157P/トリットン彗星の連続的分裂
(2024年10月24日ドラフト受領)
要約
2022年10月から11月と2024年1月に、北欧光学望遠鏡(NOT)で分裂彗星157P/トリットンを観測しました。私たちの観察は、観測キャンペーン全体を通して分裂が続いたことを示しています。断片化はバーストと関連しており、原子核とその断片を回転不安定な点まで回転させるガス放出トルクの作用と一致していました。アウトバーストフラグメンテーションイベントは、ガス放出トルクによって駆動されるスピン速度の増加により、昇華体が完全に崩壊するまで質量損失が繰り返される暴走プロセスにつながる可能性があります。
彗星 (251) — 太陽系 (1736)
†設備： ノルディック光学望遠鏡
1紹介
短周期彗星157P/トリットンの軌道は長半径です
ある= 3.368 au(軌道周期P= 6.18年)、離心率e= 0.627と傾斜i = 11.2°です。この彗星には波乱に富んだ観測の歴史があります。1978年の発見後、157Pはいくつかの近日点回帰で見落とされ、その後2003年に他の天体と間違われるまで失われました。2003年にようやく信頼性の高い軌道決定を確保した。直近では2020年に木星から0.265au以内を通過しました(セカニナ、2023)、その後、太陽中心距離で近日点に到達しました
rH= 1.572 au on UT 2022 Sep 09.UT 2022 8月21日〜9月2日と9月18日〜28日(Minor Planet Electronic Circular 2022-T23)に、3つの異なる天文台からの157Pの観測で伴星が報告されました。その後、コンパニオンは「157-B」(Minor Planet Center 2022)と命名されました。しかし、よく見ると、セカニナ (2023)これらの観測は、2つの異なる伴星のものであり、それらが1つの物体と間違われるほどに色あせたり明るくなったりすることを発見しました。
この論文では、157Pの光学観測で、2つではなく複数の伴星を検出した。彗星自体と同様に、彗星が太陽から遠ざかるにつれて、仲間たちはその姿を劇的に変えました。
2 観測
カナリア諸島のラ・パルマ島にある直径2.5mの北欧光学望遠鏡(NOT)で157P/Ttritonの観測を行いました。観測の夜は2022年の10月から11月にかけて、続いて2024年の1月31日の夜に及びました。観測には、e2v Technologiesを搭載したアンダルシア微弱天体分光器カメラ(ALFOSC)光学カメラを使用しました
2048×2064ピクセル電荷結合デバイス(CCD)。カメラのピクセルスケールは0.214インチ/ピクセルで、ビネットに制限された視野は約6.5 ×6.5′になります
.すべての観測は、広帯域ベッセルRフィルター(中心波長λc=6500Å、半値全幅(FWHM)1300 Å)。
表1:ジャーナル・オブ・オブザベーション
UT日付 rH Δ φ 露光時間
[au] [au] [度] [S/イメージ]
2022年10月7日 1.60 1.83 33.1 150
2022年10月22日 1.63 1.76 34.0 150
2022年11月1日 1.66 1.71 34.3 150
2022年11月5日 1.67 1.69 34.3 150
2022年11月16日 1.71 1.63 34.3 150
2022年11月25日 1.75 1.59 34.0 150
2024年1月31日 4.08 4.18 13.6 180
図 1:UT 2022 10 月 7 日の 157P の画像で、6 つの個別の 150s 露出で構成されています。フラグメント A と複素数 B は矢印で示されます。斜めの軌跡は野外星によるものです。各トレイルの小さなギャップは、観測データの短い中断によるものです。点線の円は空の円環を示しています。
図 2:各夜の観測からの中央値画像。緑のボックスは近傍彗星の破片、白いボックスは破片クラスターBを示し、矢印はUT 2024の11月16日と25日に見えるフラグメントCを指しています。すべてのパネルの寸法は同じです。
毎晩の観察では、平均して7枚の画像が得られました。積分時間は、2022 年の観測値で 150 秒、2024 年の観測値で 180 秒でした。画像は、最初にバイアスを差し引いて処理し、次に均一に照らされたフラットフィールド画像によって正規化されました。望遠鏡は157Pの角速度で追跡されたため、画像では野の星がわずかに引きずられていました。オブザベーションの幾何学的パラメータは、表1に示されています。
2.1 彗星
図1は、UT 2022 10月7日の157Pの画像をまとめたもので、150年代の画像6枚から作成されたものです。彗星は中心にあり、斜めの軌跡は、画像を移動して追加することによって作成されたフィールドスターと銀河の軌跡です。157Pは中程度のコマを持ち、尾は北西を向いており、その範囲は約50インチです。図では、彗星の前方(東と南)に非常にかすかで拡散した塊(「A」)が見られ、彗星の後ろ(その西と北)には明るい塊(「B」)が横たわっています。成分Aは2022年10月7日にのみ検出され、その明るさは観測の限界に達し、その後再び見られませんでした。測定可能な断片の速度が遅いことを考えると(表3を参照)、最も単純で可能性の高い説明は、Aが単に崩壊したか、検出できないほど暗くなったというものである。 コンポーネントBはフラグメントのクラスターであることが判明し、その進化については以下で詳しく説明します。
1月31日のUT2024のNOTで157Pを再訪しましたが、その夜に撮影された6枚の画像には、彗星も伴星も検出されませんでした。より感度の高い合計イメージ
6×180の統合は、個々の画像を追加することで作成されましたが、これも彗星を表示することができませんでした。検出されなかったことに基づいて、彗星の明るさの上限を推定することができました。これはセクション3で説明します。
2.2 フラグメント
より暗い伴星を探すために、各夜の観測の画像の中央値を計算しました。中央値の画像のモザイクを図 2 に示します。
中央値の画像は、157Pがまだ強いコマ(UT 2022 October 7 - November 5)を示している一方で、コマの右端には常に1〜2個の小さな凝縮が埋め込まれていることを示しています(原子核の5インチW、図2の緑色のボックスで表示)。これらの凝縮は彗星の破片であると解釈されます。これらの断片は、観察の毎晩、その位置と外観を変え、私たちの
<∼2週間の再訪時間では、ある夜から次の夜に個々の断片をリンクすることができませんでした。さらに、これらの破片はコマに埋め込まれていたため、これらの天体の有意義な天体測定または測光測定を行うことができませんでした。それでも、私たちは彼らの存在に注意を向けたいと思っています。
彗星からさらに離れると、ブロブ「B」(∼15"W と∼図2の白い枠で囲まれた彗星の北緯10度)は、昇華する破片の塊であることが判明した。2022年11月1日の画像は、これらの破片の1つが爆発したことを示しています。次回の2022年11月5日の訪問時には、バーストは消散し、彗星の速度ベクトルに沿って破片の痕跡が残っていました。2022年11月16日までに、クラスターBはほとんど残っていませんでした。2022年11月25日にはBの兆候はありませんでした。しかし、この夜の中央値は、不完全に減算されたフィールド星の痕跡に悩まされており、Bは騒々しい背景に隠れている可能性があります。
