Transient Fragments in Outbursting Comet 17P/Holmes
我们目前的结果，从一个宽视场成像活动在加拿大-法国-夏威夷望远镜研究彗星17 P/霍姆斯在2007年底的壮观爆发。使用图像处理技术，我们探测内部的球形尘埃彗发，并找到16个碎片的空间分布和运动学一致的各向同性喷射从核。碎片的光度测定与来自整体惰性物体的散射不一致。相反，每个被探测到的碎片似乎都是一个活跃的彗星，产生自己的尘埃昏迷。通过从17 P/Holmes的主核的彗发（假设半径为1.7 km）进行缩放，我们推断在UT 2007年11月6日，16个碎片的最大有效半径在~ 10 m和~ 100 m之间。这些碎片随后以约0.2等/天的速度褪色，这与这些天体在太阳的热量下稳定消耗冰相一致。我们对碎片的描述支持了一个假设，即一大块物质从核中脱离并破碎，将较小的冰碎片排入核周围较大的尘埃昏迷中。
2010-03-22 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
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
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
DIRBE Comet Trails
对COBE DIRBE数据的重新检查揭示了几个彗星尘埃尾迹的热发射。1 P/Halley、169 P/NEAT和3200 Phaethon的尘埃尾迹以前没有报道过。2 P/Encke和73 P/Schwassmann-Wachmann 3的已知尾迹也被发现。尘埃尾的表面亮度分别为12微米和25微米，分别小于0.1和0.15兆焦耳/平方厘米，小于黄道光强度的1%。这些轨迹在任何一张日常的天空图像中都很难看到，但在DIRBE数据的电影中，这些轨迹是明显的快速移动的线性特征。有些痕迹在穿过母彗星的轨道平面时最为清晰，但其他痕迹则在地球经过尘埃痕迹上方或下方时在黄道高纬度地区最佳。所有这些彗星都与流星雨有关。这次重新检查还发现了另外一颗彗星和另外13颗小行星，它们以前在DIRBE数据中没有被识别出来。
2014-08-07 astro-ph.EP
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
Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3's Dust Trail as a Source of Pickup Ions
The Centre for Planetary Sciences at UCL/Birkbeck（伦敦大学学院/伯贝克行星科学中心）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
研究发现73P/Schwassmann-Wachmann 3的尘埃尾是捕获离子的重要来源，通过太阳风测量和碎片位置分析证实了这一结论。
2026-02-10 astro-ph.EP
On the trail of a comet's tail: A particle tracking algorithm for comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
上下文在欧洲航天局罗塞塔号彗星67 P任务的近日点后阶段，航天器上的光学、光谱和红外远程成像系统拍摄了大量近核后发尾的图像序列，其中许多图像显示了单个碎片的运动。从活跃表面区域喷射到太空中。目的。我们的目标是跟踪这些图像序列中单个粒子的运动，并推导出它们的投影速度和加速度。这应该有助于我们将它们的起源点限制在表面上，了解影响它们在内部彗发中动力学的力，并预测它们是否会落回表面或逃逸到行星际空间。方法.我们已经开发了一种算法，跟踪粒子的运动出现在图像序列中的点源。我们的算法采用一个点源检测软件来定位粒子，然后利用图像序列的成对性质来重建粒子的轨迹，并推导出投影的速度和加速度。我们还从它们的亮度限制了颗粒的大小。结果我们的算法确定了2268个样本图像序列中的轨道。人工检查不仅发现其中1187个（约52%）可能是真实的，而且结合模拟数据的运行，它还揭示了一个简单的标准，该标准与轨道的完整性有关，可以在不需要人工干预的情况下挑出大部分真实轨道。对一小部分（n = 89）粒子的初步分析说明了如何使用我们的数据，并提供了粒子的速度，加速度和半径分布的第一个结果，这与以前的工作一致。
2022-03-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Tails and Trails: Comets and NEOs Survive Co-addition in Rubin Early Data Preview 2
University of Washington（华盛顿大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）
