Helios spacecraft data revisited: Detection of cometary meteoroid trails by in-situ dust impacts
彗星附近存在着彗星流星体的尾迹，形成行星际尘埃云的精细结构。这些尾迹主要由尺寸约为0.1毫米至1厘米的彗星颗粒组成，它们以低速喷射，并在围绕太阳旋转的几周内保持非常接近彗星轨道。在重新分析1970年代测量的太阳神尘埃数据时，Altobelli等人（2006年）确认了在一个非常狭窄的空间区域以135度的真实异常角探测到的7次撞击的集群，作者认为这是潜在的彗星轨迹粒子。我们重新分析这些候选彗星尾迹粒子调查的可能性，他们中的一些或全部确实来自彗星尾迹，我们限制其源彗星。空间探索行星际流星体环境（IMEX）尘埃流模型是Soja等人（2015）开发的一种新的内太阳系彗星流星体流通用模型。利用IMEX，我们研究彗星的踪迹穿越太阳神。在围绕太阳旋转的10圈中，以及在太阳神号探测到候选尘埃粒子的狭窄空间区域，宇宙飞船反复穿越彗星45 P/Honda-Mrkos-Pajduvsakova和72 P/Denning-Fujikawa的轨迹。根据探测时间和粒子撞击方向，探测到的四个粒子与这两颗彗星的起源相一致。我们在这些尾迹中发现了大约10^-8 ~ 10^-7 m^-3的尘埃空间密度。利用航天器上的尘埃分析仪对流星体尾迹粒子进行现场探测和分析，可追溯到其来源天体，这为无需驾驶航天器前往或甚至在这些天体上着陆而对彗星和小行星进行远距离成分分析打开了一扇新的窗口。这为未来的任务提供了新的科学机会，如Des…
2020-09-22 astro-ph.EP
Modelling cometary meteoroid stream traverses of the Martian Moons eXploration (MMX) spacecraft en route to Phobos
火星卫星探测（MMX）航天器是日本宇宙航空研究开发机构的一项火星及其卫星火卫一和火卫二任务。MMX将携带环火星尘埃监测器，这是一种新开发的轻型（$\mathrm{650\,g}$）大面积（$\mathrm{1\,m^2}$）尘埃撞击探测器。彗星流星体流（也称为尾迹）沿着彗星的轨道存在，形成行星际尘埃云的精细结构。这些彗星流主要由最大的彗星粒子（尺寸约为$\mathrm{100\,μm}$至1厘米）组成，它们以低速喷射，并在绕太阳几圈的过程中保持非常接近彗星轨道。行星际流星体探测环境空间尘埃流模型（IMEX）是新近发表的一个适用于内太阳系彗星流星体流的通用模型。利用IMEX研究了2024 - 2028年MMX任务期间CMDM对彗星尘埃流粒子的探测条件。该模型预测了在90天左右的时间内，12个通量为$\mathrm{100\,μm}$和至少为$\mathrm{10^{-3}\,m^{-2}\,day^{-1}}$的较大粒子的彗星流星体流的穿越。预测了114 P/Wiseman-Skiff彗星在2026年10月的最高通量$\mathrm{0.15\,m^{-2}\,day^{-1}}$。由于探测面积大，灵敏度高，CMDM将能够探测到前往火卫一途中的彗星流星体流。我们对MMX火星轨道阶段的模拟结果还预测了火星大气中流星雨的发生，这可能是从火星表面用着陆器或漫游车上的相机观测到的。最后，IM…
2021-03-30 astro-ph.EP
Modelling DESTINY+ interplanetary and interstellar dust measurements en route to the active asteroid (3200) Phaethon
日本宇宙航空研究开发机构/日本宇宙航空研究开发机构的DESTINY $^+$号航天器将于2022年发射到活跃的小行星（3200）Phaethon。拟议的核心有效载荷之一是DESTINY+尘埃分析仪（DDA），它是卡西尼号航天器上飞往土星的宇宙尘埃分析仪的升级版（Srama等人，2011年）。我们使用两个最新的计算机模型，欧空局行星际流星体工程模型（IMEM，Dikarev等人，2005年）和行星际流星体环境探索模型的星际尘埃模块（IMEX; Sterken 2013等人，Strub等人，2019年），以研究DDA的行星际和星际尘埃的探测条件和通量。我们的研究结果表明，在为期4年的DESTINY+行星际巡航期间，DDA将探测到大量的行星际和星际尘埃颗粒。粒子撞击的方向和速度可以用来区分星际粒子和行星际粒子，也可能区分彗星和小行星粒子。
