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
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
Model for Cameron band emission in comets: A case for EPOXI mission target comet 103P/Hartley 2
本文利用CO分子的Cameron带（α_3Pi-X_1Sigma）发射，假定CO_2的光解离激发是α_3Pi亚稳态CO的主要产生机制，导出了彗星中CO_2的产生速率。本文建立了一个CO（α_3Pi）的产生和损失模型，并应用于EPOXI任务的目标彗星103 P/Hartley 2。我们的模型计算表明，光电子碰撞激发的CO和解离激发的CO2可以一起贡献约60-90%的卡梅隆带的发射。哈特利2号彗星（0-0）卡梅隆带辐射的亮度模型与哈勃太空望远镜观测结果一致，其中CO2含量为3-5%（取决于模型输入的太阳通量），CO含量为0.5%（相对于水），其中光电子撞击贡献约为50- 75%。我们建议重新考虑使用卡梅隆波段发射的彗星上的CO2丰度的估计。预测了EPOXI任务交会期间~1300 R卡梅隆波段高度积分柱亮度.
2010-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.atom-ph
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
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
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
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
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
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
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
Rotation of Cometary Nuclei: New Lightcurves and an Update of the Ensemble Properties of Jupiter-Family Comets
我们报告新的光变曲线和相位函数的9个彗星家族（JFC）。它们在2004-2015年期间被各种地面望远镜观测到，作为彗星核天体物理性质调查（SEPPCoN）的一部分，以及在专门的观测活动中。我们添加到这一审查的35 JFC与以前公布的旋转属性的属性。测光时间序列是在贝塞尔R、哈里斯R和SDSS r'滤波器中获得的，并使用来自泛星巡天的恒星进行了绝对校准。这种专门开发的方法使我们能够将不同时期和仪器拍摄的数据集与绝对校准不确定性结合起来，精确到0.02 mag.我们使用由此产生的时间序列来改进彗星14 P/Wolf，47 P/Ashbrook-Jackson，94 P/Russell，和110 P/Hartley 3彗星的自转速率，并首次测定了93 P/Lovas彗星和162 P/Siding-Spring彗星的自转速率。除此之外，我们还确定了7颗彗星的相位函数，并推导出其中8颗彗星的几何相位。如果JFC没有强度，我们确认已知的体积密度截止值为$\sim$ 0.6 g $\mathrm{cm^{-3}}$。使用Davidsson（2001）的模型，对于具有典型密度和伸长的长椭球体，我们得出结论，已知的JFC都不需要大于10-25 Pa的拉伸强度来保持稳定以对抗旋转不稳定性。我们发现的证据，增加线性相函数系数的几何常数增加。JFC的中值线性相函数系数为0.046 mag/deg，中值几何…
2017-07-07 astro-ph.EP
Further investigation of changes in cometary rotation
Samarasinha & Mueller（2013）将彗星自转的变化与四颗木星族彗星的其他物理参数联系起来，定义了一个参数$X$，该参数在2倍之内近似恒定，与彗星的活动部分无关。另外两个彗星被添加到这个样本在本文中，这六个彗星的一个几乎恒定的参数$X$的索赔得到证实，虽然有一个较大的分散。取上述除2 P/Encke外的所有彗星的$X$的几何平均值（因为每个彗星的$X$是相对于2 P/Encke的），得出24颗周期彗星样本的预期自转周期变化。我们确定彗星从这个样本中，最有可能显示其旋转周期的观测可检测的变化。使用这个样本，包括用于确定$X$的六颗彗星，我们发现参数$ζ$（即每轨道单位表面积的总水产量，近似为4 au内的水产量）和近日点距离$q$之间的相关性;具体来说，我们推导出$ζ$ $\propto$ $q^{-0.8}$，并在附录A中提供了理论基础。$ζ$和$q$之间的这种关系使我们能够很容易地比较彗星之间由于日射而产生的活动。此外，我们还发现了核半径$R$和旋转周期$P$之间的关系，即平均而言，较小的核比较大的核具有更小的旋转周期.这与彗星核的旋转演化和自旋上升的预期是一致的，为升华驱动的彗星旋转变化提供了强有力的观测证据。