该研究利用鲁宾天文台EDP2浅层共叠加图像，通过Ponder和Sorcha工作流识别彗星活动与近地天体轨迹，发现新活动彗星并验证了浅层数据的科学价值。
2026-09-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
The Dust Trail of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko between 2004 and 2006
本文报道了用ESO/MPG 2.2米望远镜在远日点前4.7天文单位处的宽视场成像仪在可见光下对67 P/Churyumov-Gerasimenko（CG）彗星尘埃尾的观测结果，以及用斯皮策空间望远镜在远日点前后5.7天文单位处的MIPS仪器在24微米处对67 P/CG彗星尘埃尾的观测结果。在我们的观测中，这颗彗星似乎并不活跃。我们的图像探测了从彗星发出的大尘埃颗粒，其辐射压力参数β <0.01。我们比较我们的观察与模拟图像产生的动力学模型的彗星尘埃和约束的排放速度，尺寸分布，生产率和几何尺寸的尘埃。我们实现了最好的拟合我们的数据与微分尺寸分布指数为-4.1，和发射速度为β =0.01粒子的25 m/s在近日点和2 m/s在3 AU。在我们的模型中的尘埃产生率是在1000公斤/秒的顺序在近日点和1公斤/秒在3 AU，我们需要一个尘埃几何常数在0.022和0.044之间。大粒子（>10微米）的产生率需要重现尾迹的亮度，这足以解释彗星在3天文单位内观察到的彗发亮度，我们推断CG彗发的横截面可能主要由60-600微米量级的颗粒组成。
2010-01-21 astro-ph.EP
The Hawaii Trails Project: Comet-Hunting in the Main Asteroid Belt
神秘的太阳系天体133 P/（7968）Elst-Pizarro在动力学上是小行星，但却显示出周期性的彗星状尘埃排放。有两种假设可以解释这种不寻常的行为：（1）133 P是一颗来自外太阳系的经典彗星，它已经进化到主带轨道上，或者（2）133 P是一颗动力学上普通的主带小行星，其表面下的冰最近暴露出来。如果（1）是正确的，那么动力学跃迁到小行星轨道上的可能性很小，这意味着133 P可能是主带中唯一的一个。相反，如果（2）是正确的，其他冰主带天体应该存在，也可能表现出彗星活动。我相信133 P是一颗动力学上普通但主带冰冷的小行星，于是着手检验这一假设的主要预测：类似133 P的天体应该很常见，可以通过适当设计的观测调查发现。我进行了这样一个调查-夏威夷小径项目-选择主带小行星在寻找物体显示彗星活动。我对599颗小行星进行了657次观测，发现了一个现在被称为176 P/LINEAR的活跃天体，从而确定了新的彗星类主带彗星。这些结果表明，在低倾角、较大规模的外带小行星中，目前可能有大约100颗活跃的主带彗星。从物理上和统计上看，主带彗星的活动与米级撞击物引发的活动一致。然而，估计的影响率和由此产生的活动场地的大小，意味着133 P大小的机构应成为显着的去挥发化超过Gyr时标，这表明133 P，可能还有其他MBC，可能是二次，甚至多代，从最近的解体事件的片段。
2009-07-31 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
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
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
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
A short-duration event as the cause of dust ejection from Main-Belt Comet P/2012 F5 (Gibbs)
我们提出的意见和解释模型的尘埃环境的主带彗星P/2010 F5（吉布斯）。观测到的狭窄的尘埃轨迹可以明确地解释为发生在2011年7月1日左右的脉冲事件，不确定性为$\pm$ 10天，持续时间不到一天，可能是几个小时。最好的Monte Carlo尘埃模型拟合所观察到的轨迹亮度意味着喷射速度在8-10厘米秒$^{-1}$的颗粒尺寸在30厘米和130 $μ$米之间。这种速度对大小的弱依赖性与冰升华的预期相反，并且与最近发现的（596）Scheila（一颗可能被撞击的小行星）的结果一致。在轨迹中看到的颗粒被发现遵循指数$\approx$-3.7的幂律尺寸分布。假设最慢的粒子以原子核的逃逸速度射出，那么它的直径被限制在200-300米左右。喷射出的尘埃总质量为$\gtrsim 5\times 10^8$ kg，约占核质量的4%至20%。
2012-11-09 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
Will Comet 209P/LINEAR Generate the Next Meteor Storm?