図2は、検出されたフラグメントが、∼2週間の再訪問時間。さらに、すべての破片は彗星とクラスターBの近くに集まっており、主彗星の視中心とクラスターBの間の領域には現れていませんでした。
1. 破片の源泉は、157Pの原子核と、クラスターBの近くにある伴星の2つだけでした。この伴星は、クラスター内のフラグメントの1つであるか、または完全に破壊された前駆体オブジェクトであった可能性があります。
2. フラグメントの寿命は、∼2毎週の再訪問で彼らの新しい外観を説明するために、数週間。それらが消失した理由に制約はありませんが、ガス放出トルクによるスピンアップに関連していると思われます(セクション4.1を参照)。
3. その寿命が短いため、断片は単に遠くまで移動する時間がなかったため、2つのソースからより遠く離れた場所で断片が不足していました。
最後に、157Pの昏睡状態がほぼ消失した後、UT 2022の11月16日と25日に確認された唯一の断片は、断片Cでした。
3 業績
3.1 絞り測光
図 3:157Pの毎晩の測光。
図 4:157Pの毎晩の平均HR.形式的な不確実性は次のとおりです∼0.03等で、マーカーのサイズより小さい。直線は、0.04等/日の傾きで、データに線形に近似しています。COBSポイントのエラーバーは、使用するフィルターの不確かさによるものです。
彗星とその破片の測定は、Pan-Starrs 1カタログに掲載されている近くの野外星を用いた微分測光法を用いて較正されました(Tonryら、2012).表示は約1"(半値最大で5ピクセルの全幅)でしたが、変動します。半径が7〜10ピクセルで、それぞれ1.5インチと2.1インチに対応する測光絞りをいくつか試しました。1.5インチの開口部は、夜間から夜間にかけて最も一貫していることがわかり、特に明記されていない限り、本明細書のすべての分析に使用されました。空の背景は、内側の半径が6.4インチ、外側の半径が10.7インチの同心円状の円環の内側の中央強度から計算され、信号から差し引かれました。実験によると、選択した環状体の中央値信号は、環状体内のピクセルの総数が、ダストテールからの放出を含む環状体のピクセル数と比較して大きい場合、空の適切な尺度を提供することが示されています。彗星からより遠い距離での空の測定値は、データの非平坦性の影響をますます受けるため、使用しません。毎晩の観測では、結果が一貫していることを確認するために、いくつかのフィールド星が参照星として選択されました。
絶対較正のために、飽和状態に近くないすべての明視野の星を利用しました。毎晩、降伏∼10そんなスターたち。恒星の等級に関する典型的な平均誤差は、約±0.01等、157Pの誤差は0.01等でした。
±0.03等
2ヶ月間の観測期間における異なる観測形状を補正するために、絶対等級を計算しますHR:
どこrHそしてΔは、それぞれ[Au]の太陽中心距離と地心距離です。αは位相角 [度数]β=0.04Mag per Degreeは、想定される位相暗化係数です。式 (1) は、点光源、または投影測光アパーチャに完全に含まれる点光源に対してのみ厳密に有効です。解決されたソースの場合、地心距離への依存性は
Δ2しかし、その形はターゲットの形態によって異なります。157Pの形態が複雑で時間依存性であることを考えると、点源近似を使用することを選択し、結果として生じるエラーが
HR2024年1月31日の観測を除いて小さくなります。
Δ以前のすべての観測値で最小限に変化します。図3には各夜の157Pの測光をプロットし、図4は夜間の平均絶対等級を示しています
HR¯.どちらも平均RマグニチュードmR¯そしてHR¯表 2 にも表が示されています。
表2:157P測光
UT日付 mR ¯HR¯ Ce re
[㌔^2] [キロ]
2022年10月7日 18.67±0.02 14.98 24.7 2.8
2022年10月22日 18.90±0.02 15.25 19.4 2.5
2022年11月1日 19.73±0.03 16.09 8.9 1.7
2022年11月5日 19.67±0.02 16.05 9.3 1.7
2022年11月16日 20.35±0.06 16.75 4.9 1.2
2022年11月25日 20.19±0.05 16.63 5.4 1.3
2024年1月31日 >23.8 >17.1 <3.5 <1.1
彗星の断面図は、Ce(キロ単位2)は、彗星核とダストの両方によって寄与され、次から推定できます。HR:
どこpR=0.04は R フィルタで想定される幾何学的アルベド、m⊙=−27.15は太陽の見かけのR等級です(ウィルマー、2018).等しい面積の円の半径は そうしたら
re=Ce/π.両方ともCeそしてre
表 2 にもリストされています。コマ汚染は考慮されていないため、ここに示されている値は、原子核の断面積と半径の上限を表していることに注意してください。
彗星観測データベース(COBS)では、UT 2023年4月13日(https://cobs.si/obs/comet/105/)に157Pの観測が報告されました。
rH=2.54天文単位Δ=1.74au、位相角16.57o.報告された等級は21.4で、フィルター情報はありません。測定がVフィルターで行われ、太陽の色V-R = 0.35と仮定します(ウィルマー、2018)では、対応する絶対振幅を R フィルタで計算します
HR=17.16断面Ce=3.3キロメートル2、および有効半径re=1.0キロメートル。COBSデータポイントも図4のデータと一緒にプロットされており、エラーバーにより、元のCOBSデータがRフィルタに含まれている可能性が考慮されています。このデータポイントが信頼できる場合、2022年後半のデータよりもさらに暗い状態で彗星を捉えたことになります。の進化
Ceこれについては、セクション4.2で詳しく説明します。
図4にデータを適用すると、観測期間中に157Pが0.04等/日の割合で減光したことがわかります。UT 2022 10月7日の昏睡状態は急速に減少し、2022年11月下旬にはほとんど見えなくなりました。コマの減光の影響は図3に見ることができます:コマが衰退するにつれて、測光に対する原子核の寄与はより支配的になり、実際、UT 2022 11月16日と25日の彗星の明るさは、平均値に関する周期的な変動を示しています
HR= 16.7等、範囲は∼0.2等で、回転する原子核を示唆しています。データは明確な回転周期を決定するのに十分ではありませんが、おそらくスピン周期を伴う高速スピンを示唆しています∼数時間。
表3:フラグメント分離
UT日付 断片 ΔRA ΔDec 分離 分離速度
[秒角] [秒角] [×10^3km] [ｍ/秒]
2022年10月7日 A1 17.8 23.6 33.4 –
B2 -15.24 8.14 23.6 1.3
2022年10月22日 B2 -14.54 10.70 23.5 1.3
2022年11月1日 B2 -14.74 10.94 23.1 1.3
2022年11月5日 B2 -16.08 11.98 24.5 3.1
