C/2014UN271（ベルナーディネッリ・バーンスティーン彗星）：ほぼ球形の彗星の牛

６月下旬に超巨大彗星でニュースになったベルナーディネッリ・バーンスティーン彗星の観測結果 近日点10.97AU　遠日点40,400±260au　軌道傾斜角95度　直径は約150 km　以下、機械翻訳。
C/2014UN271（ベルナーディネッリ・バーンスティーン彗星）：ほぼ球形の彗星の牛

概要
C / 2014 UN271（ベルナーディネッリ・バーンスティーン彗星）は、オールトの雲からやってくる彗星で、注目に値します。
よく測定された彗星の中で最も明るい（そしておそらく最大の）核を持ち、
オールトの雲のどのメンバーよりも遠い、日心距離rh≈29auで発見されました。で説明します
これは、発見プロセスと観察、および画像から推測できるプロパティを処理します
2021年6月の活動の最初の報告まで記録されました。軌道はi =95◦です。
2031年に近日点を伴う10.97auに到達し、以前の遠地点は40,400±260auに到達します。後方統合
標準的な銀河の潮汐モデルと既知の恒星の遭遇の下での軌道の3.5Myr前の以前の近日点通過でq≈18auの近日点を持つ手付かずの新しい彗星。
測光データは、絶対等級Hr = 8.0の未解決の原子核を示しており、色は次のとおりです。
彗星の核またはダモクレス族に典型的であり、34〜23auの範囲を通過したため永年変化はありません。にとって
rバンド幾何アルベドpr、これは150（pr / 0.04）＾-0.5kmの直径を意味します。の強力な証拠があります
±0.2等レベルでの明るさの変動がありますが、自転周期は識別できません。コマ、名目上「定常的な」1 /ρ表面輝度分布と一致し、散乱断面積が
彗星が28から20auに近づくにつれて、Afρ≈1mから≈150mまでの指数関数的な速度。アクティビティ
速度は、放射平衡状態にある表面種の昇華の非常に単純なモデルと一致しています。
太陽と。推定される昇華エンタルピーは、CO2およびNH3のエンタルピーと一致します。より揮発性
N2、CH4、COなどの種は、昇華面でははるかに少ないはずです。

図1.BBの以前の近日点の特性の分布。 実線のヒストグラムは、予測された近日点と
巨大惑星と銀河潮汐力を組み込んだ後方数値積分におけるその発生時間。 オレンジと
緑の開いたヒストグラムは、太陽系を点質量として扱い、急降下する彗星軌道のボルン近似。 どちらも銀河潮汐力を取り入れています。 緑のヒストグラムにはインパルスも含まれています
ガイアのカタログから特定された8つの接近している星の影響への近似。 すべてのプロットは、
BBの動的状態と恒星の遭遇における不確実性。 すべての場合において、以前の近日点はより高く、17〜21auです。
現在のq = 11 auよりも大きく、約3.4Myr前に発生します。


図2.BBの測光が地動説の距離に対してプロットされています（明るいが上、時間が右に走っています）。 これは観察を組み合わせたものです
DES、CFHT、およびVISTAから。 わかりやすくするために、i、z、およびYのデータを凡例に記載されている量だけシフトしました。 水平
色付きの帯は、各帯bについて決定された平均Hbを中心とし、最も推定された±0.20等の幅を持っています。
光度曲線の変化。


図3.左：彗星の光度曲線の変動の振幅Aの事後確率∆H =Asinφ　2018年以前。 個々のバンドの制約は一貫しており、A = 0.20±0.03等の合計結果は強く一定の絶対等級を除外します。 右：公称rバンド値に正規化されたBBの相対表面反射率　波長に対してプロットされます。
記号は、式（1）の確率を最大化して得られた平均H値から導出されます。 （4）。
点線のセグメントは、長時間露光のペアによって示される反射率の傾きを示しています。
これらは任意です。 実線は、反射率の波長に対する線形依存性のモデルであり、S = 5％/の傾きを持ちます。
100nm。 これは、他の長周期彗星の核で報告されている色と似ていますが、わずかにニュートラルです。


図4.左：測定された色を使用してrバンドに変換された、年平均絶対等級がプロットされます。
地動説の距離（明るいが上、時間が右に進む）。地上ベースのデータは、全体的な明るさなしで一貫しています
34から22auへのアプローチ中。しかし、TESSデータは、23の間で1.5等の非常に有意な増光を示しています。
および21au（2018〜2020）。さらに、初期のTESSエポックは、同時期のDESよりも大幅に高いフラックスを示しています
測定値は、現時点で非常にびまん性の昏睡状態の存在を示唆しています。右：BBの絶対等級の成長曲線
対物理的開口半径が示され、エポックとrhがラベル付けされています。下から上へ：三角形はDESデータからのものであり、
ラベルのとおり、3つの期間に分割されます。マゼンタの星は、DESの最終シーズン中のTESS観測であり、
開口半径≈109m。青と赤の円は、それぞれ2つの異なるwバンドとiバンドでのPS1観測からのものです。
2019年8月の夜;黒い星は、2021年6月にココタネコバらによって撮影されたアパーチャデータです。 （2021）（エラーバー付き）および
Dekelver（2021）（不確実性は指定されていません）。すべての場合において、恒星源の成長曲線は半径＆7×107mで平坦です。 NS
活動の存在は、早くも2017年に画像の大きな半径で検出可能です。3×108mを超える2018年の曲線の上昇は可能性があります
空の減算のアーティファクトであるが、曲線は同時期のTESSと
左側のパネルのDES。


