天の北極方向から太陽に近づいてきたオールト雲彗星 C/2017 K2近日点距離がメインベルトクラスなので、観測時は2.5から３AU辺り。以下、機械翻訳。
VLT/MUSEで観測された水氷昇華境界周辺のC/2017 K2彗星のコマ環境
概要
オールト雲彗星 C/2017 K2 (以下、K2) が 2.53 auで近日点に向かう途中の新しいイメージング分光観測を報告します。
H2O 氷が彗星の活性化に重要な役割を果たし始める日心距離付近。 6 500–8 を超える正規化された反射率
その内側 (彗星中心距離 ρ ≈ 10^3 km) と外側 (ρ ≈ 2 × 10^4 km) の 500 Å コマエは 9.7±0.5 と 7.2±0.3 % (10^3 Å)^−1、
それぞれ、後者は、彗星が土星の軌道を超えたときに観測された傾きと一致しています。 K2のダストコマ
観測時には、3つの異なる集団が含まれているように見えます.mmサイズのチャンクが ρ で優勢です。 10^3キロ; 10^5-km 定常状態のダスト エンベロープ。 そして新鮮な反太陽ジェット粒子。 ダスト チャンクは連続体信号を支配し、全体に分布しています。
近くよりも赤い塵を伴う昏睡領域と同様の半径距離スケール。 それらはまた、OI1D と共空間であるように見えます。
チャンクは、H2O 氷と耐火材料の割合 (≧1 %) を収容できること。 ジェット粒子はどの粒子とも共存しません。
ガス種が検出されました。 外側のコマ スペクトルには、C2(0,0) スワン バンド、OI1D、および CN(1,0) 赤からの 3 つの重要な放射が含まれています。
NH2 が全体的に不足しています。 すべての OI1D フラックスが H2O 解離の結果であると仮定して、上限を計算します。
水生成速度 QH2O は～7 × 10^28 molec /s
(2 倍の不確実性)。 生産比率対数[QC2/QCN] のK2 は、彗星が典型的な炭素鎖組成を持っていることを示唆しています。
太陽。 私たちの観測は、4 au を超えて放出された K2 の核の近くの水の氷を含む塵の塊 (>0.1 mm) が、
その非常に低いガスの回転温度と、同様に報告された光学ライトと赤外線ライトの不一致が原因です。
地心距離。
キーワード。 彗星: 一般 – 彗星: 個別: C/2017 K2 (PANSTARRS) – 方法: 観測、数値 – 技法:イメージング分光法
1.はじめに
私たちの太陽系で最も変化の少ない微惑星の 1 つである彗星は、ちりと氷で構成されています。 氷の昇華はほこりを巻き込み、
ガス分子、彗星コマを形成し、その発達は
主にその核の性質によって決定されます。 そのため、識別活動は、特性に関する貴重な洞察を提供します。
彗星の核を構成する構成要素。
コメット C/2017 K2 (PANSTARRS) (以下、K2) は活動中です。
~2.5–3.0 天文単位の日心距離を横切るオールト雲彗星
2022 年 7 月の太陽から、彗星のガス放出の主な引き金が超揮発性の氷から H2O の氷 (いわゆる水氷昇華境界; ブルム等。 2014; ウォマックら
アル。 2017; ガンドラック等。 2020）。 K2はすでに10^5km 規模のコマが土星の外にある (Jewitt et al. 2017)を開発しました。
カイパーベルトで開始されました (Jewitt et al. 2021)。 ～10^3 までの発塵率
太陽から同様の距離にあるほとんどの彗星の倍 (e.g. Garcia et al. 2020)、K2 はユニークな以前は見られなかった活動体制を詳細に研究する機会。
K2 が水の氷昇華境界を越えたときの監視中に、7 月の初めに ESO/CRIRES+ で観測したところ、約 2.7au で予想外の不一致が明らかになりました。彗星の明るさと予想される活動にもかかわらず、
ガス分子とダスト連続体の赤外線放射の特徴
COのいくつかのかすかな線を除いて、ほとんど識別できません（図1、リッピ等。 2022, Lippi et al., in prep.)、CH4、および C2H6 の比較
それらの光学的対応物から期待されるものに (Jehin et al.2022年）。 一般的な彗星の場合、赤外領域は約 3 ～ 5 µm を超えます。
分子からの基本的な蛍光発光を含む
原子核から直接放出される (すなわち、「一次分子または親分子」、例えば H2O、CH4、CO、および CH3OH; Bockelée Morvan et al. 2004)、太陽の反射光と熱ダストの組み合わせに重ね合わされる 連続体。 分子として
