Lingering grains of truth around comet 17P/Holmes
彗星17 P/霍姆斯在2007年10月经历了一次大规模的爆发，在48小时内亮度增加了近百万倍我们使用宽视场巡天探测器任务拍摄的红外图像来描述彗星在爆发后近3年出现在日心距离5.1 AU处的特征。这颗彗星看起来很活跃，沿着轨道平面有一个彗发和尘埃痕迹。我们将核的直径、散射度和聚束参数分别限制为4.135 $\pm$ 0.610 km、0.03 $\pm$ 0.01和1.03 $\pm$ 0.21。其核心的性质与木星家族的其他彗星一致。彗发的最佳拟合温度是134 $\pm$ 11 K，略高于该日心距离处的黑体温度。使用Finson-Probstein模型，我们发现，在2007年爆发的轨迹的形态是一致的喷射，是由250 $μ$ m和半径几厘米之间的尘埃颗粒。试验质量为$\sim$ 1.2 - 5.3 $\times$ 10 $^{10}$ kg。
2014-04-22 astro-ph.EP
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
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
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
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
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
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
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
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
A Look at Eight Outbursts of Comet 7P/Pons-Winnecke
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Boston University（波士顿大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；Auburn University（奥本大学）；Appalachian State University（阿巴拉契亚州立大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Open University（开放大学）；Cardiff University（卡迪夫大学）
研究2021年6月至8月间彗星7P/Pons-Winnecke的八次爆发，利用光学图像和测光数据分析爆发强度、喷出物形态与质量，并与其它彗星爆发率比较。
2026-06-25 astro-ph.EP
Temporal Correlation Between Outbursts and Fragmentation Events of Comet 168P/Hergenrother
众所周知，爆发开始于一个突然出现和急剧变亮的“恒星核”-一个未解决的图像，一个从彗星表面出来的物质羽流和一个扩张的喷出物晕的初始阶段。由于这一特征的亮度与天体测量一起被大多数彗星观测者作为“核星等”定期报告，因此通过检查这些观测的时间表来确定核亮度的主要跳跃，可以直接确定爆发的开始时间，这是任何爆发的基本参数。虽然在没有首先仔细检查它们的兼容性的情况下，混合不同观测者的核震级是不允许的，但是从不同观测者报告的数据集获得的时间限制可以很容易地结合起来。这些集合的交集提供了对爆发开始时间的最严格的可能约束。在2012年168 P/Hergenrother彗星返回近日点期间，探测到三次爆发，并以良好到极好的精度确定了它们的时间。彗星经历的六次碎裂事件被证明是在爆发的同一时期发生的。在第一次爆发中，可能有三个伴星从主星脱离，在第二次爆发中有两个伴星，在最后一次爆发中有一个伴星。所有的同伴都是短命的，属于过于脆弱的碎片类。然而，结果表明，在第一次爆发中损失的大部分质量在升空过程中保持相对完整，而在最后一次爆发中情况正好相反。
2014-09-26 astro-ph.EP
A Large Outburst, Coma Asymmetries, and the Color of Comet 243P/NEAT
本研究通过251天光变曲线和光学观测，分析了彗星243P/NEAT在2018年12月大爆发及宁静期的活动，发现彗发不对称性主导光变，且未探测到水冰，并探讨了爆发能量分组。
2025-06-23 astro-ph.EP
Rising from Ashes or Dying Flash? Mega Outburst of Small Comet 289P/Blanpain in 2013