2018-06-28 astro-ph.EP
Relating Changes in Cometary Rotation to Activity: Current Status and Applications to Comet C/2012 S1 (ISON)
我们引入了一个参数，X，来预测彗星的旋转周期的变化，在旋转周期本身，核半径和轨道特性。我们表明，X应该是一个常数，如果体积密度和形状的核几乎是相同的，活动模式是相似的所有彗星。对于四个旋转变化被很好地记录下来的核，尽管在这些彗星的有效活动部分中观察到了近30倍的变化，但X是恒定的，在2倍之内。我们对掠日彗星C/2012 S1（ISON）进行了分析，以探索它在即将到来的近日点通过期间可能发生的旋转变化，其近日点距离约为2.7太阳半径。当接近太阳时，除非核发生灾难性的破坏，ISON的活动将足够强大，使核进入非主轴旋转状态，并且旋转周期也会发生可观察到的变化。ISON近日点附近旋转状态变化的其他原因是太阳引起的潮汐力矩和由于许多机制导致的核转动惯量改变而引起的显著质量损失。
2013-09-03 astro-ph.EP
The Rotation Period of Comet 29P/Schwassmann-Wachmann 1 Determined from the Dust Structures (Jets) in the Coma
本文分析了29 P/Schwassmann-Wachmann 1彗星的测光观测结果。这颗彗星在日心距离大于5 AU的水冰升华区之外表现出大量的活动。这颗彗星的CCD图像是在俄罗斯科学院特别天体物理观测台（SAO RAS）的6米望远镜和捷斯科尔峰天文台的2米望远镜上用宽带R滤光片获得的。用特殊的数字滤波器对图像进行处理，可以在彗星的尘埃彗发中区分出活跃的结构（喷流）。通过互相关方法，在2008年12月和2009年2月的观测中，彗星核的自转周期分别为12.1天和11.7天。本文讨论了造成这一结果差异的可能原因。
2020-12-15 astro-ph.EP
A rapid decrease in the rotation rate of comet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák
彗星释气可以产生扭矩，改变核的自旋状态，影响彗星的演化和寿命（1，2）。如果这些力矩使旋转加速到向心力超过了彗星核的物质强度，彗星可能会碎裂（3）。减慢旋转速度的力矩会导致自旋状态变得不稳定，但如果力矩持续存在，原子核最终可能会重新定向并开始重新自旋。模拟预测，大多数彗星将经历一个短暂的自旋状态变化阶段，之后的变化会在很长一段时间内逐渐发生。我们报告了彗星41 P/Tuttle-Giacobini-Kresák在其高度有利的近距离接近地球（2017年4月1日0.142 au）期间的观测结果，揭示了戏剧性的自旋下降。在2017年3月至5月期间，核心的视旋转周期从20小时增加到46小时以上，反映了比以前测量的变化率大一个数量级以上。这一现象一定是由于彗星气体排放的偶然排列造成的，这种排列方式产生了一个巨大的扭矩，减缓了彗星核的旋转速度。41 P的行为表明它处于一种独特的进化状态，它的旋转可能接近不稳定点。
2018-01-11 astro-ph.EP
Rotation dynamics and torque efficiency of cometary nuclei
针对彗核转动状态变化，提出基于力矩矢量效率将彗星表面分解为八个特征区域的分类方法，并应用于67P彗星，发现观测仅能约束其中一个区域权重。
2025-07-08 astro-ph.EP
Component periods of non-principal-axis rotation and their manifestations in the lightcurves of asteroids and bare cometary nuclei
对小行星和裸彗核的光变曲线观测是推导自转参数的最广泛使用的观测工具。因此，深入了解动态激励的非主轴（NPA）转子的组件周期在光变曲线中的表现是这个过程中的关键一步。我们调查了这一点的帮助下，NPA旋转器的组件周期已知的先验数值生成的光变曲线。新人民军轮换的组成期间是根据两个广泛使用但又互补的惯例来界定的。我们推导出两个公约中的组件旋转周期之间的关系。然后，这些关系被用来解释模拟光变曲线中存在的周期性特征，并使它们在任何一种约定中合理化。