原子核から外側に移動すると、太陽の光子と相互作用して光解離します。 光解離生成物 (すなわち、「二次分子または娘分子」、たとえば C2、NH2、およびCN; フェルドマン等。 2004) は、約 0.4 ～ 1.0 μm を超える光学ドメインで発光機能を生成します。 娘からの明るい発光
分子は通常、赤外線で対応する親分子の存在を示します (Mumma & Charnley 2011; Biverら。 2022): たとえば、で測定された大量の OH
光学的には、赤外線でサンプリングされた親分子の H2O と同程度の量に対応するはずです。 これに関して、K2で観察された不一致は、代替ソースを示唆します。観測された娘分子に対して埋め込まれた氷ではなく、
私たちがまだ気づいていない核またはいくつかの物理的プロセスの。
さらに、非常にかすかな熱ダスト連続体は、低温環境と異常なサイズ分布および/または組成を持つダストを示唆しています。
何に関する空間的に解決された情報の欠如
観測された不一致が彗星の典型的なものかどうかを判断するのが難しくなります。
水の氷の昇華境界を越えるか、それが一意である場合
K2彗星へ。 そこで、Multi Unit Spectroscopic Explorer MUSE を用いて 2.53 天文単位でワンエポック観測を行いました。
彗星がまだ同じ活動体制内にある場合
上記の光学および赤外線観測。 ミューズと
ダストに関するスペクトル情報と空間情報を同時に提供
ガスコマ種がどのように活動しているかを調べることを目指しています。
コマ信号を構成し、そこから観察された不一致の可能な説明を示唆します。
図1：観測されたC/2017 K2のCOスペクトルの比較
7 月に ESO/CRIRES+ で(上のパネル、Lippi et al.、準備中) と C/2006 W3 (Christensen)、2009年 10月に観測
ESO/CRIRES を使用 (下のパネル、Bonev et al.2017)。 彗星は 2.75 天文単位の日心距離にあり、それぞれ3.25au。 両方のパネルで、赤い線は CO を示します
黄色の点線は±1σのノイズです。 C/2006W3 (クリステンセン) は、C/2017 K2 よりも日心距離が大きく、CO ライン
後者はノイズレベルです。
図 2: (a) K2 コマのビン化されていないスペクトル (ステップ
1.25 Å) より小さい (約 10^3 km の彗星中心距離 ρ に対応する; 緑) とより大きい (ρ ≈ 2 × 10^4km; 紫) 半径円形開口部。 (b) の相対反射率
K2 は 6 000 Å で正規化されています。 K2 のスペクトルは一致するようにビニングされます
太陽スペクトルのスペクトル分解能 (5 Å)。 三本の矢
ガス種の重要な放出特徴をマーク: C2(0,0) バンド
～5 100 Å、OI1D 線が 6 300 Å、CN(1,0) 赤色バンドが～9 200Å。 丸と菱形は、rH で取得した K2 のデータです。
それぞれ～15.5 および ～15.4 au (Meech et al. 2017)。
図 3: (a) K2 の方位角で平均化された半径方向プロファイル
Johnson V と R および Cousins I フィルター。 2 つのガイドライン
-1 と -1.5 の勾配が比較のためにプロットされています。 (b) の地図
正規化された反射率 S' A. 2 × 2 ビニングが採用されています。
各ピクセルが 000 をカバーすること
.4. 赤いプラス (+) は視心を示します。 負の速度 (−v) と反太陽方向 (r ) のベクトルは次のとおりです。
与えられた。 上が北、左が東です。
図 4: (a) 2022年 7月 26日の UT の K2 の強化されていない ZTF zg バンド画像。ベクトル表記は図 3 で使用されています。赤いプラス (+)
ピークフラックスによって定義される核の位置をマークします。 (b) 方位角中央値から分割することによって強化された zg バンド画像
プロフィール (Samarasinha et al. 2013)。 (c) K2 coma のシンクロネスとシンダイン。 赤い破線は同期であり、ZTF 観測の 1、5、15、30、60、90、120、180 日前に放出されたダストの位置を下から上に示します。 シアン
曲線はシンダインであり、それぞれが下から時計回りに 1、0.3、0.1、0.03、0.01、0.003、および 0.001 の定数 β を持ちます。 非ゼロ初期流出速度は、南から南東に広がるダストを説明するために必要です。これは、
ダストパラメータがテストされました。 関心のあるコマの特徴を強調するために、輝度レベルは線形スケールで各画像で任意に調整されました。
図 5: (a) K2 (オレンジ) と67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ (緑、オピトムから引用)