2019-04-16 astro-ph.EP
Evolution of Cometary Dust Particles to the Orbit of the Earth: Particle Size, Shape, and Mutual Collisions
在这项研究中，我们数值研究了彗星尘埃粒子的轨道演化，特别考虑了初始尺寸频率分布（SFD）和不同的演化轨迹，根据初始轨道和颗粒形状。我们发现，与行星（主要是木星）的近距离接触是决定尘埃粒子轨道演化的主要因素。因此，彗星尘埃粒子的寿命（约25万年）比坡印廷-罗伯逊寿命短，只有一小部分大彗星尘埃粒子可以转移到a值较小的轨道上。例外的是来自2 P/Encke的尘埃颗粒，以及可能与木星几乎没有相互作用的活跃小行星。我们还发现，尘埃的形状，质量密度和SFD的影响并不关键的总质量供应率的行星际尘埃粒子（IDP）云复杂时，这些数量被限制在观测黄道光的亮度和SFD周围的地球轨道。当我们将在地球平流层中发现的蓬松聚集体和67 P/Churyumov-Gerasimenko的彗发合并在初始喷射中时，在彗星（67 P和81 P/Wild 2）的彗发处测量的初始SFD可以产生在地球轨道周围观察到的SFD。考虑到上述影响，我们首次通过数值模拟直接导出了IDP云内尘埃粒子之间相互碰撞的概率，并得出了相互碰撞大多是可预测的结论。
2018-01-29 astro-ph.EP
An improved model for the infrared emission from the zodiacal dust cloud: cometary, asteroidal and interstellar dust
我们模拟了由IRAS和COBE任务探测到的黄道尘埃的红外辐射，目的是估计小行星、彗星和星际尘埃对黄道云的相对贡献。我们最重要的结果是探测到由于星际尘埃的前景辐射的各向同性分量。内太阳系中的尘埃已知具有扇形分布。如果将这一假设延伸到火星轨道，我们发现彗星、小行星和星际尘埃分别占风扇中尘埃的70%、22%和7.5%。如果假设扇形延伸到木星的轨道，我们会发现一个更差的拟合。我们的模型与Divine（1993）对由宇宙飞船和其他航天器探测到的行星际尘埃的分析大致一致。我们对内太阳系星际尘埃的质量密度的估计与地球物理学家在1.5 au时的估计一致，但比地球物理学家在r > 4 au时的估计高一个数量级。在我们的模型中，只有1%的到达地球的黄道带尘埃是星际尘埃。我们的模型可以进一步测试的黄道光云，这需要延长一段时间来监测太阳周期变化的星际尘埃，动力学模拟，并从航天器的现场测量的地面运动学研究。
2012-12-19 astro-ph.EP
Inferring the interplanetary dust properties from remote observations and simulations
由于现场研究和行星际尘埃收集只能提供空间有限的关于行星际尘埃性质的信息，因此完成这些研究具有重要意义，这些研究的性质是从散射和发射光的远程观测中推断出来的，并通过模拟进行解释。近黄道对称面上行星际尘埃的物理性质，如局部偏振、温度和成分，以及它们的日心变化，可以从散射光和发射光观测中得到，从而为粒子源的各自贡献提供线索。由球形颗粒及其聚集体构成的固体颗粒云的光散射模型用于解释局部光散射数据。相同粒子的平衡温度使我们能够解释温度日心变化。对于硅酸盐和吸收性更强的有机物（质量分数为$\approx$ 40%）的混合物，以及0.2 ~ 200 μ m尺度范围内的行星际尘埃典型的真实尺度分布，在距太阳1.5~AU附近，获得了局部偏振相位曲线$P_α$的良好拟合。彗星起源的尘埃颗粒的贡献至少是质量的20%。粒子的相同尺寸分布给出了太阳距离$R$，与典型的黑体行为不同，$R$依赖于$R^{-0.45}$中的温度。$P_{α=90°}$的日心依赖性被解释为固体有机物（如HCN聚合物或无定形碳）向太阳逐渐消失。
2016-09-16 astro-ph.EP
Dust measurements with the Mars Dust Counter on board Nozomi (PLANET-B)
MPI für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Chiba Institute of Technology（千叶工业大学）；Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）；Osaka University（大阪大学）
