日点通过距离从rh =2.6-3.1 AU处的100 cm增加到rh = 2.2 AU处的最大值185 cm，而出轨时，它的近日点通过距离迅速下降到rh = 3.2 AU处的35 cm。我们应用了一个模型来表征尘埃产生率作为r_h的函数，发现彗星核的活跃面积从2008-2011年的20%-40%（远日点附近）下降到2014-2015年的0.1%-0.3%（近日点附近）。这一结果表明，尘埃地幔只在围绕太阳的一个轨道旋转中迅速发展。虽然在UT 2015年1月26日在rh = 3.0 AU处观察到一次小规模的喷发，但2007年爆发所挖掘的区域将被一层灰尘覆盖（<10厘米深），这足以隔离地下冰并保持核处于低活动状态。
2015-12-29 astro-ph.EP
Peculiar Near-Nucleus Outgassing of Comet 17P/Holmes During Its 2007 Outburst
本文介绍了2007年10月26-29日木星族彗星17 P/Holmes爆发的高角分辨率亚毫米波阵列观测，空间分辨率达到2.5”，在彗星距离上约为3000 km。观测结果发现了旋转线CO 3-2、HCN 4-3、H $^{13}$ CN 4-3、CS 7-6、H $_2$ CO 3 $_{1,2}$ -2 $_{1,1}$、H $_2$ S 2 $_{2,0}$-2 $_{1,1}$和多条CH $_3$ OH线，以及相关的221和349 GHz尘埃连续谱。连续光谱指数为2.7 $\pm$ 0.3，比大尘埃粒子的黑体辐射稍陡。从成像数据中，我们确定了分子发射中的两种成分。一个组件的特点是由一个相对较宽的线宽（约1公里秒$^{-1}$ FWHM）表现出对称的放气模式相对于核位置。第二个分量的谱线宽度较窄（<0.5 km s $^{-1}$ FWHM），谱线中心红移0.1-0.2 km s $^{-1}$（彗心坐标系），在4天的观测中，谱线的位置角从66 °逐渐变化到30 °，表明谱线的速度在核位置上发生了变化。我们确定明显不同的CO/HCN的比例为每个组件。对于宽谱线组分，我们发现CO/HCN <7，而在窄谱线组分中，CO/HCN = 40 $\pm$ 5。我们假设，窄线组件起源于近核测光中发现的冰粒晕，相信是由升华最近释放的冰粒在爆发过程中的核心周围。在这种解释中，高CO/HCN比的这…
2014-11-17 astro-ph.EP
Evolution of the Dust Trail of Comet 17P/Holmes
2007年10月17 P/霍姆斯彗星的大规模爆发是迄今为止已知的最大的彗星爆发。我们提出了一个新的全面的模型，描述在这种现象中产生的尘埃轨迹的演变。该模型包括多粒子蒙特卡罗方法，包括太阳辐射压力的影响，金星，地球和月球，火星，木星和土星引起的引力扰动，以及尘埃粒子与母彗星本身的引力相互作用。在Orekit中实现了该方法，获得了较高的计算精度，该方法采用Dormad-Prince数值积分方法。我们通过模拟粒子群的大小从0.001毫米到1毫米与相应的球对称喷射速度分布，并对太阳爆发建模来展示模型的性能。该模型的补充和验证对观测的尘埃轨迹在共同的节点为0.5和1转。在所有情况下，预测的轨迹位置显示出与观测结果的良好匹配。此外，在这项工作中首次观察到了沙漏状的痕迹。通过在我们的模拟中使用爆发模型的变化，我们确定，假设的球对称的喷射粒子导致的情况下，与观察到的沙漏图案兼容。利用这些数据，我们预测了在2022年应该可以通过使用地面望远镜探测到的爆发点附近的两次旋转尘埃轨迹行为。
2022-05-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Interferometric mapping of the 3.3-mm continuum emission of comet 17P/Holmes after its 2007 outburst
17 P/霍姆斯彗星在2007年10月经历了一次戏剧性的爆发，这是由于它的核心突然碎裂，产生了大量散射阳光的颗粒。我们报告了2007年10月27.1日和28.2日UT，用IRAM Plateau de Bure干涉仪进行的90 GHz连续谱观测，即，4-5几天后爆发。这些观测探测了大尘埃颗粒的热辐射，因此提供了对喷出物碎片质量的最佳限制。对碎片的热辐射进行了建模，并结合对碎片在爆发后随时间膨胀的描述。在傅立叶平面中进行分析。计算了两个观测日期的Vibration，并与数据进行比较，以测量它们的速度和质量。光学数据和250 GHz的连续测量发表在文献中被用来进一步约束灰尘的运动学和尺寸分布。两个不同的尘埃成分的运动学特性的数据中确定。对于1 mm颗粒，大速度分量的典型速度V0为50-100 m/s，显示出陡峭的尺寸分布，尺寸指数估计为q = -3.7（\pm 0.1），假设最小粒度为0.1 \mum。它对应于光学图像中观察到的快速膨胀的壳层。在核附近检测到的缓慢移动的“核心”成分（V0 = 7-9 m/s）的尺寸指数|q| < 3.4，并且包含比壳更高比例的大颗粒。核中的尘埃质量是壳的0.1-1。利用由天文硅酸盐与水冰（质量占48%）混合而成的多孔颗粒（孔隙率为50%）的光学常数，估计爆发所注入的尘埃总质量为4-14 x 10**11 kg，相当于核质量的3-9%。