ら。 2020) は、フラックスとスロープが K2 のものに調整されています。
(b) 調整された 67P スペクトルを差し引いた後のフラックス残差
K2から。 4 つの放出フィーチャが濃い赤で強調表示されます
フラックスと下にある連続体のイメージが与えられる線
図 A.2。 ~5 500 Å の C2(1,0) もわずかに
認識できるため、この研究ではフラックスマップを作成しませんでした
連続体減算後の大きな不確実性に。
4。討議
同様に観測された一握りの彗星と比較すると
前近日点距離 (rH = 2–3 au)、K2 の QC2とQCNが入っています
アクティブなオールト雲彗星のものと一致する (A'Hearn et al. 1995;Fink 2009)、短期に比べて全体的により顕著
彗星と星間彗星 2I/Borisov を最大 3 次まで
マグニチュード (例: Fink 2009; Cochran et al. 2012; Snodgrass et al.アル。 2016; オピトムら。 2019; バニスター等。 2020）。 しかし、
これらの彗星のいくつかは豊富な炭素鎖分子の中にあります
また、かなりのレベルの NH2 放出を示しますが、K2 には関連するスペクトル信号がありません (図 2)。 NH2のこの明らかな欠乏
NH2 の可能な親分子である NH3 がより短い日心距離でその生産率を高めることができます(例: Dello Russo et al. 2016)。
私たちの単一エポックのデータセットはほとんど提供しないかもしれませんが
彗星の組成の鮮明な画像、比較する価値があります
K2 の特徴 (炭素鎖が豊富で NH2 が不足している)
別の CO に富むオールト雲彗星 C/2016 R2 (PanSTARRS)
(McKay et al. 2019) NH2 と光学における炭素鎖分子 (例: Cochran & McKay2018)。 2 つの CO に富む彗星の NH2 欠乏が反映されている場合
それらの本質的な枯渇、体内でのNH3の利用可能性の欠如
降着段階では、起源の場所が少なくとも &5–10 である必要があります
au (Lodders 2004; Kurokawa et al. 2020) から 35 au を超える
CO の豊富さ (Womack et al. 2017)。 リッセ等。 (2022) は、今日の CO の豊富さはおそらくオールトの雲への小さな天体の放出時間に関係していることを示唆しています。
それらの核が固有の CO 氷を保持することを保証します。 これに関して、間の光解離ガス分子の違いを観察
同じ温度を共有していた可能性が高い2つの彗星 範囲は、組成の不均一性という考えを支持するかもしれません
視覚的には非常に個人的です (A'Hearn et al. 1995; Cochranら。 2012; オピトムら。 2019）。
水氷昇華境界の周りの非対称コマ環境は、K2 の核表面がそうではない可能性があることを示唆しています。
均一に活動し、その結果、3 つの異なるダスト集団が発生します。
昏睡のさまざまな部分に生息する (セクション 3.2): 近核 チャンク、定常状態の外側エンベロープ、反太陽方向のジェット。 それだけ
C2(0,0) は、検出された 3 つのガスの中でダスト エンベロープと一致し、他の種 (OI1D、および CN(1,0) 赤) が表示されます。
核近傍連続体強化との共空間（セクション。3.3)。 ダスト チャンクと OI1D との関連の可能性
かなりの量の H2O 氷が存在する可能性があることを示します。
ほこり。 ダストの色が平均よりも赤いコマ領域でのそれらのコロケーションに関連して（図3b）、これらは
接続は、散乱媒体が汚れている可能性があることを示唆しています
観測波長を十分に超える大きさの氷 (&1 % の屈折率; Mukai 1986) (Hadamcik & Levasseur-Regourd 2009; クォンら。 2022a)。 H2O 氷を含む大きなサイズのダストのこの考えは、K2 の最近の報告と一致しています。
1.5 と 2.0 の特徴的な H2O 吸収バンドの証拠を示す近赤外分光観測で
μm であり、氷の粒子にゼロではないダスト耐火物含有量があることを示唆しています (Protopapa et al. 2022)。 昏睡の動的モデリングでは
ダスト（図4c）、移動度の低いダスト粒子のみ（β<0.001、>0.1mm; クォンら。 2017) ずっと前に放出された (rH > 4.1 au、観測の少なくとも 6 か月前に放出された)