Nozomi任务的尘埃计数器在地球轨道和行星际空间检测到尘埃粒子，其测量结果与乌lysses任务一致，揭示了尘埃粒子的来源和分布特征。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
Comparison of the Oxidation State of Fe in Comet 81P/Wild 2 and Chondritic-Porous Interplanetary Dust Particles
南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDP）的脆弱结构和它们最小的母体变化使研究人员相信这些颗粒起源于彗星，而不是发生水和热变化的小行星。CP-IDP的太阳元素丰度和进入大气层的速度也表明了彗星的起源。随着彗星族彗星81 P/Wild 2的星尘样本的回归，这一假设可以得到验证。我们已经测量了铁的氧化态的15 CP-IDP和194星尘碎片使用同步加速器为基础的X射线微探针。我们分析了约300纳克的野生2材料-比比较野生2和CP-IDP的其他分析多三个数量级的材料。这两种材料样品的Fe氧化态相差>2σ：CP-IDP比Wild 2晶粒更氧化。我们的结论是，彗星野生2包含的材料，形成在一个较低的氧逸度比母体，或母体，CP-IDPs。如果所有的彗星家族都是相似的，它们似乎与CP-IDP的起源不一致。然而，由不同的星云物质混合形成的彗星，比Wild 2更氧化，可能是CP-IDP的来源。
2010-05-20 astro-ph.EP
Scattering, absorption, and thermal emission by large cometary dust particles: Synoptic numerical solution
内容：远距离光散射和热红外观测为彗星和行星际尘埃粒子的物理性质提供了线索。确定这些性质将有助于更好地了解太阳系的形成和演化。目的：本文给出了一个任意形状表面包围的随机颗粒介质中辐射和传导热输运的数值解。该方法将用于研究彗星尘埃颗粒的热性质。研究方法：最近引入的非相干蒙特卡罗辐射转移方法开发的散射，吸收，和电磁波在密集的离散随机介质中的传播的辐射传热和热发射。该解决方案是耦合的导电傅立叶传输方程，用有限元法求解。结果如下：所提出的方法允许天气分析的光散射和热发射的大型彗星尘埃粒子组成的亚微米级颗粒。特别是，我们表明，这些粒子可以维持显着的温度梯度，从而在过热因子相函数观察彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的彗发。
2020-02-04 astro-ph.EP physics.comp-ph
High-resolution Imaging of the Gegenschein and the Geometric Albedo of Interplanetary Dust
2003年3月至2006年11月，我们使用液氮冷却的宽视场相机，宽视场成像仪的黄道光与阵列探测器（WIZARD），对盖根雪因进行了光学观测。我们发现在反日点的精确位置上，对立面的平滑梯度上叠加了一个狭窄的亮度增强。虽然盖根雪因形态随地球轨道运动而变化，但全年最大亮度与反日方向一致。我们比较了观测到的几何形状与模型，其中行星际尘埃云的空间密度被认为是，发现体积散射相函数有一个狭窄的后向散射增强。红外黄道带发射的空间分布模型的形态是可重复的。零相位峰值（所谓的反向效应）可能是由单个尘埃颗粒粗糙表面上的相干后向散射和/或阴影隐藏效应引起的。这些结果表明，大颗粒负责黄道光和黄道光发射。最后，我们导出了行星际尘埃的光滑成分的几何导数，假设大颗粒，并得到几何导数为0.06+-0.01。推导出的droplido是根据收集的黑暗微陨石和观测到的彗星尘埃颗粒。我们的结论是，在近地空间中，质子粒子占主导地位，支持最近的理论研究，通过动力学模拟。
2013-02-14 astro-ph.EP
Learning about comets from the study of mass distributions and fluxes of meteoroid streams
