Activity of comet 103P/Hartley 2 at the time of the EPOXI mission fly-by
2010年11月1日至6日，在EPOXI探测器飞掠彗星103 P/Hartley~2的同时，观测到了这颗彗星。目标是将从地面观察到的大尺度现象与从航天器观察到的小尺度现象联系起来。这颗彗星显示出与其核心旋转相关的强烈活动，也被航天器观测到。我们在这里报告的固体成分的表征，通过观察在两个光谱区域，其中只有颗粒散射的太阳辐射的发射。我们发现，这种活动产生的颗粒的寿命为5小时，与航天器对大块冰块的观测相一致。此外，由有源区之一产生的晶粒具有非常红的颜色。这表明在谷物中有一种与冰混合的有机成分。
2012-06-06 astro-ph.EP
Water Production by Comet 103P/Hartley 2 Observed with the SWAN Instrument on the SOHO Spacecraft
2010年9月14日至12月12日，SOHO航天器上的SWAN（太阳风各向异性）全天空相机通过103 P/哈特利2号彗星周围的莱曼-α氢排放确定了全球水的产生率。这段时间包括11月4日EPOXI飞船的飞越。水的产量比1997年的幽灵低3倍，也是由天鹅测量的。在2010年9月30日的一天内，它增加了约2.5倍，11月24日至30日之间也有类似的相应下降。在近日点的{ \pm }20天内，升华水的总表面积约为0.5 km^2，约为原子核平均截面的一半。在此期间之外，它约为0.2平方公里。峰值为90%，这意味着释放的核冰碎片产生了显著的水。
2011-04-26 astro-ph.EP
A Distribution of Large Particles in the Coma of Comet 103P/Hartley 2
彗星103 P/哈特利2号的彗发有大量的大颗粒，在深度撞击号航天器拍摄的图像中被观察到为点源。我们测量它们的空间和通量分布，并试图限制它们的组成。这些颗粒的通量分布意味着非常陡峭的粒度分布，幂律斜率范围为-6.6至-4.7。粒子的半径可达20厘米，甚至可能达2米，但它们的确切尺寸取决于它们未知的光散射特性。我们考虑两种情况：明亮的冰物质和黑暗的尘埃物质。冰的情况下，更好地描述了颗粒，如果水升华从颗粒引起显着的火箭力，我们建议作为最好的方法来解释所观察到的空间分布。太阳辐射是一个合理的选择，但只有当粒子是非常低密度的聚集体。如果我们将这些粒子视为迷你核，我们估计它们占彗星总水生产率的16-80%（20.6公里内）。然而，暗尘埃粒子在质量论证的基础上并不受欢迎。明亮冰粒的产水率受到彗星总产水率的0.1%至0.5%的上限限制。如果这些粒子确实是冰质的，并且具有很高的蒸发度，那么它们似乎并不能解释彗星大量产水的原因。生产率勘误表：我们修正了103 P/哈特莱2号彗星大粒子的半径和质量，并在所附的勘误表中提出了修正的结论。
2015-09-11 astro-ph.EP
Ground-based Multiwavelength Observations of Comet 103P/Hartley 2
彗星家族103 P/哈特利2号（103 P）是美国宇航局EPOXI任务的目标。为了支持这项任务，我们在UT 2010年11月4.58日航天器会合前的三周内对103 P彗星进行了从无线电到亚毫米波长的观测。这段时间包括在近日点通过和彗星最接近地球。在这里，我们报告的检测HCN，H2 CO，CS和OH和上限HNC和DCN对103 P，使用亚利桑那州射电天文台基特峰12米望远镜（ARO 12米）和亚毫米望远镜（SMT），詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）和格林班克望远镜（GBT）。根据GBT OH数据，可以确定水的产生速率QH 2 O =（0.67 - 1.07）x 10^28 s^-1。根据HCN和H2 CO相对于水的平均丰度比（分别为0.13 +/-0.03%和0.14 +/-0.03%），我们得出结论，H2 CO是贫化的，HCN相对于典型观测到的彗星混合比是正常的。然而，HCN与水的丰度比显示出很大的差异随时间的推移。使用JCMT数据，我们测量到DCN/HCN比率的上限<0.01。11月2日对邻-H2 CO和对-H2 CO的连续观测（来自JCMT获得的数据）使我们能够推导出邻：对比（OPR）~ 2.12 +/- 0.59（1 σ），对应于Tspin > 8 K（2 σ）。
2014-07-08 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
Water Ice and Dust in the Innermost Coma of Comet 103P/Hartley 2
2010年11月4日，深度撞击扩展调查（DIXI）成功地遇到了彗星103 P/哈特利2，当时它在日心距离为1.06 AU。使用HRI-IR光谱仪在1.05-4.83微米波长范围内获得了哈特利2号彗星的空间分辨近红外光谱。我们目前的光谱图内~10公里的彗发收集7分钟和23分钟后，最近的方法。所提取的反射光谱包括在1.5、2.0和3.0微米附近的位置、带宽和形状与水冰粒的存在一致的定义明确的吸收带。使用Hapke的辐射转移模型，我们表征的混合类型（区域与亲密），相对丰度，粒度，水冰和耐火材料的空间分布。我们的模型表明，尘埃，占主导地位的最内层的彗发哈特利2，并在300 K的温度，是热和物理解耦的细粒水冰粒，这是在1微米的大小。水冰、尘埃和CO2空间分布之间的强相关性支持了CO2气体将水冰和尘埃颗粒从核中拖走的概念。一旦进入昏迷状态，水冰开始升华，而尘埃则不断流出。如果速度接近0.5 m/s，则导出的水冰尺度长度与1 AU处1微米纯水冰粒的预期寿命相容。这样的速度比孤立的1微米水冰粒的膨胀速度低三个数量级[Hanner，1981; Whipple，1951]，表明观察到的水冰粒可能是聚集体。
2014-06-12 astro-ph.EP
"Secular Light Curve of Comet 103P/Hartley 2, Target of the EPOXI Mission"
为了支持EPOXI任务，我们编制了EPOXI的下一个目标103 P/Hartley 2彗星的长期光变曲线（SLC）。a）测量了30个光度参数的数量级，其中20多个是新的。活动的开启点距离太阳-4.2 +/-0.1 AU，相当于近日点前-400 +/-40天。总活动时间为TACTIVE= 1484 +/- 43 d。b）103 P是一颗年轻的矮彗星，年轻是因为它的光度年龄P-AGE（1，1）= 15 +/- 2 cy（彗星年），而矮是因为它的直径DEFFE = 1.14 +/- 0.16 km。c）核非常活跃，SLC的振幅在1997年为ASEC= 10.8 +/- 0.1 mag。这颗彗星与1 P/Halley一样活跃，但要小得多。d）在远日点保持活跃后，彗星将其活动溢出到下一个轨道。e）两个线性定律在近日点前RBP = -1.20 +/- 0.1 AU处的转折点处改变斜率，mBP = 9.4 +/- 0.1等。升华不受水冰的控制。控制物质可以是CO或CO2冰。二氧化碳已被光谱检测到。f）计算了这颗彗星的水收支。彗星每次出现消耗1.88 10^10公斤的水。定义了一个新的水分收支年龄，发现WB-AGE = 19 cy，而1 P/Halley的WB-AGE = 0.65 cy，9 P的WB-AGE = 28 cy。g）在两个日期计算Afρ值，我们发现粉尘产生率为106和37 kg/s。…
2010-08-26 astro-ph.EP
The nucleus of 103P/Hartley 2, target of the EPOXI mission
103 P/哈特利2号彗星被选为2007年10月深度撞击扩展任务EPOXI的目标彗星。没有对这颗彗星的核心进行直接的光学观测，因为它在以前观测时一直非常活跃。我们的目标是恢复远日点附近的彗星，以a）确认它没有分裂，并在预测的位置，b）为任务规划提供天体测量和亮度信息，以及c）继续描述核心。我们观察彗星在日心距离5.7和5.5 AU之间，使用FORS 2在VLT，在2008年5月至7月的4个时期。我们对深叠层图像进行VRI测光，以寻找活动并测量绝对星等，从而估计核的大小。我们在预期位置附近恢复了彗星，在第一个历元时的星等为m_R = 23.74 \pm 0.06。这颗彗星没有可见的彗发，尽管与恒星的轮廓比较显示有微弱的活动，或者可能是以前活动的尘埃痕迹对通量的贡献。这种活动似乎在更远的时期逐渐消失，这意味着这是一个延续的活动过去远日点从以前的幻影，而不是一个早期开始活动之前的下一个近日点。我们的数据意味着一个\le 1公里的核半径为4%的假设的α，我们估计一个~6%的α。我们测量（V-R）= 0的颜色。26 \pm 0.09。