2012-05-02 astro-ph.EP
17P/Holmes: Contrast in activity between before and after the 2007 outburst
彗星家族的彗星17 P/Holmes在1892年和2007年经历了爆发。特别是，2007年的爆发被称为过去一个世纪以来最大的爆发。然而，人们对爆发前的活动知之甚少，因为它是不可预测的。此外，核物理状态的时间演化也没有得到系统的研究。在这里，我们通过光学和中红外观测研究了2007年爆发前后17 P/Holmes的活动。我们发现，该核在2007年爆发之前高度耗尽了其近表面的冰成分，但在2007年爆发之后被激活。假设一个传统的1微米大小的颗粒模型，我们推导出一个表面分数活动面积为0.58% +- 0.14%的突出之前，而它被扩大了约50倍后，2007年的突出。我们还发现，大（>=1毫米）的颗粒可以占主导地位的尘埃尾周围远日点。根据粒子的大小，在日心距离rh = 4.1 AU处，尘埃产生率>=170 kg/s，表明在远日点附近，核仍然处于活跃状态。它的核颜色与尘埃粒子相似，是彗星家族的平均颜色，但与大多数柯伊伯带天体不同，这意味着这种颜色可能是太阳系中冰冷天体所固有的。在这些结果的基础上，我们得出结论，超过76米的表面材料被吹走的2007年突出。
2013-09-17 astro-ph.EP
2014-2015 Multiple Outbursts of 15P/Finlay
彗星家族15 P/Finlay的多次爆发发生在2014年底至2015年初。我们在第一次爆发后对彗星进行了观测，随后在2015年1月15.6-15.7日目睹了另一次爆发。主要由C2和CN组成的气体和尘埃粒子以1，110 +/- 180 m/s和570 +/- 40 m/s的速度在日心距离1.0 AU处膨胀。我们估计了太阳辐射压与太阳重力的最大比值β_max = 1.6 +/- 0.2，这与由硅酸盐和有机物组成的多孔尘埃颗粒相一致。我们发现，每次爆发都会喷出10^8-10^9公斤的尘埃颗粒（假设为0.3微米-1毫米）。虽然总质量比2007年观测到的17 P/Holmes事件小三个数量级，但每单位质量的动能（104 J/kg）与17 P/Holmes和332 P/2010 V1（Ikeya-Murakami）的估计值相当，表明爆发是由类似的物理机制引起的。根据自愿报告的彗星爆发调查，我们推测15 P/Finlay级爆发每年发生1.5次以上，并以约10 kg/s或更高的速度将来自彗星族彗星和Encke型彗星的尘埃颗粒注入行星际空间。
2016-09-03 astro-ph.EP
Long-term outburst activity of comet 17P/Holmes and constraints on ejecta size distributions
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所）；Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；University of Rzeszów（热舒夫大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（太空科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Universidad de Málaga（马拉加大学）；Ursa Astro（乌拉天文台）
通过分析17P/Holmes彗星1892-2021年的爆发亮度变化，特别是2007年特大爆发，约束了喷出物中多孔聚集体（由冰、有机物和尘埃组成）的粒径分布和总质量，发现粒径分布服从幂律，有效粒径范围在10^-6米（q=4）到5×10^-3米（q=2）之间，且爆发亮度主要由粒子数量和粒径分布决定，而非总喷出质量。
2026-04-08 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.data-an
Detection of Remnant Dust Cloud Associated with the 2007 Outburst of 17P/Holmes