先前的研究表明，209 P/LINEAR彗星可能在2014年5月24日在地球上产生强烈的彗星活动;然而，由于对彗星的物理观测有限，很难估计确切的时间和活动水平。在这里，我们重新分析了209 P/LINEAR在2009年出现期间获得的光学观测结果。我们发现，彗星是相对耗尽的尘埃生产，与Af ρ在1厘米的水平在8个月内在其近日点。这一特征表明，这颗彗星目前可能正在从典型的彗星过渡到休眠彗星。Syn- dyne模拟表明，光学彗星尾主要由β ~ 0. 003的大粒子组成。彗星尘埃轨迹的数值模拟证实了2014年5月24日来自1798-1979年的一些轨迹的粒子的到达。名义辐射点位于鹿豹座RA 122 +/- 1度，Dec 79 +/- 1度（J2000）。鉴于彗星被发现在尘埃生产耗尽，我们得出结论，流星风暴（ZHR>=1000）可能是不太可能的。然而，我们的模拟也表明，到达的颗粒的尺寸分布强烈地偏向于较大的颗粒。结合同步模拟的结果，我们认为，该事件，如果可检测到的，可能是明亮的流星占主导地位。我们鼓励观测者监测预期的流星事件，因为它将为我们提供关于209 P/LINEAR动力学历史的罕见直接信息，否则将无法挽回。
2013-11-01 astro-ph.EP
Cometary compositions compared with protoplanetary disk midplane chemical evolution. An emerging chemical evolution taxonomy for comets
[摘要]随着越来越多的分子在许多彗星中被观察到，以及对原行星盘中平面化学演化的更好理解，可以在模型和观测之间进行比较，这可能会限制彗星的形成历史。一个$χ^{2}$ -方法被用来确定极大似然表面的14个不同的彗星，形成在一个给定的时间（高达800万年）和地点（超出CO冰线）在前太阳星云中平面。这是利用观测到的14颗彗星的挥发性丰度和从圆盘中面化学建模得到的挥发性丰度的演变来完成的。考虑到所有的父物种（10个分子）在一个假设重置初始化学的情况下，$χ^{2}$似然曲面显示了一个特征的轨迹在参数空间中形成的高可能性约30 AU在早期和12 AU在以后的时间为10颗彗星。这条痕迹大致追踪了CO冰线附近的时间。因此，所有彗星的形成历史都被限制在CO冰原附近，假设化学成分在前太阳星云早期部分重置。当考虑含碳、含氧和含硫分子（总共10个）时，以及当仅考虑含碳和含氧分子（总共7个）时，都发现了这一点。由于这14颗彗星以前并不属于相同的分类类别，因此这种化学限制可能被提议作为彗星的替代分类。根据这些彗星在盘化学演化过程中最有可能形成的时间，建议对14颗彗星的形成时间进行分类。
2019-07-25 astro-ph.EP
The Return of Activity in Main-Belt Comet 133P/Elst-Pizarro
133 P/埃尔斯特-皮萨罗彗星是第一个已知的，目前最好的主带彗星成员，这是一个最近发现的具有彗星活动但在动力学上与主带小行星无法区分的天体。我们在此报告2003年至2008年多年期监测活动的结果，并提出2007年活动恢复的意见。我们发现的活动模式与Hsieh等人提出的季节性活动调节假说一致（2004，AJ，127，2997）。此外，利用133 P不活跃的数据重新计算相函数参数，得到新的IAU相函数参数：H_R=15.49+/-0.05 mag和G_R=0.04+/-0.05，线性参数：m_R（1，1，0）=15.80+/-0.05 mag和Beta=0.041+/-0.005 mag/deg。使用这些新参数预测的星等与彗星在2002年和2007年活跃期的实际亮度之间的比较显示，在这两个事件中存在未解决的彗发，在2002年的核横截面约为0.20，在2007年约为0.25。在2007年133 P活跃爆发期间的多重滤波器观测得到的平均核颜色为B-V=0.65+/-0.03等，V-R=0.36+/-0.01等，R-I=0.32+/-0.01等，没有明显的旋转变化迹象，并且轨迹的颜色相似。最后，虽然133 P的踪迹在2007年比2002年显得更短和更弱，但其他活动强度的测量，如尘埃速度和彗发污染的核测光，被发现保持近似恒定。我们将踪迹强度的变化归因于观测时间和投影效应，因此没有发现任何证据…
2009-11-29 astro-ph.EP
Comet 22P/Kopff: Dust environment and grain ejection anisotropy from visible and infrared observations
