彗星の掩蔽観測で核の活動状況、正確な位置が判明する。ロゼッタによるチュリュモフゲラシメンコ観測によるデータから近日点通過前後の彗星核の活動が分かってきてるので、さらにデータの集積が期待できる。以下、機械翻訳。
恒星掩蔽によるケンタウルス29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1とその核付近の環境
概要
彗星は、太陽系の初期の状態やプロセスに関する貴重な洞察を提供します。恒星による掩蔽により、通常はコマに隠れている彗星核の詳細な研究が可能になります。コマを通過する恒星の光を観測することで、核付近の塵の光学的厚さを推測し、塵の不透明度の検出限界を決定するのに役立ちます。直径約60 kmのケンタウルス族の29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1は、ケンタウルス族から木星族の彗星に移行する領域にあります。私たちの研究は、29Pによる掩蔽が初めて観測されたことを示し、将来的には軌道をより正確に把握し、他の掩蔽をより正確に予測できるようになります。光度曲線は、固体の検出が持続することを明らかにし
3.65±0.05 秒、弦の長さは約54kmに相当します。これは、物体の半径の下限値であり、27.0±0.7km
我々は、核から1,700 kmの天空平面で主天体掩蔽の両側の特徴を特定し、見かけの不透明度と等価幅の上限を決定した。進入中のみ核から23 km以内で徐々に暗くなるのは、表面上の局所的な塵雲/ジェットと解釈され、光学的厚さはτ〜0.18約1.5 kmである。
キーワード:恒星掩蔽、彗星コマ、ケンタウロス、彗星
1 導入
彗星は、初期の太陽系の残骸として、私たちの天界の近隣を形成した条件とプロセスに関する貴重な洞察を提供します。彗星は、軌道特性に基づいて2つのカテゴリに分類されます。長周期彗星（LPC）は、長い軌道周期を持つ非常に楕円形の軌道を持ちます（Ｐ> 200 年）は、通常、遠方のオールトの雲（〜10^4−10^5 au) [1短周期彗星は、以下の短い軌道周期を持つ天体として定義されます。
200 年[1]。例としては、ハレー型彗星（HTC）が挙げられます。20 <Ｐ< 200年 オールトの雲で発生したと考えられる[2]、および木星族彗星（JFC）は、Ｐ < 20年 木星の影響を動的に受け、カイパーベルト領域から発生した可能性が高い。
カイパーベルト天体（KBO）が内側に進化してJFCになると、これらの天体は木星と海王星の間の混沌とした軌道上に一時的に存在し、ケンタウルス級の起源となる[3]ケンタウルス族天体の起源は明確には解明されていないが、散乱円盤天体（SDO）や他の太陽系外縁天体（TNO）から進化したのではないかという仮説がある[4]この進化は、海王星を横切る軌道への移行から始まり、その後、木星と土星の影響を受ける領域への重力散乱が続くと考えられます。[5]、少なくとも3分の1のケンタウロスがJFCの人口に注入されることになる[6]。
29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1（以下29P）と名付けられたこの天体は、その興味深い行動とダイナミックな性質から天文学者の注目を集めてきました。1927年にドイツのハンブルク天文台で活動中のアーノルド・シュヴァスマンとアルノ・アーサー・ヴァッハマンによって発見され、当時は彗星として分類されていました。この天体は、太陽の周りを半長径の準円軌道で周回しています。
a = 5.98 au、低傾斜 i =9.4°、公転周期は約14年（JPL K192/80）。したがって、核からの頻繁な物質放出を無視すると、29Pはケンタウルス族に分類されます。より正確には、この天体は「ゲートウェイ」と呼ばれる領域にあります。これは、天体がケンタウルス族からJFCに移行している領域です[7]。大きさで言えば、[8]直径を報告 40±5km
29Pの直径は、NASA赤外線望遠鏡施設（IRTF）による観測から算出された100万キロメートルである。スピッツァー宇宙望遠鏡による観測では、直径は
54±10 km [9]、WISE測定では直径は
46±13 km [10]さらに、[11]直径を推定する
Ｄ= 60.4−5.8+7.4 km、より正確な値はＤ= 64.6±6.2 km [12] は、コマの寄与をモデル化して除去することで得られた。29Pの軌道は、この論文で報告されている2022年12月5日の観測を使用して更新される予定である。29P核は、2022年12月19日から2023年1月28日までの間に3回のイベントで検出され、それぞれ4回と5回の固体検出があった。弦にフィットした見かけの楕円の寸法は、67.9×53.3km
2023年1月28日に 78.2×48.2 km、2022年12月19日[13]この寸法は、等価直径60.2km < Ｄequiv < 61.4km。
恒星掩蔽は、太陽系の小天体が恒星の前を通過する現象で、通常はコマの下に隠れている彗星核を詳細に研究するまたとない機会を提供します。彗星コマを通過する恒星の光を観測することで、天文学者は核に近い塵の光学的厚さを推測したり、塵の不透明度の検出限界を決定したりすることができます。[14]。活動的な彗星は広範囲のコマを呈するため、天体の光の中心を正確に取得することはできない。これは、彗星の天文位置の精度が低く、恒星の掩蔽予測に重大な誤差があることを意味するが、彗星核による掩蔽が検出されるとこの問題は克服される。この意味では、彗星核による掩蔽よりも、アパルス（または彗星大気による掩蔽）を観測する方が一般的である。アパルスは、レヴィ（1990 XX）彗星によって観測され、その影響パラメータは
3,500 kmおよびコマ光学的厚さτ= 0.4 [15]コマ内の吸収スペクトルを探すことを目的として、2007年11月から2008年9月にかけて、17P/ホームズ彗星とC/2007 W1（ボアティニ）彗星の大気がアパルスを使って探査された[1617P /ホームズコマは2007年10月に恒星掩蔽によっても検出され、星の光の減光は光学的厚さが
τ= 0.04内で〜1、770 km（1.5秒角）以内、0.01秒角（12 km）以内に厚い塵のコマがある[171996年10月、ヘール・ボップ彗星（C/1995 O1）による恒星掩蔽により、τ≥ 1 核中心から20～70km以内[18]。
この研究は、29Pによる掩蔽が初めて観測された結果を提示しており、この天体ではこれまで達成できなかった精度で天文測量上の位置を決定することに成功しました。これにより、将来的に軌道を改良し、より正確な恒星掩蔽予測を行うことができます。また、この天体の周辺で追加の物質を探索し、中心核から約1,700 kmの距離にあるいくつかの特徴を特定しました。進入中に星が徐々に暗くなったのは、中心核の近くに少なくとも表面から23 km上方に広がる塵の雲またはジェットのような特徴で、光学的厚さは
τ′= 0.18±0.02
また、見かけの不透明度と見かけの等価幅の検出上限も決定します。
2 予測と観察
この研究で調査された恒星の掩蔽は、ラッキースタープロジェクトによって、小惑星の運動の数値積分（NIMAv2、559の地球ベースの直接観測に基づく）エフェメリス1 [19]および Gaia Data Release 3 (Gaia DR3) ソース[20] 。図1に示すように、影の経路は2022年12月5日8時14分19秒UTCにチリとアルゼンチンの中央部を横切ると予測されました。星（Gaia DR3 888441442906065536ソース）の等級はG = 16.9です。このソースの再正規化単位重量誤差（RUWE）2は1.027に等しく、カタログには二重星ではないことを示す偽のフラグがあります。イベントの時点で、スカイプレーンに投影された彗星の見かけの動きは、位置角274°で0.24"/分でした。
