The Large Smooth Patch on Comet 9P/Tempel 1: Remnant of a Recent Past Event
Instituto de Astrofísica de Andalucía（安达卢西亚天体物理研究所）；University of Maryland（马里兰大学）
利用深度撞击和星尘-NExT任务数据、更新的立体光度测量形状模型及数值模拟，研究彗星9P/Tempel 1上大型平滑斑块的成因、触发机制和年代，发现其由约600-1200年前的一次质量流动事件形成，可能与木星多次近距离交会引发的轨道突变有关。
2026-06-02 astro-ph.EP
A Quarter-Century of Observations of Comet 10P/Tempel 2 at Lowell Observatory: Continued Spin-Down, Coma Morphology, Production Rates, and Numerical Modeling
我们报告了1983年至2011年在洛厄尔天文台获得的10 P/坦普尔2号彗星的测光和成像。从2010年9月到2011年1月，我们测量了8.950 +/- 0.002小时的核旋转周期。这个自转周期比我们之前在1999年测量的周期要长，而1999年测量的周期本身又比1988年测量的周期要长。在1999年和2010年出现的R和CN图像中，观察到一个几乎线性的喷流，在旋转周期中变化很小。我们测量了这两个幻影喷射的投影方向，并假设喷射的源区域靠近彗星的极点，从CN测量和RA/Dec = 173度/+57度的尘埃测量确定了旋转极方向RA/Dec = 151度/+59度（我们估计CN和尘埃的圆形不确定性为3度）。不同的效应组合可能会使气体和尘埃的解决方案产生偏差，我们选择将这些解决方案平均为RA/Dec = 162 +/-11 deg/+58 +/- 1deg的最终极点。光电测光在1983年、1988年、1999/2000年和2010/2011年获得。在近日点之前约3个月，活动呈现出急剧的开启（确切的时间各不相同），而在近日点之后则相对平稳地下降。1999年和2010年的活动是相似的; 1983年和1988年的有限数据系统性地更高，这种差异不能完全用较小的近日点距离来解释。我们测量了一个“典型”的组成，与以前的调查人员。Monte Carlo数值模拟与我们的极点解决方案最好地复制了所观察到的彗发…
2012-10-03 astro-ph.EP
The Nucleus of Comet 10P/Tempel 2 in 2013 and Consequences Regarding Its Rotational State: Early Science from the Discovery Channel Telescope
我们提出了新的光变曲线测量彗星10 P/坦普尔2进行了洛厄尔天文台的发现频道望远镜在2013年初，当彗星在远日点。这些数据代表了这个新的4.3米设施获得的第一批科学。随着坦普尔2号被观察到在二十多年的旋转期间表现出一个小但持续的自旋下降，我们此时的主要目标是双重的。第一，确定它目前的自转周期，并将其与2010年最近一次通过近日点后不久测量的自转周期进行比较;第二，将自转下降与太阳日和地球轨道运动引起的会合效应分开，并确定自转方向，即顺时针或逆时针。在我们2013年2月24日的中点，观测到的会合周期是8.948+/-0.001小时，完全匹配基于2010年结果预测的太阳自转解，并产生相同值的恒星周期，因为太阳和地球的会合分量在2013年观测的间隔期间正好抵消。逆行解被排除了，因为2010年和2013年的相关恒星周期非常不同，尽管我们知道在这段时间里产生扭矩所需的放气非常少。有了明确的旋转感，就可以评估自转到恒星周期的具体数量。名义值意味着旋转下降的速度随着时间的推移而下降，与1988年以来水产量的长期下降一致。我们的数据还表现出一个意想不到的小的光变曲线振幅，这似乎是与从一个大的，负的次地球纬度，和光变曲线形状偏离一个简单的正弦曲线意味着一个高度不规则形状的核。
2013-09-11 astro-ph.EP
The changing rotational excitation of C_3 in comet 9P/Tempel 1 during Deep Impact
在{ \em Deep Impact}碰撞过程中，用Keck/HIRES阶梯光谱仪观测到了C $_3$的4050 nm波段。我们进行了二维分析的曝光，以研究的空间，光谱和时间的变化，在发射光谱的C $_3$。碰撞后转动粒子数分布发生变化，从碰撞时的激发温度$\sim$ 45，K开始，持续2，h，最高可达61 $\pm$ 5，K。从撞击后2到4小时，激发温度降低到撞击前的值。我们测量了撞击前C-$_3$的静态生成速率为1.0 $\times 10^{23}$ s-$^{-1}$，而撞击后2小时，我们记录到峰值生成速率为1.7 $\times 10^{23}$ s-$^{-1}$。尽管在观察期间激发温度恢复到撞击前的值，但产生速率保持升高，缓慢下降，直到4.hr观察结束。这些结果被解释在昏迷和短期变化的主要化学生产机制的C $_{3}$的气体密度的变化。