我们目前的光学观测和蒙地卡罗模型的尘埃彗发，尾巴，并在2002年和2009年出现的彗星22 P/科普夫的踪迹结构。尘埃损失率，喷射速度，和幂律尺寸分布函数推导出的函数的日心距离使用前和后近日点成像观测在这两个幻影。2009年后近日点图像可以准确地拟合各向同性喷射模型。另一方面，强烈的尘埃喷射各向异性，以适应近彗发地区在大日心距离（无论是入境在$r_h$ =2.5 AU和出境在$r_h$ =2.6 AU）为2002年的幽灵。这些不对称性是兼容的情况下，尘埃喷射主要是季节性驱动，主要来自太阳下纬度附近的地区，在遥远的日心距离入境和出境。在中到近近日点的日心距离，释气将影响更广泛的纬度地区，排放变得几乎各向同性近日点附近。我们推导出在近日点的最大尘埃产生率为260 kg/s $^{-1}$，在一个轨道上的平均产生率为40 kg/s $^{-1}$。预计在近日点前的$r_h>$ 2.5处，发射率会增强，同时伴随着较大的抛射速度。该模型还被扩展到热红外，以适用于现有的轨道观测与红外天文卫星和国际标准化组织航天器的这颗彗星。模拟的尾迹强度与这些观测结果非常一致，考虑到这些数据对2002年和2009年显灵之前的几个轨道的尘埃喷射模式很敏感，这是值得注意的。
2012-04-18 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
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
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
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
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
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
Comet P/2021 HS (PANSTARRS) and the Challenge of Detecting Low-Activity Comets
彗星族彗星（JFC）P/2021 HS（PANSTARRS）在经过0.8天文单位的近日点后的几周内才出现彗发，这对于彗星来说是不典型的。在这里，我们提出了一个调查的根本原因，使用偶然的调查检测以及有针对性的观察。我们发现，探测到的活动是由一个非常微弱的彗发是由于彗星达到$\sim140^\circ$的相位角的前向散射效应增强。彗发的形态与一个小的活动区产生的持续的、升华驱动的活动一致，这个活动区叫$\sim700~\mathrm{m^2}$，是有史以来在彗星上测量到的最小值之一。核的相位函数显示相位系数为$0.035\pm0.002~\mathrm{mag/deg}$，意味着绝对星等为$H=18.31\pm0.04$，相位斜率为$G=-0.13$，颜色与典型的JFC核一致。热观测结果表明，彗核直径为0.6- 1.1km，光学常数为0.04- 0.23，比典型的彗核大。对尘埃轨迹和流星活动的不成功的搜索证实了沿轨道的尘埃沉积最小，总量为$\lesssim10^8$ ~kg。由于P/2021 HS是动态不稳定的，类似于典型的JFC，我们推测它起源于外海王星区域，并且其挥发物的极度耗尽是由之前大量的内太阳系通道造成的。P/2021 HS彗星性质的戏剧性发现突出了探测活动水平极低的彗星的挑战。在前向散射明显的高相角观测将有助于识别这类彗星。
2023-03-01 astro-ph.EP
MUSE observations of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko: A reference for future comet observations with MUSE
彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的观测是在2016年3月3日至7日期间在近日点后的大日心距离上进行的。这些观测是同时进行的地面活动的一部分，目的是提供关于67 P号彗星的大规模信息，以补充欧空局/罗塞塔任务。我们在5个晚上总共得到了38个数据库。我们利用仪器的积分场单元（IFU）的性质，同时研究67 P的尘埃光谱及其在彗发中的空间分布。我们还要寻找昏迷气体释放的证据。我们产生了一个高质量的光谱的尘埃彗发的光学范围内，可用作未来的彗星观测与仪器的参考。尘埃反射率的斜率在480-900 nm的范围内为10% $/100$ nm，向红波长的斜率较浅。我们使用$\mathrm{Afρ}$来量化粉尘的产生，并分别在V、R和I波段测量65 $\pm$ 4 cm、75 $\pm$ 4 cm和82 $\pm$ 4 cm的值。我们在彗发中探测到了几个喷射流，以及尘埃轨迹。最后，利用光谱和空间信息相结合的新方法，我们探测到了630 nm处的禁戒氧发射谱线。使用这条线，我们推导出$1.5\pm0.6 \times 10^{26} \mathrm{molec./s}$的水产生速率，假设所有氧原子都来自水的光解离。