これは地球中心の速度に等しい。
14.8キロs^−1
直径60kmの天体の場合、中心性の最大持続時間は4.1秒と予想される[11]。恒星の赤道座標は、固有運動と視差を使用してイベントエポックに伝播されました[22]、その結果、日付の春分における地心位置は次のようになります。
RA:6h 50m 43.88513s±0.49mas、
DEC:+29∘ 23′ 47.8773" ±0.49mas。
この現象の前に、29Pの核は一連の注目すべき爆発を起こしており、特に2022年11月21日0.95±0.30、の爆発は強烈だった。
その後2022年11月27日に2回の追加爆発が発生。69±0.15および2022年11月29.15±0.03で、後者は予測された掩蔽のわずか6.2日前に発生しました（MISSION 29P 3のデータ）。11月27日と11月29日の爆発は比較的弱かったものの、掩蔽に近かったため、残留噴出物が一時的に核に近い軌道に留まる可能性が高まりました。
この観測は、チリのセロ・パチョンにある南天体物理研究望遠鏡（SOAR）で行われた。この望遠鏡は、直径4.1メートルの主鏡とリッチー・クレティエンf/16光学系を備えている。画像は、SOAR天文台のビジター機器としてラプターフォトニクス社が開発したラプター247マーリンカメラを使用して、オープンフィルターホイールを介してフレキシブル画像転送システム（FITS）形式で取得された。このカメラの視野は約
1.2′×0.9′また、正確な時間同期のために GPS を利用しています。データセットには、露出時間 0.5 秒の科学画像 2,998 枚と、バイアスとピクセル間の感度のばらつきを補正するためのキャリブレーション画像約 100 枚が含まれています。Raptor カメラのデッドタイムはごくわずかです。
図1:推定半径を考慮した影の経路を示す予測マップ（青い実線）。黒い点は互いに60秒離れている。赤い破線は、1σ
経路の不確実性。矢印は影の移動方向を示します。この予測の最初のバージョンは、Lucky Star の Web ページで公開されました。SOAR では、掩蔽が薄明時に発生したことに注意してください。この複雑さは、露出時間を調整することで管理されました。
3 データ分析と瞬間の決定
初期データセットは、画像縮小・解析施設[IRAF、23]この手順により、画像取得中に生じたアーティファクトや不正確さが確実に低減されます。次に、天文画像を自動的に縮小するためのパッケージの光度測定タスク[PRAIA、24]。ターゲット星に対して行われた開口測光中に、彗星のコマによる汚染を検出しました。この汚染を効果的に除去し、測光開口に入るコマの散乱光による大きな干渉のない光曲線を取得するために、データセット内の各画像を個別に処理します。
のxそしてy
測光分析から得られた位置データは、画像内の星を正確に位置合わせするために使用されます。これらの位置合わせされたフレームは、移動する物体の相対的な動きを分離し、固定された恒星の背景に対するそれらの動作の集中的な分析を容易にします。オブジェクトの軌道が観測フィールド内で直線として表示されると仮定すると、1次多項式をあてはめて各フレームの理論的な位置を取得し、後続の分析の精度を高めることができます。これらの理論的な位置を使用して、彗星の静止フレームでメディアンスタッキングを使用して合成フレームが生成され、星が消えて彗星のコマが明確に表現されます。最後のステップは、図2に例示されているように、このスタックされたフレームを各フレームから減算することです。
図2:彗星のコマによる汚染の除去。コマ除去処理前 (a) と後 (b) のデータセットの最初のフレーム。フレーム c と d は、それぞれコマ除去処理前と後の掩蔽の中心瞬間です。赤い円は、掩蔽天体 (マゼンタ領域) から分離されたターゲット星を示します。シアン領域は、ターゲット星と掩蔽天体のフラックスを示します。緑の領域は、差分開口測光中に使用された参照星を示します。各フレームの視野 (FOV) は次のようになります。
〜1.2′×0.9′。
最後に、コマを除去したフレームを使用して差分開口測光を行うことができます。ターゲット星のフラックスは円形の開口で測定され、視野内の他の 2 つの星は空の変動を緩和するためのキャリブレーターとして使用されました。光度曲線を正規化するには、次の手順に従います。i) 測光から、空の背景から補正されたターゲットとキャリブレーターのフラックス (ADU) を取得します。ii) これらのフラックスは、それぞれの中央値で割って正規化され、外れ値の影響を受けません。この光度曲線をトレンド除去されていないと呼びます。iii) Savitzky-Golay (SG) デジタル フィルターを使用して、135 秒のウィンドウを使用してこれらの系統的なフラックス変動の傾向を計算しました (〜掩蔽の外側の領域では、平均空間解像度 7.4 km で 1,000 km の領域が観測されました。その後、掩蔽内の領域を多項式関数で補間しました。iv) トレンド除去されていない光曲線を SG 再サンプリングされた光曲線で割ることで、トレンド除去された光曲線が得られ、系統的な低周波フラックス変動が除去されました。同様のアプローチを使用して、トランジット光曲線の系統的変動を減らし、太陽系外惑星の検出を改善しました[25コマ除去と正規化処理の結果は図 3 に示されています。現在の方法論では、拡散構造とより広い構造は除外されています。この意図的な決定により、光度曲線の緩やかな変化が修正されますが、恒星のフラックスを消滅させる天体の周囲の拡散物質の存在が考慮されない可能性があります。
図3:開口測光から得られた光曲線。a) 彗星コマが除去される前の画像から得られた光曲線。b) 彗星コマから補正されたフレームの差分測光から得られたトレンド除去されていない光曲線 (黒い点) を、Savitzky-Golay (SG) デジタル フィルター (赤) で得られた再サンプリングされた光曲線の上にプロット。c) トレンド除去プロセス後の正規化された光曲線。
恒星掩蔽低減解析[SORA、22]パッケージで、シャープエッジボックスによる掩蔽をフレネル回折、見かけの星の直径、観測波長、露出時間で畳み込んだ合成光曲線を構築します。2 つのパラメータに対してグリッド検索を実行し、解空間を探索することで 100,000 のモデルを生成します。これらのモデルは、カイ二乗検定 (
χ^2）統計量を使用して、最も適合するモデルを決定します。適合プロセスには、N = 40のデータポイントと2つの自由パラメータ（M = 2）が含まれ、最小のモデルはχ^2値が選択されます。入口と出口の時刻は08:11:23.00です。 ± 0.06 UTC および 08:11:26.64 ± 0.07 UTC、掩蔽期間は3.65±0.09 秒と長さ54.2±1.3 km。最小χ^2自由度あたりはχpdf2 = 0.902
機器応答がこの光度曲線を支配しています（0.5秒または7.42 km）。フレネルスケール効果の計算値は0.035秒または0.52 km、星の直径効果は0.013 kmです（星の見かけの直径が0.003 masの場合[26]を29Pの距離5.16 auに投影したもの。最も適合したモデルを図4に示す。
図4:観測データ (黒) に最もよく適合するモデル化された光曲線 (赤)。水色の曲線は正方形井戸モデルを表します。セクション5で説明されているように、進入領域でのフラックスが徐々に低下していることに注意してください。
