ヨーロッパの地上望遠鏡３台のデータで近日点通過前の方が粉塵の発生量が多い。以下、機械翻訳。
星間彗星2I/ボリソフの近日点前モニタリング
要約
星間彗星 2I/ボリソフの発見は、到来する天体の詳細な分析を得るまたとない機会を提供しました。
別の惑星系から物質を運び、私たちの惑星間空間に物質を残していきます。 2I/ボリソフを継続観測しました
2019年10月3日から12月13日まで、MuSCAT2機器を搭載した1.52メートルの望遠鏡カルロス・サンチェスを使用し、
広視野カメラを備えた 2.54 m アイザック ニュートン望遠鏡。 私たちはその形態と分光測光を特徴付けます
この拡張キャンペーン中に収集されたデータを使用した機能。 4 つのバンド (𝑔、𝑟、𝑖、𝑧𝑠) での同時イメージングにより、
均質な組成と赤みを帯びた色合いは、太陽系の彗星に似ており、また、見慣れた特徴を示す拡散プロファイルも特徴です。
彗星の特徴。 10 月から 11 月にかけて、一定の活動レベルを中心に変動する定常的な傾向が見られます。
2019年。その後、12月には活動の低下が観察されます。 粉塵の生成と質量損失の計算によると、
近日点前では平均約 4 kg/s ですが、近日点後の正味質量損失は約 0.6 kg/s です。 弊社のシミュレーション
コマ塵粒子の最も可能性の高いサイズが 200 ～ 250 nm の範囲内にあり、終端速度が約 300 であることを示しています。
MS。 4.2 m のウィリアム ハーシェル望遠鏡で取得したスペクトルは、我々が調査した強力な CN 線の存在を示しています。
1.2 × 10^24/ 𝑠 のガス生成率を求めます。 NH2 バンドと OI バンドも検出されました。 NH2 と CN の生成比は次のようになります。
log(𝑁𝐻2/𝐶𝑁) = −0.2。 全体として、この観察キャンペーンは 2I/ボリソフの独特の特徴について新たな理解をもたらします。
そして活動パターン。
キーワード: 彗星: 個体: 2I/ボリソフ – 方法: 観測 – 技術: 画像分光 – 方法: 数値
1 はじめに
彗星はその起源を知ることができる古代の天体です
太陽系の。 2I/ボリソフの最近の発見、最初の
既知の星間彗星 (Borisov & Shustov 2021) と 2 番目の彗星
1I/’オウムアムア後の星間天体 (Trilling et al. 2018)、
形成の目撃者として天文学者の注目を集めた
他の惑星系の。 この彗星の軌道はさまざまな現象を引き起こしました。
その起源に関する提案、例えば星くず彗星であるなど
その水の豊富さ (Eubanks 2019)、またはオオカミに由来する
630 ダイナミックストリームまたはロス 573 恒星系 (ベイラー・ジョーンズ)
他。 2020年）。 また、シミュレーションにより、その速度は
太陽の近くにある恒星のものと非常によく似ています (de
レオンら。 2020年）。
2I/ボリソフ彗星は、クリミアでG.ボリソフによって発見されました。
2019年8月30日の天体物理観測所（小惑星センター）
2019）。 当時、彗星は地心距離に位置していた
離心率が の双曲線軌道をたどる Δ = 2.98 au
3.35、𝑉帯域での見かけの等級はおよそ 𝑉 ≈ 18 です。
発見前の観察 (Ye et al. 2020) によると、
彗星はすでに 5 ～ 7 天文台で活動しており、8 天文前後に始まりました。
2018 年 12 月から 11 月にかけて、
CO や CO2 などは水よりも揮発性が高くなります。
多くのグループが、
2I/ボリソフ。 2019 年の最初の結果では、ボリソフと太陽系彗星のいくつかの類似点がすでに明らかになりました (Jewitt & Luu 2019;
ヤンら。 2020年; イェら。 2020年; セカニナ2019; グジクら。 2019年;de Leon et al.2020;Bolin et al.2020)。
久しぶりに高解像度
画像により、核半径のより正確な推定が可能になりました。
Jewitt らの報告では、0.2 km および 0.5 km。 （2020年）。 収集されたデータ
ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による複数の観測実行
2019年11月から2020年1月の間に作成され、ダストテールが明らかになりました
反太陽方向と負の地動速度ベクトルの間に配向され、微妙な内部コマ非対称性を持っています（Kim et al.