彗星族289 P/Blanpain于1819年首次被发现，之后消失了$\sim200$年，直到2003年才被重新发现，当时它是一颗小型的弱活动彗星。这颗彗星与凤凰座流星雨有关，凤凰座流星雨是一个在1956年和2014年产生重大爆发的小流星雨。淋浴指出，在最近的历史中存在的P/Blanpain的重大质量损失事件。P/Blanpain在2013年7月的一次明显的大爆发中被发现，当时的日心距离为3.9 au，亮度增加了9等，使其成为有史以来观测到的最大彗星爆发之一。在这里，我们提出了几个望远镜采取的档案数据的分析。我们发现，2013年的爆发产生了$\sim10^{8}$ kg的尘埃，这占了2004年测量的P/Blanpain核质量的一小部分（$\sim1\%$）。基于对长期光变曲线的分析和彗发形态的建模，我们得出结论，2013年的爆发很可能是由核自旋中断引发的无定形水冰结晶驱动的。尘埃动力学模型显示，一小部分尘埃喷射物将在2036年和2041年到达地球，但预计只会对腓尼基流星雨产生轻微的增强作用。2013年P/Blanpain的爆发，虽然对于小尺寸的彗星来说是非凡的，但并不一定意味着核的灾难性破坏。即将于2020年1月与P/Blanpain的近距离接触将提供一个检查彗星当前状态的机会。
2019-06-17 astro-ph.EP
Outburst activity in comets: II. A multi-band photometric monitoring of comet 29p/Schwassmann-Wachmann 1
2008年至2010年，我们对29 P/Schwassmann-Wachmann 1彗星的核活动进行了连续的多波段光度监测。我们的主要目的是研究爆发机制的基础上，后续的光度变化与释放的灰尘。我们使用标准化的方法，以获得10弧秒的核测光的V，R，和I过滤器的约翰逊-Kron-Kronins系统，被准确地校准与标准的Landolt星。还计算了2010年2月3日爆发期间R和I波段的尘埃产生。我们的结论是，大（光学薄）粒子从表面的爆发时的大规模喷射是触发机制产生的爆发。在接下来的几天里，这些富含冰的尘埃颗粒进一步升华，导致碎片化，产生微米级的颗粒，增加了尘埃的空间密度，由于太阳光的散射，在光学范围内产生爆发。离开核心的物质采用了一种扇形的尘埃特征，由微米大小的颗粒形成，这些颗粒在向外演化时亮度衰减。通过使用相位色散最小化技术分析在标准化的10弧秒孔径中测量的光度信号，我们发现了50天的明确周期。值得注意的是，这一数值也与从有效观测时间内注意到的爆发次数推断出的爆发频率7.4次/年相一致。
2010-09-13 astro-ph.EP
Cometary outbursts in the Oort cloud
Ioffe Institute（伊俄费研究所）
该研究提出自由基复合模型，解释奥尔特云距离处彗星爆发活动，并指出爆发影响小半径彗星轨道，可能解释其数量减少。
2023-12-21 astro-ph.EP physics.chem-ph
Cavities as a source of outbursts from comets
对来自不同彗星的自然和触发爆发的观测结果的分析证明，在彗星表面相当大的一部分以下存在着气体压力下的大空腔。根据对深度撞击（DI）舱与9 P/坦普尔1号彗星碰撞后从彗星喷出的物质云图像的分析，我们研究了所观测到的粒子（主要是直径d<3微米的冰粒子）喷出速率和速度的时间变化。将这些依赖关系与理论依赖关系进行比较，使我们能够了解撞击引发的爆发率的时间变化。后者的变化证明，有利于有空腔的地方，DI喷射。在DI冲击后8秒开始增加的主要突出可能是由于挖掘一个相对较大的空腔，其中含有压力下的粉尘和气体。空洞的上边界可能位于彗星表面以下约5-10米处。这个洞穴可能很深，因为从洞穴中挖掘出来至少可以持续几十秒。随着坑的增加，可以挖掘出更多的洞穴。在撞击后约60 s，爆发减弱。除了由空洞喷射引起的“快速”爆发外，还有一种“缓慢”的爆发喷射，类似于彗星“新鲜”表面的喷射，可以在30-60分钟内观察到。速度约为100 m/s的“快速”爆发可能至少持续数十秒，与理论喷射模型相比，它可以显著增加速度约为100 m/s的颗粒喷射分数。
2011-03-02 astro-ph.EP
A LOOK at Outbursts of Comet C/2014 UN$_{271}$ (Bernardinelli-Bernstein) Near 20 au
彗星活动可能是由升华温度很低的冰驱动的，比如一氧化碳冰，它可以在远超过20 au的距离升华。奥尔特云彗星C/2014 UN $_{271}$（Bernardinelli-Bernstein）的发现强调了这一点，它的观测活动超过了$\sim$ 26 au。通过观测这颗彗星的光学亮度和行为，我们可以潜在地辨别出外太阳系活动的驱动因素。作为LCO爆发物体关键（LOOK）项目的一部分，我们提出了一个研究彗星Bernardinelli-Bernstein的活动与宽带光学测光在19-20 au从太阳（2021年6月至2022年2月）。我们的分析表明，这一时期彗星的光学亮度最初主要是由彗星爆发，随机事件，喷射$\sim10^7$到$\sim10^8$公斤的材料在短（< 1天）的时间尺度。我们提供了2021年6月和9月发生的三次此类爆发的证据。这些事件挖掘出的标称核体积与航天器拍摄的短周期彗星核表面10-100米坑状空洞相似。两个三个奥尔特云彗星观察到在大前近日点距离表现出爆发行为近20 au，这表明这样的事件可能是常见的，在这个人口。此外，静止的CO驱动的活动可能解释了彗星在2022年1月至2月的亮度，但彗星活动区的变化（即，升华冰量）与日心距离也是可能的。