本文报道了在2007年历史爆发事件后一个轨道周期内对17 P/Holmes的新光学观测。我们不仅在核附近探测到了一个普通的尘埃尾，而且还探测到了一个狭长的结构，它沿着位置角274.6+/- 0.1度延伸到Kiso宽视场相机的视场之外，即，向东>0.2 °，向西>2.0 °。结构的宽度随着距离核的增加而向西减小。我们得到了视场中长延伸结构的总截面，C=（2.3 +/- 0.5）× 10^10 m^2。从位置、角度、形态和质量等方面分析，认为该狭长构造是由2007年大爆发时喷出的物质组成。根据尘埃粒子在太阳辐射场中的动力学行为，我们估计该狭长结构由1 mm-1cm的粒子组成，其喷射速度大于50 m/s。在日心距rh为2.5天文单位的典型彗星中，其颗粒的速度比毫米-厘米颗粒快一个数量级以上。我们认为，大量水冰（约10^30 mol/s）的突然升华是高喷射速度的原因。我们最终估计出2007年爆发喷出物的总质量为M=（4-8）x10^11 kg，总动能为E=（1-6）x10^15 J，这与之前在爆发后不久进行的研究结果一致。
2015-12-04 astro-ph.EP
The Case for Non-Cryogenic Comet Nucleus Sample Return
彗星通过记录太阳系前的历史、行星形成的初始状态以及早期地球的生命前有机物和挥发物来回答太阳系的奥秘。对从彗星核返回的样本的分析将提供关于太阳系起始物质以及它们如何聚集在一起形成行星并产生生命的无与伦比的知识：1.彗星是如何形成的？2.彗星物质是原始的，还是经历了复杂的变化历史？3.彗星中有水蚀变吗？4.彗星有机物的组成是什么？5.彗星提供了地球挥发物的很大一部分吗？6.彗星有机物对地球生命的同手性有贡献吗？7.复杂的有机分子是如何在星际、星云和行星环境中形成和演化的？8.关于原太阳星云中物质的混合，彗星能告诉我们什么？
2020-09-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Collision probabilities of migrating small bodies and dust particles with planets
研究了迁移小天体和这些天体产生的尘埃粒子与行星碰撞的概率。各种彗星家族彗星、哈雷型彗星、长周期彗星、海王星外天体和小行星都被考虑在内。任何被考虑的物体或粒子与所有行星碰撞的总概率不超过0.2。在巨行星形成期间，从木星轨道外输送到地球的水量可能超过地球海洋中的水量。彗星族彗星或哈雷型彗星向行星输送的水的质量与行星质量之比，火星、金星和水星可能比地球更大。
2009-10-16 astro-ph.EP
The Dust Trail of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko between 2004 and 2006
本文报道了用ESO/MPG 2.2米望远镜在远日点前4.7天文单位处的宽视场成像仪在可见光下对67 P/Churyumov-Gerasimenko（CG）彗星尘埃尾的观测结果，以及用斯皮策空间望远镜在远日点前后5.7天文单位处的MIPS仪器在24微米处对67 P/CG彗星尘埃尾的观测结果。在我们的观测中，这颗彗星似乎并不活跃。我们的图像探测了从彗星发出的大尘埃颗粒，其辐射压力参数β <0.01。我们比较我们的观察与模拟图像产生的动力学模型的彗星尘埃和约束的排放速度，尺寸分布，生产率和几何尺寸的尘埃。我们实现了最好的拟合我们的数据与微分尺寸分布指数为-4.1，和发射速度为β =0.01粒子的25 m/s在近日点和2 m/s在3 AU。在我们的模型中的尘埃产生率是在1000公斤/秒的顺序在近日点和1公斤/秒在3 AU，我们需要一个尘埃几何常数在0.022和0.044之间。大粒子（>10微米）的产生率需要重现尾迹的亮度，这足以解释彗星在3天文单位内观察到的彗发亮度，我们推断CG彗发的横截面可能主要由60-600微米量级的颗粒组成。
2010-01-21 astro-ph.EP
Comet McNaught (260P/2012 K2): spin axis orientation and rotation period
2012年8月至2013年1月期间对260 P（麦克诺特）彗星进行了广泛的观测。所获得的图像被用来分析彗星的内部彗发形态，分辨率从250到约1000公里/像素。对彗发内部尘埃特征的深入研究使我们能够在彗星核上识别出一个单一的主要活动源，估计纬度为-50度+/-15度。通过观察的几何条件的图形模拟支持的形态结构的外观和运动的彻底分析，使我们能够确定位于以RA=60度，Dec=0度为中心的15度半径的圆形斑点内的极点方向。原子核的旋转似乎发生在一个单一的轴上，并不是混乱的，而且没有进动效应可以从我们的测量估计。从2012年10月到2013年1月，彗星的自转轴从未到达天空平面;在此期间，它没有明显改变方向（小于30度），因此我们有机会观察主要结构，例如从位于彗星核上的单一活动源出发的弓形喷流。只有在2012年8月和2013年1月期间，极轴以与天空平面约45度的角度指向地球;这使得有可能观察到微弱结构的发展，如贝壳或螺旋的碎片。通过差示光度分析估算出可能的自转周期为0.340 +/-0.01天。