2020-10-10 astro-ph.EP
Chemical and physical properties of cometary dust
本研究梳理了彗星尘埃的化学与物理性质，结合航天任务、观测及实验室分析结果，明确其组成、同位素特征、尺寸分布及结构特性，为研究太阳系早期物质提供了关键依据。
2023-05-05 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
Forbidden mass ranges for shower meteoroids
Burns等人（1979）使用参数β来描述太阳系中小粒子所经历的辐射压力与重力的比值。这些粒子所经历的中心势被有效地减小了（1 -β）倍，从而降低了逃逸速度。Burns等人（1979）也提供了一个简单的β值表达式，在这个表达式中，从彗星喷射出的粒子遵循抛物线轨道，从而离开太阳系;本文在此基础上进行了扩展，以计算考虑喷射速度的临界β值。我们首先推导出一个表达式的速度，粒子从彗星是有效的，在所有的颗粒大小。然后，我们计算理想化和真实材料的β值，以确定哪些粒子将从流星流中丢失。我们进行这些计算彗星喷出物的领导，尾随，并遵循母彗星的核心为10个主要的流星雨。这些数值限制了流星体从太阳系中喷出的质量状态，因此不能促成流星雨。
2020-06-24 astro-ph.EP
Spitzer Observations of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko at 5.5-4.3 AU From the Sun
我们报告斯皮策太空望远镜观测彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko在5.5和4.3 AU从太阳，远日点后。彗星67 P是欧洲航天局罗塞塔任务的主要目标。罗塞塔号宇宙飞船将在与我们的观测结果相似的日心距离处与原子核会合。在8微米和24微米（日心距离rh为4.8天文单位）的旋转分辨观测中，对原子核的大小和色温进行了采样，并与甚大望远镜（VLT）观测到的远日点R波段光变曲线相结合，得出平均有效半径为2.04 +/- 0.11公里，R波段几何半径为0.054 +/- 0.006。R波段和中红外线曲线的振幅一致，这表明变化是由核的形状。我们还检测到彗星在4.8和5.5天文单位的尘埃轨迹，限制颗粒尺寸小于或接近6毫米，并估计影响罗塞塔的危险。我们在图像中没有发现最近喷出的尘埃的证据。如果67 P的活动在不同轨道上是一致的，那么我们可以预期罗塞塔航天器将在2014年与彗星在rh = 4 AU处会合时返回不活跃或弱活跃核的图像。
2009-03-24 astro-ph.EP
Scattered Lyman-alpha radiation of comet 2012/S1 (ISON) observed by SUMER/SOHO
ISON彗星在经过掠日近日点时出现在SUMER光谱仪的视野中，并允许在远紫外波长进行具有高空间和时间分辨率的独特观测。我们报告了2013年11月28日完成的这些观测结果，当时彗星距离太阳只有2.82 R_Sun。我们的数据显示，Ly- $α$发射中的箭头形尘埃尾落后于预测的原子核位置，但偏离了轨道。我们将其解释为阳光在微米级尘埃颗粒上散射。我们模拟了尘埃的排放和动力学，以再现尾部的外观。我们无法在预期的核心位置周围检测到任何彗星气体或等离子体的特征，并得出结论，放气过程必须在观测开始之前停止。此外，我们用来重现观测到的尘埃尾的模型需要在近日点过境前几个小时的尘埃生产急剧下降。我们比较了光盘和尘埃尾部的尘埃柱密度和尾部质量的估计的辐射。
2014-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust photophoretic transport around a T Tauri star: Implications for comets composition
越来越多的证据表明彗星中存在晶体物质。这些晶体被认为是在原始太阳星云的内部退火的，而彗星应该是在外部区域形成的。为了调和这两个事实，人们提出了几种迁移过程，其中一种是由电泳驱动的迁移。这项工作的主要目标是评估前主序星的辐射是否会影响盘的电泳运输。要做到这一点，我们已经实现了一个不断发展的1+1D模型的吸积盘，包括先进的数值技术，经历了随时间变化的照射，与原太阳沿前主序列的演变。使用在以前的几个作品中介绍的形式主义描述的电泳。采用这些以前的研究中使用的不透明度处方，我们发现，磁盘照射增强了电泳运输：假设一个磁盘中心孔的几个天文单位的半径不再严格要求，而需要一个特设的光蒸发的引入减少。然而，我们发现，小颗粒的残留痕迹可以通过它们对不透明度的影响来消除电泳驱动的运输。我们还证实了被输送的聚集体的热导率是一个关键参数，它可以限制甚至抑制电泳迁移，并产生一些分离效应。