2010-05-10 astro-ph.EP
CN Morphology Studies of Comet 103P/Hartley 2
本文报道了2010年7月至2011年1月在洛厄尔天文台39个夜晚获得的103 P/Hartley 2彗星的窄带CN成像。我们观察到两个特征，一个通常在北方，另一个通常在南方。CN的形态在出现期间有所不同：7月没有形态; 8月和9月，北部特征占主导地位，并表现为大多数正面螺旋; 10月，11月和12月，北部和南部特征的亮度大致相等，看起来更像侧面螺旋;在1月，南部特征占主导地位，但由于信号非常低，形态不明显。形态在每个晚上都平稳变化，并且每晚观察到相似的形态。然而，形态并不完全重复每个旋转周期，这表明存在小的非主轴旋转。根据形态的重复，我们发现基本旋转周期增加的证据：8月13日至17日为16.7小时，9月10日至13日为17.2小时，10月12日至19日为18.2小时，10月31日至11月7日为18.7小时。我们进行了Monte Carlo射流建模，以约束极的方向和位置的活动区域的基础上观察到的形态。我们初步的自洽极点解相对于彗星的轨道平面有10度的倾斜度（即，它的中心在RA = 257度和Dec=+67度附近，围绕该位置的不确定性约为15度），并且具有两个中纬度源，每个半球一个。
2011-03-28 astro-ph.EP
Coupled Escape Probability for an Asymmetric Spherical Case: Modeling Optically Thick Comets
我们采用了耦合逃逸概率，一种新的精确的方法来解决辐射转移问题，用于非对称的球形情况。我们的模型专门用于对光学厚彗星彗星进行建模，但不限于此类用途。这种方法可以精确地模拟彗星的光谱，即使是在最接近核的潜在光学厚度区域，例如在深度撞击观测9 P/Tempel 1和EPOXI观测103 P/Hartley 2中看到的那些。
2012-12-06 astro-ph.EP astro-ph.IM
Rotation-stimulated structures in the CN and C3 comae of comet 103P/Hartley 2 around the EPOXI encounter
2010年末，木星家族彗星103 P/哈特利2号成为全球范围内密集调查的对象。在UT 10月20.7日，彗星在0.12 AU内接近地球，在UT 11月4.6日，它被美国宇航局的EPOXI航天器访问。我们参加了这一国际努力，并组织了一次观察运动。这颗彗星的图像是使用罗真国家天文台的2米望远镜通过窄带滤光片获得的。它们是在EPOXI遭遇的那一刻前后的4个晚上拍摄的。图像处理方法和周期性分析技术被用来揭示瞬态彗发结构，并研究其重复性和运动学。我们观察到壳，弧，射流和螺旋状图案，非常相似的CN和C3彗星。CN特征向外扩展，天空平面投影速度在0.1至0.3公里/秒之间。11月6日观测到的螺旋状结构以0.66公里/秒的更高速度演化。CN的内彗发的光度测量显示了18.32+/-0.30小时的周期变化（对我们运行的中间时刻有效，UT 2010年11月5.0835日），我们将其归因于核旋转。这一结果与其他团队在同一时间的独立测定结果完全一致。然而，可重复性的模式是不完美的，这是可以理解的，给出了建议的激励的旋转状态，CN检测到的变异性与HCN的循环变化，但只有在活跃的阶段。所揭示的彗发结构，以及由EPOXI获得的核取向的快照，让我们估计自旋轴取向。我们得到RA=122度，Dec=+16度（历元J2000.0），忽略此时的旋转激励。
2012-04-11 astro-ph.EP
The Sources of HCN and CH3OH and the Rotational Temperature in Comet 103P/Hartley 2 from Time-Resolved Millimeter Spectroscopy
彗星最不为人所知的特性之一是其原子核的组成结构，它可以是均匀的，也可以是不均匀的。原子核的结构可以很方便地在毫米波长下进行研究，使用发射谱线的速度分辨光谱时间序列，当物体旋转时，同时获得多个分子。使用这种技术，我们调查了彗星103 P/哈特利2号中的CH 3OH和HCN的来源，这是NASA EPOXI任务的目标，在2010年底出现了非常有利的现象。我们的监测与IRAM 30米望远镜显示短期变化的谱线所造成的核旋转。不同的生产率产生的亮度变化的一个因素为4的HCN和一个因素为2的CH 3OH，它们是非常好的时间相关性。随着从线配置文件的速度信息的添加，我们确定的主要来源放气：两个射流，在径向上相反的方向，和冰冷的颗粒，主要通过其中一个射流注入彗发。两股喷流中CH_3OH和HCN的混合比有很大的不同，这表明核内存在大尺度的化学不均匀性。我们提出了一个网络的身份连接的两个射流与其他地方报道的形态特征，并假设化学异质性可能导致热演化。模型依赖的平均生成速率分别为3.5 × 10 ~（**）~（26）molec/s和1.25 × 10 ~（**）~（25）molec/s，两者的比值为28，虽然很高，但并不反常。CH_3OH的转动温度变化很大，平均值为47 K，推测是由于核的转动。
2012-08-27 astro-ph.EP
WISE/NEOWISE observations of comet 103P/Hartley 2
我们报告的结果是基于宽视场红外巡天探测器（Wright et al. 2010）在2010年5月4日至13日期间对103 P/Hartley 2彗星（当时彗星位于日心距离2.3 AU，观测者距离2.0 AU）进行的中红外测光。2010年5月22日夏威夷大学2.2米望远镜获得的22微米彗发的光度测量和数据提供了对尘埃颗粒尺寸分布的限制，dlogn/dlogm，产生的幂律斜率值为α = -0.97 +/- 0.10，比彗星81 P/Wild 2的星尘遭遇期间所发现的入站粒子注量更陡（Green等人，2004）。在12微米处提取的核信号与平均球半径为0.6 +/-0.2km（一个标准差）的物体一致，假设聚束参数为1.2。超过尘埃和核反射和热贡献的4.6微米波段信号可能归因于一氧化碳或二氧化碳发射谱线，并提供了物种生产的限制和估计。导出的二氧化碳昏迷产生速率为每秒3.5（+/- 0.9）\times 10^24个分子。对有效曝光时间为158.4秒的叠层图像中的尾迹信号进行分析，得出在12 μ m和22 μm波段中，彗核尾迹平均距平角为0.2 °处的光深值接近9 x 10^-10。通过对尘埃尾位置进行最小卡方分析，得到β参数值为1.0 x10^-4，这与密度为ρ g/cm^3的颗粒的平均尾颗粒直径为1.1/ρ cm相一致。这导致总的探测到的尾迹质量至少为4 x 10^10 ρ kg。
2011-07-13 astro-ph.EP
A Further Investigation of Apparent Periodicities and the Rotational State of Comet 103P/Hartley 2 from Combined Coma Morphology and Lightcurve Datasets
我们分析了基特峰国家天文台和洛厄尔天文台从2010年8月到12月对103 P/哈特利2号彗星的观测结果。然后将结果与EPOXI航天器的同期观测结果进行比较。每个地面数据集以前都被单独研究过;组合数据集具有互补的覆盖范围，减少了观测运行之间的时间，并使我们能够在中间时间确定额外的视周期。我们比较地面数据集之间的CN彗发形态，使9个新的测量表观周期。前五个与先前作者发现的显灵期间大致线性增加的表观周期一致。最后四个表明，视周期的变化在11月下旬减缓或停止。我们还测量了CN和R波段地面图像中的内部彗发光变曲线，发现一个单峰的光变曲线，它与彗发形态同相重复。从光变曲线的视周期有显着较大的不确定性比从彗发形态，但以类似的方式变化的幻影。我们的地面光变曲线与已发表的EPOXI光变曲线一致，表明光变曲线代表的是不断变化的活动，而不是观察彗发中结构的几何形状。EPOXI光变曲线最好由一个接近54-55小时的三峰期定相，该三峰期从10月到11月增加。这种相位显示，最大值之间的间隔不是恒定的，并且整个光变曲线形状从一个三峰周期演变到下一个。这些行为表明，在类似时期获得的地面数据集的视周期的大部分分散可能是由于有限的数据采样。