2014-12-03 astro-ph.EP
Comet Machholz (C/2004 Q2): morphological structures in the inner coma and rotation parameters
2004年8月至2005年5月期间对彗星C/2004 Q2（Machholz）进行了广泛的观测。所获得的图像被用来研究彗星的内部彗发的特点，在350和1500公里/像素之间的分辨率。对彗核流出尘埃的光度分析和对彗发内部形态结构运动的研究表明，彗核的自转周期很可能在0.74天左右。对彗发内部形态的彻底研究使我们能够观察到彗核上的两个主要活动源，分别位于纬度+85° \pm 5°和+45° \pm 5°。人们还观察到了更多的信息来源，但它们的活动随着时间的推移很快就消失了;最相关的是在latcom。= 25° \pm 5°。将观察内彗差的几何条件的图形模拟与图像进行比较，并用于确定RA=95° \pm 5°，Dec=+35° \pm 5°的极取向。在2004年12月的第一个十年里，彗星的自转轴几乎位于天空的平面上。
2011-09-19 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
Forbidden oxygen lines at various nucleocentric distances in comets
为了研究[OI]线的形成-即，5577 A（绿线），6300 A和6364 A（两条红线）-在彗星的彗发中，并使用绿色和红色双重发射强度比（G/R比）和线速度宽度来确定氧原子的母体物种。我们在ESO VLT上获得了C/2002 T7（LINEAR）、73 P-C/Schwassmann-Wachmann 3、8 P/Tuttle和103 P/Hartley 2彗星接近地球时（< 0.6 au）的高分辨率光谱观测。利用所观察到的光谱，我们确定了三条[OI]线的强度和宽度。我们已经在空间上提取了光谱，以便实现大约1-2英寸的最佳可能分辨率，即，根据彗星的地心距离，核心投影距离为100至400公里。我们已经从C2管线混合物中净化了[OI]绿线。结果发现，在所有四颗彗星上观测到的G/R比作为核心投影距离的函数而变化。这主要是由于O（1 S）和O（1D）在内彗发中被水分子碰撞猝灭所致。观测到的绿色发射谱线的宽度约为2.5 km/s，并随着距离核的增加而减小，这可以通过CO2对最内层彗发中O（1 S）产生的不同贡献来解释。CO2分子的光解离似乎产生更靠近原子核的O（1 S），而水分子形成1000 km以外的所有O（1 S）和O（1D）原子。因此，我们得出结论，在内部彗发中产生O（1 S）和O（1D）的主要亲本物种并不总是相同的。观测结果已在Bhardwaj和Raghuram（2012）的耦合化…
2014-09-22 astro-ph.EP
The Rotation and Other Properties of Comet 49P/Arend-Rigaux, 1984 - 2012
我们分析了彗星49 P/Arend-Rigaux在2012年1月至5月期间的33个夜晚的图像，并获得了核的R波段光变曲线。通过对数据的常规定相，我们发现了一个双峰光变曲线，其会合旋转周期为13.450 +/- 0.005小时。同样，相位色散最小化和Lomb-Scargle方法都显示了13.452小时的旋转周期。在整个2011/12年的显灵中，旋转周期被发现增加了一个小数量，与细胞核的逆行旋转相吻合我们还重新分析了公开可用的数据，从1984/85年的幻影，通过应用相同的技术，发现旋转周期为13.45 +/- 0.01小时。根据这些发现，我们表明，旋转周期的变化是小于14秒的幻影。此外，即使观测的几何形状不同，这两个幻影的光变曲线的振幅也是相当的，误差在合理的范围内，这意味着我们在类似的地球纬度下看到彗星。我们在2012年3月发现了一个短期的类似喷气式的特征，这似乎是由3月15日的短时间爆发活动造成的。2004/05年获得的生产率，以及对1984/85年以前结果的重新分析意味着强烈的季节性影响和近日点后的急剧下降。这反过来又意味着，一个单一的源区主导活动，而不是从整个核泄漏。
2017-09-18 astro-ph.EP
Short-term variability of comet C/2012 S1 (ISON) at 4.8 AU from the Sun