2022-06-29 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
Isotopic ratios in outbursting comet C/2015 ER61
彗星中的同位素比率对于了解彗星物质的起源和早期太阳星云的物理和化学条件至关重要。彗星C/2015 ER 61（PANSTARRS）在2017年4月4日晚上经历了一次爆发，总亮度增加了2等。亮度的急剧增加为测量这颗彗星彗发中轻元素的同位素比率提供了难得的机会。我们在2017年4月13日和17日晚上获得了C/2015 ER 61的UVES/VLT高分辨率光谱。在我们观测的时候，这颗彗星在爆发后逐渐消失。我们测量了CN紫色（0，0）带的氮和碳同位素比，发现$^{12}$ C/ $^{13}$ C=100 $\pm$ 15，$^{14}$ N/ $^{15}$ N=130 $\pm$ 15。此外，我们从四对NH $_2$同位素系测定了$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，并测量了$^{14}$ N/ $^{15}$ N=140 $\pm$ 28。C/2015 ER 61的同位素比值与其他彗星的同位素比值没有显著差异。
2017-12-07 astro-ph.EP
Preperihelion Outbursts and Disintegration of Comet C/2017 S3 (Pan-STARRS)
一系列的事件，占主导地位的两个爆发和结束的近日点前解体的彗星C/2017 S3，检查。爆发的开始时间是由第二次爆发后核凝聚消失前的光变曲线确定的。虽然凝结的亮度急剧下降，但在STEREO-A的HI 1图像中，总亮度继续增长，直到近日点前两天。这些图像中测量到的红色星等是指投影面积为2200平方公里的均匀核碎片云，在第二次爆发时，它开始以76 m s^（-1）的速率膨胀。在一些STEREO-A图像中探测到的尾部延伸，由远离太阳释放的尘埃组成。对地面观测的轨道分析表明，这颗彗星是从奥尔特云沿引力轨道抵达的。治疗位置的残差作为一个分裂的彗星的同伴的偏移，我们确认存在的云的辐射压力驱动的毫米大小的尘埃颗粒从核在第二次爆发。我们探测到一个类似的，但紧凑和更微弱的云（或相当大的蓬松尘埃聚集碎片）在第一次爆发时释放。- -碎片将形成一个直径140米的球体，其动能相当于100吨无定形水冰释放的结晶热。对分裂彗星和1 I `Oumuamua的短命伴星的分支进行了讨论。
2019-01-28 astro-ph.EP
The 2022 Encounter of the Outburst Material from Comet 73P/Schwassmann--Wachmann~3
73 P/Schmassmann-Wachmann ~3彗星在1995年爆发时产生的流星物质在2022年5月的相遇为了解彗星碎片提供了一个难得的宝贵机会。在这里，我们将探讨各种喷射配置及其对UT 2022年5月31日凌晨检测到的流星爆发的影响。我们表明，尘埃必须已喷出$\sim4$ $5\times$更快地比水冰升华模型计算，以最好地匹配观测到的流星活动。由于预计只有一小部分具有狭窄横截面的粒子到达地球，流星亮度的大范围分布可能表明在尾迹中存在大但多孔的流星体。其他的影响，如增强的月球钠尾和流星体尾迹的可见辉光也可能在遭遇过程中发生。
2022-07-02 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
Mass of particles released by comet 12P/Pons-Brooks during 2023-2024 outbursts
本文通过数值模型估计彗星12P/Pons-Brooks在2023–2024年多次爆发中抛射的质量为10^10–10^13 kg，揭示了表面形态与热力学条件的关键作用，并提出六级爆发分类方案。
2025-02-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
Outburst and Splitting of Interstellar Comet 2I/Borisov
我们提出了哈勃太空望远镜观测的光度爆发和分裂事件在星际彗星2 I/鲍里索夫。爆发，首先报告彗星在2.8 AU（Drahus等。2020），是由具有约100平方英尺的组合横截面的固体颗粒的排出引起的。km，0.1 mm大小的颗粒质量约为2 e7 kg。后者相当于原子核质量的1 e-4，以半径为500 m的球体为例。在UT 2020年3月30日（爆发后约三周）观察到一个短暂的“双核”，横截面约为0.6平方英尺。km和相应的尘埃质量1 e5 kg。在3月28日及之前拍摄的图像中，以及在4月3日及之后拍摄的图像中，没有出现次级图像。意外延迟出现和迅速消失的次要是一致的起源，通过旋转爆裂的一个或多个大（米级）的巨石的作用下的脱气扭矩，从主核喷射后。总的来说，我们的观测结果表明，核的爆发和分裂是小事件，涉及总质量的一小部分可以忽略不计：2 I/鲍里索夫将在行星区域中幸存下来，基本上毫发无损。