4 イベントジオメトリ
図5:SOAR弦に当てはめた2つの円は、イベント時の29P中心の可能な解を示している。南（北）の解は紫（黒）で、
1σ中心部と円形の縁部は薄紫色（それぞれ灰色）で不確実性があります。
弦の各端点は、観測者の視点から見た星の位置と掩蔽天体のシルエットの交点を表します。中心を変えることで、弦の端点に円を当てはめることができます。円は、1つの正の検出で済みます。そのためには、等価半径を使用します。
Requiv = 32.3スピッツァーで得られた[12]。円の中心位置については2つの可能な解がある（fc、gc）の2つの解が考えられます。北（南）解は中心が弦の北（南）側に位置する解です。この文脈では、座標は
f0、g0=（0、0）最接近時の目標天体の天体位置を天体暦で定義する。つまり、
fc、gcはエフェメリスのオフセットとして理解できる。最もよくフィットした円を図5に示す。紫色の円（南の解）の中心位置は
fc= −6.8±0.7 kmとgc=−71.6±1.1 km、黒丸（北解）の中心位置は
fc= −4.4±0.7 kmとgc= −38.7±1.1 km。北と南の解が考えられるので、軌道フィッティングでは両方を29Pの天文位置として使用する必要がある[27]、さらなる観測によってどちらかが好ましいと示される前に、2つの位置の差はわずか6ミリ秒であることに注意してください。したがって、これらは地上観測から得られる位置よりも良い位置を表しています。2022年12月05日の地方最接近時刻08:11:24.8 UTCにおける29Pの天文測量地心位置を表1に示します。
表1:地心最接近時である2022年12月05日08:11:24.8 UTCにおける29P中心の2つの解の天文測量位置。
5 進入時に徐々に暗くなる星
恒星が核の背後に進入する間に、放射量が徐々に減少するのを観測します。この放射量は核から出るときには消えているように見えます。これは、1) 恒星が不透明体によって徐々に隠され、縁の地形的特徴が明らかになる、または 2) 核に近い濃い塵の雲またはジェットのような特徴が恒星の放射量を部分的に遮る、と解釈できます。これら 2 つの仮説については、以下で説明します。
SOAR弦の長さは54kmで、29Pの推定等価直径は
Dequiv〜64km であれば、弦の長さはほぼ直径と等しいと想定できます。進入時のフラックスの緩やかな低下が、29P の縁によって星が部分的に掩蔽されているためだとすると、弦の長さは約 74 km になります。ただし、弦の長さを考えると、かすめる現象が発生する可能性は非常に低く、この場合、ほぼ点状の星のサイズを考えると、さらに低くなります。この意味で、地形的解釈はありそうにありません。2 つ目のオプションは、この特徴を、表面上の塵の雲またはジェットのような構造を表す半透明のスクリーンとして分析することです。
図6:観測データ (黒) に最もよく適合するモデル化された光曲線 (赤)。シアン色の曲線は、核による掩蔽 (B から C) の直前の恒星の光束を遮る半透明のスクリーン (セグメント A から B) の段階的モデルを表します。
このモデリングは第3章で説明した手順に似ていますが、入退出時間以外に、徐々に暗くなるようにボックスの不透明度を変えます。最良の合成光曲線は、
χ^2生成された10万のモデルと観測された光曲線を比較した統計。
1σ限界誤差範囲は、χmin^2 +1
図6は、提案された半透明構造と不透明核に当てはめた段階的モデルを示している。当てはめられた半透明の箱は、最小高さまで広がる塵の集積として解釈できる。
核縁から光学的深さで23.4km τ=0.18±0.02（この光学的深さはエアリー回折を考慮に入れている[28]）。核（セグメントBC）による掩蔽により、弦の長さがわずかに短くなることに注意してください（〜段階的なフラックスの変化（第3節）を無視すると、天文測定上の位置にとって重要ではない、以前のフィッティングと比較すると、このフィッティングは51.7 kmになります。
6 追加物質の検出限界
等価幅は、アーク検出による光曲線における追加物質の検出限界を決定するために採用された[29]海王星の恒星掩蔽（1983-1989年）の期間中、同様のアプローチが用いられ、見かけの不透明度の上限が確立された。
p′冥王星周辺の構造物について[30]、カリクロー[31、32]、クワオア[33、34]、キロン[35]、エケクロス[36]等価幅とは、幅1.5インチの半透明構造と同じ量の恒星光を遮る不透明ストリップの幅として定義されます。
Wrこの量は恒星の見かけの直径や回折には依存しない。なぜなら、どちらの効果もエネルギーを保存するからである[29]。
見かけの等価幅の上限（29Pの極方向がないため、空の平面上で計算される）は、フラックス対時間光曲線を見かけの等価幅に変換することによって計算されます。
Ｅ′（i）天空面の半径距離との比較
Ｅ′（i）=[1−ϕ（i）]Δr（i）、 （１）
どこϕ（i）は正規化されたフラックスであり、Δr（i）は天空平面に投影された連続する点の間の半径距離であり、iはフレーム番号である。
3σ標準偏差はすべてのデータポイント（N=ポイント2,988）が、主天体掩蔽の外側の領域で観測された。その結果得られた曲線は、図7に拡大して示されており、Ｅ′（i）29Pを中心とする約7,000kmの半径距離に対して、3σ恒星フラックスの標準偏差ϕ（i）見かけの不透明度の上限を決定する
p′。3σ見かけの等価幅と見かけの不透明度の上限は
Ｅ′（i）〜2.3 kmと
p′〜0.3、天空面の半径距離をカバーする〜22,700 km（または6.0秒角）である。これは、これら2つの極端なケースの中間の解を持つ構造であれば、検出可能であることを意味している。つまり、幅が約2.3 kmの不透明な構造、または幅が約1.5 kmの半透明な構造である。
Ｗ⟂〜7.4 km（光度曲線の平均空間分解能）で、見かけの不透明度はp′0.3。
図7:最接近前（上段）と最接近後（下段）の領域における、半径距離の関数としての見かけの等価幅。視覚的にわかりやすいように、天空面全体で7,000 kmをカバーしています。灰色の水平矢印は時間経過を示しています。青い破線は、Ｅ′分布を示し、赤い点線は3σ上限Ｅ′
緑の水平線は3σ25 km 再サンプリングされた曲線の上限 (赤)。矢印は、フル解像度 (黒) および再サンプリングされた (赤) 曲線の上限を超えて特定された特徴を示しています。25 km 再サンプリングされた曲線 (青矢印) には、ダスト クラウド/ジェット (セクション 5) も確認できます。
上記の特徴は、3σ物体の中心から平均1,723kmの距離で切断され、この中心が2つの可能な円形解の平均値であると仮定する。進入領域（メインイベントの前）では、特徴はＥ′=2.8 km (3.6σ）は、1,715 kmの高度で空中に出現します。出口（メインイベント後）の地形は、1,730 kmの高度で空中に出現し、
Ｅ′=2.4 km (3σこれは幅が〜7.6 kmと見かけの不透明度p′=0.368そしてp′=0.316、それぞれ入口と出口である。この距離は共回転領域（〜1,757 km）は、核の自転周期57.7日（爆発の周期から推定）を考慮して得られた値である[37]）、半径32.3 km、密度ρ=1,119kgm^−3（活動中のケンタウルス族キロンからの推定値に基づく[35]）。観測された外れ値の重要性を評価するために、データにガウス分布を仮定して計算を行った。
2,988データポイントでは、約9つのデータポイントを超えると予想されます
3σそして約1データポイントを超える