我们在2013年2月的六个晚上观察了彗星C/2012 S1（ISON），当时它距离太阳4.8 AU。在这个距离和时间，彗星不是很活跃，理论上可以探测到光度变化，可能是由于彗核的旋转。本工作的目标是获得差分测光的彗星内彗差使用不同的孔径半径，以获得一个可能的旋转周期。在西班牙拉希塔天文台f/30.77m望远镜上用4k × 4k CCD获得了大视场图像。进行孔径测光以获得相对星等随时间的变化。使用校准的星场，我们还获得了ISON的R-星等随时间的变化。我们应用Lomb-Scargle周期图分析，以获得可能的周期性所观察到的亮度变化，直接与旋转的彗星核。彗星的光变曲线是非常浅的，与0.03 $\pm$ 0.02马格的峰到峰的振幅。一个暂定会合旋转周期（单峰）的14.4 $\pm$ 1.2小时的ISON的核是从我们的分析，但也有其他的可能性。我们研究了在同一个晚上，从晚上到晚上所获得的周期的视宁度变化的可能影响。这些视宁度变化对所导出的周期性没有影响。我们讨论并解释了ISON核转动周期的所有可能解。
2015-01-21 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
Analysis of CN Coma Morphology Features of Comet 21P/Giacobini-Zinner
我们使用窄带CN光度成像分析21 P/Giacobini-Zinner彗星（21 P/GZ）在2018年近日点通过期间在彗发中发现的喷流特征，以确定彗星的旋转周期，并通过分析方位增强的形态特征来约束CN气体流出速度和旋转状态。我们发现21 P/GZ的周期为7.39 $\pm$ 0.01或10.66 $\pm$ 0.01小时。我们测量的下限730 $\pm$ 30 m s $^{-1}$和740 $\pm$ 30 m s $^{-1}$的南部射流的出流速度。我们分析了喷气特征的形态，并确定北方喷气具有螺旋形图案，并利用这一知识来确定旋转极点位置在赤经的${169^{+28}_{-23}}^{\circ}$和赤经的${73^{+5}_{-11}}^{\circ}$，旋转感未定。
2023-01-18 astro-ph.EP
Coma Anisotropy and the Rotation Pole of Interstellar Comet 2I/Borisov
哈勃太空望远镜对星际彗星2 I/Borisov在近日点附近的观测显示，大粒子（>~100 μ m）以<~9 m/s的速度喷射，估计质量损失率为~35 kg/s。鲍里索夫彗星的总质量损失相当于其核心表面壳层的损失，厚度仅为~0.4 m。这个壳层足够薄，容易受到宇宙射线在星际介质中过去化学处理的影响，这意味着喷射出的物质不一定是原始的。我们的高分辨率图像揭示了尘埃彗发中持续的不对称性，最好的解释是旋转核上的热滞后导致彗星核下午出现峰值质量损失。在这个解释中，核心以30度的方向旋转（极方向RA = 205度，Dec. = 52度）。太阳下纬度从发现时的-35度（南至）到2020年1月的0度（春分）不等，表明季节效应的重要性。随后的活动可能是由于北半球第一次被照亮时新激活的区域。
2020-05-12 astro-ph.EP
Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko rotation changes derived from sublimation induced torques
67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星（67 P/C-G）自转周期和自转轴方向的变化可从罗塞塔号飞行任务所载科学成像仪器拍摄的高精度图像中推断出来。非引力是对这些数据的自然解释。（目的）描述观测到的67 P/C-G自转轴方向和自转周期的变化。对于这些变化，我们给出了一个解释的基础上升华模型与最适合的表面活性分数（模型P）。被认为是扭矩效应的周期性变化的气体排放的表面上。（方法）在惯性系和刚体固定系下求解角动量状态方程，给出了一个普遍适用于周期性受迫刚体动力学的以Fourier系数表示的转动变化的解析理论。（结果）转矩引起的旋转状态的变化制约着表面的物理性质、表面的升华速率和局部活性分数。（结论）确定了与67 P/C-G转动特性、周期和取向一致的局部表面活性分数分布。力矩的变化证实了近日点附近的升华比日射增加得快。导出的相对均匀的活动模式进行了讨论，在相关的表面功能。
2018-12-04 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
On the origin of inner coma structures observed by Rosetta during a diurnal rotation of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