2015-05-12 astro-ph.EP
The Ongoing Decline in Activity of Comet 103P/Hartley 2
基于2023年全球公民科学观测，发现彗星103P/Hartley 2自1991年以来持续变暗，每次回归亮度约降42%，表明其活动性显著衰减，可能已不再过度活跃，符合渐进式挥发物耗竭而非轨道效应。
2025-08-27 astro-ph.EP
Gas and dust productions of comet 103P/Hartley 2 from millimetre observations: interpreting rotation-induced time variations
彗星103 P/Hartley 2在2010年10月接近地球。它是一次广泛观测活动的目标，深度撞击号航天器（EPOXI任务）访问了它。我们目前的观测HCN和CH 3OH发射谱线进行的IRAM高原德布尔干涉仪在2010年10月22日至23日，28日和4日，11月5日在1.1，1.9和3.4毫米波长。同时探测到尘埃彗发和尘埃核的热辐射。获得了具有前所未有的空间分辨率的干涉图像。在10月23日的数据中观察到了热连续谱的正弦波变化，这与核的热光变曲线有关。原子核贡献了所观测到的连续谱的30- 55%。尘埃与气体的比例很大（范围在2-6之间），这可以解释为彗星的大小不寻常的活动，这使得分米大小的颗粒和大石头被气体夹带。测量了CH_3OH的转动温度。我们属性的增加，从35至46 K，随着光束尺寸的增加（从150至1500公里）的辐射过程。HCN的生产率显示出强烈的旋转引起的变化。HCN的生产曲线，以及由EPOXI测量的CO2和H2O，解释与几何模型，考虑到旋转和彗星的形状。HCN和H2O生成曲线是同相的，显示出共同的来源。HCN和H_2O相对于CO_2生成曲线的平均延迟为1.7h，表明HCN和H_2O主要由冰晶升华生成。HCN产生的尺度长度被确定为在500-1000 km的量级上，这意味着产生HCN的冰颗粒的平均速度为100-200 m/s。的调制的CO2 procursion和HCN线的速度…
2013-10-09 astro-ph.EP
Searches for HCl and HF in comets 103P/Hartley 2 and C/2009 P1 (Garradd) with the Herschel space observatory
在氢主要是分子的地方，HCl和HF预计是氟和氯的主要储存库。他们被发现在密集的分子云中被强烈耗尽，这表明在如此寒冷的环境中冻结到谷物上。我们可以预期，HCl和HF也是太阳星云外层气态和冰态中Cl和F的主要载体，并被合并到彗星中。我们的目标是测量彗星冰中的HCl和HF丰度，因为它们可以提供早期太阳星云中卤素化学的见解。我们使用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器分别在626和1232 GHz处搜索HCl和HF的J（1 - 0）线。在彗星103 P/Hartley 2和C/2009 P1（Garradd）中搜寻了HCl，而在彗星C/2009 P1中进行了HF的观测。此外，在C/2009 P1中观察H $_2$ O和H $_2^{18}$ O系，以测量H $_2$ O产生速率。在HCl接收器设置中偶然观察到CH $_3$ OH的三条谱线。未检测到HCl，而获得HF的边缘（3.6-$σ$）检测。对于103 P和C/2009 P1，相对于水的HCl丰度的上限分别为0.011%和0.022%，这表明HCl相对于太阳能Cl/O丰度被消耗了103 P中超过6 $^{+6}_{-3}$的因子，其中误差与氯太阳能丰度的不确定性有关。在C/2009 P1中获得的边缘HF探测对应于相对于水的HF丰度为（1.8 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-4}$，这与太阳光球层F/O丰度大致一致。观察到…
2014-01-07 astro-ph.EP
The Highly Unusual Outgassing of Comet 103P/Hartley 2 from Narrowband Photometry and Imaging of the Coma
我们报告了从1991年到2011年在洛厄尔天文台获得的103 P/哈特利2号彗星的测光和成像。我们在1991年的两个晚上，1997/98年的四个晚上和2010/11年的13个晚上进行了光电测光。我们观察到，2010/11年的水和所有其他观察到的物种产量与1991年和1997/98年的水平相比，长期大幅下降。我们看到了我们通常带通的生产率相对于近日点的强烈不对称性的证据，峰值生产发生在近日点后约10天，生产率在近日点后相当高。成分是“典型的”，与其他调查人员的调查结果一致。从2010年7月到2011年1月，我们在39个晚上进行了成像。我们发现，在考虑到它们不同的出身和寿命后，C2和C3昏迷形态类似于我们以前报道的CN形态。这些物种在10月和11月表现出沙漏形状，形态随着旋转而变化，并随着时间的推移而进化。OH和NH彗发形态显示出核附近沙漏形状的迹象，但在反向阳半球也得到增强。这种尾部的亮度增强并不随旋转而显著变化，而是随观察几何形状而演变。我们的结论是，所有五种气体物种可能来自核上相同的源区，但OH和NH来自小颗粒的水和氨冰，这些冰存活了足够长的时间，受到辐射压力的影响，并被驱动到反太阳方向。我们探测到了其他作者报道的微弱的向阳尘埃喷流，但没有探测到相应的气体特征。这个喷流在一个晚上变化不大，但从晚上到晚上表现出一些变化，这表明它位于总角动量矢量附近。
2012-06-06 astro-ph.EP
Temporal and Spatial Aspects of Gas Release During the 2010 Apparition of Comet 103P/Hartley-2
我们报告测量八个主要挥发物（H2O，HCN，CH 4，C2 H6，CH 3OH，C2 H2，H2 CO，和NH 3）和两个产品物种（OH和NH 2）在彗星103 P/哈特利-2使用高色散红外光谱。我们量化了在三个月的时间间隔内挥发性释放的长期和短期行为，包括彗星接近地球，其近日点通过，以及在EPOXI任务期间由深度撞击航天器飞越彗星。我们目前的生产率个别物种，它们的混合比相对于水，和它们的空间分布在昏迷多个日期。水，乙烷，HCN和甲醇的生产率变化的方式与核旋转的独立措施一致，但HCN，C2 H6，和CH 3OH的混合比是独立的旋转相。我们的研究结果表明，从核释放的气体的总体平均组成是明确的，并在三个月的时间间隔（9月18日至12月17日）相对恒定。如果个别喷口的组成各不相同，那么必须有足够多的不同喷口同时活动，以接近（总的来说）核的整体组成。释放的主要挥发物表现出不同的空间特性，有利于独立的极性和非极性冰相的存在下，在核中，建立灰尘和气体从冰团（也直接从核）释放，并提供深入了解的驱动程序的氰（CN）极性射流。讨论了C_2H_6和HCN沿近极急流（UT 19.5 October）和与之正交的近极急流（UT 22.5 October）的空间分布与CN起源的关系。水的邻-对位比（OPR）为2.85 \pm 0.20;下限（2.65）定义Tspin > 32 K。这些值与1997年从ISO…
2011-04-24 astro-ph.EP physics.chem-ph
Non-detection of water-ice grains in the coma of comet 46P/Wirtanen and implications for hyperactivity
极度活跃的彗星有很高的产水率，推测升华区域的数量级相当于彗星核的表面积。46 P/Wirtanen彗星和103 P/Hartley 2彗星是这类彗星的两个例子。根据深度撞击号宇宙飞船对哈特利2号彗星的观测，过度活跃似乎是由水冰颗粒和/或富含水冰的核块喷射到昏迷中引起的。这些材料增加了升华表面积，并产生高的产水率。2018年，维尔塔宁彗星历史性地接近地球，这为在第二颗彗星家族中测试哈特利2型多动症提供了机会。我们提出了高空间分辨率，近红外光谱的内彗发的Wirtanen。在近日点附近和最接近地球的6个0.8-2.5 $μ$ m光谱中，没有发现1.5-或2.0- $μ$ m水冰吸收带的证据。此外，在近日点附近拍摄的2.0-5.3 $μ$ m光谱中，没有强的3.0- $μ$ m水-冰吸收带。使用光谱和升华寿命模型，我们设置的物理性质的冰粒在昏迷的约束，假设他们负责彗星的过度活跃。我们排除了任何大小的纯水冰粒，因为它们的寿命很长。相反，在我们的光谱中，原子核的过度活跃和缺乏水冰吸收特征可以用尺寸为1 $μ$ m的冰粒和少量的低沸点尘埃（体积比大于0.5%）来解释，或者用含有大量水冰的大块来解释。
