Why did Comet 17P/Holmes burst out?
基于毫米波长连续观测，我们认为17 P/Holmes彗星最近的“奇观”可以用厚的气密性尘埃覆盖和H2O升华的影响来解释，这是彗星到达日心距离<= 2.5 AU时开始的。核心内部的多孔结构为额外的升华提供了足够的表面，最终导致尘埃覆盖层的破裂和观察到的爆发。粒子爆发的强度可以用太阳辐射提供的能量来解释，这些能量在爆发前的几个月内储存在尘埃和原子核中：原子核内的升华表面比原子核的几何表面大一个数量级以上，这可能是后者多孔结构的一个迹象。另一个令人惊讶的是，几种分子种类相对于H2O的丰度比是可变的。在这次显灵期间，霍姆斯彗星失去了大约3%的质量，相当于20米的“脏冰”层。
2009-01-18 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Sequential Fragmentation of C/2025 K1 (ATLAS) After Its Near-Sun Passage
Auburn University（奥本大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Las Cumbres Observatory（拉西布隆斯天文台）
2025年K1（ATLAS）彗星在近日点飞越后，通过连续碎片化过程揭示了彗核破坏的机制及尘埃释放的物理过程。
2026-02-11 astro-ph.EP
Water, hydrogen cyanide, carbon monoxide, and dust production from distant comet 29P/Schwassmann-Wachmann 1
29 P/Schwassmann-Wachmann 1是一颗遥远的半人马座彗星，显示出持续的CO驱动活动和频繁的爆发。我们在2010年、2011年和2013年使用赫歇尔空间天文台观测H $_2$ O和NH $_3$，并对尘埃彗发进行成像。在2007年、2010年、2011年和2021年进行了IRAM 30 m观测，以监测CO产生率并寻找HCN。进行建模以约束升华冰粒的大小并推导出粉尘产生率。HCN首次在彗星29 P中被探测到（在5 $σ$的直线区域）。也检测到H $_2$ O，但未检测到NH $_3$。H $_2$ O和HCN的线形与CO的线形有很大的不同，表明这两种物质是从冰粒中释放出来的。CO生成速率在（2.9-5.6）$\times$ 10 $^{28}$ s $^{-1}$（1400- 2600 kg s $^{-1}$）的范围内。观察到CO产生速率和彗发亮度之间的相关性，以及CO和H $_2$ O产生之间的相关性。相对于静止状态，过量的CO产生和过量的尘埃亮度之间的相关性与海尔-波普彗星连续活动的相关性相似。测量的$Q$（H）$_2$ O）/ $Q$（CO）和$Q$（HCN）/ $Q$（CO）产生速率比分别为10.0 $\pm$ 1.5%和0.12 $\pm$ 0.03%，平均2010年4月至5月的测量值（$Q$（H $_2$ 0）=（4.1 $\pm$ 0.6）$\ti…
2022-05-24 astro-ph.EP
Characterization of Thermal Infrared Dust Emission and Refinements to the Nucleus Properties of Centaur 29P/Schwassmann-Wachmann 1
我们目前的分析斯皮策观测29 P/Schwassmann-Wachmann 1使用16 $μ$ m IRS“蓝色”峰（PU）和24 $μ$ m和70 $μ$ m MIPS图像UT 2003年11月23日和24日获得的特点半人马座的大颗粒（10-100 $μ$ m）尘埃昏迷在一段时间的非爆发“静止”活动。每个波段的$εf ρ$估计值（16 $μ$ m（2600 $\pm$ 43 cm），24 $μ$ m（5800 $\pm$ 63 cm）和70 $μ$ m（1800 $\pm$ 900 cm））遵循了在WISE/NEOWISE彗星群中观察到的核大小与$εf ρ$之间的趋势。彗发模型用于推导出50-100 kg/s范围内的粉尘产生速率。首次利用16 $μ$ m和24 $μ$ m成像数据构建了SW 1彗差的色温图。在$\sim$ 140 K处有峰值，这张图意味着彗发水冰粒应该是缓慢升华的，并在彗发中产生水气。我们分析了Stansberry等人（2004）认为的距彗核352，000 km（90 $''$）处持续存在的24 $μ$ m“翼”（一个弯曲的西南彗发）特征，并认为它主要是由太阳辐射压力和作用于微米级颗粒的重力造成的。我们对16 $μ$ m PU图像进行了彗差去除，以细化核发射的热通量。一个新的应用程序的近地小行星热模型（NEATM;哈里斯1998年）在五个波长（5.730 $μ$ …
2021-05-18 astro-ph.EP