3.5σ完全に偶然の産物です。
3σそして3.6σレベルは注目に値するが、それ自体が統計的有意性を示すものではない。しかし、これらの外れ値の対称的な位置は興味深く、さらなる調査を必要とする潜在的な非ランダムパターンを示唆している。
25kmのビンを使って少し大きめの構造を探したところ、
3σ分布の平均から切り取られた、第5節で示した核に近い半透明の特徴と他の2つの特徴。これまで示した構造とは異なり、これらはフラックスドロップ内に多くの点を持ち、これらの検出の重要性が高まり、
3.8σそして3.9σ
それぞれ入口と出口の領域の平均の。これらの潜在的な検出の特性を決定するために、見かけの不透明度を変化させた正方形ボックスフィットを適用しました。
1,352.3±1.0 km（それぞれ1,796.8±2.2 入光時（または出光時）の天空面の中心から1.5km離れたこれらの地形の平均幅は
Ｗ⟂=29.4±2.2 kmと光学的深さτ=0.11±0.03（それぞれＷ⟂=28.0±5.0 kmと光学的深さτ=0.13±0.06）、粒子の個々の回折を考慮すると[28]およびエラー1σレベル。
7 結論
この研究では、2022年12月5日にSOAR望遠鏡で観測された、ケンタウルス29Pによる史上初の恒星掩蔽の結果を紹介します。このイベントには、29Pが活動的であり、広範囲の彗星コマを示していたときに、等級G = 16.9の恒星が関与していました。取得された画像はコマ汚染を減らすように補正され、差分開口測光法によって恒星掩蔽光曲線を抽出できるようになりました。
このシングルコードイベントにより、29Pの天文位置をより正確に決定できるようになり、軌道と将来の恒星掩蔽の予測が改善されます。私たちの分析では、位置誤差が1年間の軌道弧の後、約1,600 km（0.375秒角）4から約260 km（0.061秒角）5に大幅に減少したことが示されました。特に、この精度の向上は、29PがJFCゲートウェイ領域として知られる位相空間の動的カオス領域に存在するため、オブジェクトの長期的な進化を理解する上でより広範な意味を持つ可能性があります。これは、次のように定義されています[7]この領域の混沌とした性質は、軌道パラメータの小さな変化でさえも天体の永年進化研究に影響を与える可能性があることを示唆しています。これにより、29Pが動的クラス間を移動するのか、それとも位相空間の安定したポケット（ローブ）内に留まるのかを調べる将来の研究の可能性が開かれます[38]。しかし、この点は今回の研究の範囲を超えています。
29Pの核は掩蔽の6日から13日前の間に3回の顕著な爆発を起こした。最初の爆発は2022年11月21日であった。95±0.30、振幅3.75等級、その後2022年11月27日に爆発が発生。69±0.15、振幅1.65等級、2022年11月29日に小規模な爆発が発生。15±0.03、振幅は0.32等級。具体的には、これら3つの強度はそれぞれ164、96、32核当量であり、1核当量とは、核の絶対等級R(1,1,0)を等しくしたものとみなされる。
9.77±0.04この値は、29Pの未発表のコマプロファイル観測（2014年から2023年の間に2.0m望遠鏡を使用して静穏時に得られた38エポックの観測）に基づいています。
密度範囲を考慮すると400–1,118kgm^−3 [39、35]と同等の半径R同等の=32.3 km [12]、29Pの表面に対して垂直に測定された放出物質の予想速度は15–25ms^−1
モデルによれば、29Pの表面から塵が放出される速度は、太陽中心からの距離で〜6 auは、10–20ms^−1 [40] 1P/ハレー彗星から放出された粒子の測定〜14 auは速度を示す14.5ms^−1 [41] 2016年に撮影された174P/エケクルスの直接画像に関する研究では、約95ms^−1
2016年7月3日にESAの彗星探査機ロゼッタに搭載されたいくつかの機器で観測された67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の爆発から、塵粒子の速度は
0.41–25ms^−1 [42]。これは、爆発中に放出された物質が放出された粒子に異なる結果をもたらす可能性があることを意味しており、一部は核に戻り、他の一部は脱出速度に達して放出される可能性がある。この特徴を生み出す活動が核の朝側で発生し、したがって日射駆動の流出であると仮定すると、これは逆行回転を意味する。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による29Pの最近の観測では、3つの活動領域で局所的なジェットの特徴が明らかになり、前面のジェットは太陽熱駆動の流出に関連している[43このシナリオでは、この彗星ジェットの最も密度の高い部分を、塵を吹き飛ばすガス放出段階か、あるいは物質（塵の雲）が核に落ち込む段階で、光度曲線で探査している可能性がある。私たちの分析では、星が進入中に徐々に暗くなることが明らかになった。これは、塵が表面から約23kmの高さまで最低到達し、光学的厚さがτ=0.18±0.02。
光曲線には、追加物質の特徴であるフラックスドロップが特定されたが、その重要性は低いものの、天体の中心に関する対称性は注目に値する。可能性は低いが、これらの特徴は、核から放出された物質が局所的に蓄積し、デブリエンベロープやその他の閉じ込められた狭い構造を形成していることを示唆している可能性がある。フル解像度の光曲線を分析すると、見かけ上同等の幅を持つ可能性のある構造に対応する単一のデータポイントフラックスドロップが特定される。
Ｅ′=2.8 kmとＥ′=2.4 km、約遠い、1,723km
25kmの再サンプリングされた光度曲線では、彗星核から25km上空のフラックスの変化は、3σ上限は異なる距離で現れる：1,352.3±1.0
前回の最接近領域における核中心からkmの距離では、この特徴の幅はＷ⟂=29.4±2.2 kmと光学的深さτ=0.11±0.03最も接近した後、別の特徴が1,796.8±2.2 キロメートル、幅Ｗ⟂=28.0±5.0 kmと光学的深さτ=0.13±0.06この研究で提案された構造の光学的な深さの値は、他の小天体の周りの塵構造について報告されている値の範囲内で文脈化することができます。たとえば、彗星17P/ホームズの衝突の観測では、その塵コマの光学的な深さは約τ=0.003–0.004距離を置いて〜1,770 km（1.5秒角）で、彗星表面近くの領域（〜12 km）光学的に厚くなる[17ロゼッタ宇宙船に搭載されたOSIRIS機器からの現場データにより、 2016年5月のチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pの爆発時の噴煙の光学的厚さの測定が可能になり、推定値はτ〜0.65 [44]恒星の掩蔽を通して頻繁に観測されるキロンのようなケンタウルス族は、さらなる洞察を与えてくれる。例えば、1994年3月に観測された掩蔽では、光学的厚さが1以下の彗星ジェットと解釈される物質に起因する光曲線の変化が明らかになった（τ<1) [45しかし、その後の観測により、キロンの周りに環系が存在することが示唆されている[46、47、48、49、50]。特に、図 1 の F2 の特徴は、[45]は、光学的深さがτ〜0.11、私たちの調査結果の一部と比較できます。
私たちの研究は、29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1の理解を深めることに貢献し、小天体の複雑な挙動と構造を明らかにする上で恒星掩蔽の価値を実証しています。これらの観察に基づく将来の研究は、太陽系における彗星の動的プロセスと進化の経路を明らかにするのに役立ちます。