流星物理学可以提供有关彗星解体产物的大小、结构和密度的新线索，在不同研究领域之间建立桥梁。从流星星等资料中，我们利用Verniani（1973）得到的光度与质量的关系，估算了不同彗星流中流星体的质量分布。这些质量分布是在观测到的1 P/Halley彗星和81 P/Wild 2彗星释放的尘埃颗粒的范围内。从导出的质量分布，我们已经整合了传入的质量最重要的流星雨。通过比较收集到的行星际尘埃粒子（IDP）的质量与彗星流星体的质量，发现两者之间存在几个数量级的差距。蓬松粒子的最大例子是大小不超过100微米（或质量不超过5 × 10 ^-7 g）的IDP团，而最大的彗星状流星体是厘米大小的物体。这种间隙可以用原始彗星粒子在星际介质或大气中的碎裂来解释。作为一个应用程序的质量分布计算，我们描述了脆弱的彗星在接近地球的破坏的意义，作为一个更有效的（可能更频繁）的方式提供挥发物比直接影响。最后，我们应用我们的模型来量化流星体的流量从不同的流星体流，并描述的主要物理过程，有助于彗星流星体在行星际介质中的渐进衰变。
2021-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Probing Oort Cloud and Local Interstellar Medium Properties via Dust Produced in Cometary Collisions
奥尔特云仍然是太阳系中探索最少的区域之一。我们建议，它的属性可以通过研究在外太阳系的彗星碰撞产生的尘埃颗粒的人口进行限制。我们探讨了日光层外（超过~250 AU）的微米级颗粒的动力学，这主要是由磁场的星际介质（ISM）流经太阳的影响。我们推导了小粒子的产生和运动的解析模型，并计算了内太阳系的粒子通量和速度分布。这些模型通过直接数值模拟进行了验证。我们发现，起源于奥尔特云的颗粒有一个独特的分布的到达方向，这应该很容易区分他们从行星际和星际尘埃人口。我们还证明了粒子到达速度的分布是唯一确定的质量分布和尘埃生产率在云中。星云内的彗星碰撞在太阳系内产生了一个微米级颗粒的通量，每年每平方米有几个。下一代尘埃探测器可能足够灵敏，可以探测并限制这些尘埃，这将使我们了解奥尔特云的性质。我们还表明，最近检测到的神秘人口的大（微米级）未绑定的粒子，这似乎是与ISM流是不太可能产生的碰撞彗星在奥尔特云。
2014-01-20 astro-ph.EP
Synthesis of the Morphological Description of Cometary Dust at Comet 67P
在罗塞塔号之前，乔托号和星尘号太空任务塑造了我们对彗星尘埃的看法，这得到了来自地球观测和地球大气层中收集的行星际尘埃颗粒的大量数据的支持。在67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星上的罗塞塔飞行任务配备了大量旨在研究彗星尘埃的仪器。虽然在几篇论文中提供了大量的数据，但许多论文都集中在一个专门的测量或主题上。不同的仪器、方法和数据来源提供不同的测量参数，并可能引入不同的偏差。如果可以利用这种复杂数据集的互补方面，这可能是一个优势。然而，它也首先在结果比较方面提出了挑战。因此，这项工作的目的是总结罗塞塔和之前的尘埃结果。我们建立了一个简单的分类，作为相互比较的共同框架。这种分类是基于尘埃颗粒的结构，孔隙度和强度以及其大小。根据仪器的不同，这些不是直接的测量参数，但我们选择了它们，因为它们是推导我们模型的最可靠参数。建议的分类已经证明是有用的罗塞塔尘埃社区，我们建议考虑它也超越。通过这种方式，我们希望今后能更好地确定不同工具和方法之间的协同作用。
2019-02-27 astro-ph.EP
Interstellar Heritage and the Birth Environment of the Solar System
在这一章中，我们将探索彗星物质的起源，并讨论彗星成分在我们太阳系起源的背景下提供的线索。这篇评论的重点是彗星的耐火材料和挥发性材料，它们共同提供了有关将太阳系塑造成今天的过程的关键信息。这两个领域在过去十年中都取得了重大进展。我们还认为彗星更广泛地讨论成分考虑实验室研究的彗星材料，包括行星际尘埃颗粒和陨石材料，是潜在的彗星样本，随着陨石，并在现场/远程研究彗星彗星。在我们的评论中，我们专注于关键领域的元素/分子组成，同位素比值，碳质和硅酸盐耐火材料，短寿命的放射性核素，和太阳系动力学，可用于探测太阳诞生环境。我们综合这些数据，指出我们的太阳系诞生于一个星团状的恒星形成环境。
2023-01-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Size Dependence of Dust Distribution around the Earth Orbit