ダストクラスタリングの小さな半径スケール (ρ . 10^3 km)。 この mm サイズのダストは、遠方の彗星活動 (Bouziani & Jewitt 2022) と、大きな日心距離での K2 の以前の推定 (Jewitt et al.2017; ホイら。 2017)。
H2O 氷を含むダストの排出には、CO2 や CO など、H2O よりも揮発性の高い氷の昇華が必要です。
(例: Gundlach et al. 2020; Ciarniello et al. 2022)。 K2 の前例のない高いコマの活動は、土星を超えています (Meech et al. 2017;ジュイット等。 2017) および rH での CO 放出の直接検出
~ 6.72 au (Yang et al. 2021) は、彗星の核内に豊富な超揮発性氷が存在することを裏付けています。 それは価値がある
K2 での CO 排出量は主に太陽方向 (Yang et al. 2021)、同じ方向
ビニングされた画像では、ほこりの塊が支配的です（図3b）。 H2O 氷を含むチャンクがあれば、もっともらしい答えが得られるかもしれません
光学波長と赤外線波長の間で観測された K2 の不一致 (セクション 1)。 私たちの観測の頃には、
彗星はまだ太陽から遠く離れています (~2.5–2.7 au)。 とすれば
気温が上がると氷の寿命が短くなり、低温は、からの直接の H2O 氷昇華を妨げる可能性があります。
核。 100 µm 以下のダストには昇華寿命があります~10^4−5秒 の (ダストの &10^4 km に相当)～2.5 au (向井 1986)。
検出したESO/CRIRES+のスリット幅
小さな氷粒サンプルの H2O 放出の特徴 約 1
原子核から 500 km、つまりそれよりも短い距離
昇華が起こる場所 (Lippi et al. in prep.)。 上で
一方、私たちの分光測定と報告されたもの
同様の時代に (例えば、0.6 m TRAP PIST ロボット望遠鏡を使用した Jehin et al. 2022)、10^4 km 以上にわたって実行されました。
核から検出されるため、検出の可能性がはるかに高くなります
から生成される娘分子の発光特性
光解離プロセス。 これに関連して、IRTF InfraRed Telescope による K2 中の H2O 氷の吸収特性の検出
施設 (IRTF)/SpeX (Protopapa et al. 2022) は、ダスト チャンク (&100 µm; Grundy& Schmitt 1998)。
全体として、K2コマ環境が調査されました
この研究では、次の進化論として解釈できます
シナリオ: 超揮発性の氷に同伴された汚れた氷の塊
大きな太陽中心距離は、その内部を昇華させ始めました
彗星が内部太陽系に到達する際の H2O 氷。
反太陽ジェットが水の氷の昇華の近くで形成されました
おそらくH2O氷によって打ち上げられた境界。 この法線を通過中の活動中の彗星の監視観測。水と氷の昇華境界は、光学を使用して行われました
イメージング偏光測定 (Kwon et al. in prep.) および赤外線エシェル
分光法 (Lippi et al. in prep.)。 このため、
私たちのために、より広い文脈でK2の経年的進化について議論します
今後の研究。
5. まとめ
ここでは、水の周りの K2 の新しい IFU 観測を紹介します。
監視観測プログラムの一環として、ZTF アーカイブと併せて VLT/MUSE を使用した氷昇華境界
データ。 コマは不均一に見え、ダストの 3 つの異なる集団 (近核チャンク、エンベロープ、およびジェット) で構成されています。
サイズ、色、場合によっては構成が異なる) および 3 つの
重要なガス (OI1D と C2(0,0) と CN(1,0) の赤いバンド) が、コマのさまざまな部分を覆い隠しています。 それらのスペクトルと
空間情報、ダストの特性、存在量、ガスの生産率、およびそれらの相互関連。
水の氷を含む大きな塵の塊が実際にあったとしたら
K2 の核の近くに存在し、これは K2 と互換性があります。
ゼロ以外を含む可能性が高い水氷粒子の存在
赤外線分光法によって示唆される耐火物含有量
同様の時期に行われた観測 (Protopapa et al. 2022)、ダスト連続体の裸の検出をさらに説明し、H2O 放出の特徴 (Lippi et al. 2022、Lippi et al. in prep.)。
この研究から導き出されたすべての物理量は、K2として変化する可能性があります
太陽系内を移動する（例：NH2欠乏とQC2/QCN; コクラン等。 2012; バニスター等。 2020）。 私たちはこうして
この研究が彗星活動の参考になることを期待する
将来の研究のための水の氷の昇華境界の周り彗星活動の永年進化を追跡します。