2014-03-22 astro-ph.EP
Comet C/2011 L4 (PanStarrs): Small nucleus, fast rotator and dust rich comet observed after perihelion
由MPC（小行星中心，小行星电子通报2012-T08）计算的C2011 L4（PanStarrs）奥尔特云彗星的轨道要素显示，最接近太阳发生在2013年3月10日，大约0.3 A.U.，然后是大约4，51x10^7公里。由夏威夷大学天文学研究所的Richard Wainscoat在2011年6月6日由哈雷阿卡拉的1.8米“Pan-STARRS 1”望远镜拍摄的四张CCD图像上发现。我第一次观察到这颗彗星是在2013年3月10日，彗星在黄昏中可见。我做了以下视觉估计：3月10.73，-1.0*，5 '（T。Scarmato，Calabria，Italy，7 x50双筒望远镜;高度7度，尾部1度，在pa 140度），报告给ICQ（国际彗星季刊）。在7 x50双筒望远镜中，我在18：35 L.T.开始看到C/2011 L4。当彗星在地平线上7°时。我在pa 140°中看到一条长约1.5 °的尾巴，慧发浓缩得很好，大约5 '。我跟踪彗星直到18点55分到达片场，在1°或更低的高度仍然清晰可见！我没有在相同的高度看到火星（1.39等），所以我用毕宿五（1.1等）在62，44 °的高度估计彗星，也用ICQ大气消光表;但记住C/2006 P1在相同的观测条件下，我可以假设彗星的总视星等为负m1=-1.0。彗星的图像令人印象深刻（见图2）。在这里，我提出了我的观察和结果的大小，旋转周期，尘埃生产和…
2016-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A comprehensive study of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko in the 2021/2022 apparition. I. Photometry, spectroscopy, morphology
本文利用6米BTA望远镜等设备对彗星67P/Churyumov-Gerasimenko在2021/22回归期进行测光、光谱和形态观测，揭示了其尘埃与气体环境特征，并通过几何建模确定了喷流活动区域位置及粒子速度。
2025-09-16 astro-ph.EP
Long-Term Monitoring of Comet 103P/Hartley 2
报道了2010年4 - 12月在鹿林（1 m）、卡拉阿尔托（2.2m）和北京天文台（2.16m）对103 P/Hartley 2彗星的分光光度、测光和成像观测结果。我们发现，从9月底到12月初（我们在Lulin和Calar Alto天文台的最后一次观测），在向阳方向检测到尘埃特征。在10月11日和10月29日之后直到11月2日，在处理过的图像中观察到两个明显的向日喷流特征。同时，CN图像显示了两个几乎垂直于太阳核方向的不对称喷流特征，这种不对称特征意味着彗星在10月底和11月初几乎处于侧面。除了喷流的特征外，C2与CN的平均产生率比在0.7到1.5之间，这使得103 P/Hartley 2具有典型的彗星化学性质。我们发现，$r_h$对尘埃产生率Afrho（5,000 km）的依赖性在近日点之前为-3.75+-0.45，在近日点之后为-3.44 +-1.20。我们发现，在视中心附近，尘埃红化程度较高，沿向日喷流特征向外变蓝，前者可能与强喷流活动有关，而后者可能意味着光学性质发生了变化，或可能与爆发有关。当彗星通过近日点时，尘埃的平均颜色似乎没有明显的变化。
2013-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Prediscovery Activity of New Interstellar Object 3I/ATLAS: A Dynamically-Old Comet?
本研究通过ZTF和TESS发现前数据，揭示星际彗星3I/ATLAS在日心距6.5 au内持续活动，增亮率陡于2I/Borisov，并估算其尘埃产生率，表明其动力学上古老且无强爆发。
2025-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