在太阳系中，主要由小行星碰撞和彗星活动产生的行星际尘埃粒子由于坡印廷-罗伯逊阻力而漂移到地球轨道。我们分析了日本第一颗红外天文卫星AKARI观测到的IDPs的热辐射。观测到的地球轨道尾向表面亮度在$9{\rm μm}$波段比前向高3.7%，在$18{\rm μm}$波段比前向高3.0%。为了揭示尘埃属性导致的领先的拖尾表面亮度不对称，我们数值积分的太阳，地球和尘埃粒子的轨道作为一个限制性的三体问题，包括来自太阳的辐射。粒子的初始轨道是根据主带小行星或木星族彗星的轨道确定的。平均运动共振中的轨道捕获导致了显著的首尾不对称性，因此中等大小的尘埃（~10 - 100 ${\rm μm}$）产生了比黄道光更大的不对称性。在$9{\rm μm}$和$18{\rm μm}$波段，小行星尘埃的大小分布上积分的前后表面亮度差分别为27.7%和25.3%。相反，如果尘埃的最大半径被设置为$s_{\rm max} = 3000{\rm μm}$，则彗星尘埃的亮度差在$9{\rm μm}$和$18{\rm μm}$波段分别为3.6%和3.1%。考虑到这些值和它们的误差，我们得出结论，小行星尘埃的贡献的黄道光的红外辐射小于~10%，而彗星尘埃的数量级为1毫米主要占黄道光的红外。
2017-02-10 astro-ph.EP
Cometary ion dynamics at 67P: A collisional test-particle approach with Rosetta data comparison
本研究使用3D碰撞测试粒子模型，结合Rosetta的MIP/LAP数据，探讨了67P彗星在中等排气量下受太阳风影响的离子传输过渡状态，并论证了电子碰撞冷却对理解彗核附近离子动力学的重要性。
2025-07-14 astro-ph.EP physics.space-ph
Condensation of cometary silicate dust using an induction thermal plasma system I. Enstatite and CI chondritic composition
嵌有金属和硫化物的玻璃（GEMS）是行星际尘埃颗粒的主要成分之一。虽然GEMS是太阳系中最原始的组成部分之一，但它的形成过程和条件并没有受到限制。在感应热等离子体装置上进行了Mg-Si-O系统（MgSiO_3系统）和无硫硅酸盐系统（Si-Mg-Fe-Na-Al-Ca-Ni-O系统）气体的冷凝实验。在Mg-Si-O系统的实验中，非晶硅酸镁颗粒发生了凝聚，其粒度分布与实验条件（主要是SiO分压）有关。在硅酸盐复合实验中，成功地合成了嵌有多个~<20 nm的Fe-Ni纳米颗粒的小于几百nm的不规则形状的无定形硅酸盐颗粒。这些特征与GEMS非常相似，除了存在FeSi而不是硫化物颗粒。我们建议，凝结的无定形硅酸盐颗粒小于几十纳米，并与金属芯，随后通过凝聚，可能是前体材料，形成GEMS之前硫化。
2021-11-22 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.mtrl-sci
Aggregate dust particles at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
彗星被认为保存了几乎原始的尘埃颗粒，因此提供了早期太阳星云性质的独特样本。在太阳系的形成过程中，这些尘埃的微观特性在粒子聚集中发挥了关键作用。根据对可见光和红外线远程观测的解释以及对球粒多孔行星际尘埃颗粒的研究，彗星尘埃以前被认为是由不规则、蓬松的聚集体组成的，这些尘埃被认为但未被证明起源于彗星。虽然早期任务返回的尘埃提供了81 P/Wild彗星颗粒的详细矿物学，但细颗粒聚集体成分在收集过程中发生了强烈的变化。在这里，我们报告在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko尘埃颗粒的现场测量。颗粒是较小的细长颗粒的聚集体，具有不同尺寸的结构，表明分级聚集。选定的尺寸从1微米到几十微米的尘埃颗粒的地形图像显示出各种形态，包括致密的单颗粒和大的多孔聚集颗粒，类似于南极多孔行星际尘埃颗粒。测得的颗粒伸长与星际尘埃的推断值相似，并支持这样的想法，即这些颗粒可能代表彗星的一小部分组成部分。在随后的增长阶段，分层凝聚可能是一个主要的过程，并会产生聚集体，更容易粘在更高的质量和速度比均匀的灰尘颗粒。在67 P彗星核的近表面存在的分级尘埃聚集体也提供了一种降低尘埃层拉伸强度和帮助尘埃释放的机制。