VLT/MUSEで観測された水氷昇華境界周辺のC/2017 K2彗星のコマ環境
概要
オールト雲彗星 C/2017 K2 (以下、K2) が 2.53 auで近日点に向かう途中の新しいイメージング分光観測を報告します。
H2O 氷が彗星の活性化に重要な役割を果たし始める日心距離付近。 6 500–8 を超える正規化された反射率
その内側 (彗星中心距離 ρ ≈ 10^3 km) と外側 (ρ ≈ 2 × 10^4 km) の 500 Å コマエは 9.7±0.5 と 7.2±0.3 % (10^3 Å)^−1、
それぞれ、後者は、彗星が土星の軌道を超えたときに観測された傾きと一致しています。 K2のダストコマ
観測時には、3つの異なる集団が含まれているように見えます.mmサイズのチャンクが ρ で優勢です。 10^3キロ; 10^5-km 定常状態のダスト エンベロープ。 そして新鮮な反太陽ジェット粒子。 ダスト チャンクは連続体信号を支配し、全体に分布しています。
近くよりも赤い塵を伴う昏睡領域と同様の半径距離スケール。 それらはまた、OI1D と共空間であるように見えます。
チャンクは、H2O 氷と耐火材料の割合 (≧1 %) を収容できること。 ジェット粒子はどの粒子とも共存しません。
ガス種が検出されました。 外側のコマ スペクトルには、C2(0,0) スワン バンド、OI1D、および CN(1,0) 赤からの 3 つの重要な放射が含まれています。
NH2 が全体的に不足しています。 すべての OI1D フラックスが H2O 解離の結果であると仮定して、上限を計算します。
水生成速度 QH2O は～7 × 10^28 molec /s
(2 倍の不確実性)。 生産比率対数[QC2/QCN] のK2 は、彗星が典型的な炭素鎖組成を持っていることを示唆しています。
太陽。 私たちの観測は、4 au を超えて放出された K2 の核の近くの水の氷を含む塵の塊 (>0.1 mm) が、
その非常に低いガスの回転温度と、同様に報告された光学ライトと赤外線ライトの不一致が原因です。
地心距離。
キーワード。 彗星: 一般 – 彗星: 個別: C/2017 K2 (PANSTARRS) – 方法: 観測、数値 – 技法:イメージング分光法
1.はじめに
私たちの太陽系で最も変化の少ない微惑星の 1 つである彗星は、ちりと氷で構成されています。 氷の昇華はほこりを巻き込み、
ガス分子、彗星コマを形成し、その発達は
主にその核の性質によって決定されます。 そのため、識別活動は、特性に関する貴重な洞察を提供します。
彗星の核を構成する構成要素。
コメット C/2017 K2 (PANSTARRS) (以下、K2) は活動中です。
~2.5–3.0 天文単位の日心距離を横切るオールト雲彗星
2022 年 7 月の太陽から、彗星のガス放出の主な引き金が超揮発性の氷から H2O の氷 (いわゆる水氷昇華境界; ブルム等。 2014; ウォマックら
アル。 2017; ガンドラック等。 2020）。 K2はすでに10^5km 規模のコマが土星の外にある (Jewitt et al. 2017)を開発しました。
カイパーベルトで開始されました (Jewitt et al. 2021)。 ～10^3 までの発塵率
太陽から同様の距離にあるほとんどの彗星の倍 (e.g. Garcia et al. 2020)、K2 はユニークな以前は見られなかった活動体制を詳細に研究する機会。
K2 が水の氷昇華境界を越えたときの監視中に、7 月の初めに ESO/CRIRES+ で観測したところ、約 2.7au で予想外の不一致が明らかになりました。彗星の明るさと予想される活動にもかかわらず、
ガス分子とダスト連続体の赤外線放射の特徴
COのいくつかのかすかな線を除いて、ほとんど識別できません（図1、リッピ等。 2022, Lippi et al., in prep.)、CH4、および C2H6 の比較
それらの光学的対応物から期待されるものに (Jehin et al.2022年）。 一般的な彗星の場合、赤外領域は約 3 ～ 5 µm を超えます。
分子からの基本的な蛍光発光を含む
原子核から直接放出される (すなわち、「一次分子または親分子」、例えば H2O、CH4、CO、および CH3OH; Bockelée Morvan et al. 2004)、太陽の反射光と熱ダストの組み合わせに重ね合わされる 連続体。 分子として
原子核から外側に移動すると、太陽の光子と相互作用して光解離します。 光解離生成物 (すなわち、「二次分子または娘分子」、たとえば C2、NH2、およびCN; フェルドマン等。 2004) は、約 0.4 ～ 1.0 μm を超える光学ドメインで発光機能を生成します。 娘からの明るい発光