2016-01-09 astro-ph.EP
Preview of Comet C/2021 A1 (Leonard) and Its Encounter with Venus
长周期彗星C/2021 A1（Leonard）将于2021年12月18日接近金星，距离0.029天文单位，随后可能在不到两天后带着尘埃轨迹掠过金星。我们在2021年1月13日和3月3日用洛厄尔发现望远镜观测了C/2021 A1，并在2021年3月20日用帕洛玛黑尔望远镜观测了C/2021 A1，当时彗星的日心距离分别为r=4.97 au，4.46 au和4.28 au。尾部形态表明，尘埃在光学上主要是由前一年产生的半径约为0.1-1毫米的颗粒。窄带成像光度测定法和分光光度测定法均未显示任何确定的气体排放，因此后两个时期氯化萘产生量的3 σ上限均小于1 e23 molec/s。轨迹分析表明，在极大的日心距离（r>30 au）喷射的大颗粒（>1 mm）最有可能到达金星。金星上这类流星的流量，以及它们潜在的直接或间接可观测性，是高度不确定的，因为彗星的尘埃产生历史在这些距离上受到很差的限制，但可能会远远低于彗星C/2013 A1（赛丁泉）在2014年与火星更近距离相遇的流星流量，因此对金星轨道上的任何航天器构成的风险可以忽略不计。在之前的幻影中产生的尘埃不太可能对流星流量有实质性的贡献，除了在2021年9月彗星到达r~2 au之前不太可能发生的高速（>0.5 km/s）尘埃爆发之外，未来任何活动产生的尘埃也不会对流星流量有实质性的贡献。
2021-07-26 astro-ph.EP
The 2011 October Draconids outburst. I. Orbital elements, meteoroid fluxes and 21P/Giacobini-Zinner delivered mass to Earth
2011年10月8日，地球穿越彗星21 P/Giacobini-Zinner在其XIX和XX世纪近日点接近时留下的尘埃痕迹，彗星接近近日点。因此，这次相遇的几何环境有利于产生流星风暴，但这些痕迹比1933年和1946年的历史相遇要古老得多。因此，2011年10月的天龙座流星雨显示出几个活动高峰，天顶每小时约有400颗流星。事实上，如果没有预测显示，它可能会通过几乎没有注意到，因为由于月球的视觉观察者强烈衰减。这表明，在不利的天气和月球观测条件下，大多数类似性质的流星风暴可能在历史上没有被注意到。由于有可能获得关于在低地心速度相遇情况下穿透大气层的彗星流星体的物理特性的信息，我们开展了一项特别观测活动。除了西班牙火球网的宽视场全天和CCD视频监测外，还将其他高灵敏度的1/2”黑白CCD视频摄像机安装在改进的中景镜头上，以获得高分辨率的轨道信息。轨道，辐射和轨道数据的10月16日在多个站点观测到的天龙座流星。结果表明，流星出现在位于R.A.= 263.0 ± 0.4度D.=+ 55.3 ± 0.3度这与1873-1894年和1900年尘埃轨迹的辐射预测非常一致。在6小时的爆发中，21 P/Giacobini-Zinner的物质估计质量约为950+-150公斤。
2013-04-29 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.space-ph
The Discus Comet: C/2014 B1 (Schwartz)
长周期彗星C/2014 B1（Schwartz）展示了一个引人注目的光学外观，就像一个铁饼或双凸透镜。我们在发现后的四年中进行的测量揭示了一个独特的细长尘埃彗发，其方向相对于投影的反太阳和轨道方向是稳定的。由于没有尾部和尾迹，辐射压力对尘埃彗发的影响有限，有效颗粒尺寸的下限为0.1毫米，而测光显示彗发散射截面峰值为27，000平方公里（假设几何半径为0.1）。从彗星的增亮率，我们推断，在10 AU的日心距离的尘埃生产率为10公斤/秒，大概是由于升华的超挥发性冰，并可能引发的结晶无定形水冰。我们认为几种模式的起源的特殊形态。这种圆盘状的形状最好用自旋矢量位于天平面附近的原子核中的粒子赤道抛射来解释。在这种解释中，C/2014 B1的独特外观是旋转辅助的核逃逸速度（2到20微米尺度的核为1到10米/秒）和粒子喷射速度之间几乎相等的结果，再加上近赤道的视角。迄今为止，大多数其他彗星的研究都是在日心距离不到C/2014 B1的一半的情况下进行的，它们的核温度，气体通量和尘埃喷射速度要高得多。核重力的节流作用相应地减弱了，因此以前没有观察到盘的形态。
2019-01-05 astro-ph.EP
What drives the dust activity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko?