2022年11月16日 B2 -16.14 12.88 27.2 3.1
C -1.46 0.04 1.79 0.3
2022年11月25日 C -1.52 0.23 1.88 0.3
手記。—1断片Aは一晩だけ検出され、速度を測定するには短すぎました。
2Bは単一のオブジェクトではなく、時間の経過とともに外観が変化するフラグメントのクラスターです。ここにリストされている色分解は、特定のフラグメントではなく、クラスター内で最も明るいオブジェクトを参照しています。
3.2 フラグメントプロパティ
157Pの断片はかすかなものが多いため、誤差を最小限に抑えるために、夜間に積み重ねられた画像からその位置を測定しました。位置は、5ピクセル幅のボックス内のフラグメントを中心化することによって決定されました。近くの明るい星との混同により、重心が明らかに間違っている場合、重心は目視で行われました。位置の不確実性は∼1ピクセル(0.214インチ)。
図 5:フラグメントクラスターBの最も明るいピクセルの時間関数としての運動(RA(左)とDec(右))。x軸は、UT 2022 10月7日05:46:09の最初の観測時刻からの経過時間です。この星団は、UTの11月1日以降、方向と等級が変わります。示されている線は、UTの10月7日から11月1日(
dRA/dt=−0.9メートル/秒、d(Dec)/dt=1.0m/s)、UTの11月1日〜16日(dRA/dｔ=2.5メートル/秒、d(Dec)/dt=1.8m/s)。
表4:フラグメント測光
UT日付 断片 mR ¯ HR¯ Ce re
[㎞^2] [km]
2022年10月7日 A 22.03±0.10 18.35±0.10 1.1 0.6
B 20.98±0.05 17.33±0.05 2.9 1.0
2022年10月22日 B 21.42±0.08 17.78±0.08 1.9 0.8
2022年11月1日 B 21.21±0.03 17.58±0.03 2.3 0.8
2022年11月5日 B 21.46±0.04 17.84±0.04 1.8 0.8
2022年11月16日 B 22.31±0.12 18.71±0.12 0.8 0.5
C 20.59±0.03 17.00±0.03 3.9 1.1
2022年11月25日 C 20.73±0.03 17.15±0.03 3.4 1.0
彗星からの断片の分離を表3にまとめます。フラグメントAは一晩しか観測されなかったため、分離速度は得られませんでした。検出されたすべての断片の速度が小さいことを考えると、最初の観測後に断片Aが私たちの視野から移動した可能性は低いです。UT 2022 10月7日以降にフラグメントAが検出されなかった理由として、最も単純で可能性の高い説明は、他の多くのフラグメントと同様に、フラグメントAが崩壊したか、検出できないほど暗くなったというものです。
クラスターBは彗星から十分に離れていたため、測光と天文測定が可能でした。UT 2022 10月 7日から 11月16日まで、B の最も明るい天体の位置を測定しました。最も明るい天体は、毎晩同じ天体を指しているわけではないことに注意してください。クラスターBのRA運動とDec運動は、図5に時間の関数としてプロットされています。図は、UT 2022 11月1日以降、Bの運動が方向と大きさの両方で変化することを示しています。RAとDecの動きを別々に取り付けて、測定します
dRA/dt=−0.9UTのm / s10月22日〜11月1日と2.5UTのm / s11月1 - 16日。同じようにd(Dec)/dt=1.0m/s と1.8m/s
同じ期間の です。この動きの中断が観測幾何学の変化によるものなのか、それとも異なる日付の断片の誤認を反映しているのかは明らかではありません。
最も信頼性の高い分離速度はフラグメントCの分離速度であり、これは同一性が確保され、2晩にわたって観察された唯一のフラグメントでした。Cの分離速度は非常に小さかったのですが、
∼0.3メートル/秒。これの意味については、セクション 4.1 で説明します。
表4は、フラグメントA、B、Cの平均R等級、平均絶対等級、断面積、および実効半径を示しています。フラグメントAは、単一の露光で信頼性の高い測定を行うには暗すぎたため、UTの10月7日のスタック画像から明るさを計算しました。BはUT 2022の11月25日まで見えていましたが、検出できませんでした。しかし、その夜の画像も多くの明視野星の存在によって劣化していたため、Bが検出されなかったのは画質の悪さによる人工物ではないかと考えられます。
小惑星センターは「157P-B」という伴星の軌道を公開しましたが、セカニナ (2023)157P-Bのアストロメトリーは、彼が「C」と「D」と呼んだ2つの別々の仲間によって最もよく説明できると提案しました。セカニナのCは彗星の西と北、つまり私たちの星団Bと同じ方向にあり、彼のDは西と南にありました。私たちのクラスターBをセカニナのCと同一視したくなりますが、セカニナのCとDをこの研究で報告された断片と明確に結びつけるのに十分なデータはありません。しかし、断片が明るさが類似した別のものに置き換わるというセカニナの仮説は、私たちの観察と非常に一致していることに注意します。図2に示すように、検出されたフラグメントは、再訪問時間とほぼ同じ時間スケールで変化しており、ほとんどのフラグメントの寿命が∼2週間。
4 議論
4.1 分裂の原因としての回転不安定性
私たちのキャンペーンのほとんどの期間、157Pは著しいコマ収支を示し、したがって、ほとんどの夜の測光では、回転する原子核に典型的な周期的な変調は見られませんでした。しかし、2022年11月16日と25日の測光では、2〜3時間のオーダーで回転周期が短いことを示唆する体系的な増光と退色が見られます。このような速い自転は、彗星の中では前例のないことではありません。知られている最速の回転彗星は、2.8のSOHO彗星322Pです
±0.3HRローテーション期間(ナイトら、2016).球状流体(つまり、強度のない)物体の回転不安定性の臨界回転周期は次のとおりです。
どこG=6.67×10^−11Nキログラム-2m2は重力定数です。力のない体は、より速く回転します
Pc最大遠心力が重力を超えるため、大量放出の影響を受けやすくなります。この単純なモデルでは、
Pcかさ密度にのみ依存します。
ρそして 代入ρ=600kg/m^3 利回りPc=4.3時間。図3で示唆されているように、157Pが2〜3時間の速度で回転する場合、回転不安定性がその分裂の根底にある可能性があります。私たちの測光から導き出される原子核半径の最も強い限界は、≤1.1km(表2);でρ=600kg/m^3、これは脱出速度に対応します
vesc∼0.6m/秒。フラグメントの分離速度は≲1m/s に匹敵するvescしたがって、遠心力によって原子核から放出される質量と一致します。
このような回転による質量放出は、いくつかの小惑星(例えば、ゴールト、Luu et al. (2021))、彗星 (ジュイット (2021),ジュイット (2022)).157Pと直接的に類推すると、332P/池谷-村上彗星の分裂は周期とともに回転します
∼2 - 3時間、また速い回転が原因であると信じられています(Jewitt et al.,2016).