分子は通常、赤外線で対応する親分子の存在を示します (Mumma & Charnley 2011; Biverら。 2022): たとえば、で測定された大量の OH
光学的には、赤外線でサンプリングされた親分子の H2O と同程度の量に対応するはずです。 これに関して、K2で観察された不一致は、代替ソースを示唆します。観測された娘分子に対して埋め込まれた氷ではなく、
私たちがまだ気づいていない核またはいくつかの物理的プロセスの。
さらに、非常にかすかな熱ダスト連続体は、低温環境と異常なサイズ分布および/または組成を持つダストを示唆しています。
何に関する空間的に解決された情報の欠如
観測された不一致が彗星の典型的なものかどうかを判断するのが難しくなります。
水の氷の昇華境界を越えるか、それが一意である場合
K2彗星へ。 そこで、Multi Unit Spectroscopic Explorer MUSE を用いて 2.53 天文単位でワンエポック観測を行いました。
彗星がまだ同じ活動体制内にある場合
上記の光学および赤外線観測。 ミューズと
ダストに関するスペクトル情報と空間情報を同時に提供
ガスコマ種がどのように活動しているかを調べることを目指しています。
コマ信号を構成し、そこから観察された不一致の可能な説明を示唆します。
図1：観測されたC/2017 K2のCOスペクトルの比較
7 月に ESO/CRIRES+ で(上のパネル、Lippi et al.、準備中) と C/2006 W3 (Christensen)、2009年 10月に観測
ESO/CRIRES を使用 (下のパネル、Bonev et al.2017)。 彗星は 2.75 天文単位の日心距離にあり、それぞれ3.25au。 両方のパネルで、赤い線は CO を示します
黄色の点線は±1σのノイズです。 C/2006W3 (クリステンセン) は、C/2017 K2 よりも日心距離が大きく、CO ライン
後者はノイズレベルです。
図 2: (a) K2 コマのビン化されていないスペクトル (ステップ
1.25 Å) より小さい (約 10^3 km の彗星中心距離 ρ に対応する; 緑) とより大きい (ρ ≈ 2 × 10^4km; 紫) 半径円形開口部。 (b) の相対反射率
K2 は 6 000 Å で正規化されています。 K2 のスペクトルは一致するようにビニングされます
太陽スペクトルのスペクトル分解能 (5 Å)。 三本の矢
ガス種の重要な放出特徴をマーク: C2(0,0) バンド
～5 100 Å、OI1D 線が 6 300 Å、CN(1,0) 赤色バンドが～9 200Å。 丸と菱形は、rH で取得した K2 のデータです。
それぞれ～15.5 および ～15.4 au (Meech et al. 2017)。
図 3: (a) K2 の方位角で平均化された半径方向プロファイル
Johnson V と R および Cousins I フィルター。 2 つのガイドライン
-1 と -1.5 の勾配が比較のためにプロットされています。 (b) の地図
正規化された反射率 S' A. 2 × 2 ビニングが採用されています。
各ピクセルが 000 をカバーすること
.4. 赤いプラス (+) は視心を示します。 負の速度 (−v) と反太陽方向 (r ) のベクトルは次のとおりです。
与えられた。 上が北、左が東です。
図 4: (a) 2022年 7月 26日の UT の K2 の強化されていない ZTF zg バンド画像。ベクトル表記は図 3 で使用されています。赤いプラス (+)
ピークフラックスによって定義される核の位置をマークします。 (b) 方位角中央値から分割することによって強化された zg バンド画像
プロフィール (Samarasinha et al. 2013)。 (c) K2 coma のシンクロネスとシンダイン。 赤い破線は同期であり、ZTF 観測の 1、5、15、30、60、90、120、180 日前に放出されたダストの位置を下から上に示します。 シアン
曲線はシンダインであり、それぞれが下から時計回りに 1、0.3、0.1、0.03、0.01、0.003、および 0.001 の定数 β を持ちます。 非ゼロ初期流出速度は、南から南東に広がるダストを説明するために必要です。これは、
ダストパラメータがテストされました。 関心のあるコマの特徴を強調するために、輝度レベルは線形スケールで各画像で任意に調整されました。
図 5: (a) K2 (オレンジ) と67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ (緑、オピトムから引用)
ら。 2020) は、フラックスとスロープが K2 のものに調整されています。