2012-07-05 astro-ph.EP
Studying the nucleus of comet 9P/Tempel 1 using the structure of the Deep Impact ejecta cloud at the early stages of its development
我们提出了一种尝试，以提取有关彗星9 P/坦普尔1核的喷出物云的深度撞击任务的撞击器产生的特性的信息。为此，我们使用两种技术。我们首先研究的阴影投射在核表面的喷出物云，并调查不同亮度的区域是如何相关的喷出物云的光学厚度或反射率的变化。在撞击后的最初2.0秒内就可以看到阴影（之后它被喷出物云遮住了）。我们已经发现，阴影中的所有亮度变化是表面不均匀性的结果，这表明在前2.0秒内，喷出物云在MRI空间分辨率内是均匀的。我们的第二项技术是研究喷出物对核臂的遮蔽。这项研究涵盖了撞击后0.76- 68.8秒的时间段，其依据是对边缘和边缘以外的喷出物云亮度进行比较。在这个阶段，我们确实看到喷出物云中的不均匀性，这与喷出尘埃的反射率和光学厚度变化有关。具体地说，我们已经发现了两个不同的波段的低光学厚度和一个波段的高光学厚度。基于陨石坑形成的想法，我们估计了所发现的不均匀性的喷射物质的挖掘深度，从而定义了彗星核的潜在分层结构，我们的估计表明，在多孔核材料和37-46和87- 48的情况下，低光学厚度材料是从15-18和30-32米的深度挖掘出来的。在无孔核材料的情况下为93米，并且高光学厚度的层对于多孔材料源自9-11米的深度或对于无孔材料源自20-23米的深度。根据陨石坑直径的估计，我们预计这些层的实际深度介于这两种情况之间。
2016-04-04 astro-ph.EP
The formation heritage of Jupiter Family Comet 10P/Tempel 2 as revealed by infrared spectroscopy
我们目前的光谱和空间信息的主要挥发性物质在彗星10 P/坦普尔2，基于高色散红外光谱UT 2010年7月26日（日心距离Rh = 1.44 AU）和9月18日（Rh = 1.62 AU），以下彗星的近日点通过UT 2010年7月04日。7月26日的水的总生产率是（1.90 +/- 0.12）x 10^28分子s-1，以及六种痕量气体的丰度（相对于水）的最大值为：CH 3OH（1.58% +/-0.23）、C2 H6（0.39% +/-0.04）、NH3（0.83% +/-0.20）和HCN（0.13% +/-0.02）。对水发射谱线强度的详细分析提供了35 +/- 3 K的旋转温度。平均OPR与统计平衡态下的核自旋布居数一致（OPR = 3.01 +/- 0.18），（1-sigma）下限对应于自旋温度> 38 K。我们的测量是同时期的一个射流状功能观察到的光学波长。四个主要挥发物的空间分布显示强烈的增强射流方向，这有利于释放从一个本地化的出口上的核。测得的红外光谱连续谱的峰值要尖锐得多，这与原子核本身的主要贡献是一致的。H2O、CH 3OH和C2 H6的峰值强度在喷流方向上偏移约200 km，表明可能存在分布式源，例如随后在昏迷中升华的冰粒的释放。在UT 9月18日，我们的光谱中没有明显的发射谱线，但我们得到了3 σ上限Q（H2O）< 2.86 x 10^27分子s-1。
2012-02-09 astro-ph.EP physics.space-ph
Location of upper borders of cavities containing dust and gas under pressure in comets
如果DI瞬时撞击坑的直径约为150-200米，则9 P/Tempel 1号彗星撞击前的表面与深度撞击号航天器撞击舱与彗星碰撞后物质喷射过程中挖掘的最大空洞的上边界之间的距离估计约为5-6米。在直径为100 m时，估计距离为4 m。这一结果表明，位于彗星表面以下几米处的含有压力下的尘埃和气体的空洞可能是频繁的。
2012-05-27 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
GALEX FUV Observations of Comet C/2004 Q2 (Machholz): The Ionization Lifetime of Carbon
我们测量了基态碳原子C（^3 P）在行星际空间电离过程中的寿命，并将其与可能发生在这种介质中的主要物理过程的预期寿命进行了比较。我们的测量是基于分析彗星C/2004 Q2（Machholz）的远紫外（FUV）图像记录的银河系演化探测器（GALEX）在2005年3月1日。明亮的CI 1561 A和1657 A多重峰在GALEX EUV波段占主导地位。我们使用该图像创建了从彗星核延伸超过100万公里的高S/N径向剖面。我们的测量得出碳的总寿命为7.1 - 9.6 x 10^5 s（换算为1 AU）。这与假设太阳光电离、太阳风质子交换和太阳风电子碰撞电离是该介质中发生的主要过程以及马赫霍尔茨彗星嵌入缓慢的太阳风中的计算结果相比是有利的。在3 × 10^5公里范围内的CI分布的形状表明，要么CO的寿命比以前认为的要短，要么是一个寿命较短的含碳母体分子，如CH_4，提供了马赫霍尔茨彗星彗发这一区域的大部分碳。