2020-06-01 astro-ph.EP
Multiple Outbursts of Halley-Type Comet 12P/Pons-Brooks
本文报告了哈雷型彗星 12P/Pons-Brooks 接近近日点时的光学观测，发现其从 4 au 起发生多次亮度变化达百倍的爆发，通过分析尘埃质量、动能等参数，认为爆发最可能源于非晶水冰结晶及超挥发气体释放。
2025-04-29 astro-ph.EP
Comet C/2017 S3 (PanSTARRS): Outbursts and Disintegration
SOLAR和日光层观测者（SOHO）卫星上的太阳风各向异性（SWAN）全天空氢莱曼-α相机在2018年7月4日至8月4日的最后一个月内观察到彗星C/2017 S3（PanSTARRS）的氢昏迷，并且似乎在8月15日的近日点前11天最终解体。氢彗发表明水的产生在7月8日在日心距离1.1天文单位处有一个小的爆发，然后在7月20日在0.8天文单位处有一个更大的爆发。在接下来的两周里，水的产量下降了十倍以上，之后再也检测不到了。这种行为让人想起2000年的彗星C/1999 S4（LINEAR），它在进入轨道时有几次小的爆发，并在日心距离约0.8天文单位（接近近日点）处发生了一次大爆发，随后它完全解体，包括SWAN在内的几组观测记录了这一点。然而，C/2017 S3（PanSTARRS）的产水率远高于C/ 1999 S4（LINEAR）。在这里，我们估计了C/2017 S3在其最终爆发之前的核大小，并使用其最后几周内产生的水的总量估计了核中耐火材料/冰比率的值。我们还确定了彗星褪色时解体颗粒的尺寸分布。
2019-10-11 astro-ph.EP
First Results from TESS Observations of Comet 46P/Wirtanen
我们报告的初步结果，从20天的价值TESS航天器观测彗星46 P/Wirtanen。长时间，高节奏的测量显示，2018年9月26日爆发，表现出两个阶段，0.5等增亮轮廓，可能是有史以来最好的时间特征自然爆发记录。从爆发的气体速度达到峰值800米秒$^{-1}$，而灰尘扩大只有10秒的m秒$^{-1}$。叠加的图像还显示了一个以前没有报道过的尘埃轨迹，它超出了24 $^\circ$的视野。
2019-11-19 astro-ph.EP
Deep Impact ejection from Comet 9P/Tempel 1 as a triggered outburst
对深度撞击号与坦普尔1号彗星碰撞后物质抛射的研究是根据对撞击后最初13分钟深度撞击号照相机拍摄的图像进行分析而进行的。图像分析表明，在喷射时间约10 s时，喷射速率出现局部最大值，典型速度约为100 m/s。与此同时，在几个方向上开始了相当大的过度喷射，最亮像素的方向改变了~50度，并且最亮像素的亮度局部增加。喷出可以被认为是正常喷出和较长的触发爆发的叠加。
2010-11-25 astro-ph.EP
Long-term activity and outburst of comet C/2013 A1 (Siding Spring) from narrow-band photometry and long-slit spectroscopy
在本文中，我们提出了一个独特的数据集，一年多的定期观测彗星C/2013 A1（赛丁泉）与智利的TRAPPIST，随着低分辨率光谱获得ESO/VLT FORS 2仪器。这颗彗星于2014年10月19日接近火星，随后被许多太空和地面望远镜观测到。我们遵循的演变的OH，NH，CN，$\mathrm{C_3}$，和$\mathrm{C_2}$生产率以及$Afρ$参数作为代理的粉尘生产。我们在近日点两周后探测到一次爆发，气体和尘埃的产生率在几天内增加了五倍。通过模拟CN和$\mathrm{C_2}$径向剖面的形状，我们确定爆发发生在11月10日15：30 UT（$\pm$ 5小时）左右，并测量了$1.1\pm0.2$ km/s的气体喷射速度。我们使用了热演化模型再现的活动模式和爆发。我们的研究结果是一致的逐步形成的尘埃地幔解释浅依赖的气体生产率，这可能是部分吹在爆发。我们研究了气体成分的演变，使用各种比例，如CN/OH，$\mathrm{C_2}$ /OH，或$\mathrm{C_3}$ /OH，这表明很少或没有变化与日心距离，包括在爆发的时候。这表明了原子核组成的相对均匀性。
2015-10-26 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
Enigmatic Nebulous Companions to the Great September Comet of 1882 As SOHO-Like Kreutz Sungrazers Caught in Terminal Outburst