我们使用的引力不稳定性形成的慧星的情况下，得到的总尺寸，可以释放的气体压力从彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的核心为不同的日心距离和不同的挥发性冰。为了得到喷射的聚集体的大小，我们开发了一个模型的基础上的假设，即由表面吸收的全部热量消耗的升华过程中的一个挥发性物种。计算了彗星中三种最主要的挥发性物质：H_20冰、CO_2冰和CO冰。我们发现，尘埃聚集体的大小范围能够逃脱的核心进入太空的彗星接近太阳时，缩小日心距离的增加，因为聚集体的拉伸强度随着聚集体的大小而减小。与H_20冰相比，CO冰的活性能够从表面分离出小约一个数量级的聚集体。由于CO冰的较高升华速率，较大的聚集体另外能够从核的重力场逃逸。我们的模型可以解释OSIRIS相机在日心距离3.4 AU和3.7 AU之间观测到的67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星内彗发中的大颗粒（半径从2 cm到1 m）。此外，该模型预测释放的分米大小的聚集体（trail粒子）接近日心的距离，气体驱动的尘埃活动消失。然而，气体驱动的尘埃活动不能解释彗发中小于1毫米的颗粒的存在，因为将这些颗粒从表面分离所需的高拉伸强度不能通过挥发性冰的蒸发来提供。这些较小的颗粒可以例如通过喷射的较大聚集体的旋转和离心质量损失来产生。
2015-06-29 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
Discovery of Main-Belt Comet P/2006 VW139 by Pan-STARRS1
主带小行星（300163）2006 VW 139（后来被命名为P/2006 VW 139）是由Pan-STARRS 1巡天望远镜使用PS1的移动物体处理系统进行的自动点扩散函数分析发现的，显示出类似彗星的活动。深度跟踪观测显示，一个短的（\sim 10”）反日尘埃尾和一个较长的（\sim 60”）尘埃尾与物体的轨道平面对齐，类似于对另一个主带彗星P/2010 R2（La Sagra）和其他公认的彗星观察到的形态，这意味着一个长寿命的升华驱动的发射事件的行动。测光显示近核彗发的亮度在\sim 30天内保持不变，这为该天体的彗星性质提供了进一步的证据，表明它实际上是一颗主带彗星，而不是一颗分裂的小行星。虽然我们发现CN的产生速率上限为Q_CN < 1.3x10^24 mol/s，由此我们推断水的产生速率为Q_H2O < 10^26 mol/s，但光谱学上对CN发射的研究并不成功。我们还发现了一个近似线性的光谱斜率为7.2%/1000 A，类似于其他彗星尘埃彗星。数值模拟显示，P/2006 VW 139的动力学稳定时间超过1亿年，而对该天体周围潜在小行星家族的搜索显示，在68米/秒的截止距离内有24颗小行星。在70米/秒的速度下，这个星团与忒弥斯家族合并，这表明它可能类似于另一颗主带彗星133 P/Elst-Pizarro所属的小猎犬家族。
2012-02-09 astro-ph.EP
Likely Transiting Exocomets Detected by Kepler
我们提出了第一个很好的证据外彗星过境的主恒星在连续光的数据从开普勒任务。这颗开普勒恒星KIC 3542116是一颗光谱型F2 V的恒星，在K_p = 10时非常明亮。凌日有一个明显的不对称形状，入口更陡，出口更慢，这可以归因于在恒星盘上有一个尾随的尘埃尾巴的物体。有三个深度约为0.1%的深凌持续约一天，还有三个浅几倍，持续时间较短。凌日是通过对整个开普勒光度数据集进行详尽的视觉搜索发现的，我们对此进行了详细描述。我们回顾了我们用来验证开普勒数据显示彗星过境的方法，并排除了仪器文物作为信号源。我们用一个简单的尘尾模型来拟合凌日现象，发现彗星的横向速度约为35-50 km/s，并且尾部存在的尘埃量最少为10^16 g，这才能解释较大的凌日现象。尘埃补充时间约为10天，彗星寿命约为300天，这意味着彗星的总质量大于3 x 10^17 g，或约为哈雷彗星的质量。我们还讨论了彗星的数量和轨道的几何形状，这将是必要的，以解释在四年的开普勒prime-field观测检测到的六个过境。最后，我们还报告了在KIC 11084727中发现的一个彗星状凌日，它具有非常相似的凌日和主星性质。