罗塞塔号探测器在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko（67 P）周围发现了具有喷流状结构的内彗发的各向异性尘埃分布。导致喷流形成的物理过程仍在争论中，大多数彗星活动模型都集中在局部排放源，如悬崖或梯田地区。在这里，我们建议，通过将67 P周围尘埃环境的高分辨率模拟与观测相关联，67 P的各向异性和背景尘埃密度来自于整个太阳照射的原子核表面释放的尘埃，而不是来自少数孤立的来源。我们追溯轨道从彗发区域与高的本地尘埃密度在空间中的非球形核，并确定两种机制的射流形成：在两个维度或只有一个与本地的尘埃。坑和火山口是第一种情况的例子，67 P的双叶核的颈部区域是第二种情况。除了从所有其他阳光照射的地区释放的灰尘的多个源的结合，结果在一个完整的昼夜旋转周期的67 P的预测与观测的高相关系数（~0.8）。
2016-05-19 astro-ph.EP
Rotation of cometary meteoroids
这项研究的目的是估计流星体在正常活动期间从彗星释放后的旋转特征。所得结果可作为进一步分析行星际空间自转演化的初始条件。对2 P/Encke彗星喷出的流星体应用了一个复杂的数值模型。用激光三维扫描方法对36个岩石样品进行了测量，结果表明，流星体的形状近似于具有数千个表面元素的多面体。这些样本来自三个不同的集合，具有不同的起源和形状特征。假定有两种类型的气体-流星体相互作用（流星体表面气体分子的漫反射和镜面反射）和三种气体喷射模型（导致喷射速度非常不同）。通过对具有随机初始条件和随机形状选择的流星体运动方程进行数值积分，得到了流星体群体的旋转特性。结果表明，该结果不依赖于特定的形状模型，它们适用于真实流星体的（未知）形状。确定了流星体自旋频率的中值$\bar{f}$（Hz）、抛射速度$v_{\rm ej}$（ms $^{-1}$）和大小$D$（m）之间的简单关系。气体分子从流星体表面漫反射的反射率为：$\bar{f}\simeq 2\times 10^{-3} v_{\rm ej} D^{-0.88}$，气体分子从流星体表面镜面反射的反射率为：$\bar{f}\simeq 5\times 10^{-3} v_{\rm ej} D^{-0.88}$。自旋频率的分布相对较宽; $2σ$ -间隔可描述为$\sim(0.1, 10)\times \bar{f}$。对2 P/Encke彗星的计算…
2014-04-03 astro-ph.EP
Dust environment and dynamical history of a sample of short period comets
目的。在这项工作中，我们提出了一个扩展的研究短周期彗星的样本和它们的动力学历史的尘埃环境。有了这个目标，我们的特点是尘埃尾彗星活跃时，我们做了统计研究，以确定其动力学演化。选择的靶点是22 P/Kopff、30 P/Reinidae 1、78 P/Gehrels 2、115 P/Maury、118 P/Shoemaker-Levy 4、123 P/West-Hartley、157 P/Tritton、185/Petriew和P/2011 W2（Rinner）。方法.我们使用两种不同的观测数据：在内华达山脉天文台拍摄的一组图像和业余天文协会彗星观测提供的Afrho曲线。为了模拟这些观测，我们使用我们的蒙特卡罗尘埃尾代码。从这个分析中，我们得出的粉尘参数，最好的描述粉尘环境：粉尘损失率，喷射速度和颗粒的尺寸分布。另一方面，我们使用数值积分器来研究彗星的动力学历史，这使我们能够以90%的置信度确定这些物体在木星家族彗星区域所花费的时间。结果从蒙特卡罗尘埃尾代码，我们得出了三个类别出席的尘埃排放量：弱活性（115 P，157 P，和Rinner），中度活跃（30 P，123 P，和185 P），和高度活跃（22 P，78 P，和118 P）。动力学研究表明，该样本中的彗星在木星家族区域是年轻的，其中最年轻的彗星是22 P（100年），78 P（500年）和118 P（600年）。这项研究指…
2014-06-24 astro-ph.EP
Gas Jet Morphology and the Very Rapidly Increasing Rotation Period of Comet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak
我们介绍了2017年2月16日至7月2日期间在洛厄尔天文台进行的41 P/Tuttle-Giacobini-Kresak彗星47晚成像活动的结果。昏迷形态显示气体射流，其外观和运动作为时间的函数产生的旋转周期和其他属性。所有窄带CN图像均显示一个或两个射流;一个射流呈现为顺时针旋转的部分正面螺旋，而第二个射流从侧面螺旋形演变，通过正面，最后再次螺旋形，由于渐进的观察几何形状变化，在整个显现过程中仅缓慢演变。在7周的时间间隔内共进行了78次周期测定，产生了一个平稳和加速的旋转周期，从24小时（3月21日和22日）开始，到4月28日通过48小时。虽然这是迄今为止测量到的彗星核最快的变化率，但所需的扭矩很容易在给定核的可能特性的情况下存在。如果力矩保持不变，我们估计，在近日点之后仅仅两个月，原子核就可能停止旋转和/或开始翻滚，并且肯定会在下一次显灵的早期达到这一阶段。在时间上回溯，塔特尔-贾科比尼-克雷萨克可能在3-4个轨道之前就已经在接近其旋转分裂速度的轨道上旋转，这表明它在2001年观测到的极端7级爆发可能是由当时的部分碎片造成的，就像1973年的一对8级爆发一样，如果有一个更早的自旋下降和自旋上升周期的话。