2021-07-02 astro-ph.EP
Multi-year Ground-Based Survey Photometry of Active Comet 103P/Hartley 2 and Centaur (2060) Chiron: A Tale of Two Comets in the Pre-LSST Era
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；United States Naval Academy（美国海军学院）；School Observatory Friedrich-Schiller-Gymnasium（弗里德里希·席勒中学天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）
利用巡天测光数据，研究木星族彗星103P/Hartley 2在2023/24年回归和半人马(2060) Chiron在2020-2025年的长期活动，揭示其不对称活动斜率、尘埃及颜色变化，以及Chiron爆发后的指数衰减和活动新纪元。
2026-06-29 astro-ph.EP
Near-UV OH Prompt Emission in the Innermost Coma of 103P/Hartley 2
深度撞击号太空船于2010年11月4日飞越103 P/哈特利2号彗星，距离最近点（CA）约700公里。我们使用由航天器上的中分辨率成像仪（MRI）获得的窄带图像来研究最里面的彗发中的气体和尘埃。我们推导出在345和749 nm之间的15%/100 nm的总体尘埃红化，并确定了距离核5公里内向阳方向的尘埃彗发中的蓝色增强，我们将其解释为水冰的局部富集。OH柱密度图显示了整个遭遇的反向阳增强，除了在CA获得的最高分辨率图像，其中径向喷流在最里面的彗发中变得可见，从核延伸到12公里。内彗发中的OH分布与预期的碎片物种非常不同。相反，它与深度撞击\citep{AHearn2011}上的HRI-IR仪器得出的水蒸气图有很好的相关性。OH柱密度和衍生的产水速率的径向分布显示在CA期间不能用纯荧光解释的过量的OH发射。我们把这种过剩归因于一个迅速的发射过程，其中H $_2$ O的光解离直接产生激发的OH*（$A^2\itΣ^+$）自由基。我们的观察提供了第一个直接成像的近紫外即时发射的OH。因此，我们建议使用一个专用的过滤器中心在318.8 nm直接跟踪彗星的彗发中的水。
2017-09-26 astro-ph.EP
Far-ultraviolet Spectroscopy of Recent Comets with the Cosmic Origins Spectrograph on the Hubble Space Telescope
自1990年发射以来，哈勃空间望远镜一直是一个具有独特能力的平台，可对光谱远紫外区的彗星进行远程观测。连续几代的成像仪和摄谱仪在灵敏度和光谱分辨率方面取得了巨大进步，使人们能够在过去25年中观测到具有代表性的彗星的各种特性。到目前为止，宇宙起源摄谱仪（COS）已经在远紫外线下观测到了四颗彗星：103 P/Hartley 2，C/2009 P1（Garradd），C/2012 S1（ISON）和C/2014 Q2（Lovejoy）。COS具有前所未有的灵敏度，但在其2.5弧秒直径的圆形孔径有限的空间信息，我们的目标是确定CO第四个积极的系统在1400至1700 A的光谱范围内的测量CO的生产率。在两颗最明亮的彗星中，这个系统的十九个波段被清楚地识别出来。水的产生率是由空间望远镜成像光谱仪（STIS）在3085 A处对OH（0，0）带的几乎同时观测得出的。得出的CO/H2O产率比范围从Hartley 2的约0.3%到Garradd的约22%。此外，在所有四颗彗星中，都观测到了由中心位于1429 A和1479 A的S I多重峰和1561 A和1657 A的C I多重峰引起的强部分分辨发射特征。在洛夫乔伊彗星中探测到了H2莱曼带系统的几条谱线的微弱发射，这些谱线是由太阳莱曼α和莱曼β泵浦的荧光激发的。
2018-03-19 astro-ph.EP
Spitzer's Solar System Science Legacy: Studies of the Relics of Solar System Formation & Evolution. Part 1 - Comets, Centaurs, & Kuiper Belt Objects
在16年的科学测量中，斯皮策太空望远镜对太阳系的远近物体进行了一些开创性的和关键的红外测量。目标范围从最小的微行星到巨行星，并帮助我们改革我们对这些物体的理解，同时也为未来的红外天基观测奠定了基础，例如詹姆斯韦伯太空望远镜将在2020年代进行的观测。在这第一篇论文中，我们描述了斯皮策太空望远镜是如何通过观测太阳系外的小行星，即，彗星，半人马座和柯伊伯带天体（KBO）。这些天体是我们太阳系早期形成时代的遗迹，它们保存着关于创造它们的过程的重要信息。斯皮策的主要观测结果可以分为3大类：新的太阳系天体（彗星D/ISON 2012 S1，C/2016 R2，1 I/`Oumuamua）的表征;已知天体大小的大规模人口调查（彗星，半人马座和KBO）;以及通过光谱测量物体表面和发射物质（彗星，半人马座和KBO）的成分研究。
2020-10-26 astro-ph.EP
Dust Properties of Comets Observed by Spitzer
基于Spitzer对33颗彗星的57次光谱观测，研究用统一热模型分析尘埃组成，发现亚微米颗粒以无定形碳和无定形硅酸盐为主，并探讨其对原行星盘条件的指示。
2023-09-26 astro-ph.EP
Water in Comets 71P/Clark and C/2004 B1 (LINEAR) with Spitzer
我们提出了5.5至7.6微米的光谱彗星71 P/克拉克（2006年5月27.56 UT，r_h = 1.57 AU preperimelion）和C/2004 B1（LINEAR）（2005年10月15.22 UT，r_h = 2.21 AU前近日点和2006年5月16.22 UT，r_h = 2.06 AU后近日点）获得的斯皮策太空望远镜。水的nu_2振动带以11至50的信噪比被检测。使用水发射的荧光模型拟合光谱，得到71 P/Clark的水旋转温度< 18 K，C/2004 B1的水旋转温度大约小于或等于14 +/- 2 K（近日点前）和23 +/- 4 K（近日点后）（线性）。在C/2004 B1（LINEAR）中测得水的邻位与对位比为2.31 +/- 0.18，这对应于26^{+3}_{-2} K的自旋温度。水的生产率。水模型和测量之间的协议是好的，如先前发现的斯皮策光谱的C/2003 K4（线性）。这三颗彗星的斯皮策光谱没有显示出任何来自多环芳烃和碳酸盐矿物的排放证据，与彗星9 P/Tempel~1和C/1995 O 1（Hale-Bopp）的结果相反。
2009-02-04 astro-ph.EP
Survey of cometary CO2, CO, and particulate emissions using the Spitzer Space Telescope: Smog check for comets
我们使用斯皮策太空望远镜上的红外线阵列相机在以3.6和4.5微米为中心的宽滤光片中测量了23颗彗星。在3.6微米的过滤器中，辐射来自于被尘埃颗粒散射的太阳光;这些图像通常在核附近有一个慧差，在反太阳方向有一个尾巴，这是由于尘埃颗粒被太阳辐射压力扫回。4.5微米过滤器包含相同的尘埃颗粒，以及来自CO2和CO气体的强发射谱线;这些显示出不同的形态，在这种情况下，我们推断它们以气体为主。根据4.5到3.6微米亮度的比值，我们将调查彗星分为“富”和“贫”的CO2+CO。“这种分类与A 'Hearn之前基于碳链分子丰度的分类相关，从某种意义上说，被归类为碳链分子“耗尽”的彗星的CO2+ CO含量也“贫乏”。IRAC 4.5微米图像的特征是形态光滑，典型地，在向阳半球中的扇形体，其径向轮廓近似地随着距核的投影距离的倒数而变化，这将适用于恒定的生产和自由膨胀。许多彗星的径向和方位角都有非常显著的增强，这些增强在气体和尘埃之间往往是不同的，这表明固体物质的喷射可能是由H2O或CO2驱动的。图像中的显著特征包括以下内容。103 P/哈特利2号有一个突出的气体排放环，可能是由于斯皮策图像之前的CO2爆发。在88 P/Howell的图像中出现了明显的双喷流。一个突出的单一喷流是明显的3颗彗星。螺旋在29 P和C/2006 W3中很明显;我们测量了后者彗星的21小时旋转速率。在10 P/Tempel 2和…