2017-04-03 astro-ph.EP
Presolar Grains from Novae: Evidence from Neon and Helium Isotopes in Comet Dust Collections
陨石和行星际尘埃粒子（IDP）中的前太阳颗粒携带非太阳同位素特征，指向超新星，巨星和可能的其他恒星来源。有人认为，这些颗粒中的一些凝聚在经典新星爆发的喷出物中，但证据是模糊的。我们报告的氖和氦的成分捕获的平流层收集器飞到样品材料从彗星26 P/格里格-Skelberup和55 P/Tempel-塔特尔，指向冷凝的气体载体在喷出物的氖（ONe）新星。在这些粒子中没有可检测到的3 He表明空间暴露于最多几十年的太阳风（SW）照射，与彗星尘埃流的起源一致。测定的~ 4 He/~（20）Ne、~（20）Ne/~（22）Ne、~（21）Ne/~（22）Ne和~（20）Ne/~（21）Ne同位素比值以及~ 3 He/~ 4 He比值的下限与氖新星爆发核合成的计算结果一致。其中，独特的低4 He/20 Ne和高20 Ne/22 Ne的比例是最诊断，反映了大预测20 Ne丰度在这样的新星喷出物。彗星物质中Ne和He成分的测量值与理论预测值的对应关系是早期太阳系中存在来自新星的太阳前颗粒的证据。
2012-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interpretation through experimental simulations of phase functions revealed by Rosetta in 67P dust coma
内容：罗塞塔号航天器上搭载的OSIRIS相机在67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星（67 P）的彗发内测量的尘埃亮度相位曲线呈现出一个显著的U形。目的：我们的目标是比较这些相位曲线与那些暂时模拟灰尘样品，以评估可能导致这种形状的关键灰尘属性。研究方法：在实验室和微重力条件下，用PROGRA 2仪器对可能代表彗星尘埃颗粒的不同物理性质和组成的样品进行了光散射测量。结果如下：我们发现，最近开发的一系列行星际尘埃类似物的亮度相位曲线（以适应内部黄道云的偏振特性及其随日心距离的变化）是相当的67 P。粉尘的关键特性似乎与成分和孔隙度有关。结论：我们的结论是，67 P的亮度相位曲线的形状必须与存在大量的有机化合物（至少50%的质量）和蓬松的聚集体（10至200微米的尺寸范围）。我们还确认了这颗彗星家族的尘埃颗粒和内部黄道带云内的颗粒之间的相似性。
2019-07-09 astro-ph.EP
Design of a low-thrust gravity-assisted rendezvous trajectory to Halley's comet
本研究针对哈雷彗星逆行轨道与高倾角挑战，提出结合引力辅助机动与电推进弧段的低推力交会轨道设计策略，以在限制转移时长的同时最大化有效载荷质量，并给出多个概念验证方案。
2025-03-07 astro-ph.EP astro-ph.IM math.DS
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
Exploring refractory organics in extraterrestrial particles
在陨石和彗星中检测到的有机化合物的起源仍然是一个悬而未决的问题，其中一些可能是地球上生命的前体。本研究的目的是通过将实验室制造的难熔有机残留物的红外光谱与星尘号任务返回的彗星颗粒、行星际尘埃颗粒和陨石的光谱进行比较，在揭示外星颗粒有机材料的性质和组成方面再迈出一步。我们的研究结果加强了这样一种想法，即通过太阳星云中分子冰的高能和热处理形成难熔有机物的途径。还有一种可能是，有些有机物质在进入太阳星云之前就已经在母体分子云中形成了。研究的外星粒子的红外“有机”波段的大多数可以在实验室有机残留物的光谱中重现。我们确认在地外粒子中检测到水、腈、烃和碳酸盐，并将其与太阳星云外部区域粒子的形成位置联系起来。为了澄清物种的起源，需要高灵敏度的观测与本文所述的实验室测量相结合。因此，这项研究为地球上水和有机化合物的起源以及未来合作实验室和观测项目的动机提供了又一块拼图。
2022-07-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