恒星掩蔽によるケンタウルス29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1とその核付近の環境
概要
彗星は、太陽系の初期の状態やプロセスに関する貴重な洞察を提供します。恒星による掩蔽により、通常はコマに隠れている彗星核の詳細な研究が可能になります。コマを通過する恒星の光を観測することで、核付近の塵の光学的厚さを推測し、塵の不透明度の検出限界を決定するのに役立ちます。直径約60 kmのケンタウルス族の29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1は、ケンタウルス族から木星族の彗星に移行する領域にあります。私たちの研究は、29Pによる掩蔽が初めて観測されたことを示し、将来的には軌道をより正確に把握し、他の掩蔽をより正確に予測できるようになります。光度曲線は、固体の検出が持続することを明らかにし
3.65±0.05 秒、弦の長さは約54kmに相当します。これは、物体の半径の下限値であり、27.0±0.7km
我々は、核から1,700 kmの天空平面で主天体掩蔽の両側の特徴を特定し、見かけの不透明度と等価幅の上限を決定した。進入中のみ核から23 km以内で徐々に暗くなるのは、表面上の局所的な塵雲/ジェットと解釈され、光学的厚さはτ〜0.18約1.5 kmである。
キーワード:恒星掩蔽、彗星コマ、ケンタウロス、彗星
1 導入
彗星は、初期の太陽系の残骸として、私たちの天界の近隣を形成した条件とプロセスに関する貴重な洞察を提供します。彗星は、軌道特性に基づいて2つのカテゴリに分類されます。長周期彗星（LPC）は、長い軌道周期を持つ非常に楕円形の軌道を持ちます（Ｐ> 200 年）は、通常、遠方のオールトの雲（〜10^4−10^5 au) [1短周期彗星は、以下の短い軌道周期を持つ天体として定義されます。
200 年[1]。例としては、ハレー型彗星（HTC）が挙げられます。20 <Ｐ< 200年 オールトの雲で発生したと考えられる[2]、および木星族彗星（JFC）は、Ｐ < 20年 木星の影響を動的に受け、カイパーベルト領域から発生した可能性が高い。
カイパーベルト天体（KBO）が内側に進化してJFCになると、これらの天体は木星と海王星の間の混沌とした軌道上に一時的に存在し、ケンタウルス級の起源となる[3]ケンタウルス族天体の起源は明確には解明されていないが、散乱円盤天体（SDO）や他の太陽系外縁天体（TNO）から進化したのではないかという仮説がある[4]この進化は、海王星を横切る軌道への移行から始まり、その後、木星と土星の影響を受ける領域への重力散乱が続くと考えられます。[5]、少なくとも3分の1のケンタウロスがJFCの人口に注入されることになる[6]。
29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1（以下29P）と名付けられたこの天体は、その興味深い行動とダイナミックな性質から天文学者の注目を集めてきました。1927年にドイツのハンブルク天文台で活動中のアーノルド・シュヴァスマンとアルノ・アーサー・ヴァッハマンによって発見され、当時は彗星として分類されていました。この天体は、太陽の周りを半長径の準円軌道で周回しています。
a = 5.98 au、低傾斜 i =9.4°、公転周期は約14年（JPL K192/80）。したがって、核からの頻繁な物質放出を無視すると、29Pはケンタウルス族に分類されます。より正確には、この天体は「ゲートウェイ」と呼ばれる領域にあります。これは、天体がケンタウルス族からJFCに移行している領域です[7]。大きさで言えば、[8]直径を報告 40±5km
29Pの直径は、NASA赤外線望遠鏡施設（IRTF）による観測から算出された100万キロメートルである。スピッツァー宇宙望遠鏡による観測では、直径は
54±10 km [9]、WISE測定では直径は
46±13 km [10]さらに、[11]直径を推定する
Ｄ= 60.4−5.8+7.4 km、より正確な値はＤ= 64.6±6.2 km [12] は、コマの寄与をモデル化して除去することで得られた。29Pの軌道は、この論文で報告されている2022年12月5日の観測を使用して更新される予定である。29P核は、2022年12月19日から2023年1月28日までの間に3回のイベントで検出され、それぞれ4回と5回の固体検出があった。弦にフィットした見かけの楕円の寸法は、67.9×53.3km
2023年1月28日に 78.2×48.2 km、2022年12月19日[13]この寸法は、等価直径60.2km < Ｄequiv < 61.4km。
恒星掩蔽は、太陽系の小天体が恒星の前を通過する現象で、通常はコマの下に隠れている彗星核を詳細に研究するまたとない機会を提供します。彗星コマを通過する恒星の光を観測することで、天文学者は核に近い塵の光学的厚さを推測したり、塵の不透明度の検出限界を決定したりすることができます。[14]。活動的な彗星は広範囲のコマを呈するため、天体の光の中心を正確に取得することはできない。これは、彗星の天文位置の精度が低く、恒星の掩蔽予測に重大な誤差があることを意味するが、彗星核による掩蔽が検出されるとこの問題は克服される。この意味では、彗星核による掩蔽よりも、アパルス（または彗星大気による掩蔽）を観測する方が一般的である。アパルスは、レヴィ（1990 XX）彗星によって観測され、その影響パラメータは
3,500 kmおよびコマ光学的厚さτ= 0.4 [15]コマ内の吸収スペクトルを探すことを目的として、2007年11月から2008年9月にかけて、17P/ホームズ彗星とC/2007 W1（ボアティニ）彗星の大気がアパルスを使って探査された[1617P /ホームズコマは2007年10月に恒星掩蔽によっても検出され、星の光の減光は光学的厚さが
τ= 0.04内で〜1、770 km（1.5秒角）以内、0.01秒角（12 km）以内に厚い塵のコマがある[171996年10月、ヘール・ボップ彗星（C/1995 O1）による恒星掩蔽により、τ≥ 1 核中心から20～70km以内[18]。
この研究は、29Pによる掩蔽が初めて観測された結果を提示しており、この天体ではこれまで達成できなかった精度で天文測量上の位置を決定することに成功しました。これにより、将来的に軌道を改良し、より正確な恒星掩蔽予測を行うことができます。また、この天体の周辺で追加の物質を探索し、中心核から約1,700 kmの距離にあるいくつかの特徴を特定しました。進入中に星が徐々に暗くなったのは、中心核の近くに少なくとも表面から23 km上方に広がる塵の雲またはジェットのような特徴で、光学的厚さは
τ′= 0.18±0.02
また、見かけの不透明度と見かけの等価幅の検出上限も決定します。
2 予測と観察
この研究で調査された恒星の掩蔽は、ラッキースタープロジェクトによって、小惑星の運動の数値積分（NIMAv2、559の地球ベースの直接観測に基づく）エフェメリス1 [19]および Gaia Data Release 3 (Gaia DR3) ソース[20] 。図1に示すように、影の経路は2022年12月5日8時14分19秒UTCにチリとアルゼンチンの中央部を横切ると予測されました。星（Gaia DR3 888441442906065536ソース）の等級はG = 16.9です。このソースの再正規化単位重量誤差（RUWE）2は1.027に等しく、カタログには二重星ではないことを示す偽のフラグがあります。イベントの時点で、スカイプレーンに投影された彗星の見かけの動きは、位置角274°で0.24"/分でした。