2010-11-18 astro-ph.EP physics.atom-ph physics.space-ph
Mid-Infrared Spectrophotometric Observations of Fragments B and C of Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3
我们提供了来自GEMINI-N（+Michelle）观测的黄道（木星家族）彗星73 P/Schwassmann-Wachmann 3近日点前的碎片SW 3-[B]和SW 3-[C]的中红外光谱和图像。我们观察到碎片B后不久爆发事件（2006年4月16日至26 UT），并检测到结晶硅酸盐。这两个碎片的矿物学主要由无定形碳和无定形辉石。碎片SW 3-[B]的颗粒尺寸分布（假设为Hanner修正的幂律）具有a_p ~ 0.5微米的峰值颗粒半径，而碎片SW 3-[C]的峰值颗粒半径为a_p ~ 0.3微米;这两个值都大于深度撞击事件期间从黄道彗星9 P/坦普尔1号喷出的尘埃的尺寸分布的峰值颗粒半径（a_p = 0.2微米）。碎片SW 3-[B]的核上的粒度分布的亚微米至微米尺寸部分的硅酸盐/碳比和硅酸盐结晶质量分数分别为1.341 ± 0.250 - 0.253和0.335 ± 0.089 - 0.112，SW 3-[C]片段的核内蛋白质含量分别为0.671 ± 0.076 - 0.076和0.257 ± 0.039 - 0.043。两个碎片之间的矿物学和颗粒性质的相似性意味着73 P/Schwassmann-Wachmann 3的成分是均匀的。两个碎片之间的粒度分布和硅酸盐/碳比的微小差异可能是因为SW 3-[B]在其整个通过过程中积极破碎，而SW 3-[C]中的活动主要由射流驱动。73…
2010-11-18 astro-ph.EP
Spectroscopic Observations of New Oort Cloud Comet 2006 VZ13 and Four Other Comets
2007年8月，Cerro-Tololo Inter-American Observatory 1.5米望远镜获得了2006 VZ 13（LINEAR）、2006 K4（NEAT）、2006 OF 2（Broughton）、2 P/Encke和93 P/Lovas I彗星的光谱数据。彗星2006 VZ 13是一颗新的奥尔特云彗星，它显示出CN的强谱线（3880埃），C_2的天鹅谱带序列（4740、5160和5630埃），C_3的天鹅谱带序列（4056埃）和其他微弱的物质。在其他彗星的光谱中也发现了谱线。记录了每颗彗星的CN、C_2（Delta v =+1，0）和C_3线的通量测量值，并导出了产生率和比率。当把彗星看作一个群体时，C_2和C_3的产生与CN有一定的相关性，但没有确凿的证据表明C_2和C_3的产生率比取决于日心距离。还测量了连续体，并计算了粉尘产生量和尘气比。有一个总的趋势，为集团的彗星，之间的尘埃与气体的比率和日心距离，但它不依赖于动力学的年龄或类。彗星2006 VZ 13被确定为贫碳（或坦普尔1型）彗星。
2009-10-02 astro-ph.EP
Spitzer Space Telescope Observations of the Nucleus of Comet 103P/Hartley 2
我们已经使用斯皮策22微米峰阵列观察热辐射从彗星103 P/哈特利2，美国宇航局的深度撞击扩展任务的目标的核心和踪迹。这颗彗星是在UT 2008年8月12日和13日观测到的，当时彗星距离太阳5.5 AU。我们在2.7小时内获得了两组200帧的光度成像。在测量误差范围内，我们发现两个图像之间没有检测到任何时间变化。这颗彗星的辐射超过了一个点源，沿着彗星的反速度矢量形成了一条微弱的尾迹。在建模和去除拖尾发射之后，具有0.95 +/- 0.20的聚束参数的核发射的NEATM模型指示0.57 +/- 0.08 km的小的核有效半径和0.028 +/- 0.009（1 sigma）的低的几何平均值。根据这个核的大小和近日点处3 x 10^28分子s-1的产水率（A 'Hearn等人，1995年），我们估计在近日点处约100%的表面积都在活跃地释放挥发性物质。发射活动高达~5 AU的报告（Lowry et al. 2001，Scarlgrass et al. 2008）支持了我们对高度活跃的核表面的发现。与深度撞击的第一个目标彗星9 P/坦普尔1号相比，哈特利2号的核心是五分之一宽（大约是百分之一的质量），同时在近日点产生类似数量的放气，大约13倍的活跃表面分数。与Tempel 1不同，它应该对喷气驱动的自旋扭矩非常敏感，因此可以以更高的频率旋转。除非发生灾难性的分裂或主要的碎片事件，否则彗星…
2009-06-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
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
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