2017-10-26 astro-ph.EP
The Nucleus of Main-Belt Comet P/2010 R2 (La Sagra)
我们目前的主带彗星P/2010 R2（La Sagra）的最近观测获得的五个晚上，在2011年底和2013年初的双子座北望远镜在部分对象的轨道时，尘埃排放预计将是最小的或不存在的。我们发现，P/La Sagra继续表现出一个微弱的尘埃轨迹与其轨道平面一致，直到2011年12月31日，而没有活动的时候，我们的下一次观测2013年3月3日，远日点前不久。我们仅用彗星不活动时的测光结果，得到了最佳拟合的IAU相函数参数：HR =18.4 ± 0.2等，G=0.17 ± 0.10，对应于有效核半径rN =0.55 ± 0.05公里（假设p_R=0.05）。我们重新审视了在2010年观测到P/La Sagra活动时获得的测光结果，使用我们对该天体核大小的修正测定，发现尘埃与核的峰值质量比M_d/M_N =（5.8+/-1.6 x10 ^（-4）），对应于估计的总峰值尘埃质量M_d =（5.3+/-1.5 x10 ^8 kg。我们还计算了P/La Sagra的推断峰值总活性表面积和活性表面分数，发现A_act ~ 5x10^4 m^2和f_act ~ 0.01。最后，我们讨论了P/La Sagra即将到来的近日点通道，特别侧重于现有的机会进行后续观测，以寻找经常性的活动，如果经常性的活动是存在的，以寻找P/La Sagra的活动强度的变化，连续的轨道通道，应提供深入了解MBC活动随时间的演变。
2014-08-21 astro-ph.EP
Acceleration of Individual, Decimetre-sized Aggregates in the Lower Coma of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
我们提出了OSIRIS/NAC观测分米大小的，可能含冰的聚集体从彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko表面上的一个封闭区域喷射。这些图像是在2016年1月获得的，当时彗星距离太阳2 AU，从近日点出发。我们通过两个小时的图像系列来测量单个集合体的加速度。大约50%的聚集体被加速远离核，50%朝向核，并且同样朝向任一水平方向。加速度比当地重力强一个数量级，最简单的解释是气体阻力加速所有聚集体向上的综合效应，以及来自不对称放气的反冲力，无论是来自旋转聚集体的随机取向的自旋轴和足够的热惯性，以转移温度最大值远离聚集体的太阳下区域，或来自具有可变冰含量的聚集体。至少有10%的聚集体会逃离彗核的重力场，并进入彗星的碎片轨迹，而其他的聚集体可能会落回彗星表面，并形成覆盖北半球部分地区的沉积物。火箭力在将这些聚集体推回表面方面起着至关重要的作用。我们的观测显示了未来在喷射过程中的回落物质，并提供了彗星最里面的彗发（<2公里）中聚集体加速度的第一个直接测量，其中气体阻力仍然很大。
2016-08-29 astro-ph.EP
Modelling the 2022 τ-Herculid outburst
本研究通过数值模拟与地面高分辨率观测，解释2022年τ-武仙座流星雨双峰分别来自73P分裂抛射物和1960年前旧流星迹，并预测2033、2049年显著回归。
2023-02-06 astro-ph.EP