2013-06-10 astro-ph.EP
The CO2 Abundance in Comets C/2012 K1 (PanSTARRS), C/2012 K5 (LINEAR), and 290P/Jager as Measured with Spitzer
我们目前的分析，在三颗彗星的CO2和OI排放量的观测，以测量CO2的丰度和评估的可能性，采用观测的OI排放量的彗星作为一个代理CO2。我们使用斯皮策上的IRAC仪器获得了C/2012 K1（PanSTARRS），C/2012 K5（LINEAR）和290 P/Jager彗星对CO2敏感的近红外成像。我们获得的观测OI排放在这些彗星与ARCES阶梯光谱仪安装在3.5米望远镜在阿帕奇点天文台和观测OH与斯威夫特天文台（PanSTARRS）和凯克HIRES（雅格）。从斯皮策图像中得出的CO2/H2O比率为12.6 +/- 1.3%（PanSTARRS），28.9 +/- 3.6%（LINEAR）和31.3 +/- 4.2%（Jager）。这些丰度是在假设CO排放污染可以忽略不计的情况下得出的。PanSTARRS的CO2丰度接近迄今为止在类似日心距离的彗星中测量的平均丰度，而LINEAR和Jager测量的丰度明显大于平均丰度。从PanSTARRS观测到的彗发形态和假设的气体膨胀速度，我们得出了大约9.2小时的旋转周期的核。比较来自ARCES和雨燕数据的H2O产生率，以及其他观测结果，表明内部彗发中冰冷颗粒升华的可能性。我们评估的可能性，OI排放量可以作为一个代理CO2通过比较CO2/H2O的比例推断OI线直接由斯皮策测量。我们发现，对于PanSTARRS，我们可以重现观测到的CO2丰度的准…
2015-11-03 astro-ph.EP
Spitzer Observations of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko at 5.5-4.3 AU From the Sun
我们报告斯皮策太空望远镜观测彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko在5.5和4.3 AU从太阳，远日点后。彗星67 P是欧洲航天局罗塞塔任务的主要目标。罗塞塔号宇宙飞船将在与我们的观测结果相似的日心距离处与原子核会合。在8微米和24微米（日心距离rh为4.8天文单位）的旋转分辨观测中，对原子核的大小和色温进行了采样，并与甚大望远镜（VLT）观测到的远日点R波段光变曲线相结合，得出平均有效半径为2.04 +/- 0.11公里，R波段几何半径为0.054 +/- 0.006。R波段和中红外线曲线的振幅一致，这表明变化是由核的形状。我们还检测到彗星在4.8和5.5天文单位的尘埃轨迹，限制颗粒尺寸小于或接近6毫米，并估计影响罗塞塔的危险。我们在图像中没有发现最近喷出的尘埃的证据。如果67 P的活动在不同轨道上是一致的，那么我们可以预期罗塞塔航天器将在2014年与彗星在rh = 4 AU处会合时返回不活跃或弱活跃核的图像。
2009-03-24 astro-ph.EP
A Herschel Study of D/H in Water in the Jupiter-Family Comet 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova and Prospects for D/H Measurements with CCAT
我们提出了赫歇尔观测的水同位素在大气中的彗星家族45 P/本田Mrkos Pajdusakova。未检测到HDO排放，D/H比的3 σ上限为2.0 × 10-4。这一数值与赫歇尔早期对彗星族103 P/哈特利2号的测量结果一致。在奥尔特云彗星的样本中，在赫歇尔之前测量的3 × 10-4的正则值可以在4.5 σ水平上排除。这里提出的意见，进一步证实了多样性的D/H比存在于彗星人口，并强调需要额外的测量与未来的地面设施，如CCAT，在后赫歇尔时代。
2013-07-25 astro-ph.EP
A New Analysis of Spitzer Observations of Comet 29P/Schwassmann-Wachmann 1
我们提出了一个新的分析${\it Spitzer}$观测彗星29 P/Schwassmann-Wachmann 1采取UT 2003年11月21日，23日和24日，类似于以前的调查的意见（Stansberry等，2004年），但使用最新的${\it Spitzer}$数据管道产品和密集的图像处理技术。对来自IRAC 5.8和8.0 $μ$ m波段以及MIPS 24.0和70.0 $μ$ m波段的图像进行分析，在实施一套彗差建模和去除过程之后，得到了核的光度测量。在先前工作的5.8 $μ$ m图像中未识别出SW 1，因此将其纳入本分析是全新的。使用近地小行星热模型（Harris 1998），得到的核半径测量值为$R$ = 30.2 $^{+3.7}_{-2.9}$ km，红外辐射参数值为$η= 0.99$ $^{+0.26}_{-0.19}$。我们还测量了红外几何吸收度，$p_{5.8}$ = 0.5 $\pm$ 0.5。外推0.04 V波段反射率并使用归一化反射率梯度$S' = 14.94 \pm 1.09$ [%（1000 μ m）$^{-1}$ ]（Duffard等人，2014年），我们在近红外中恢复了$p_{5.8}$ = 0.31的红外反射率，与从热建模中恢复的值一致。从IRS光谱中提取的尘埃成分非常像彗星，主要含有无定形铁镁硅酸盐（但也有少数结晶硅酸盐），水冰和金属硫化物…
2015-06-23 astro-ph.EP
Infrared Spectroscopy of Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 using the Spitzer Space Telescope
我们用斯皮策空间望远镜红外光谱仪（IRS）观测了73 P/Schwassmann-Wachmann 3（SW 3）彗星的5-37微米热辐射，即B和C组分。我们获得了整个波长间隔的低光谱分辨率（R ~ 100）数据，以及16和22微米的图像。这些观测提供了一个前所未有的机会来研究来自表面的几乎原始的物质，以及直到最近的黄道彗星的内部-彗星表面只经历了两次近日点，并且包括完全新鲜的物质。使用各种矿物类型，包括无定形和结晶组分的光谱建模。我们发现，硅酸盐结晶度，约35%，比大多数其他彗星具有较强的发射功能，而其丰富的无定形碳较高。两者都表明，SW 3是迄今为止被详细研究过的化学性质最原始的太阳系天体之一，而且它比迄今为止研究过的大部分彗星形成得更早，或者离太阳更远。这两个碎片的相似尘埃成分表明，它们在矿物学上不是异质的，而是在其体积上均匀一致的。来自光谱模型的原子丰度表明O的消耗相比，太阳光球值，尽管包括水冰和气体的模型。原子碳可能是太阳能或略低于太阳能，但它的丰度是复杂的光谱无特征的矿物物种的光谱的一部分，最敏感的C丰度的derication的潜在贡献。我们发现了一个相对较高的热辐射，约0.13的尘埃，考虑到大量的黑暗碳质材料，但与丰富的小颗粒和强发射功能的存在一致。
2011-07-11 astro-ph.EP
Distribution and properties of fragments and debris from the split comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 as revealed by Spitzer Space Telescope