(b) 調整された 67P スペクトルを差し引いた後のフラックス残差
K2から。 4 つの放出フィーチャが濃い赤で強調表示されます
フラックスと下にある連続体のイメージが与えられる線
図 A.2。 ~5 500 Å の C2(1,0) もわずかに
認識できるため、この研究ではフラックスマップを作成しませんでした
連続体減算後の大きな不確実性に。
4。討議
同様に観測された一握りの彗星と比較すると
前近日点距離 (rH = 2–3 au)、K2 の QC2とQCNが入っています
アクティブなオールト雲彗星のものと一致する (A'Hearn et al. 1995;Fink 2009)、短期に比べて全体的により顕著
彗星と星間彗星 2I/Borisov を最大 3 次まで
マグニチュード (例: Fink 2009; Cochran et al. 2012; Snodgrass et al.アル。 2016; オピトムら。 2019; バニスター等。 2020）。 しかし、
これらの彗星のいくつかは豊富な炭素鎖分子の中にあります
また、かなりのレベルの NH2 放出を示しますが、K2 には関連するスペクトル信号がありません (図 2)。 NH2のこの明らかな欠乏
NH2 の可能な親分子である NH3 がより短い日心距離でその生産率を高めることができます(例: Dello Russo et al. 2016)。
私たちの単一エポックのデータセットはほとんど提供しないかもしれませんが
彗星の組成の鮮明な画像、比較する価値があります
K2 の特徴 (炭素鎖が豊富で NH2 が不足している)
別の CO に富むオールト雲彗星 C/2016 R2 (PanSTARRS)
(McKay et al. 2019) NH2 と光学における炭素鎖分子 (例: Cochran & McKay2018)。 2 つの CO に富む彗星の NH2 欠乏が反映されている場合
それらの本質的な枯渇、体内でのNH3の利用可能性の欠如
降着段階では、起源の場所が少なくとも &5–10 である必要があります
au (Lodders 2004; Kurokawa et al. 2020) から 35 au を超える
CO の豊富さ (Womack et al. 2017)。 リッセ等。 (2022) は、今日の CO の豊富さはおそらくオールトの雲への小さな天体の放出時間に関係していることを示唆しています。
それらの核が固有の CO 氷を保持することを保証します。 これに関して、間の光解離ガス分子の違いを観察
同じ温度を共有していた可能性が高い2つの彗星 範囲は、組成の不均一性という考えを支持するかもしれません
視覚的には非常に個人的です (A'Hearn et al. 1995; Cochranら。 2012; オピトムら。 2019）。
水氷昇華境界の周りの非対称コマ環境は、K2 の核表面がそうではない可能性があることを示唆しています。
均一に活動し、その結果、3 つの異なるダスト集団が発生します。
昏睡のさまざまな部分に生息する (セクション 3.2): 近核 チャンク、定常状態の外側エンベロープ、反太陽方向のジェット。 それだけ
C2(0,0) は、検出された 3 つのガスの中でダスト エンベロープと一致し、他の種 (OI1D、および CN(1,0) 赤) が表示されます。
核近傍連続体強化との共空間（セクション。3.3)。 ダスト チャンクと OI1D との関連の可能性
かなりの量の H2O 氷が存在する可能性があることを示します。
ほこり。 ダストの色が平均よりも赤いコマ領域でのそれらのコロケーションに関連して（図3b）、これらは
接続は、散乱媒体が汚れている可能性があることを示唆しています
観測波長を十分に超える大きさの氷 (&1 % の屈折率; Mukai 1986) (Hadamcik & Levasseur-Regourd 2009; クォンら。 2022a)。 H2O 氷を含む大きなサイズのダストのこの考えは、K2 の最近の報告と一致しています。
1.5 と 2.0 の特徴的な H2O 吸収バンドの証拠を示す近赤外分光観測で
μm であり、氷の粒子にゼロではないダスト耐火物含有量があることを示唆しています (Protopapa et al. 2022)。 昏睡の動的モデリングでは
ダスト（図4c）、移動度の低いダスト粒子のみ（β<0.001、>0.1mm; クォンら。 2017) ずっと前に放出された (rH > 4.1 au、観測の少なくとも 6 か月前に放出された)
ダストクラスタリングの小さな半径スケール (ρ . 10^3 km)。 この mm サイズのダストは、遠方の彗星活動 (Bouziani & Jewitt 2022) と、大きな日心距離での K2 の以前の推定 (Jewitt et al.2017; ホイら。 2017)。