これは地球中心の速度に等しい。
14.8キロs^−1
直径60kmの天体の場合、中心性の最大持続時間は4.1秒と予想される[11]。恒星の赤道座標は、固有運動と視差を使用してイベントエポックに伝播されました[22]、その結果、日付の春分における地心位置は次のようになります。
RA:6h 50m 43.88513s±0.49mas、
DEC:+29∘ 23′ 47.8773" ±0.49mas。
この現象の前に、29Pの核は一連の注目すべき爆発を起こしており、特に2022年11月21日0.95±0.30、の爆発は強烈だった。
その後2022年11月27日に2回の追加爆発が発生。69±0.15および2022年11月29.15±0.03で、後者は予測された掩蔽のわずか6.2日前に発生しました（MISSION 29P 3のデータ）。11月27日と11月29日の爆発は比較的弱かったものの、掩蔽に近かったため、残留噴出物が一時的に核に近い軌道に留まる可能性が高まりました。
この観測は、チリのセロ・パチョンにある南天体物理研究望遠鏡（SOAR）で行われた。この望遠鏡は、直径4.1メートルの主鏡とリッチー・クレティエンf/16光学系を備えている。画像は、SOAR天文台のビジター機器としてラプターフォトニクス社が開発したラプター247マーリンカメラを使用して、オープンフィルターホイールを介してフレキシブル画像転送システム（FITS）形式で取得された。このカメラの視野は約
1.2′×0.9′また、正確な時間同期のために GPS を利用しています。データセットには、露出時間 0.5 秒の科学画像 2,998 枚と、バイアスとピクセル間の感度のばらつきを補正するためのキャリブレーション画像約 100 枚が含まれています。Raptor カメラのデッドタイムはごくわずかです。
図1:推定半径を考慮した影の経路を示す予測マップ（青い実線）。黒い点は互いに60秒離れている。赤い破線は、1σ
経路の不確実性。矢印は影の移動方向を示します。この予測の最初のバージョンは、Lucky Star の Web ページで公開されました。SOAR では、掩蔽が薄明時に発生したことに注意してください。この複雑さは、露出時間を調整することで管理されました。
3 データ分析と瞬間の決定
初期データセットは、画像縮小・解析施設[IRAF、23]この手順により、画像取得中に生じたアーティファクトや不正確さが確実に低減されます。次に、天文画像を自動的に縮小するためのパッケージの光度測定タスク[PRAIA、24]。ターゲット星に対して行われた開口測光中に、彗星のコマによる汚染を検出しました。この汚染を効果的に除去し、測光開口に入るコマの散乱光による大きな干渉のない光曲線を取得するために、データセット内の各画像を個別に処理します。
のxそしてy
測光分析から得られた位置データは、画像内の星を正確に位置合わせするために使用されます。これらの位置合わせされたフレームは、移動する物体の相対的な動きを分離し、固定された恒星の背景に対するそれらの動作の集中的な分析を容易にします。オブジェクトの軌道が観測フィールド内で直線として表示されると仮定すると、1次多項式をあてはめて各フレームの理論的な位置を取得し、後続の分析の精度を高めることができます。これらの理論的な位置を使用して、彗星の静止フレームでメディアンスタッキングを使用して合成フレームが生成され、星が消えて彗星のコマが明確に表現されます。最後のステップは、図2に例示されているように、このスタックされたフレームを各フレームから減算することです。
図2:彗星のコマによる汚染の除去。コマ除去処理前 (a) と後 (b) のデータセットの最初のフレーム。フレーム c と d は、それぞれコマ除去処理前と後の掩蔽の中心瞬間です。赤い円は、掩蔽天体 (マゼンタ領域) から分離されたターゲット星を示します。シアン領域は、ターゲット星と掩蔽天体のフラックスを示します。緑の領域は、差分開口測光中に使用された参照星を示します。各フレームの視野 (FOV) は次のようになります。
〜1.2′×0.9′。
最後に、コマを除去したフレームを使用して差分開口測光を行うことができます。ターゲット星のフラックスは円形の開口で測定され、視野内の他の 2 つの星は空の変動を緩和するためのキャリブレーターとして使用されました。光度曲線を正規化するには、次の手順に従います。i) 測光から、空の背景から補正されたターゲットとキャリブレーターのフラックス (ADU) を取得します。ii) これらのフラックスは、それぞれの中央値で割って正規化され、外れ値の影響を受けません。この光度曲線をトレンド除去されていないと呼びます。iii) Savitzky-Golay (SG) デジタル フィルターを使用して、135 秒のウィンドウを使用してこれらの系統的なフラックス変動の傾向を計算しました (〜掩蔽の外側の領域では、平均空間解像度 7.4 km で 1,000 km の領域が観測されました。その後、掩蔽内の領域を多項式関数で補間しました。iv) トレンド除去されていない光曲線を SG 再サンプリングされた光曲線で割ることで、トレンド除去された光曲線が得られ、系統的な低周波フラックス変動が除去されました。同様のアプローチを使用して、トランジット光曲線の系統的変動を減らし、太陽系外惑星の検出を改善しました[25コマ除去と正規化処理の結果は図 3 に示されています。現在の方法論では、拡散構造とより広い構造は除外されています。この意図的な決定により、光度曲線の緩やかな変化が修正されますが、恒星のフラックスを消滅させる天体の周囲の拡散物質の存在が考慮されない可能性があります。
図3:開口測光から得られた光曲線。a) 彗星コマが除去される前の画像から得られた光曲線。b) 彗星コマから補正されたフレームの差分測光から得られたトレンド除去されていない光曲線 (黒い点) を、Savitzky-Golay (SG) デジタル フィルター (赤) で得られた再サンプリングされた光曲線の上にプロット。c) トレンド除去プロセス後の正規化された光曲線。
恒星掩蔽低減解析[SORA、22]パッケージで、シャープエッジボックスによる掩蔽をフレネル回折、見かけの星の直径、観測波長、露出時間で畳み込んだ合成光曲線を構築します。2 つのパラメータに対してグリッド検索を実行し、解空間を探索することで 100,000 のモデルを生成します。これらのモデルは、カイ二乗検定 (
χ^2）統計量を使用して、最も適合するモデルを決定します。適合プロセスには、N = 40のデータポイントと2つの自由パラメータ（M = 2）が含まれ、最小のモデルはχ^2値が選択されます。入口と出口の時刻は08:11:23.00です。 ± 0.06 UTC および 08:11:26.64 ± 0.07 UTC、掩蔽期間は3.65±0.09 秒と長さ54.2±1.3 km。最小χ^2自由度あたりはχpdf2 = 0.902
機器応答がこの光度曲線を支配しています（0.5秒または7.42 km）。フレネルスケール効果の計算値は0.035秒または0.52 km、星の直径効果は0.013 kmです（星の見かけの直径が0.003 masの場合[26]を29Pの距離5.16 auに投影したもの。最も適合したモデルを図4に示す。
図4:観測データ (黒) に最もよく適合するモデル化された光曲線 (赤)。水色の曲線は正方形井戸モデルを表します。セクション5で説明されているように、進入領域でのフラックスが徐々に低下していることに注意してください。
4 イベントジオメトリ