在2006年3月至2007年1月期间，我们使用斯皮策空间望远镜上的IRAC和MIPS仪器研究了在3度以上宽的73 P/Schwassmann-Wachmann 3碎片场中碎片、流星体和尘埃尾的集合的红外发射。我们还调查了同期地面和HST观测。2006年5月，在斯皮策的图像中发现了55个碎片。彗星轨道上广泛分布的碎片表明它们是由1995年的分裂事件形成的。虽然斯皮策图像中的主要碎片数量与光学观测者从地面上看到的相似，但由于强烈的非引力项、天体测量不确定性或碎片放气的短暂性，无法轻易确定光学天体测量碎片与斯皮策图像中看到的碎片之间的对应关系。斯皮策的数据以1000公里的分辨率解析了尘埃彗星的结构，它们揭示了由于大颗粒（毫米到厘米大小）在一个连续的尘埃轨迹中的红外辐射，该轨迹紧密地跟随着投影轨道。我们检测来自最大碎片（B和C）的流出的CO2气体的荧光，并且我们测量CO2：H2O比例（分别为1：10和1：20）。解释固体粒子动力学的三个无量纲参数：α（升华反应），β（辐射压力）和nu（喷射速度）。主要碎片具有nu>alpha>beta，并且由碎裂过程赋予它们的动能支配。HST在主要碎片的尾部看到的小的、短暂的碎片具有由火箭力主导的α>nu> β。沿着投影轨道的流星体具有beta~nu>>alpha。碎片尾部的尘埃具有β>>（nu+alpha），并由辐射压力控制。
2009-05-19 astro-ph.EP
Spectrophotometric analysis of cometary nuclei from in situ observations (PhD thesis)
这项工作的主题是彗星，小而难以捉摸的对象，可能持有关于太阳系和地球上生命的起源的巨大秘密，是最原始的对象之一。这项工作所涉及的调查方法是成像光谱仪的可见光和红外分光光度法，设计用于观测遥远的行星大气和表面，能够获得高空间和光谱分辨率的超光谱数据。第一章描述了这一使命的背景。第二章详细分析了Rosetta航天器上的VIRTS仪器的性能。特别是信噪比的建模是本章的主要论点。第三章展示了彗星核可能光谱的模拟，这对于与真实光谱的比较和观测计划都很有用。Hapke的辐射转移模型用于反演所获取的数据以推断物理性质。第四章介绍了一种光谱建模方法。它包括关于仪器噪声的信息，允许分析模型的优良性，以及估计检索到的参数的误差。第五章介绍了深度撞击号探测器探测到的坦普尔1号和哈特利2号卫星的光谱分析及其扩展研究。第六章介绍了罗塞塔号在巡航阶段遇到的Lutetia小行星的光度分析。这项工作为分析罗塞塔的最终目标：彗星67 P/丘留莫夫-格拉西缅科铺平了道路。VIRTIS团队目前正在使用所介绍的工具来制作彗星上的作品，并推荐给读者。由于对彗星的完整分析超出了这项工作的范围，这里只显示了初步结果。
2015-03-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Spitzer observations of the asteroid-comet transition object and potential spacecraft target 107P (4015) Wilson-Harrington
上下文近地小行星-彗星过渡物体107 P/（4015）Wilson-Harrington可能是欧洲空间局（欧空局）和日本宇宙航空研究开发机构（宇宙航空研究开发机构）马可波罗取样返回联合飞行任务的目标。对该天体的物理研究与这次飞行任务有关，也有助于了解其小行星或彗星性质。目标。我们的目标是获得显着的新的约束，这个对象的表面热性能。方法.本文介绍了2007年2月12日美国宇航局斯皮策太空望远镜在两个滤光片（16和22微米）上获得的中红外测光结果，以及应用近地小行星热模型（NEATM）的结果，我们在两个中红外波段获得了高信噪比，从而可以精确测量其热辐射。结果我们得到了一个很好的约束的聚束参数（eta = 1.39 +/- 0.26），并获得了D = 3.46 +/- 0.32公里，和pV = 0.059 +/- 0.011的直径和几何距离。当我们将这个最佳拟合的热模型应用于Campins等人（1995），Kraemer等人（2005）和Reach等人（2007）报道的单波段中红外测光时，我们也得到了类似的结果。结论. 4015 Wilson-Harrington的彗星核和原始的C-、P-、D-型小行星的核密度较低。当r= 1天文单位时，我们粗略地确定了W-H热惯性的下限为60 Jm^-2s^（-0.5）K^-1，这略高于Groussin等人（2009）推导出的22 P/Kopff彗星核热…
2009-10-01 astro-ph.EP
Hyperactivity in 103P/Hartley 2: Chunks from the sub-surface in Type IIa jet regions
我们分析了在439和1967米之间高度的103 Ps内彗发的主喷流区域中嵌入的水冰颗粒的柱密度的观测径向分布（Protopapa等人，2014），并确定了喷流细丝内颗粒的速度和加速度及其质量流。这是通过应用由Belton（2010）提出的CO2驱动的IIa型射流模型来完成的。该模型利用在射流细丝的源区中被逐出并被CO2加速的水冰颗粒来解释水冰颗粒的径向分布。我们提供了一个解释的显着不同的径向分布的耐火粉尘颗粒的假设，大部分的灰尘直接起源于核表面的喷流复合物的丝间区域，并加速由H2O。我们的模型提供了一个质量流量的水从J1喷流复合体，是40倍以上的恒速升华模型所讨论的Protopapa等人。在流动中的速度增加了一个因素高达20比那些发现的Protopapa等人。占的过度活跃，大部分的质量在细丝源区域必须在弱加速大块，实现只有低速度途中的观察区域。由于核的旋转，这些块很快离开了无定形喷流结构，并且对在较高高度处观察到的喷流细丝中的柱密度没有贡献。
2016-12-21 astro-ph.EP
Spitzer Space Telescope observations of bilobate comet 8P/Tuttle
8 P/Tuttle彗星是一颗近各向同性彗星（NIC），其物理性质知之甚少，并且由于它们的起源不同，可能与南极彗星（EC）的物理性质不同。两个独立的观察结果表明，8 P有一个双叶核。我们的目标是确定8 P/Tuttle的核（大小，形状，热惯性，热惯性）和彗发（水和尘埃）的物理性质。我们用斯皮策太空望远镜（SST）的红外光谱仪（IRS）和红外照相机（MIPS）观测了8 P的内彗发。我们在2007年11月2日获得了一个光谱（5-40 $μ$ m），并在2008年6月22-23日获得了一组19张24 $μ$ m的图像，对核旋转周期进行了采样。数据进行了解释，使用热模型的核和尘埃彗发，并考虑2个可能的形状模型的核分别来自哈勃太空望远镜可见光和阿雷西博雷达观测。我们倾向于由两个接触球组成的核形状模型，其半径分别为2.7+/-0.1 km和1.1+/-0.1 km，极取向为RA=285+/-12 deg和DEC=+20+/-5 deg。该原子核的热惯量在0-100 J/K/m^2/s^0.5之间，R带的几何热惯量为0.042+/-0.008。在距离太阳近日点1.6天文单位处，水的产生速率为1.1+/-0.2x10^28~molecules/s，相当于9%的活动分数。在相同距离下，近日点后1.6~AU处的$εf ρ$含量为310 ± 34 cm，2.2~AU处的$εf ρ$含量为325 ± 36…
2019-11-12 astro-ph.EP
Emission lines between 1 and 2 keV in Cometary X-ray Spectra
我们提出的探测新的彗星X射线发射谱线在1.0至2.0千电子伏范围内使用的钱德拉X射线天文台和ACIS光谱仪观测彗星的样本。我们从Chandra样本中选择了5颗具有良好信噪比光谱的彗星。这些彗星包括：C/1999 S4（LINEAR）、C/1999 T1（McNaught-Hartley）、153 P/2002（Ikeya-Zhang）、2 P/2003（Encke）和C/2008 8 P（Tuttle）。我们用我们的太阳风电荷交换（SWCX）排放模型（Bodewits等人，2007年）的扩展版本对光谱进行了建模。在1 keV以上，我们发现Ikeya-Zhang在1340和1850 eV处具有强发射谱线，我们将其识别为分别由Mg XI和Si XIII的太阳风电荷交换线产生，并且在1470、1600和1950 eV处具有较弱的发射谱线，其分别由Mg XII、Mg XI和Si XIV的SWCX形成。Mg XI和XII以及Si XIII和XIV线在我们样本中的其他彗星（LS 4，MH，Encke，8 P）中以显着水平被检测到，这些线承诺将被包括在SWCX模型中。在1700至2000 eV范围内的硅线检测到的所有彗星，但随着不断上升的背景和彗星排放量减少，我们警告这些检测需要进一步确认更高分辨率的仪器。