2019-01-14 astro-ph.EP
The Increasing Rotation Period of Comet 10P/Tempel 2
我们在1999年4月至2000年3月的32个夜晚拍摄了10 P/坦普尔2号彗星。从1999年4月到1999年6月，在显着的昏迷活动和近日点开始之前，在其中的11个夜晚获得了R波段光变曲线。相位的数据产生一个双峰的光变曲线，并表明核旋转周期为8.941 +/- 0.002小时的峰-峰振幅为~0.75马格。我们的数据足以排除所有其他可能的双峰的解决方案，以及单，三峰的解决方案。这个自转周期与Mueller和Ferrin（1996，Icarus，123，463-477）在1994年的近日点后数据中发现的五种可能解之一一致，并明确排除了他们剩下的四种解。我们应用我们相同的技术，以公布的光变曲线从1988年获得在一个等效的轨道位置和观察几何形状，在1999年。1988年，我们发现了8.932 +/- 0.001小时的自转周期，这与之前作者的发现一致，但与我们1999年的解不一致。这表明坦普尔2号在1988年至1999年之间旋转了约32秒（两次干预近日点通道）。如果自旋下降是由于一个系统的扭矩，那么在2010年出现的近日点之前的旋转周期预计将比1999年多32秒。
2010-09-15 astro-ph.EP
Constraints on the Spin-Pole Orientation, Jet Morphology and Rotation of Interstellar Comet 2I/Borisov with Deep HST Imaging
我们目前的高分辨率，深星际彗星2 I/鲍里索夫与哈勃太空望远镜/宽视场相机3拍摄的图像（HST/WFC 3）2019年12月8日UTC和2020年1月27日UTC（HST GO 16040，PI Bolin）在近日点通过之前和之后，结合2019年10月12日UTC和2019年11月16日UTC拍摄的HST/WFC 3图像（HST GO/DD 16009，PI Jewitt）在2020年3月爆发和分裂之前，因此在相对不受干扰的状态下观察彗星。我们在2 I的视中心附近定位了1-2个\arcsec ~长（投影长度为2，000 - 3，000 km）的喷流状结构，这些结构似乎在各个时期改变位置角。假设喷流位于旋转极附近，并由其在HST图像$\sim$ 10-100 h时间帧上的静止外观所支持，我们确定了$α$ = 322 $\pm$ 10 $^\circ$，$δ$ = 37 $\pm$ 10 $^\circ$附近的2 I极点（$λ$ = 341 $^\circ$，$β$ = 48 $^\circ$），并且可以处于简单旋转状态。此外，我们发现了HST时间序列光变曲线在$\sim$ 5.3 h时间尺度上可能具有周期性的证据，小幅度为$\sim$ 0.05 mag，这意味着其$b/a$比率的下限为$\sim$ 1.5，而不像1 I/`Oumuamua观察到的大$\sim$ 2 mag光变曲线。然…
2020-07-23 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
Fragmented Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3
彗星73 P/Schwassmann-Wachmann 3曾多次被观测到碎裂，但其碎裂的原因仍然知之甚少。我们使用以前未发表的档案哈勃太空望远镜在2006年采取的数据来研究的主要碎片，73 P-C的属性，以限制潜在的碎裂机制。目前的文献提出了一个广泛的测量旋转周期，其中一些建议，核心可能已经分裂，由于旋转不稳定性。然而，我们发现旋转周期的最可能值是10.38 $\pm$ 0.04小时（如果是双峰，则为20.76 $\pm$ 0.08小时），即使在没有拉伸强度的情况下，也比任何合理的核密度和形状的旋转不稳定的临界周期长得多。我们还发现了强大的，周期性的光度变化约0.31 $\pm$ 0.01的幅度在中央光从这个对象，而类似的变化范围较小，是明显的周围尘埃彗发。这些意见是兼容的旋转调制的质量损失率和尘埃具有$107 \pm 9$ m s $^{-1}$的平均流出速度。最后，我们还估计核的半径为0.4 $\pm$ 0.1公里占灰尘污染，并假设几何常数为0.04。