太陽系内の小天体のスピン速度を変化させることができるのは、YORPトルク(光子が運ぶ運動量による)とガス放出トルク(表面近くの氷の昇華による)の2つです。キロメートルスケールの天体のYORPスピンアップ時間は百万年で測定されますが、昇華スピンアップ時間は
∼4 - 5桁短く、他のすべてが同じです。半径を持つ彗星の場合r、および近日点を1〜2 auの距離範囲で、ガス放出トルクによるスピンアップ時間スケールの経験的推定値はジュイット (2021):
式(4)によると、
re=1 kmのガス放出トルクは、わずか100年で157Pのスピンを2倍にすることができます。
∼0.5 Myr短周期彗星の動的寿命(レヴィソン&ダンカン、1993).同じ方程式は、
∼フラグメント(セクション2.2)について見つけた2週間の寿命は、フラグメントの半径に対応します
∼20メートル。これは表4の半径よりもはるかに小さく、ガス放出トルクがフラグメントの除去に関与していないように見えるかもしれません。ただし、表4の半径は、すべてのフラグメントが昇華しており、それらの有効半径が主にダストの全断面積を参照しているため、真の半径に対する強力な上限です。むき出しの断片は、おそらくそうかもしれません
∼半径20m。
157Pの場合、YORPトルクは∼10^5アウトガストルクよりも弱いため、ここで重要な役割を果たす可能性は低いです。
4.2 157Pのフェード
図 6:157Pの経時的な散乱断面積。線は、Eqs を使用したデータへの適合値です。(7)および(8)。
図6は、157Pの断面積の経時的な減少を示しています。彗星は最初の数晩の観測で急激に衰退し、その後漸近線に到達したように見えました。ここでは、157Pの減光について、(1)コマ塵の粒子が放射圧によって測光口から押し出されたために彗星が減光した、(2)彗星が連続的な断片化によって縮小したという2つの説明が考えられる。
4.2.1放射圧スイープ
最初のシナリオでは、ダスト粒子が原子核から速度ゼロで瞬時に放出され、その後、測光アパーチャからの放射圧によって加速されることを前提としています。放射圧は半径の粒子を掃引します ａ距離ℓタイムスケールで（Jewitt 2021）
どこβrは無次元放射圧係数であり、βrg⊙（rH）は粒子の加速度である。代表的な太陽中心距離として1.7 auを用いると、
g⊙（1.7）=2×10^−3m/s^-2。β波長や粒子の組成や大きさなどの多くの未知のパラメータに依存するが、次のように近似できる。
β〜10^−6/a （ボーレン＆ハフマン、1983）、 どこaメートル単位です。測光半径はℓ=1.8×10^6代表的な地心距離も1.7 auである。
τrad〜490a^1/2日。設定τrad最短の再訪時間である4日間に等しいので、粒子の半径がa≤67µm。
ダストのサイズ分布は通常、べき乗法則のサイズ分布に従うと想定されます。
どこN（a）da半径がaそしてa+da、 そしてΓそしてqは定数です。公称値q=3.5
小惑星や彗星から放出される塵の典型である、放射圧による彗星の衰退は、Jewitt らによって説明できる。(2017) :
どこＣ（t）彗星の全散乱断面積はＣ0は核からの寄与であり、2 番目の項はコマからの寄与です。
KそしてT0 定数Kです。測光口径の大きさに関係し、T0
粒子が核から放出された時間。データを式（7）に当てはめると、最もよく適合するパラメータは次のようになる。
Ｃ0=0、K=462.1、 そしてT0=−18.1; 事実 T0 <0
これは単に私たちが選択したという事実によるものであるため、重要ではありません
t=0 UT 2022年10月7日になります。フィッティングは図6にも示されています。このモデルは、157Pの断面積はコマによって制御され、核からの寄与はほとんどまたはまったくなく、ダスト粒子が測光半径から除去されるだけで彗星が暗くなることを示唆しています。
4.2.2 継続的な断片化
2 番目のシナリオでは、彗星の断面積が縮小しているのは、残りの核の大きさに比例する平均速度で核が繰り返し分裂するためである。このような質量放出の繰り返しは、自転速度が大きな遠心力に耐えられるほど高い場合に予想される。繰り返し分裂すると、彗星の断面積は指数関数的に減少する。
どこＣ0これも核からの寄与であり、aはスケーリング定数であり、Bは指数関数的減衰率であり、Δtは、UT 2022年10月7日の最初の観測からの経過時間（日数）です。図6のデータを式（8）に当てはめると、最もよく適合する値が得られます。
Ｃ0=2.8km^2、a=23.2そしてB=0.04/日; この適合は図6にもプロットされています。この最適適合Ｃ0有効半径を意味する√Ｃ0/π=0.9km。これはre=1.0 2023年のデータポイントから1km離れているはずです。このモデルで最も重要なパラメータはB指数関数的減衰時間はB^−1〜25 日間。彗星の断面積は平均して 1 日あたり 4% の割合で縮小します。
図 6 は、式 (7) と (8) の両方が 157P の減衰に妥当な適合を提供しているが、指数関数的減衰が後期の測光により適合していることを示しています。他のモデルの可能性も排除できません。たとえば、減衰は、想定されているように衝動的にではなく、有限期間にわたって放出された粒子の放射圧掃引によるものである可能性があります。放射圧と指数関数的減衰の組み合わせによるものである可能性もあります。ただし、オッカムの剃刀により、指数関数的減衰が有効なプロセスであるという仮定で進めます。
興味深いことに、157Pは以前の軌道上ですでに同様の爆発と分裂のサイクルを経験している。2016年後半から2017年初頭の観測に基づいて、セカニナ（2023) は、157P は 2017 年初頭にすでに分裂しており、分裂イベントは爆発を伴っていたと仮定しました。私たちは、クラスター B の核と断片の両方で同様の爆発-分裂イベントを観測しました (図 2 を参照)。爆発と分裂の関係は明らかではありませんが、爆発によるガス放出トルクが核または断片を質量放出点まで回転させることに関係している可能性があります (式 4)。半径が小さい場合、式 4 は昇華する物体がフィードバック ループに入り、小さな質量によって回転開始までの時間が短くなり、結果として質量損失が発生し、その結果、回転開始までの時間がさらに短くなり、質量損失がさらに大きくなることなどを示していることに注意してください。核物質の固有の凝集力以外に、この暴走プロセスを止める明らかなメカニズムはありません。
上で示した 2 つのモデルは唯一のものではなく、他のモデルでも同様にデータに適合する可能性があることを認識しています。これらのモデルは、彗星の衰退を説明する両極端を表しているため便利です。反復断片化モデルは、彗星が衰退するのはコマの塵の源が断片化し続けているためだと主張しています。対照的に、放射線掃引モデルは、彗星が衰退するのはコマに衝動的に放出された塵の粒子が放射線圧によって測光口から掃き出されるためだと想定しています。実際には、これらのメカニズムは互いに排他的ではなく、どちらも彗星の衰退に役割を果たしている可能性があります。将来の観測で、核を検出できるほど感度が高くなるか、核のサイズにさらに厳しい上限を課すことができれば、この縮退を打破できる可能性があります。
5 まとめ
私たちは2022年10月と11月に157P/トリトン彗星を監視し、UT2024年1月31日にも追加観測を行いました。観測の主な結果は次のとおりです。
• 157Pは2022年10月初旬に非常に活発でしたが、観測ジオメトリにわずかな変化があったにもかかわらず、11月下旬までに劇的に衰退しました。その後の低活動状態では、157Pは数時間の高速自転周期を示唆する周期的な明るさの変化を示しましたが、入手可能なデータでは正確な周期を特定することはできません（図3）。