2012-12-04 astro-ph.EP astro-ph.HE
Pits on Jupiter Family Comets and the age of cometary surfaces
本研究探究三颗木星族彗星表面凹坑的演化，发现水驱动活动的侵蚀受季节性模式控制，多次近日点的渐进侵蚀无法形成观测到的凹坑，反而会磨平尖锐地貌，提出凹坑可能形成于半人马小行星阶段，佐证了彗星表面的演化序列。
2023-11-03 astro-ph.EP
Lately Exposed Amorphous Water Ice on Comet 49P/Arend-Rigaux
彗星49 P/ Arend-Rigaux，自20世纪80年代以来被认为是一颗低活动彗星，在最近的显灵中被发现是活跃的。最近对2006年斯皮策彗星观测数据的分析与实验室光谱的比较显示，彗星表面存在无定形水冰。此外，2012年3月26日，在Mt. PRL望远镜进行的观测中，在其随后的近日点通过期间发现了一个喷流。阿布这证实了49 P/阿伦德-里戈彗星最近的活动，这是由于在几次接近太阳后暴露出的挥发性地下物质。我们的结果证实了彗星核表面下的冰，并坚持更多的观测，以更好地了解。
2014-10-13 astro-ph.EP
Earth-based detection of the millimetric thermal emission of the nucleus of comet 8P/Tuttle
人们对彗星核的物理性质知之甚少。除了空间任务目标外，测量核的热发射是少数几种获得其大小的方法之一，与其辐射无关，并限制其某些热性质。这种辐射很难从地球上探测到，但空间望远镜（红外空间天文台、斯皮策空间望远镜、赫歇尔空间天文台）可以在红外和亚毫米范围内进行可靠的测量。我们的目标是更好地描述彗星8 P/塔特尔的核的热特性，使用多wavelentgh空间和地面观测，在可见光，红外线和毫米范围。我们利用Plateau de Bure干涉仪测量了8 P/Tuttle彗星在240 GHz（1.25 mm）处的毫米热辐射，并利用哈勃空间望远镜观测的形状模型和斯皮策空间望远镜观测的彗核尺寸对观测结果进行了分析。我们报告自1997年C/1995 O 1海尔-波普彗星以来首次探测到彗星核的毫米热辐射。利用哈勃空间望远镜观测得到的双接触球模型，对原子核的热性质进行了约束。我们的毫米观测结果与以下条件最匹配：i）热惯性低于~10 J K-1 m-2 s-1/2，ii）发射率低于0.8，表明较冷的次表层对输出毫米通量的贡献不可忽略。
2011-01-18 astro-ph.EP
Six Outbursts of Comet 46P/Wirtanen
彗星活动是原子核表面升华驱动过程的一种表现。然而，彗星爆发可能是由其他不一定由挥发物驱动的过程引起的。为了充分了解核表面及其演变，我们必须确定彗星爆发的原因。在这方面，我们提出了一个小型爆发的彗星46 P/Wirtanen的研究。在2018年的近日点附近，我们在彗星的长期光曲线中发现了六个事件。在5”半径孔径中，表观强度范围从$-0.2$到$-1.6$等，对应于$\sim10^4$到$10^6$ kg之间的尘埃质量，但由于未知的粒度分布，存在很大的不确定性。然而，名义质量的估计值与9 P/坦普尔1号彗星和67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星的小型爆发数量级相同，而103 P/哈特利2号彗星明显缺乏这些事件。我们比较了四颗彗星爆发的频率，并认为46 P的表面具有大尺度（$\sim$ 10-100 m）粗糙度，如果不是类似于后者，也是67 P和103 P的中间粗糙度。爆发的强度似乎与自上次事件以来的时间相关，但缺乏对太阳日射的物理解释。我们还研究了哈勃太空望远镜拍摄的近近日点爆发后约2天的图像。在图像中没有发现宏观喷出物的证据，其极限半径约为2米。
2021-05-12 astro-ph.EP
The Persistent Activity of Jupiter-Family Comets at 3 to 7 AU
我们提出了一个彗星活动的分析的基础上斯皮策空间望远镜组成部分的调查彗星核的物理性质。我们表明，调查是非常适合测量的活动，彗星家族在3-7 AU从太阳。在89个目标中的33个（37 +/- 6%）中检测到尘埃，我们得出结论，21颗彗星（24 +/- 5%）的形态表明正在进行或最近的彗星活动。我们的粉尘检测灵敏度有限，因此我们测量的活动率必然是一个下限。在我们的调查中，所有近日点距离小（q < 1.8 AU）的彗星都是不活跃的，我们样本中的活跃彗星强烈偏向于后近日点时代。我们引入了ε-f-rho，旨在成为经常报道的A-f-rho的热发射对应物，并发现具有大近日点距离的彗星可能比我们调查中距离太阳3-7 AU的其他彗星具有更大的尘埃产生率，这表明发现的彗星家族彗星种群存在偏差。通过检查我们的调查样本的轨道历史，我们认为，在过去的150年中，彗星扰动到较小的近日点距离更有可能是活跃的，但这种影响需要更多的研究。
2013-04-13 astro-ph.EP
Low activity main belt comet 133P/Elst-Pizarro: New constraints on its Albedo, Temperature and Active Mechanism from a thermophysical perspective
133 P/Elst-Pizarro是最早被发现的主带彗星，但其核心的结构至今仍不清楚。首先利用Spitzer-MIPS、Spitzer-IRS和WISE的中红外数据估算了其有效直径$D_{\rm eff}=3.9^{+0.4}_{-0.3}$ km、几何半径$p_{\rm v}=0.074\pm0.013$和平均键半径$A_{\rm eff,B}=0.024\pm0.004$。用该方法计算了133 P的温度分布，发现其温度分布有明显的季节变化，特别是在极地，变化范围从$\sim40$到$\sim200$ K。根据目前的活动观测结果，最大水煤气产生率估计为$\sim1.4\times10^{23}\rm~s^{-1}$，远弱于日心距$\sim2.7$ AU相近的JFC 67 P的$\sim10^{26}\rm~s^{-1}$，表明地表有较厚的尘埃地幔，降低了煤气产生率。根据我们的模型预测，升华区域的直径可以是$<\sim200$ m。因此，我们认为133 P的活动更可能是由区域近地表冰斑的升华而不是均匀的埋藏冰层。这种小的近地表冰块可能是由一次撞击事件暴露出来的，在此之前，133 P可能是一颗灭绝的彗星（或富冰小行星），冰层埋在$\sim$ 40 m深度以下。通过比较升华温度的理论变化与观测的约束条件，建议的冰区可能位于纬度$-50\sim50^\circ$内的某个地方。形成这样厚…
2019-12-12 astro-ph.EP
1I/`Oumuamua and the Problem of Survival of Oort Cloud Comets Near the Sun
一组2000-2017年的长周期彗星，它们具有近日点距离小于1天文单位的高质量轨道，这表明在近日点前不久死亡的天体几乎完全是奥尔特云彗星，特别是那些近日点在太阳0.6天文单位内的彗星，本质上更暗，尘埃少。它们的解体倾向远高于Bortle近日点生存法则的预测，促使作者提出一个新的天气指数，以供未来的观测工作测试。奥尔特云彗星的彗核在太阳附近很容易消亡，这与其他几乎总能存活下来的长周期彗星的彗核有很大的不同。在这种情况下，在近日点之后发现的“Oumuamua”很可能是一颗星际彗星的主要碎片，如果它与已知的奥尔特云彗星相似，尽管比它暗得多，那么它肯定会在近日点附近消亡。斯皮策空间望远镜没有探测到`Oumuamua，这与煎饼形状的光学数据相符，但与雪茄形状的光学数据不符，雪茄形状的最大尺寸不超过160米（在0.1米处）。虽然太阳辐射压力引起的非重力加速度需要非常高的孔隙度，但“Oumuamua”的估计质量比等截面的未结合的亚微米级尘埃颗粒云大几个数量级。这种加速可能在50天内使`Oumuamua移动250，000公里，将其他潜在碎片散布在大片空间。
2019-05-06 astro-ph.EP
Comet 322P/SOHO 1: An asteroid with the smallest perihelion distance?