図5.rh = 26 auまで外部（左）と内部（右）で撮影されたBBのDES画像の平均が同じ上に表示されます
角度とフラックスのスケール。 これらは、背景モデルと点光源を差し引いた後のシーンモデリング残差画像です。
核のモデル。 すべての画像は、太陽の色を使用してrバンドにスケーリングされ、逆分散で重み付けされ、次のように回転されます。
太陽に向かって投影される方向は垂直で、約4にビニングされます。
005ピクセルサイズ。 の間に尾または昏睡の発達
DESの観測は明らかですが、反太陽ベクトルと正確に一致していません。


図6.左：DES画像から測定された環状ビン内のコマの表面輝度。 [y軸は対数であることに注意してください
32 mag arcsec-2を超えるフラックス（magで線形）
、この点とその負のSBの対応物との間のフラックスの線形、および対数
下部近くの（負の）フラックスで。]すべてのDES曝露の平均が示され、2017年以前のデータに分割されています。
（29＞ rh＞ 26 au）および2017〜 2018年には（26＞ rh＞ 23 au）。 曲線は、表面輝度I∝ρのモデルを示しています
−n
n = 1の場合、
定常昏睡の場合に予想され、放射圧駆動のダスト昏睡の場合に予想されるように、n = 1.5です。 どちらかが
データ。 右：定常コマモデルでは、DES観測シーズンごとに、推定Afρがrhに対してプロットされます。
明確に定義されたアパーチャの大きさで後で観察するため。 コマ反射率は指数関数的に増加します


図7.左：次の式。 18そして、放射平衡温度を仮定して、Afρvthの対数をプロットします。
√
T vs 1 / T、これ
コマの散乱強度が次の単一種の昇華速度に比例する場合、直線が得られるはずです。
クラウジウス・クラペイロン（CC）の関係。放射平衡の高速または低速回転子の境界（η= 0.75、1）の場合、
データはそのような形式によく適合します。右：式（1）の当てはめにおける昇華エンタルピーの相対確率ΔH。 18から測定
Afρの値。スケーリング定数を超えて限界に達します。中央の赤い曲線は、η= 1とダストの主格を示しています。
熱速度による速度スケーリング。左の青い曲線は高速回転限界（η= 0.75）を想定しており、右の破線は
曲線は、放射圧（vd∝ T＾4）。潜在的な彗星の昇華のエンタルピー
揮発性物質がマークされています。データは、これまでのBBの質量損失の要因としてCO2またはNH3を強く支持しています。

6.まとめ
C / 2014 UN271（Bernardinelli-Bernstein）は、間違いなく、これまでに発見された中で最大かつ最も自然のままの彗星です。仮定
典型的なアルベド、その直径は約150 kmで、ヘールボップ大聖堂の10倍の質量を意味し、重力によって可能です。
他の彗星から放出されたより大きな粒子の多くを結合します。オブジェクトは現在、太陽から20 auであり、
以前の近日点は18auであった可能性が高いため、これまでに測定された唯一の彗星である可能性があります。
rh ＜10au。その核は、以前に観測された物体と共通して（またはそれよりわずかに青い）、ほぼ灰色の反射率を持っています
オールトの雲の起源。
核の絶対等級の変動は強く検出され、±0.20等の正弦波と一致します。
光度曲線。データがまばらすぎて、実際に光度曲線を導き出すことはできません。
2017年シーズンから始まるDES画像のアクティビティの存在をrh≈25auで検出できます。
20auに近づくと指数関数的に成長します。成長速度は、エンタルピーのある種の昇華と一致しています
26 kJ / molのCO2（またはNH3）付近の昇華。 rh＞ 25 auでのコマ測定は、S / Nが低すぎて
行動を特徴づけるので、活動のこれらの初期段階は、例えば、他の種の昇華によって支配されます。
したがって、BBは、活動の開始が続くという点で、（悪名高い予測不可能な）彗星の集団の中で外れ値です。
これまでの単純な昇華熱力学、つまり（これまでのところ）「球形の牛」です。おそらく、この動作はに関連しています
サイズが外れ値であり、過去の熱履歴が比較的問題がないという事実。
BBのように活動している彗星でさえ、彗星の将来の振る舞いについて推測することは、通常、失われる命題です。
これまでのところ、単純なモデルに従っています。この警告を無視して、BBの明るさを推定することができます。
散乱断面積は、放射平衡状態でのCO2昇華速度に比例して増加し続けます。
10年で11au近日点に達します。 CO2昇華率は、ほとんどのインシデントが発生するレベルまで増加します。
太陽フラックスは昇華エンタルピーに変わります。質量損失率は、表面材料の割合に比例します
太陽直下点近くのCO2氷で構成されています。これが10％の場合、昇華率はその値の200倍以上になります
2021年6月に。rと組み合わせる−4NS
明るくなると、BBは近日点で見かけの等級が8.5等明るくなります
マグニチュードG≈17.5よりも、現在大口径で報告されています（Dekelver 2021）。 G≈9、タイタンより少し暗い。
水氷の地殻が形成されてCO2の昇華を阻止すると、コマが抑制されます。 CO2昇華が広がる場合
彗星の表面のより多くの部分で、それはかなり明るくなる可能性があります。それは印象的な望遠鏡のターゲットになるでしょう、そしてその
大きな表面積は、水氷のはるか外側にとどまっているにもかかわらず、かなりのCO2を動力源とするコマと尾を生成する可能性があります
ライン。
ヴェラ・C・ルービンのように、遠くからやってくるオールト彗星のカタログは、次の10年で急速に成長する可能性があります。
時空の天文台レガシー調査は、rh内にあるBBの半分のサイズのオブジェクトを簡単に検出して追跡します。次の10年間で40au、活動がない場合でも、複数のバンドでそれぞれについて数百の露出を取得。