我调查了掠日彗星C/1882 R1（被称为大九月彗星）的瞬态星云同伴的性质。这些特征位于彗星头部西南几度，由四位观察者独立报告，包括J。Schmidt和E. E.巴纳德彗星，在近日点后近一个月的十天内，当彗星距离太阳0.7 AU到1 AU时。我的结论是，没有一个模糊的同伴被看到超过一次，而且，与他的信念相反，施密特在连续四个早上观察到不相关的物体。每个星云状的伴星被认为是由一个最多几十米宽的碎片触发的，这些碎片在近日点之后从彗星的核心释放出来，只是因为它碰巧在短暂的终端爆发中被捕获，当时它的质量突然粉碎成一团主要是微观碎片的云，这可能是由于升华扭矩引发的旋转爆发。碎片的运动受到强烈的放气驱动的非重力加速度的影响，具有显著的面外分量。虽然碎裂事件很常见，但由于其短暂的性质，只有一小部分星云同伴被发现。观测到的星云伴星的亮度被认为主要是由于C2的排放，以及微观尘埃对太阳光的散射。就其性质而言，这些星云状伴星的碎片与SOHO太空探测器上日冕仪探测到的小克罗伊茨掠日天体非常相似。只有它们的碎裂历史是不同的，后者没有显示终端爆发，这是太阳日冕中升华的冰和耐火材料的寿命极短的结果。
2021-09-16 astro-ph.EP
Bangs and Meteors from the Quiet Comet 15P/Finlay
据报道，彗星家族15 P/Finlay已经安静了一个多世纪，但在2014/2015年的近日点期间发生了两次爆发。在这里，我们提出了一个分析这两个爆发使用一组彗星观测。爆发发生在2014年12月15.4- 16.0 UT和2015年1月15.5- 16.0 UT之间，受到地面和航天器观测的限制。利用Monte Carlo尘埃模型，我们发现第一次爆发的喷出物的特征喷出速度为$V_0=300$至$650 \mathrm{m \cdot s^{-1}}$，第二次爆发的喷出物的特征喷出速度为$V_0=550$至$750 \mathrm{m \cdot s^{-1}}$。喷出物的质量计算为第一次爆发的$M_\mathrm{d}=2$到$3\times10^5 \mathrm{kg}$，第二次爆发的$M_\mathrm{d}=4$到$5\times10^5 \mathrm{kg}$，对应于小于原子核质量的$10^{-7}$。两次爆发的比能量为$0.3$ ~ $2\times10^5 \mathrm{J \cdot kg^{-1}}$。我们还重新审视了长期存在的难题的假设Finlayid流星雨的未检测通过执行线索搜索使用13年的数据从加拿大流星轨道雷达，这并没有显示任何积极的。地球将在2021年10月6日22小时UT到10月7日1小时UT之间通过2014/2015年的爆发喷出物，有可能在无线电范围…
2015-10-22 astro-ph.EP
Searching for Outbursts in the Ground-Based Photometry of 67P/Churyumov-Gerasimenko
67 P/Churyumov-Gerasimenko是一颗彗星家族的彗星，是罗塞塔任务的目标，这是第一次成功地在彗星上轨道和着陆探测器的任务。这次飞行伴随着一次大规模的地面观测活动。我们已经开发了一个管道来校准和测量彗星67 P在2016年近日点通过期间的测光，利用在各种设施中收集的所有可见波长宽带成像。该管道使用场内的背景恒星将彗星的亮度校准到一个通用的测光系统（Pan-STARRS 1），从而允许汇编和比较多个数据集。结果遵循基于先前幻影的预测：67 P显示从轨道到轨道的活动水平没有明显变化，并且彗发颜色在整个幻影中保持不变。我们在2015年8月22日探测到一次$\sim$ 0.14等的爆发。这次爆发的亮度和估计质量与罗塞塔直接在核上观察到的爆发一致。现场观测到的爆发与从地面观测到的爆发同时发生，但将这两个事件直接联系起来仍然具有挑战性。
2022-10-17 astro-ph.EP
Multi-instrumental observations of the 2014 Ursid meteor outburst
熊座流星雨是一个每年一度的流星雨，通常没有什么活动。然而，它的天顶时率有时会增加，通常是当它的母彗星8 P/Tuttle接近它的近日点或远日点时。当彗星远离近日点时爆发并不常见，而当彗星接近远日点时爆发则极为罕见。迄今为止，最可能的解释是基于轨道平均运动共振。对2000年12月远日点爆发的研究提供了检验这一假设的手段。据预测，2014年12月将发生一次新的远日点爆发。西班牙流星网络与法国火球回收和行星际观测网络合作开展了一项活动，以监测这次爆发，并最终检索轨道数据，扩大和证实以前的初步结果和预测。尽管在有关时期南欧的天气条件不利，但从西班牙上空记录的多站流星数据中获得了精确的轨迹，以及四颗Ursid流星的轨道和辐射信息。这四颗流星的成员资格，预期的尘埃轨迹，是挑起爆发进行了讨论，我们的特点爆发的尘埃轨迹中产生的彗星在公元1392年的起源。
2017-03-28 astro-ph.EP
Recurring Outbursts of P/2019 LM$_4$ (Palomar)
我们提出了对P/2019 LM $_4$（Palomar）彗星的初步分析，该彗星由Zwicky瞬态设施（ZTF）在2019年和2020年观测到。我们发现，2019年彗星的发现和2020年的恢复在很大程度上归因于两次独立的爆发，强度分别为$\gtrsim2$和$\gtrsim3.9$。爆发分别发生在2019年4月底至5月初以及2020年5月8.31和9.52 UTC之间。