• いくつかの破片が核のすぐ近く、またはクラスター状に検出された。
〜20彗星の西と北（図2）。破片は再訪のたびに外観が変化し、繰り返し破片化していたことを示唆しており、破片の寿命は再訪時間とほぼ同じでした（〜2週間）。• 放出された塵による強い汚染のため、157P核とその破片の大きさの上限値のみを測定した。核半径は≤1.1km、嵩密度600 kg/m 3と仮定すると、脱出速度は
Vesc〜0.6 m/s。破片の分離速度は≲1m/s、これに匹敵するVesc、遠心力による質量損失と一致しています。
• 彗星の断面積の減少は、指数関数的な減衰時間スケールを持つ破砕モデルに最も簡単に当てはめることができる。
B^−1= 25日間。
• 時代ごとに破片を相関させることの難しさは、破片化する彗星のより良い時間的監視の必要性を浮き彫りにしています。
思慮深く役立つコメントをいただいた査読者に感謝します。NOT 観測にご協力いただいた Anlaug Amanda Djupvik、John Telting、およびすべての NOT 観測者に感謝します。また、彗星観測者へのサービスである彗星観測データベース (COBS) にも感謝します。
ノルウェー研究会議 (RCN) のセンター オブ エクセレンス資金提供スキーム、プロジェクト番号 332523 (PHAB) を通じて、財政的支援をいただいたことに感謝します。
(2024年10月24日ドラフト受領)
要約
2022年10月から11月と2024年1月に、北欧光学望遠鏡(NOT)で分裂彗星157P/トリットンを観測しました。私たちの観察は、観測キャンペーン全体を通して分裂が続いたことを示しています。断片化はバーストと関連しており、原子核とその断片を回転不安定な点まで回転させるガス放出トルクの作用と一致していました。アウトバーストフラグメンテーションイベントは、ガス放出トルクによって駆動されるスピン速度の増加により、昇華体が完全に崩壊するまで質量損失が繰り返される暴走プロセスにつながる可能性があります。
彗星 (251) — 太陽系 (1736)
†設備： ノルディック光学望遠鏡
1紹介
短周期彗星157P/トリットンの軌道は長半径です
ある= 3.368 au(軌道周期P= 6.18年)、離心率e= 0.627と傾斜i = 11.2°です。この彗星には波乱に富んだ観測の歴史があります。1978年の発見後、157Pはいくつかの近日点回帰で見落とされ、その後2003年に他の天体と間違われるまで失われました。2003年にようやく信頼性の高い軌道決定を確保した。直近では2020年に木星から0.265au以内を通過しました(セカニナ、2023)、その後、太陽中心距離で近日点に到達しました
rH= 1.572 au on UT 2022 Sep 09.UT 2022 8月21日〜9月2日と9月18日〜28日(Minor Planet Electronic Circular 2022-T23)に、3つの異なる天文台からの157Pの観測で伴星が報告されました。その後、コンパニオンは「157-B」(Minor Planet Center 2022)と命名されました。しかし、よく見ると、セカニナ (2023)これらの観測は、2つの異なる伴星のものであり、それらが1つの物体と間違われるほどに色あせたり明るくなったりすることを発見しました。
この論文では、157Pの光学観測で、2つではなく複数の伴星を検出した。彗星自体と同様に、彗星が太陽から遠ざかるにつれて、仲間たちはその姿を劇的に変えました。
2 観測
カナリア諸島のラ・パルマ島にある直径2.5mの北欧光学望遠鏡(NOT)で157P/Ttritonの観測を行いました。観測の夜は2022年の10月から11月にかけて、続いて2024年の1月31日の夜に及びました。観測には、e2v Technologiesを搭載したアンダルシア微弱天体分光器カメラ(ALFOSC)光学カメラを使用しました
2048×2064ピクセル電荷結合デバイス(CCD)。カメラのピクセルスケールは0.214インチ/ピクセルで、ビネットに制限された視野は約6.5 ×6.5′になります
.すべての観測は、広帯域ベッセルRフィルター(中心波長λc=6500Å、半値全幅(FWHM)1300 Å)。
表1:ジャーナル・オブ・オブザベーション
UT日付 rH Δ φ 露光時間
[au] [au] [度] [S/イメージ]
2022年10月7日 1.60 1.83 33.1 150
2022年10月22日 1.63 1.76 34.0 150
2022年11月1日 1.66 1.71 34.3 150
2022年11月5日 1.67 1.69 34.3 150
2022年11月16日 1.71 1.63 34.3 150
2022年11月25日 1.75 1.59 34.0 150
2024年1月31日 4.08 4.18 13.6 180
図 1:UT 2022 10 月 7 日の 157P の画像で、6 つの個別の 150s 露出で構成されています。フラグメント A と複素数 B は矢印で示されます。斜めの軌跡は野外星によるものです。各トレイルの小さなギャップは、観測データの短い中断によるものです。点線の円は空の円環を示しています。
図 2:各夜の観測からの中央値画像。緑のボックスは近傍彗星の破片、白いボックスは破片クラスターBを示し、矢印はUT 2024の11月16日と25日に見えるフラグメントCを指しています。すべてのパネルの寸法は同じです。
毎晩の観察では、平均して7枚の画像が得られました。積分時間は、2022 年の観測値で 150 秒、2024 年の観測値で 180 秒でした。画像は、最初にバイアスを差し引いて処理し、次に均一に照らされたフラットフィールド画像によって正規化されました。望遠鏡は157Pの角速度で追跡されたため、画像では野の星がわずかに引きずられていました。オブザベーションの幾何学的パラメータは、表1に示されています。
2.1 彗星
図1は、UT 2022 10月7日の157Pの画像をまとめたもので、150年代の画像6枚から作成されたものです。彗星は中心にあり、斜めの軌跡は、画像を移動して追加することによって作成されたフィールドスターと銀河の軌跡です。157Pは中程度のコマを持ち、尾は北西を向いており、その範囲は約50インチです。図では、彗星の前方(東と南)に非常にかすかで拡散した塊(「A」)が見られ、彗星の後ろ(その西と北)には明るい塊(「B」)が横たわっています。成分Aは2022年10月7日にのみ検出され、その明るさは観測の限界に達し、その後再び見られませんでした。測定可能な断片の速度が遅いことを考えると(表3を参照)、最も単純で可能性の高い説明は、Aが単に崩壊したか、検出できないほど暗くなったというものである。 コンポーネントBはフラグメントのクラスターであることが判明し、その進化については以下で詳しく説明します。
1月31日のUT2024のNOTで157Pを再訪しましたが、その夜に撮影された6枚の画像には、彗星も伴星も検出されませんでした。より感度の高い合計イメージ
6×180の統合は、個々の画像を追加することで作成されましたが、これも彗星を表示することができませんでした。検出されなかったことに基づいて、彗星の明るさの上限を推定することができました。これはセクション3で説明します。
2.2 フラグメント
より暗い伴星を探すために、各夜の観測の画像の中央値を計算しました。中央値の画像のモザイクを図 2 に示します。
中央値の画像は、157Pがまだ強いコマ(UT 2022 October 7 - November 5)を示している一方で、コマの右端には常に1〜2個の小さな凝縮が埋め込まれていることを示しています(原子核の5インチW、図2の緑色のボックスで表示)。これらの凝縮は彗星の破片であると解釈されます。これらの断片は、観察の毎晩、その位置と外観を変え、私たちの