H2O 氷を含むダストの排出には、CO2 や CO など、H2O よりも揮発性の高い氷の昇華が必要です。
(例: Gundlach et al. 2020; Ciarniello et al. 2022)。 K2 の前例のない高いコマの活動は、土星を超えています (Meech et al. 2017;ジュイット等。 2017) および rH での CO 放出の直接検出
~ 6.72 au (Yang et al. 2021) は、彗星の核内に豊富な超揮発性氷が存在することを裏付けています。 それは価値がある
K2 での CO 排出量は主に太陽方向 (Yang et al. 2021)、同じ方向
ビニングされた画像では、ほこりの塊が支配的です（図3b）。 H2O 氷を含むチャンクがあれば、もっともらしい答えが得られるかもしれません
光学波長と赤外線波長の間で観測された K2 の不一致 (セクション 1)。 私たちの観測の頃には、
彗星はまだ太陽から遠く離れています (~2.5–2.7 au)。 とすれば
気温が上がると氷の寿命が短くなり、低温は、からの直接の H2O 氷昇華を妨げる可能性があります。
核。 100 µm 以下のダストには昇華寿命があります~10^4−5秒 の (ダストの &10^4 km に相当)～2.5 au (向井 1986)。
検出したESO/CRIRES+のスリット幅
小さな氷粒サンプルの H2O 放出の特徴 約 1
原子核から 500 km、つまりそれよりも短い距離
昇華が起こる場所 (Lippi et al. in prep.)。 上で
一方、私たちの分光測定と報告されたもの
同様の時代に (例えば、0.6 m TRAP PIST ロボット望遠鏡を使用した Jehin et al. 2022)、10^4 km 以上にわたって実行されました。
核から検出されるため、検出の可能性がはるかに高くなります
から生成される娘分子の発光特性
光解離プロセス。 これに関連して、IRTF InfraRed Telescope による K2 中の H2O 氷の吸収特性の検出
施設 (IRTF)/SpeX (Protopapa et al. 2022) は、ダスト チャンク (&100 µm; Grundy& Schmitt 1998)。
全体として、K2コマ環境が調査されました
この研究では、次の進化論として解釈できます
シナリオ: 超揮発性の氷に同伴された汚れた氷の塊
大きな太陽中心距離は、その内部を昇華させ始めました
彗星が内部太陽系に到達する際の H2O 氷。
反太陽ジェットが水の氷の昇華の近くで形成されました
おそらくH2O氷によって打ち上げられた境界。 この法線を通過中の活動中の彗星の監視観測。水と氷の昇華境界は、光学を使用して行われました
イメージング偏光測定 (Kwon et al. in prep.) および赤外線エシェル
分光法 (Lippi et al. in prep.)。 このため、
私たちのために、より広い文脈でK2の経年的進化について議論します
今後の研究。
5. まとめ
ここでは、水の周りの K2 の新しい IFU 観測を紹介します。
監視観測プログラムの一環として、ZTF アーカイブと併せて VLT/MUSE を使用した氷昇華境界
データ。 コマは不均一に見え、ダストの 3 つの異なる集団 (近核チャンク、エンベロープ、およびジェット) で構成されています。
サイズ、色、場合によっては構成が異なる) および 3 つの
重要なガス (OI1D と C2(0,0) と CN(1,0) の赤いバンド) が、コマのさまざまな部分を覆い隠しています。 それらのスペクトルと
空間情報、ダストの特性、存在量、ガスの生産率、およびそれらの相互関連。
水の氷を含む大きな塵の塊が実際にあったとしたら
K2 の核の近くに存在し、これは K2 と互換性があります。
ゼロ以外を含む可能性が高い水氷粒子の存在
赤外線分光法によって示唆される耐火物含有量
同様の時期に行われた観測 (Protopapa et al. 2022)、ダスト連続体の裸の検出をさらに説明し、H2O 放出の特徴 (Lippi et al. 2022、Lippi et al. in prep.)。
この研究から導き出されたすべての物理量は、K2として変化する可能性があります
太陽系内を移動する（例：NH2欠乏とQC2/QCN; コクラン等。 2012; バニスター等。 2020）。 私たちはこうして
この研究が彗星活動の参考になることを期待する
将来の研究のための水の氷の昇華境界の周り彗星活動の永年進化を追跡します。
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