2020-05-22 astro-ph.EP
The July 2023 Outburst of Comet 12P/Pons-Brooks: Observations and Modeling of Dust Coma and Arc Structure
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本研究观测并建模了彗星12P/Pons-Brooks在2023年7月的爆发，确定了三次爆发的膨胀速度，并发现7月爆发产生的弧状结构由中纬度活动区喷射的尘埃组成，其膨胀速度较慢，模型计算成功重现了观测结果。
2026-09-30 astro-ph.EP
Analysis of Hybrid Gas-Dust Outbursts Observed at 67P/Churyumov-Gerasimenko
彗星爆发提供了一个有价值的窗口，以了解彗星核的组成，其在爆炸事件中强有力地喷出尘埃和挥发物，揭示了彗星的内部成分。了解不同类型的爆发如何影响尘埃性质和挥发性丰度，以更好地解释哪些特征可归因于原始成分，哪些特征是处理的结果，这是一项重要任务，最好采用多仪器方法。欧洲航天局前往67 P/Churyumov-Gerasimenko的\textit{Rosetta}飞行任务携带了一套能够在近核彗发中以前所未有的空间和光谱分辨率执行这一任务的仪器。在这项工作中，我们讨论了2015年11月7日发生的两次爆发，并由船上的三台仪器观察到：Alice紫外光谱仪，可见红外和热成像光谱仪（VIRTIS）以及光学，光谱和红外远程成像系统（OSIRIS）。总之，观察结果表明，混合气体和粉尘爆发可以有不同的光谱特征，代表其启动机制，与第一次爆发显示悬崖崩溃的起源和第二个更有代表性的新鲜挥发物暴露通过加深断裂的指标。这一分析开辟了未来工作的彗星爆发的远程光谱分类的可能性。
2021-06-08 astro-ph.EP
Comet 67P outbursts and quiescent coma at 1.3 AU from the Sun: dust properties from Rosetta/VIRTIS-H observations
我们提出了2-5 $μ$ m光谱观测67 P/Churyumov-Gerasimenko的尘埃彗发获得的VIRTIS-H仪器在罗塞塔在两个爆发期间，发生在2015年9月13日13.6小时UT和9月14日18.8小时UT在1.3 AU从太阳。在爆发前测量的散射和热特性是中等活动彗星测量值的平均值。色温过高（或过热因子）可以归因于由吸收材料组成的亚微米尺寸的颗粒或多孔分形状聚集体，例如罗塞塔原位尘埃仪器收集的那些聚集体。粉尘粒度分布的幂律指数在2-3之间。与爆发相关的红外辐射的突然增加与色温的大幅增加（从300 K到高达630 K）和2-2.5 $μ$ m处的尘埃颜色从红色到蓝色的变化相关，揭示了爆发物质中存在非常小的颗粒（$\leq$ 100 nm）。此外，测得的大的热辐射剂量（$\sim$ 0.7）表明在喷出物中的明亮的颗粒，这可能是硅质颗粒，这意味着碳质材料的热降解，或冰颗粒。水冰的3- $μ$ m吸收带在爆发期间获得的光谱中没有检测到，而在发射中观察到3.4 $μ$ m附近的有机化合物的特征。H $_2$ O 2.7- $μ$ m和CO $_2$ 4.3- $μ$ m振动带在爆发过程中没有表现出任何增强。
2017-08-01 astro-ph.EP
Continuous Fragmentation of Comet 157P/Tritton
本文通过北欧光学望远镜对彗星157P/Tritton的观测，发现其碎裂持续进行，并提出出气力矩驱动的自旋加速导致爆发-碎裂失控过程，最终使彗核完全解体。
2025-01-05 astro-ph.EP
Modeling of the outburst on July 29th, 2015 observed with OSIRIS cameras in the southern hemisphere of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
自2014年3月以来，OSIRIS（光学，光谱和红外远程成像系统）相机使用广角相机（WAC）和窄角相机（NAC）获得了67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的核和彗发（气体和尘埃）的图像。我们使用NAC相机的图像来研究2015年7月29日在南半球观察到的明亮爆发。NAC的高空间分辨率需要定位在核表面上的爆发的源点。日心距离为1.25天文单位，飞船-彗星距离为186公里。为了更好地理解导致释气的物理过程，我们使用直接模拟蒙特卡罗（DSMC）方法来研究靠近核的气体流动和尘埃轨迹。目的是了解产生爆发的机制。在模型中再现了突出的张开角，并约束了突出源和局部区域之间的出气率。这次爆发实际上是气体和尘埃的结合，其中活动表面的活跃程度大约是周围地区平均速率的10倍。我们需要一些尘埃颗粒7.83 $\times$ 10 $^{11}$ - 6.90 $\times$ 10 $^{15}$（半径1.97 - 185 μm），这对应于灰尘质量220 - 21 $\times$ 10 $^{3}$ kg.