2019-07-03 astro-ph.EP
Refined Rotational Period, Pole Solution & Shape Model for (3200) Phaethon
（3200）法厄同具有彗星和小行星的性质，这表明它可能是一个罕见的过渡天体，如休眠彗星或以前挥发性丰富的小行星。这证明了对（3200）法厄同的物理性质进行详细研究的必要性，因为更好地了解小行星-彗星过渡天体可以提供对小天体演化的深入了解。因此，我们从1994年到2013年的15个夜晚获得了（3200）Phaethon的时间序列测光，主要使用夏威夷大学2.2米望远镜上的Tektronix 2048 x2048像素CCD。我们利用光变曲线反演：（1）将（3200）法厄同的旋转周期精确到P=3.6032+/-0.0008 h;（2）估计旋转极点的方位为lambda=+85+/-13度和beta=-20+/-10度;（3）导出形状模型。我们还使用我们广泛的光变曲线数据来估计（3200）Phaethon相位曲线的斜率参数为G~0.06，与C型小行星一致。我们将讨论如何支持（3200）法厄同的起源在内部的主要小行星带以及深埋挥发物燃料的冲动，但罕见的彗星爆发的潜力的证据，这个高度倾斜的极点方向与负黄道纬度。
2014-07-29 astro-ph.EP
The Sublimative Torques of Jupiter Family Comets and Mass Wasting Events on Their Nuclei
彗星的升华释气产生的扭矩改变了其原子核的旋转状态。近年来，参数化升华力矩模型已被发展用于研究单个彗核和彗星群体的自转状态变化。然而，这些模型将逃逸气体和彗星表面之间的相互作用简化为几个参数，隐藏了这些复杂相互作用的细节。在这里，我们直接比较了X参数模型（Samarasinha & Mueller，2013）与SYORP模型（Steckloff & Jacobson，2016），以梳理出驱动升华扭矩的气体-表面相互作用的细节。我们发现，这两个模型，以准确地模拟升华扭矩，升华分子的数量，有助于净扭矩在很大程度上是独立的详细的形状和活动的核，而是主要取决于大小的核和有效的彗星的日心距离。我们认为，彗星的活动必须在很大程度上限制在陡峭的重力表面斜坡（以上的休止角），在那里的物质坡移可以通过脱落的地幔耐火材料和暴露新鲜的挥发物刷新活动。我们提出了一个新的分类方案，彗星的基础上，这种质量浪费过程的频率（相对于活动衰落的时间尺度）：准平衡，情节，准休眠和灭绝。
2018-04-26 astro-ph.EP
Systematics and Consequences of Comet Nucleus Outgassing Torques
来自彗星的各向异性释气产生的扭矩足以迅速改变原子核的角动量，可能导致旋转不稳定性。在这里，我们使用经验措施的自旋变化的彗星样本的扭矩的特点，并将它们与一个简单的模型的期望。数据和模型都表明，特征自旋时间尺度$τ_s$是核半径$r_n$的强函数。根据经验，我们发现彗星的时间尺度（大多数与近日点1至2 AU和偏心率$\sim$ 0.5）变化为$τ_s \sim 100 r_n^{2}$，其中$r_n$表示公里和$τ_s$是在年。细胞核表面的活性部分随$f_A \sim 0.1 r_n^{-2}$变化。我们发现，扭矩的无量纲力臂的中值为$k_T$ = 0.007（即$\sim$ 0.7\ %的逃逸动量扭矩的核），与弱（$<$ 3 $σ$）的尺寸依赖性$k_T \sim 10^{-3} r_n^2$的证据。千米以下的原子核具有与其轨道周期相当的自旋时间尺度，这证实了释气扭矩能够迅速驱动小原子核走向旋转破坏。扭矩引起的旋转不稳定性可能解释了亚公里短周期彗星核的缺乏，以及掠日彗星近日点前的破坏。小的活跃小行星上持续放气产生的扭矩可以与YORP扭矩相媲美，即使质量损失率非常小（$\lesssim$ 1 g s $^{-1}$）。最后，我们强调了观测偏差在$τ_s$、$f_A$和$k_T$的测量分布中所起的重要作用。
2021-03-19 astro-ph.EP
Active Asteroids: Main-Belt Comets and Disrupted Asteroids
自从主带彗星被确认以来，近年来对活动小行星的研究引起了人们极大的兴趣（它在主小行星带轨道上运行，但由于挥发性冰的升华而表现出彗星般的活动）作为一类新的彗星，并在2006年发现了第一颗分裂的小行星。（与MBC不同，由于撞击或旋转不稳定等物理破坏而表现出彗星般的活动，而不是升华）。在本文中，我将简要讨论在活动小行星研究中感兴趣的关键领域。
2015-11-05 astro-ph.EP
Will Comet ISON (C/2012 S1) Survive Perihelion?