図5:SOAR弦に当てはめた2つの円は、イベント時の29P中心の可能な解を示している。南（北）の解は紫（黒）で、
1σ中心部と円形の縁部は薄紫色（それぞれ灰色）で不確実性があります。
弦の各端点は、観測者の視点から見た星の位置と掩蔽天体のシルエットの交点を表します。中心を変えることで、弦の端点に円を当てはめることができます。円は、1つの正の検出で済みます。そのためには、等価半径を使用します。
Requiv = 32.3スピッツァーで得られた[12]。円の中心位置については2つの可能な解がある（fc、gc）の2つの解が考えられます。北（南）解は中心が弦の北（南）側に位置する解です。この文脈では、座標は
f0、g0=（0、0）最接近時の目標天体の天体位置を天体暦で定義する。つまり、
fc、gcはエフェメリスのオフセットとして理解できる。最もよくフィットした円を図5に示す。紫色の円（南の解）の中心位置は
fc= −6.8±0.7 kmとgc=−71.6±1.1 km、黒丸（北解）の中心位置は
fc= −4.4±0.7 kmとgc= −38.7±1.1 km。北と南の解が考えられるので、軌道フィッティングでは両方を29Pの天文位置として使用する必要がある[27]、さらなる観測によってどちらかが好ましいと示される前に、2つの位置の差はわずか6ミリ秒であることに注意してください。したがって、これらは地上観測から得られる位置よりも良い位置を表しています。2022年12月05日の地方最接近時刻08:11:24.8 UTCにおける29Pの天文測量地心位置を表1に示します。
表1:地心最接近時である2022年12月05日08:11:24.8 UTCにおける29P中心の2つの解の天文測量位置。
5 進入時に徐々に暗くなる星
恒星が核の背後に進入する間に、放射量が徐々に減少するのを観測します。この放射量は核から出るときには消えているように見えます。これは、1) 恒星が不透明体によって徐々に隠され、縁の地形的特徴が明らかになる、または 2) 核に近い濃い塵の雲またはジェットのような特徴が恒星の放射量を部分的に遮る、と解釈できます。これら 2 つの仮説については、以下で説明します。
SOAR弦の長さは54kmで、29Pの推定等価直径は
Dequiv〜64km であれば、弦の長さはほぼ直径と等しいと想定できます。進入時のフラックスの緩やかな低下が、29P の縁によって星が部分的に掩蔽されているためだとすると、弦の長さは約 74 km になります。ただし、弦の長さを考えると、かすめる現象が発生する可能性は非常に低く、この場合、ほぼ点状の星のサイズを考えると、さらに低くなります。この意味で、地形的解釈はありそうにありません。2 つ目のオプションは、この特徴を、表面上の塵の雲またはジェットのような構造を表す半透明のスクリーンとして分析することです。
図6:観測データ (黒) に最もよく適合するモデル化された光曲線 (赤)。シアン色の曲線は、核による掩蔽 (B から C) の直前の恒星の光束を遮る半透明のスクリーン (セグメント A から B) の段階的モデルを表します。
このモデリングは第3章で説明した手順に似ていますが、入退出時間以外に、徐々に暗くなるようにボックスの不透明度を変えます。最良の合成光曲線は、
χ^2生成された10万のモデルと観測された光曲線を比較した統計。
1σ限界誤差範囲は、χmin^2 +1
図6は、提案された半透明構造と不透明核に当てはめた段階的モデルを示している。当てはめられた半透明の箱は、最小高さまで広がる塵の集積として解釈できる。
核縁から光学的深さで23.4km τ=0.18±0.02（この光学的深さはエアリー回折を考慮に入れている[28]）。核（セグメントBC）による掩蔽により、弦の長さがわずかに短くなることに注意してください（〜段階的なフラックスの変化（第3節）を無視すると、天文測定上の位置にとって重要ではない、以前のフィッティングと比較すると、このフィッティングは51.7 kmになります。
6 追加物質の検出限界
等価幅は、アーク検出による光曲線における追加物質の検出限界を決定するために採用された[29]海王星の恒星掩蔽（1983-1989年）の期間中、同様のアプローチが用いられ、見かけの不透明度の上限が確立された。
p′冥王星周辺の構造物について[30]、カリクロー[31、32]、クワオア[33、34]、キロン[35]、エケクロス[36]等価幅とは、幅1.5インチの半透明構造と同じ量の恒星光を遮る不透明ストリップの幅として定義されます。
Wrこの量は恒星の見かけの直径や回折には依存しない。なぜなら、どちらの効果もエネルギーを保存するからである[29]。
見かけの等価幅の上限（29Pの極方向がないため、空の平面上で計算される）は、フラックス対時間光曲線を見かけの等価幅に変換することによって計算されます。
Ｅ′（i）天空面の半径距離との比較
Ｅ′（i）=[1−ϕ（i）]Δr（i）、 （１）
どこϕ（i）は正規化されたフラックスであり、Δr（i）は天空平面に投影された連続する点の間の半径距離であり、iはフレーム番号である。
3σ標準偏差はすべてのデータポイント（N=ポイント2,988）が、主天体掩蔽の外側の領域で観測された。その結果得られた曲線は、図7に拡大して示されており、Ｅ′（i）29Pを中心とする約7,000kmの半径距離に対して、3σ恒星フラックスの標準偏差ϕ（i）見かけの不透明度の上限を決定する
p′。3σ見かけの等価幅と見かけの不透明度の上限は
Ｅ′（i）〜2.3 kmと
p′〜0.3、天空面の半径距離をカバーする〜22,700 km（または6.0秒角）である。これは、これら2つの極端なケースの中間の解を持つ構造であれば、検出可能であることを意味している。つまり、幅が約2.3 kmの不透明な構造、または幅が約1.5 kmの半透明な構造である。
Ｗ⟂〜7.4 km（光度曲線の平均空間分解能）で、見かけの不透明度はp′0.3。
図7:最接近前（上段）と最接近後（下段）の領域における、半径距離の関数としての見かけの等価幅。視覚的にわかりやすいように、天空面全体で7,000 kmをカバーしています。灰色の水平矢印は時間経過を示しています。青い破線は、Ｅ′分布を示し、赤い点線は3σ上限Ｅ′
緑の水平線は3σ25 km 再サンプリングされた曲線の上限 (赤)。矢印は、フル解像度 (黒) および再サンプリングされた (赤) 曲線の上限を超えて特定された特徴を示しています。25 km 再サンプリングされた曲線 (青矢印) には、ダスト クラウド/ジェット (セクション 5) も確認できます。
上記の特徴は、3σ物体の中心から平均1,723kmの距離で切断され、この中心が2つの可能な円形解の平均値であると仮定する。進入領域（メインイベントの前）では、特徴はＥ′=2.8 km (3.6σ）は、1,715 kmの高度で空中に出現します。出口（メインイベント後）の地形は、1,730 kmの高度で空中に出現し、
Ｅ′=2.4 km (3σこれは幅が〜7.6 kmと見かけの不透明度p′=0.368そしてp′=0.316、それぞれ入口と出口である。この距離は共回転領域（〜1,757 km）は、核の自転周期57.7日（爆発の周期から推定）を考慮して得られた値である[37]）、半径32.3 km、密度ρ=1,119kgm^−3（活動中のケンタウルス族キロンからの推定値に基づく[35]）。観測された外れ値の重要性を評価するために、データにガウス分布を仮定して計算を行った。
2,988データポイントでは、約9つのデータポイントを超えると予想されます
3σそして約1データポイントを超える
3.5σ完全に偶然の産物です。