2017-06-08 astro-ph.EP
The Nature and Frequency of the Gas Outbursts in Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko observed by the Alice Far-ultraviolet Spectrograph on Rosetta
爱丽丝是罗塞塔号上的一台远紫外成像摄谱仪，在多个目标中，它被设计用来观察67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星彗发中各种原子和分子物种的发射。在2014年8月进入轨道后进行的初步观测显示，氢原子和氧原子的排放在空间上靠近原子核，并归因于H2O蒸汽的光电子碰撞解离。随后检测到来自原子碳的较弱的发射，并且也归因于CO2的电子碰撞解离，相对H I和C I线强度反映了CO2到H2O柱丰度沿着通过彗发的视线的变化。从2015年4月中旬开始，爱丽丝偶尔观察到一些爆发，其特征是在10-30分钟的时间内，原子发射突然增加，特别是半禁态的O I 1356多重态，而没有相应的长波长太阳反射光的增强。亮度比O I 1356/O I 1304的大幅增加表明O2是附加气体的主要来源。这些爆发与OSIRIS或导航相机拍摄的任何可见爆发图像都不相关。从2015年6月开始，爱丽丝光谱的性质发生了很大变化，连续观测到CO第四正带发射，随着指向而变化，但在时间上相当恒定。然而，CO似乎不是任何观察到的爆发的主要驱动力。
2016-06-16 astro-ph.EP
Narrowband Observations of Comet 46P/Wirtanen During Its Exceptional Apparition of 2018/19 I: Apparent Rotation Period and Outbursts
我们在2018/2019年出现的33个夜晚获得了超活跃彗星46 P/Wirtanen的宽带和窄带图像，当时彗星历史性地接近地球。随着我们广泛的报道，我们调查了彗星在季节和旋转时间尺度上的时间行为。CN观测用于探索彗发形态，揭示了产生螺旋结构的两个主要活动区域。这些结构的旋转方向从近日点前后变化，表明地球在近日点附近的某个时候穿过彗星的赤道平面。我们还使用CN图像来创建光度学光变曲线，这些光变曲线始终显示出活动中的两个峰值，从而确认了两个源区域。我们用形态学和光变曲线测量了核的视旋转周期。这些结果都表明，在我们的观测窗口内，自转周期是不断变化的，从11月初的8.98小时增加到近日点附近的9.14小时，然后又减小到2月份的8.94小时。虽然几何形状在近日点附近迅速变化，但周期的变化不能主要归因于会合效应。昏迷中结构的重复，无论是在一个晚上还是从一个晚上到另一个晚上，都强烈表明核处于一种近乎简单的旋转状态。我们还发现了两次爆发，一次在12月12日，另一次在1月28日。利用这些事件中喷出物的视速度，分别为68 $\pm$ 5~m~s $^{-1}$和162 $\pm$ 15~m~s $^{-1}$，我们推导出2018年~ 12月~12日00：13~UT~ $\pm$ 7~min和2019年~ 1月~27日20：01~UT~ $\pm$ 30~ min的开始时间。
2020-12-02 astro-ph.EP
Optical and Near-Infrared Spectroscopy of the Outbursting Comet 12P/Pons-Brooks
South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台南美天文中心）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（迭戈帕托莱斯大学工程与科学学院天体物理研究所）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Department of Astronomy, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Department of Physics and Astronomy, University of Missouri（密苏里大学物理与天文学系）
本文通过光学和近红外光谱观测，研究了12P/Pons-Brooks彗星的爆发现象，发现水冰吸收带和尘埃散射连续谱，揭示了彗星物质组成及爆发机制。
2025-07-04 astro-ph.EP
Meteor Shower Modeling: Past and Future Draconid Outbursts
这项工作对1850-2030年期间21 P/Giacobini-Zinner彗星释放的流星体流进行了数值模拟。最初的方法，根据Vaubaillon等人（2005年），已更新和修改，以说明彗星的尘埃生产沿其轨道的演变。峰值时间，强度和持续时间的淋浴进行了评估，使用模拟的活动配置文件进行校准，以匹配历史上天龙座爆发的观察。所有主要流星雨的特征都被重现，峰值时间精确到半小时，强度估计正确到2（可见流星雨）或3（无线电爆发）的系数内。我们的模型还揭示了1999年10月9日以前未报告的强射电爆发的存在，这已被档案雷达测量证实。Egal等人（2018）提出的模型的第一个结果提供了最近2018年爆发的最佳预测之一。预计未来十年将有三次无线电爆发，分别是2019年、2025年和2029年。最强烈的活动预计在2025年，当地球遇到年轻的2012年的踪迹时。由于21 P彗星在1959年至1965年出现之间的轨道演变存在动力学不确定性，对2019年射电爆发的观测将特别有助于提高后续预测的可信度。
2019-04-27 astro-ph.EP
Major Outburst and Splitting of Long-Period Comet C/2015 ER61 (Pan-STARRS)