2013年11月28日，彗星ISON（C/2012 S1）将以2.7太阳半径的近日点距离经过太阳。了解彗星对太阳如此近距离通过的可能结果，对于规划观测活动和推断ISON的物理性质非常重要。我们提出了新的数值模拟，并解释它们的背景下，彗星中断和掠日彗星行为的历史轨迹记录。历史数据表明，直径小于200 m的天体容易受到升华驱动的质量损失的破坏，而我们发现，对于ISON的近日点距离，需要密度低于0.1 g cm^-3才能潮汐性地破坏逆行或非旋转天体。如此低的密度基本上低于最佳确定的彗星核密度范围，尽管像ISON这样的动态新彗星几乎没有物理性质的测量。当密度达到0.7 g·cm^-3时，旋光分裂可能发生，密度越低，旋光分裂越快，细胞核的伸长越大，分裂的可能性就越大。考虑到目前对ISON核性质的限制以及所有彗星中这些性质的典型确定值，我们发现潮汐破坏是不可能的，除非其他因素（例如，通过扭转起转）实质上影响ISON。无论分裂是否发生，最大的残留物必须足够大，以生存随后的质量损失由于升华，以使ISON保持一个可行的彗星后，近日点。
2013-09-09 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
A search of reactivated comets
休眠或接近休眠的短周期彗星可以意外地恢复喷射尘埃的能力。在许多已知的情况下，复活是短暂的，持续不到一个轨道。然而，有可能一些复活的彗星在最近点的后期仍然活跃。我们搜索各种设施的档案图像，寻找这些“重新激活”的彗星。我们确定了两个候选者，297 P/Beshore和332 P/Ikeya-Murakami，这两个都被发现之前在以前的轨道上是不活跃或弱活跃的。我们推导出了$\sim0.007~\mathrm{comet}^{-1}~\mathrm{orbit}^{-1}$的再激活率，这意味着典型的短周期彗星只会暂时休眠不到几次。较小的彗星倾向于旋转不稳定，可能会更频繁地经历暂时的休眠。下一代高节奏调查可能会发现这些彗星的更多再活化事件。
2017-03-20 astro-ph.EP
Properties of the Bare Nucleus of Comet 96P/Machholz 1
我们在2017/2018年出现期间，在近日点前后共观察了96P/Machholz 1彗星9个晚上。它异常小的近日点距离和在多次出现时观察到的碎片使96P成为一个非常有趣的物体。我们的观测没有发现可探测到的尘埃彗发的证据，这意味着我们正在观察一个距离从2.3 AU到3.8 AU的裸核。基于该假设，我们计算了其颜色，并发现g '-r'= 0.50 +/-0.04，r '-i'= 0.17 +/-0.03，i '-z'= 0.06 +/-0.04的平均值。这些彗星比其他木星家族和长周期彗星的彗核更蓝。此外，假设一个裸核，我们发现一个等效的核半径为3.4 +/-0.2公里，轴比至少为1.6 +/-0.1。光变曲线清楚地显示了一个大峰，一个宽平峰，和两个明显的谷，具有明显的不对称性，表明核的形状偏离了简单的三轴椭球。光变曲线的这种不对称性使我们能够将近日点前后的核自转周期分别限制在4.10 +/-0.03小时和4.096 +/-0.002小时。在不确定的情况下，96P的自转周期在整个显现过程中似乎没有变化，我们得出结论，自转周期的最大可能变化为130秒。观测到的性质与彗星322P和星际天体1I/'Oumuamua的性质进行了比较，试图研究近近日点通过对彗星表面和内部结构的影响，以及96P的潜在星际起源。
2019-04-10 astro-ph.EP