3σそして3.6σレベルは注目に値するが、それ自体が統計的有意性を示すものではない。しかし、これらの外れ値の対称的な位置は興味深く、さらなる調査を必要とする潜在的な非ランダムパターンを示唆している。
25kmのビンを使って少し大きめの構造を探したところ、
3σ分布の平均から切り取られた、第5節で示した核に近い半透明の特徴と他の2つの特徴。これまで示した構造とは異なり、これらはフラックスドロップ内に多くの点を持ち、これらの検出の重要性が高まり、
3.8σそして3.9σ
それぞれ入口と出口の領域の平均の。これらの潜在的な検出の特性を決定するために、見かけの不透明度を変化させた正方形ボックスフィットを適用しました。
1,352.3±1.0 km（それぞれ1,796.8±2.2 入光時（または出光時）の天空面の中心から1.5km離れたこれらの地形の平均幅は
Ｗ⟂=29.4±2.2 kmと光学的深さτ=0.11±0.03（それぞれＷ⟂=28.0±5.0 kmと光学的深さτ=0.13±0.06）、粒子の個々の回折を考慮すると[28]およびエラー1σレベル。
7 結論
この研究では、2022年12月5日にSOAR望遠鏡で観測された、ケンタウルス29Pによる史上初の恒星掩蔽の結果を紹介します。このイベントには、29Pが活動的であり、広範囲の彗星コマを示していたときに、等級G = 16.9の恒星が関与していました。取得された画像はコマ汚染を減らすように補正され、差分開口測光法によって恒星掩蔽光曲線を抽出できるようになりました。
このシングルコードイベントにより、29Pの天文位置をより正確に決定できるようになり、軌道と将来の恒星掩蔽の予測が改善されます。私たちの分析では、位置誤差が1年間の軌道弧の後、約1,600 km（0.375秒角）4から約260 km（0.061秒角）5に大幅に減少したことが示されました。特に、この精度の向上は、29PがJFCゲートウェイ領域として知られる位相空間の動的カオス領域に存在するため、オブジェクトの長期的な進化を理解する上でより広範な意味を持つ可能性があります。これは、次のように定義されています[7]この領域の混沌とした性質は、軌道パラメータの小さな変化でさえも天体の永年進化研究に影響を与える可能性があることを示唆しています。これにより、29Pが動的クラス間を移動するのか、それとも位相空間の安定したポケット（ローブ）内に留まるのかを調べる将来の研究の可能性が開かれます[38]。しかし、この点は今回の研究の範囲を超えています。
29Pの核は掩蔽の6日から13日前の間に3回の顕著な爆発を起こした。最初の爆発は2022年11月21日であった。95±0.30、振幅3.75等級、その後2022年11月27日に爆発が発生。69±0.15、振幅1.65等級、2022年11月29日に小規模な爆発が発生。15±0.03、振幅は0.32等級。具体的には、これら3つの強度はそれぞれ164、96、32核当量であり、1核当量とは、核の絶対等級R(1,1,0)を等しくしたものとみなされる。
9.77±0.04この値は、29Pの未発表のコマプロファイル観測（2014年から2023年の間に2.0m望遠鏡を使用して静穏時に得られた38エポックの観測）に基づいています。
密度範囲を考慮すると400–1,118kgm^−3 [39、35]と同等の半径R同等の=32.3 km [12]、29Pの表面に対して垂直に測定された放出物質の予想速度は15–25ms^−1
モデルによれば、29Pの表面から塵が放出される速度は、太陽中心からの距離で〜6 auは、10–20ms^−1 [40] 1P/ハレー彗星から放出された粒子の測定〜14 auは速度を示す14.5ms^−1 [41] 2016年に撮影された174P/エケクルスの直接画像に関する研究では、約95ms^−1
2016年7月3日にESAの彗星探査機ロゼッタに搭載されたいくつかの機器で観測された67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の爆発から、塵粒子の速度は
0.41–25ms^−1 [42]。これは、爆発中に放出された物質が放出された粒子に異なる結果をもたらす可能性があることを意味しており、一部は核に戻り、他の一部は脱出速度に達して放出される可能性がある。この特徴を生み出す活動が核の朝側で発生し、したがって日射駆動の流出であると仮定すると、これは逆行回転を意味する。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による29Pの最近の観測では、3つの活動領域で局所的なジェットの特徴が明らかになり、前面のジェットは太陽熱駆動の流出に関連している[43このシナリオでは、この彗星ジェットの最も密度の高い部分を、塵を吹き飛ばすガス放出段階か、あるいは物質（塵の雲）が核に落ち込む段階で、光度曲線で探査している可能性がある。私たちの分析では、星が進入中に徐々に暗くなることが明らかになった。これは、塵が表面から約23kmの高さまで最低到達し、光学的厚さがτ=0.18±0.02。
光曲線には、追加物質の特徴であるフラックスドロップが特定されたが、その重要性は低いものの、天体の中心に関する対称性は注目に値する。可能性は低いが、これらの特徴は、核から放出された物質が局所的に蓄積し、デブリエンベロープやその他の閉じ込められた狭い構造を形成していることを示唆している可能性がある。フル解像度の光曲線を分析すると、見かけ上同等の幅を持つ可能性のある構造に対応する単一のデータポイントフラックスドロップが特定される。
Ｅ′=2.8 kmとＥ′=2.4 km、約遠い、1,723km
25kmの再サンプリングされた光度曲線では、彗星核から25km上空のフラックスの変化は、3σ上限は異なる距離で現れる：1,352.3±1.0
前回の最接近領域における核中心からkmの距離では、この特徴の幅はＷ⟂=29.4±2.2 kmと光学的深さτ=0.11±0.03最も接近した後、別の特徴が1,796.8±2.2 キロメートル、幅Ｗ⟂=28.0±5.0 kmと光学的深さτ=0.13±0.06この研究で提案された構造の光学的な深さの値は、他の小天体の周りの塵構造について報告されている値の範囲内で文脈化することができます。たとえば、彗星17P/ホームズの衝突の観測では、その塵コマの光学的な深さは約τ=0.003–0.004距離を置いて〜1,770 km（1.5秒角）で、彗星表面近くの領域（〜12 km）光学的に厚くなる[17ロゼッタ宇宙船に搭載されたOSIRIS機器からの現場データにより、 2016年5月のチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pの爆発時の噴煙の光学的厚さの測定が可能になり、推定値はτ〜0.65 [44]恒星の掩蔽を通して頻繁に観測されるキロンのようなケンタウルス族は、さらなる洞察を与えてくれる。例えば、1994年3月に観測された掩蔽では、光学的厚さが1以下の彗星ジェットと解釈される物質に起因する光曲線の変化が明らかになった（τ<1) [45しかし、その後の観測により、キロンの周りに環系が存在することが示唆されている[46、47、48、49、50]。特に、図 1 の F2 の特徴は、[45]は、光学的深さがτ〜0.11、私たちの調査結果の一部と比較できます。
私たちの研究は、29P/シュヴァスマン・ヴァッハマン1の理解を深めることに貢献し、小天体の複雑な挙動と構造を明らかにする上で恒星掩蔽の価値を実証しています。これらの観察に基づく将来の研究は、太陽系における彗星の動的プロセスと進化の経路を明らかにするのに役立ちます。
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