<∼2週間の再訪時間では、ある夜から次の夜に個々の断片をリンクすることができませんでした。さらに、これらの破片はコマに埋め込まれていたため、これらの天体の有意義な天体測定または測光測定を行うことができませんでした。それでも、私たちは彼らの存在に注意を向けたいと思っています。
彗星からさらに離れると、ブロブ「B」(∼15"W と∼図2の白い枠で囲まれた彗星の北緯10度)は、昇華する破片の塊であることが判明した。2022年11月1日の画像は、これらの破片の1つが爆発したことを示しています。次回の2022年11月5日の訪問時には、バーストは消散し、彗星の速度ベクトルに沿って破片の痕跡が残っていました。2022年11月16日までに、クラスターBはほとんど残っていませんでした。2022年11月25日にはBの兆候はありませんでした。しかし、この夜の中央値は、不完全に減算されたフィールド星の痕跡に悩まされており、Bは騒々しい背景に隠れている可能性があります。
図2は、検出されたフラグメントが、∼2週間の再訪問時間。さらに、すべての破片は彗星とクラスターBの近くに集まっており、主彗星の視中心とクラスターBの間の領域には現れていませんでした。
1. 破片の源泉は、157Pの原子核と、クラスターBの近くにある伴星の2つだけでした。この伴星は、クラスター内のフラグメントの1つであるか、または完全に破壊された前駆体オブジェクトであった可能性があります。
2. フラグメントの寿命は、∼2毎週の再訪問で彼らの新しい外観を説明するために、数週間。それらが消失した理由に制約はありませんが、ガス放出トルクによるスピンアップに関連していると思われます(セクション4.1を参照)。
3. その寿命が短いため、断片は単に遠くまで移動する時間がなかったため、2つのソースからより遠く離れた場所で断片が不足していました。
最後に、157Pの昏睡状態がほぼ消失した後、UT 2022の11月16日と25日に確認された唯一の断片は、断片Cでした。
3 業績
3.1 絞り測光
図 3:157Pの毎晩の測光。
図 4:157Pの毎晩の平均HR.形式的な不確実性は次のとおりです∼0.03等で、マーカーのサイズより小さい。直線は、0.04等/日の傾きで、データに線形に近似しています。COBSポイントのエラーバーは、使用するフィルターの不確かさによるものです。
彗星とその破片の測定は、Pan-Starrs 1カタログに掲載されている近くの野外星を用いた微分測光法を用いて較正されました(Tonryら、2012).表示は約1"(半値最大で5ピクセルの全幅)でしたが、変動します。半径が7〜10ピクセルで、それぞれ1.5インチと2.1インチに対応する測光絞りをいくつか試しました。1.5インチの開口部は、夜間から夜間にかけて最も一貫していることがわかり、特に明記されていない限り、本明細書のすべての分析に使用されました。空の背景は、内側の半径が6.4インチ、外側の半径が10.7インチの同心円状の円環の内側の中央強度から計算され、信号から差し引かれました。実験によると、選択した環状体の中央値信号は、環状体内のピクセルの総数が、ダストテールからの放出を含む環状体のピクセル数と比較して大きい場合、空の適切な尺度を提供することが示されています。彗星からより遠い距離での空の測定値は、データの非平坦性の影響をますます受けるため、使用しません。毎晩の観測では、結果が一貫していることを確認するために、いくつかのフィールド星が参照星として選択されました。
絶対較正のために、飽和状態に近くないすべての明視野の星を利用しました。毎晩、降伏∼10そんなスターたち。恒星の等級に関する典型的な平均誤差は、約±0.01等、157Pの誤差は0.01等でした。
±0.03等
2ヶ月間の観測期間における異なる観測形状を補正するために、絶対等級を計算しますHR:
どこrHそしてΔは、それぞれ[Au]の太陽中心距離と地心距離です。αは位相角 [度数]β=0.04Mag per Degreeは、想定される位相暗化係数です。式 (1) は、点光源、または投影測光アパーチャに完全に含まれる点光源に対してのみ厳密に有効です。解決されたソースの場合、地心距離への依存性は
Δ2しかし、その形はターゲットの形態によって異なります。157Pの形態が複雑で時間依存性であることを考えると、点源近似を使用することを選択し、結果として生じるエラーが
HR2024年1月31日の観測を除いて小さくなります。
Δ以前のすべての観測値で最小限に変化します。図3には各夜の157Pの測光をプロットし、図4は夜間の平均絶対等級を示しています
HR¯.どちらも平均RマグニチュードmR¯そしてHR¯表 2 にも表が示されています。
表2:157P測光
UT日付 mR ¯HR¯ Ce re
[㌔^2] [キロ]
2022年10月7日 18.67±0.02 14.98 24.7 2.8
2022年10月22日 18.90±0.02 15.25 19.4 2.5
2022年11月1日 19.73±0.03 16.09 8.9 1.7
2022年11月5日 19.67±0.02 16.05 9.3 1.7
2022年11月16日 20.35±0.06 16.75 4.9 1.2
2022年11月25日 20.19±0.05 16.63 5.4 1.3
2024年1月31日 >23.8 >17.1 <3.5 <1.1
彗星の断面図は、Ce(キロ単位2)は、彗星核とダストの両方によって寄与され、次から推定できます。HR:
どこpR=0.04は R フィルタで想定される幾何学的アルベド、m⊙=−27.15は太陽の見かけのR等級です(ウィルマー、2018).等しい面積の円の半径は そうしたら
re=Ce/π.両方ともCeそしてre
表 2 にもリストされています。コマ汚染は考慮されていないため、ここに示されている値は、原子核の断面積と半径の上限を表していることに注意してください。
彗星観測データベース(COBS)では、UT 2023年4月13日(https://cobs.si/obs/comet/105/)に157Pの観測が報告されました。
rH=2.54天文単位Δ=1.74au、位相角16.57o.報告された等級は21.4で、フィルター情報はありません。測定がVフィルターで行われ、太陽の色V-R = 0.35と仮定します(ウィルマー、2018)では、対応する絶対振幅を R フィルタで計算します
HR=17.16断面Ce=3.3キロメートル2、および有効半径re=1.0キロメートル。COBSデータポイントも図4のデータと一緒にプロットされており、エラーバーにより、元のCOBSデータがRフィルタに含まれている可能性が考慮されています。このデータポイントが信頼できる場合、2022年後半のデータよりもさらに暗い状態で彗星を捉えたことになります。の進化
Ceこれについては、セクション4.2で詳しく説明します。
図4にデータを適用すると、観測期間中に157Pが0.04等/日の割合で減光したことがわかります。UT 2022 10月7日の昏睡状態は急速に減少し、2022年11月下旬にはほとんど見えなくなりました。コマの減光の影響は図3に見ることができます:コマが衰退するにつれて、測光に対する原子核の寄与はより支配的になり、実際、UT 2022 11月16日と25日の彗星の明るさは、平均値に関する周期的な変動を示しています
HR= 16.7等、範囲は∼0.2等で、回転する原子核を示唆しています。データは明確な回転周期を決定するのに十分ではありませんが、おそらくスピン周期を伴う高速スピンを示唆しています∼数時間。
表3:フラグメント分離