我们从地面和斯皮策太空望远镜观测了彗星322 P/SOHO 1（P/1999 R1），当时它距离太阳2.2和1.2 AU之间。这是第一次由非太阳观测站对SOHO发现的周期彗星进行观测，并使我们能够在典型的彗星环境下研究其行为。322 P在所有图像中均表现为非活性。它的光变曲线表明自转周期为2.8+/-0.3小时，振幅大于~0.3等，意味着密度至少为1000千克/米$^{-3}$，比任何已知彗星都要高。其具有g '-r' = 0.52+/-0.04和r '-i' = 0.04+/-0.09的平均颜色。我们将这些颜色转换为约翰逊颜色，发现V-R颜色与彗星的平均颜色一致，但R-I有点蓝;这些颜色与V型和Q型小行星最相似。光学和红外测光的建模表明，它的直径为150-320米，几何半径为0.09-0.42，直径和半径成反比。我们对任何未被发现的彗发的上限仍然与升华寿命短于木星家族彗星的典型动力学寿命相一致。这些结果表明，它可能是小行星的起源，并通过不同于传统彗星的挥发物驱动活动的过程，仅在SOHO视野中活动。如果是这样的话，它的近日点距离是所有已知小行星中最小的。
2016-04-26 astro-ph.EP
WISE/NEOWISE observations of Active Bodies in the Main Belt
我们报告的结果的基础上中红外测光的5个活跃的主带对象（AMBO）检测的宽视场红外巡天探测器（WISE）航天器。其中四个天体，P/2010 R2（La Sagra），133 P/Elst-Pizarro，（596）Scheila和176 P/LINEAR，在观测时没有显示出活动的迹象，这使得WISE的探测对它们的直径和半径有了严格的限制。几何学上，彗星核的直径在百分之几的范围内，与其他测量到的彗星核的直径相当。P/2010 A2在2010年4月2日至3日观察到，在其峰值活动后三个月。彗发12和22 μm处的光度测量与地面可见光波长测量相结合，提供了对尘埃粒子质量分布（PMD）dlogn/dlogm的限制，得出幂律斜率值α = -0.5 +/-0.1。这个PMD比其他彗星的PMD要浅得多，特别是在彗星81 P/Wild 2遭遇星尘时的入站粒子通量。它类似于深度撞击实验后9 P/Tempel 1的PMD。还为每个AMBO提供了CO2和CO生产的上限，并与103 P/Hartley 2的WISE观测的修订生产数字进行了比较。
2011-12-14 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
SSOXmatch: a Java pipeline to compute cross-matches of Solar System bodies in astronomical observations
本研究开发了Java软件包SSOXmatch，可自主积分计算太阳系各类天体位置，支持多台空间望远镜及自定义任务，提供交叉匹配与星历计算服务，遵循高软件质量标准。
2025-04-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
Searching for Saturn's Dust Swarm: Limits on the size distribution of Irregular Satellites from km to micron sizes
我们描述了使用档案\emph{Spitzer} MIPS观测土星不规则卫星之间的碰撞产生的尘埃搜索。虽然我们探测到一个度尺度的土星中心的过度，这可能是由于一个不规则的卫星尘埃云，我们归因于PSF的远场翅膀，由于附近的土星。斯皮策PSF在这样的径向距离上的特征很差，我们预计PSF特征将成为未来观测的主要问题，旨在检测这种尘埃。这些观测结果对土星系统外围的尘埃水平设定了上限，并限制了大小分布如何从已知最小（几公里）大小的不规则粒子外推到微米大小的尘埃。由于大小分布是指示强度属性的不规则，我们展示了我们推导的上限意味着不规则的卫星强度更类似于彗星比小行星。这一结论与它们从太阳系外部区域捕获的假设是一致的。
2011-07-11 astro-ph.EP astro-ph.IM
Physical and Surface Properties of Comet Nuclei from Remote Observations
本文综述遥感观测得到的彗核物理与表面性质，整合半径、自转、形状、反照率等统计结果，并结合Rosetta讨论碎裂、爆发与解体演化。
2023-04-18 astro-ph.EP
COSINE (Cometary Object Study Investigating their Nature and Evolution) II: Colors and Sizes of Comet Nuclei
California Institute of Technology/IPAC（加州理工学院/IPAC）；Armagh Observatory & Planetarium（阿马天文台和天文馆）；Technische Universität Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；University of Central Florida（中佛罗里达大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of California, Los Angeles（加利福尼亚大学洛杉矶分校）
基于WISE/NEOWISE数据，测量523颗彗星核大小与颜色，给出大小频率分布斜率，揭示彗核物理特性及与海王星外天体演化的联系。
2026-09-29 astro-ph.EP
The properties of asteroid (2867) Steins from Spitzer observations and OSIRIS shape reconstruction
我们报告的热性质和组成的小行星（2867）斯坦斯来自新的斯皮策太空望远镜（SST）的观测分析在2008年3月进行，除了先前公布的SST观测在2005年11月进行。我们认为，来自OSIRIS图像的三维形状模型和光度特性，在2008年9月的罗塞塔航天器，我们结合热模型，以正确地解释所观察到的SST热光变曲线和光谱能量分布。我们得到的热惯性范围为100 \pm 50 JK-1米-2秒-1/2和0.7-1.0的范围内的聚束因子（粗糙度）。我们确认，斯坦的红外发射率是一致的顽火辉石组合物。2005年11月的SST热光变曲线最可靠的解释是假设表面的热性质不均匀，有两个不同的区域略有不同的粗糙度，如在其他小天体上观察到的，如彗星9 P/坦普尔1号的核。我们的研究结果强调，形状模型是重要的热惯性和粗糙度的准确测定。最后，我们提出的温度图的斯坦，罗塞塔在其飞越，并讨论了解释的观测结果进行的VIRTIS和MIRO仪器。
2011-04-28 astro-ph.EP