2017年4月初，在经过近日点的五周前，观测到缺乏尘埃的彗星C/2015 ER 61经历了一次大爆发，在此期间，其内在亮度短暂增加了约2 mag.本文提出的证据表明，耀斑很可能是产生伴核的核碎裂事件的产物，9个多星期后的6月11日，首次发现了这种病毒，并对其进行了19天的观察。发现伴星以小于1 m/s的速度从母核分离;随后它受到了14个单位的太阳引力加速度的非引力减速度。根据这个值，可以估计出伴星的总尺寸小于100米。与主核不同的是，伴星在时间尺度上表现出相当大的亮度波动，跨度至少有三个数量级，从一小时到几周不等。伴星的诞生和第一次探测之间的长时间间隔似乎是亮度变化的必然结果。来自光变曲线的证据表明，伴星之所以能够被探测到，只是因为它开始脱落大量的碎片，以及由于逐渐碎裂而新暴露的区域的活动增加，这一过程也导致伴星在6月底或7月初即将解体。
2017-12-08 astro-ph.EP
Model Predictions for the 2025 October Draconid Outburst
本文利用NIMS、MSFC和Sisyphus三个经近期爆发校准的动力学模型，预测2025年10月8日天龙座流星雨将出现以暗弱雷达流星为主的爆发。
2025-09-30 astro-ph.EP
Comet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak, 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova, and 46P/Wirtanen: Water Production Activity over 21 Years with SOHO/SWAN
在2017年、2018年和2019年，彗星46 P/Wirtanen、45 P/Honda-Mrkos-Pajdusakova和41 P/Tuttle-Giacobini-Kresak都有过近日点。它们的氢彗星是由太阳和日光层观测者卫星上的太阳风各向异性全天空氢莱曼-阿尔法照相机观测到的：自1997年以来第四次观测到46 P彗星，第三次观测到45 P和41 P彗星。46 P/Wirtanen彗星是一小类所谓的超活跃彗星之一，其气体生产率掩盖了它们的小尺寸。这颗彗星是罗塞塔任务最初的目标彗星。太阳和日光层观测者（SOHO）卫星上的太阳风各向异性（SWAN）全天空氢莱曼α相机在1997年，2002年，2008年和2018年的显灵期间观察到彗星46 P/Wirtanen的氢彗发。在过去的22年里，它的活动减少了，并且随着日心距离的变化而发生了显著的变化，其变化方式与另一颗极度活跃的彗星103 P/哈特利2非常相似。彗星45 P/Honda-Mrkos-Pajdusakova在2001年，2011年和2017年的近日点出现期间被SWAN观测到。在这段时间内，活动水平保持非常相似，没有长期衰减或突然下降。彗星41 P/Tuttle-Giacobini-Kresak在2001年，2006年和2017年的近日点出现时被SWAN观测到，并且在同一时期活动显着减少。在1973年，它以大爆发而闻名，在…
2020-07-13 astro-ph.EP
Resonant Behavior of Comet Halley and the Orionid Stream
1 P/Halley彗星有一个独特的区别，那就是从公元前240年开始，几乎每一次经过近日点都有一套非常全面的观测记录，这有助于限制与其轨道演化有关的理论模型。许多以前的工作表明，在各种流星体流的演变中，平均运动共振起着积极的作用。在这里，我们看看各种共振，特别是与木星的1：6和2：13平均运动共振，如何影响彗星1 P/哈雷，从而增加流星体粒子被困在共振中的机会，导致在某些特定年份的流星爆发。哈雷彗星本身在公元前240年至公元1700年的2：13共振和公元前1404年至公元前690年的1：6共振中发生了振动，而流粒子可以分别在1：6和2：13共振中存活大约10，000年和1，000年的时间尺度。这决定了长期的动力学演化和流场结构，影响着猎户座爆发的发生。具体来说，我们能够将1436-1440年，1933-1938年和2006-2010年之间出现的增强流星现象与1：6共振和1916年和1993年的流星爆发与2：13共振相关联。古代和现代的观测记录与这些理论模拟在很大程度上一致。
2013-03-21 astro-ph.EP
The LCO Outbursting Objects Key Project: Overview and Year 1 Status
LCO爆发天体关键项目使用拉斯坎布雷斯天文台网络的望远镜：（1）系统地监测整个天空的动态新彗星样本，（2）使用现有天空调查的警报，对所有小天体中检测到的爆发活动迅速作出反应并确定其特征。收集到的爆发数据有助于描述每次爆发随时间的演变，评估爆发的频率和强度分布，并有助于了解太阳系的爆发过程和挥发性分布。LOOK项目利用了当前和未来的宽视场调查（如ZTF，PanSTARRS和LSST）以及快速响应望远镜网络（如LCO）之间的协同作用，并作为鲁宾天文台所需的大量物体的优秀测试平台。我们将介绍LOOK项目的目标、规划和目标选择（包括使用近地天体交换中心作为目标和观测管理器）以及第一阶段观测的结果，包括探测巨型彗星C/2014 UN 271（Bernardinelli-Bernstein）的活动和爆发以及发现彗星爆发并采取后续行动。在这些爆发发现中，我们提出了7 P/Pons-Winnecke随天的高节奏，57 P/duToit-Neujmin-Delporte的大爆发，以及彗星P/2020 X1（ATLAS）被发现时爆发的证据。
2022-06-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