UT日付 断片 ΔRA ΔDec 分離 分離速度
[秒角] [秒角] [×10^3km] [ｍ/秒]
2022年10月7日 A1 17.8 23.6 33.4 –
B2 -15.24 8.14 23.6 1.3
2022年10月22日 B2 -14.54 10.70 23.5 1.3
2022年11月1日 B2 -14.74 10.94 23.1 1.3
2022年11月5日 B2 -16.08 11.98 24.5 3.1
2022年11月16日 B2 -16.14 12.88 27.2 3.1
C -1.46 0.04 1.79 0.3
2022年11月25日 C -1.52 0.23 1.88 0.3
手記。—1断片Aは一晩だけ検出され、速度を測定するには短すぎました。
2Bは単一のオブジェクトではなく、時間の経過とともに外観が変化するフラグメントのクラスターです。ここにリストされている色分解は、特定のフラグメントではなく、クラスター内で最も明るいオブジェクトを参照しています。
3.2 フラグメントプロパティ
157Pの断片はかすかなものが多いため、誤差を最小限に抑えるために、夜間に積み重ねられた画像からその位置を測定しました。位置は、5ピクセル幅のボックス内のフラグメントを中心化することによって決定されました。近くの明るい星との混同により、重心が明らかに間違っている場合、重心は目視で行われました。位置の不確実性は∼1ピクセル(0.214インチ)。
図 5:フラグメントクラスターBの最も明るいピクセルの時間関数としての運動(RA(左)とDec(右))。x軸は、UT 2022 10月7日05:46:09の最初の観測時刻からの経過時間です。この星団は、UTの11月1日以降、方向と等級が変わります。示されている線は、UTの10月7日から11月1日(
dRA/dt=−0.9メートル/秒、d(Dec)/dt=1.0m/s)、UTの11月1日〜16日(dRA/dｔ=2.5メートル/秒、d(Dec)/dt=1.8m/s)。
表4:フラグメント測光
UT日付 断片 mR ¯ HR¯ Ce re
[㎞^2] [km]
2022年10月7日 A 22.03±0.10 18.35±0.10 1.1 0.6
B 20.98±0.05 17.33±0.05 2.9 1.0
2022年10月22日 B 21.42±0.08 17.78±0.08 1.9 0.8
2022年11月1日 B 21.21±0.03 17.58±0.03 2.3 0.8
2022年11月5日 B 21.46±0.04 17.84±0.04 1.8 0.8
2022年11月16日 B 22.31±0.12 18.71±0.12 0.8 0.5
C 20.59±0.03 17.00±0.03 3.9 1.1
2022年11月25日 C 20.73±0.03 17.15±0.03 3.4 1.0
彗星からの断片の分離を表3にまとめます。フラグメントAは一晩しか観測されなかったため、分離速度は得られませんでした。検出されたすべての断片の速度が小さいことを考えると、最初の観測後に断片Aが私たちの視野から移動した可能性は低いです。UT 2022 10月7日以降にフラグメントAが検出されなかった理由として、最も単純で可能性の高い説明は、他の多くのフラグメントと同様に、フラグメントAが崩壊したか、検出できないほど暗くなったというものです。
クラスターBは彗星から十分に離れていたため、測光と天文測定が可能でした。UT 2022 10月 7日から 11月16日まで、B の最も明るい天体の位置を測定しました。最も明るい天体は、毎晩同じ天体を指しているわけではないことに注意してください。クラスターBのRA運動とDec運動は、図5に時間の関数としてプロットされています。図は、UT 2022 11月1日以降、Bの運動が方向と大きさの両方で変化することを示しています。RAとDecの動きを別々に取り付けて、測定します
dRA/dt=−0.9UTのm / s10月22日〜11月1日と2.5UTのm / s11月1 - 16日。同じようにd(Dec)/dt=1.0m/s と1.8m/s
同じ期間の です。この動きの中断が観測幾何学の変化によるものなのか、それとも異なる日付の断片の誤認を反映しているのかは明らかではありません。
最も信頼性の高い分離速度はフラグメントCの分離速度であり、これは同一性が確保され、2晩にわたって観察された唯一のフラグメントでした。Cの分離速度は非常に小さかったのですが、
∼0.3メートル/秒。これの意味については、セクション 4.1 で説明します。
表4は、フラグメントA、B、Cの平均R等級、平均絶対等級、断面積、および実効半径を示しています。フラグメントAは、単一の露光で信頼性の高い測定を行うには暗すぎたため、UTの10月7日のスタック画像から明るさを計算しました。BはUT 2022の11月25日まで見えていましたが、検出できませんでした。しかし、その夜の画像も多くの明視野星の存在によって劣化していたため、Bが検出されなかったのは画質の悪さによる人工物ではないかと考えられます。
小惑星センターは「157P-B」という伴星の軌道を公開しましたが、セカニナ (2023)157P-Bのアストロメトリーは、彼が「C」と「D」と呼んだ2つの別々の仲間によって最もよく説明できると提案しました。セカニナのCは彗星の西と北、つまり私たちの星団Bと同じ方向にあり、彼のDは西と南にありました。私たちのクラスターBをセカニナのCと同一視したくなりますが、セカニナのCとDをこの研究で報告された断片と明確に結びつけるのに十分なデータはありません。しかし、断片が明るさが類似した別のものに置き換わるというセカニナの仮説は、私たちの観察と非常に一致していることに注意します。図2に示すように、検出されたフラグメントは、再訪問時間とほぼ同じ時間スケールで変化しており、ほとんどのフラグメントの寿命が∼2週間。
4 議論
4.1 分裂の原因としての回転不安定性
私たちのキャンペーンのほとんどの期間、157Pは著しいコマ収支を示し、したがって、ほとんどの夜の測光では、回転する原子核に典型的な周期的な変調は見られませんでした。しかし、2022年11月16日と25日の測光では、2〜3時間のオーダーで回転周期が短いことを示唆する体系的な増光と退色が見られます。このような速い自転は、彗星の中では前例のないことではありません。知られている最速の回転彗星は、2.8のSOHO彗星322Pです
±0.3HRローテーション期間(ナイトら、2016).球状流体(つまり、強度のない)物体の回転不安定性の臨界回転周期は次のとおりです。
どこG=6.67×10^−11Nキログラム-2m2は重力定数です。力のない体は、より速く回転します
Pc最大遠心力が重力を超えるため、大量放出の影響を受けやすくなります。この単純なモデルでは、
Pcかさ密度にのみ依存します。
ρそして 代入ρ=600kg/m^3 利回りPc=4.3時間。図3で示唆されているように、157Pが2〜3時間の速度で回転する場合、回転不安定性がその分裂の根底にある可能性があります。私たちの測光から導き出される原子核半径の最も強い限界は、≤1.1km(表2);でρ=600kg/m^3、これは脱出速度に対応します
vesc∼0.6m/秒。フラグメントの分離速度は≲1m/s に匹敵するvescしたがって、遠心力によって原子核から放出される質量と一致します。
このような回転による質量放出は、いくつかの小惑星(例えば、ゴールト、Luu et al. (2021))、彗星 (ジュイット (2021),ジュイット (2022)).157Pと直接的に類推すると、332P/池谷-村上彗星の分裂は周期とともに回転します
∼2 - 3時間、また速い回転が原因であると信じられています(Jewitt et al.,2016).
太陽系内の小天体のスピン速度を変化させることができるのは、YORPトルク(光子が運ぶ運動量による)とガス放出トルク(表面近くの氷の昇華による)の2つです。キロメートルスケールの天体のYORPスピンアップ時間は百万年で測定されますが、昇華スピンアップ時間は
∼4 - 5桁短く、他のすべてが同じです。半径を持つ彗星の場合r、および近日点を1〜2 auの距離範囲で、ガス放出トルクによるスピンアップ時間スケールの経験的推定値はジュイット (2021):
式(4)によると、
re=1 kmのガス放出トルクは、わずか100年で157Pのスピンを2倍にすることができます。
∼0.5 Myr短周期彗星の動的寿命(レヴィソン&ダンカン、1993).同じ方程式は、
∼フラグメント(セクション2.2)について見つけた2週間の寿命は、フラグメントの半径に対応します
∼20メートル。これは表4の半径よりもはるかに小さく、ガス放出トルクがフラグメントの除去に関与していないように見えるかもしれません。ただし、表4の半径は、すべてのフラグメントが昇華しており、それらの有効半径が主にダストの全断面積を参照しているため、真の半径に対する強力な上限です。むき出しの断片は、おそらくそうかもしれません
∼半径20m。
157Pの場合、YORPトルクは∼10^5アウトガストルクよりも弱いため、ここで重要な役割を果たす可能性は低いです。
4.2 157Pのフェード
図 6:157Pの経時的な散乱断面積。線は、Eqs を使用したデータへの適合値です。(7)および(8)。
図6は、157Pの断面積の経時的な減少を示しています。彗星は最初の数晩の観測で急激に衰退し、その後漸近線に到達したように見えました。ここでは、157Pの減光について、(1)コマ塵の粒子が放射圧によって測光口から押し出されたために彗星が減光した、(2)彗星が連続的な断片化によって縮小したという2つの説明が考えられる。
4.2.1放射圧スイープ
最初のシナリオでは、ダスト粒子が原子核から速度ゼロで瞬時に放出され、その後、測光アパーチャからの放射圧によって加速されることを前提としています。放射圧は半径の粒子を掃引します ａ距離ℓタイムスケールで（Jewitt 2021）
どこβrは無次元放射圧係数であり、βrg⊙（rH）は粒子の加速度である。代表的な太陽中心距離として1.7 auを用いると、
g⊙（1.7）=2×10^−3m/s^-2。β波長や粒子の組成や大きさなどの多くの未知のパラメータに依存するが、次のように近似できる。
β〜10^−6/a （ボーレン＆ハフマン、1983）、 どこaメートル単位です。測光半径はℓ=1.8×10^6代表的な地心距離も1.7 auである。
τrad〜490a^1/2日。設定τrad最短の再訪時間である4日間に等しいので、粒子の半径がa≤67µm。
ダストのサイズ分布は通常、べき乗法則のサイズ分布に従うと想定されます。
どこN（a）da半径がaそしてa+da、 そしてΓそしてqは定数です。公称値q=3.5
小惑星や彗星から放出される塵の典型である、放射圧による彗星の衰退は、Jewitt らによって説明できる。(2017) :
どこＣ（t）彗星の全散乱断面積はＣ0は核からの寄与であり、2 番目の項はコマからの寄与です。
KそしてT0 定数Kです。測光口径の大きさに関係し、T0
粒子が核から放出された時間。データを式（7）に当てはめると、最もよく適合するパラメータは次のようになる。
Ｃ0=0、K=462.1、 そしてT0=−18.1; 事実 T0 <0
これは単に私たちが選択したという事実によるものであるため、重要ではありません
t=0 UT 2022年10月7日になります。フィッティングは図6にも示されています。このモデルは、157Pの断面積はコマによって制御され、核からの寄与はほとんどまたはまったくなく、ダスト粒子が測光半径から除去されるだけで彗星が暗くなることを示唆しています。
4.2.2 継続的な断片化
2 番目のシナリオでは、彗星の断面積が縮小しているのは、残りの核の大きさに比例する平均速度で核が繰り返し分裂するためである。このような質量放出の繰り返しは、自転速度が大きな遠心力に耐えられるほど高い場合に予想される。繰り返し分裂すると、彗星の断面積は指数関数的に減少する。
どこＣ0これも核からの寄与であり、aはスケーリング定数であり、Bは指数関数的減衰率であり、Δtは、UT 2022年10月7日の最初の観測からの経過時間（日数）です。図6のデータを式（8）に当てはめると、最もよく適合する値が得られます。
Ｃ0=2.8km^2、a=23.2そしてB=0.04/日; この適合は図6にもプロットされています。この最適適合Ｃ0有効半径を意味する√Ｃ0/π=0.9km。これはre=1.0 2023年のデータポイントから1km離れているはずです。このモデルで最も重要なパラメータはB指数関数的減衰時間はB^−1〜25 日間。彗星の断面積は平均して 1 日あたり 4% の割合で縮小します。
図 6 は、式 (7) と (8) の両方が 157P の減衰に妥当な適合を提供しているが、指数関数的減衰が後期の測光により適合していることを示しています。他のモデルの可能性も排除できません。たとえば、減衰は、想定されているように衝動的にではなく、有限期間にわたって放出された粒子の放射圧掃引によるものである可能性があります。放射圧と指数関数的減衰の組み合わせによるものである可能性もあります。ただし、オッカムの剃刀により、指数関数的減衰が有効なプロセスであるという仮定で進めます。
興味深いことに、157Pは以前の軌道上ですでに同様の爆発と分裂のサイクルを経験している。2016年後半から2017年初頭の観測に基づいて、セカニナ（2023) は、157P は 2017 年初頭にすでに分裂しており、分裂イベントは爆発を伴っていたと仮定しました。私たちは、クラスター B の核と断片の両方で同様の爆発-分裂イベントを観測しました (図 2 を参照)。爆発と分裂の関係は明らかではありませんが、爆発によるガス放出トルクが核または断片を質量放出点まで回転させることに関係している可能性があります (式 4)。半径が小さい場合、式 4 は昇華する物体がフィードバック ループに入り、小さな質量によって回転開始までの時間が短くなり、結果として質量損失が発生し、その結果、回転開始までの時間がさらに短くなり、質量損失がさらに大きくなることなどを示していることに注意してください。核物質の固有の凝集力以外に、この暴走プロセスを止める明らかなメカニズムはありません。
上で示した 2 つのモデルは唯一のものではなく、他のモデルでも同様にデータに適合する可能性があることを認識しています。これらのモデルは、彗星の衰退を説明する両極端を表しているため便利です。反復断片化モデルは、彗星が衰退するのはコマの塵の源が断片化し続けているためだと主張しています。対照的に、放射線掃引モデルは、彗星が衰退するのはコマに衝動的に放出された塵の粒子が放射線圧によって測光口から掃き出されるためだと想定しています。実際には、これらのメカニズムは互いに排他的ではなく、どちらも彗星の衰退に役割を果たしている可能性があります。将来の観測で、核を検出できるほど感度が高くなるか、核のサイズにさらに厳しい上限を課すことができれば、この縮退を打破できる可能性があります。
5 まとめ
私たちは2022年10月と11月に157P/トリトン彗星を監視し、UT2024年1月31日にも追加観測を行いました。観測の主な結果は次のとおりです。
• 157Pは2022年10月初旬に非常に活発でしたが、観測ジオメトリにわずかな変化があったにもかかわらず、11月下旬までに劇的に衰退しました。その後の低活動状態では、157Pは数時間の高速自転周期を示唆する周期的な明るさの変化を示しましたが、入手可能なデータでは正確な周期を特定することはできません（図3）。
• いくつかの破片が核のすぐ近く、またはクラスター状に検出された。
〜20彗星の西と北（図2）。破片は再訪のたびに外観が変化し、繰り返し破片化していたことを示唆しており、破片の寿命は再訪時間とほぼ同じでした（〜2週間）。• 放出された塵による強い汚染のため、157P核とその破片の大きさの上限値のみを測定した。核半径は≤1.1km、嵩密度600 kg/m 3と仮定すると、脱出速度は
Vesc〜0.6 m/s。破片の分離速度は≲1m/s、これに匹敵するVesc、遠心力による質量損失と一致しています。
• 彗星の断面積の減少は、指数関数的な減衰時間スケールを持つ破砕モデルに最も簡単に当てはめることができる。
B^−1= 25日間。
• 時代ごとに破片を相関させることの難しさは、破片化する彗星のより良い時間的監視の必要性を浮き彫りにしています。
思慮深く役立つコメントをいただいた査読者に感謝します。NOT 観測にご協力いただいた Anlaug Amanda Djupvik、John Telting、およびすべての NOT 観測者に感謝します。また、彗星観測者へのサービスである彗星観測データベース (COBS) にも感謝します。
ノルウェー研究会議 (RCN) のセンター オブ エクセレンス資金提供スキーム、プロジェクト番号 332523 (PHAB) を通じて、財政的支援をいただいたことに感謝します。
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