2020年）。 一方、9月に撮影されたHST画像と、
2019 年 10 月 (Jewitt & Luu 2019; Manzini et al. 2020)、示した
塵は主に反太陽方向に向かって飛散したことが分かりました。
マンジニら。 (2020) 放出された塵は分散すると主張した
核から比較的近い距離にあり、急速に変化します。
太陽放射圧によるたわみ、最終的には
しっぽ。 これは、おそらく排出速度が低いことを示唆しています。
より小さいサイズの塵粒子の蔓延。 また、彼らは次のように提案しました。
2I の形態は C/2014 B1 彗星の形態に似ています。
太陽系の固有彗星と同様の活性化プロセス。
2I/ボリソフの高解像度干渉観測
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで作られています
(アルマ望遠鏡) 半径 1 mm の緻密な小石の存在を示す
ヤンら。 （2021年）。 また、ブサレフら。 (2021) Mg-Fe が
複合体と有機粉塵成分が主に存在します。
2I昏睡状態。 オピトムら。 (2021) 太陽系との類似点を検出
いくつかのバンドの彗星、私はFeI と NiI を含み、log (Ni/Fe) = 0.21 ± 0.18 の存在比を示します。 発塵率と
質量損失はいくつかの研究で計算されています。 ただし、異なります
さまざまなモデルを使用することで結果が得られたり、
仮定。 モンテカルロダストテールモデルの実装 (de
レオンら。 2020年; キムら。 2020年; マンジニら。 2020）はそれを示しました
テールダスト粒子のサイズ分布は、
平均値は約 100 𝜇m - 1 mm ですが、より小さい粒子は
核に近いほど見つかる可能性が高くなります。
分光学に関しては、2I/ボリソフが太陽系の彗星と同様の性質を持っているとしても、異常な高い値を示します。
水およびHCNに対するCOの比率(Bodewits et al. 2020;コーディナーら。 2020年）。 2I が
これまでに観測された中で最も原始的な彗星であり、旋光特性は次のとおりです。
形成以来、いかなるオブジェクトとも相互作用していないことを示唆しています
(Bagnulo et al. 2021)、元の特性を維持しています。 しかし、太陽系の活動的な彗星には通常、原始的な物質が豊富に含まれています。
材料。
実際、1.5 および 2 では水氷の吸収バンドは見つかりませんでした。
𝜇m (Yang et al. 2020)、2019 年 9 月から 10 月にかけて。
ちなみに、Fitzsimmons らは 388 nm の強い CN 線を検出しました。
（2019年）; デ・レオンら。 （2020）; アラヴィンドら。 (2021)、HCN は
親分子として疑われます。
別のスペクトルの特徴は、いくつかのグループによって証明されているように、近日点に到達する前の C2 の枯渇です (Lin et al. 2020; Opitom et al. 2019;
バニスターら。 2020年; カレタら。 2020年）。 NH2 のような他の種も検出されました。 (2020) は、太陽系彗星で見つかったものと比較して、大量の存在を発見しました。 さらに、McKay らによる高スペクトル分解能測定。 (2020年)
禁断の酸素ライン、特に
630 nmのO(1D)線。 このラインは水を追跡するのに優れています。
親の光解離によってOIを昏睡状態に解放するため
通常は H2O である分子 (Feldman et al. 2004)。 彼らは見つけた
水のガス発生率𝑄(𝐻2𝑂) = (6.3±1.5) ×10^26/𝑠オン
2019 年 11 月 10 日。親種の豊富さは依存します。
557 nmでの酸素の緑の線と赤の線の間の流束比について
630 nm と 636 nm のダブレット線。通常 𝐺/𝑅 で示されます。 の
CO や CO2 などの他の潜在的な親種は無視できます。
それらが組成内で優勢な種ではない場合。 しかし、CO が優勢であることが判明したため、これは 2I には当てはまりません。 オピトム
他。 (2021) 2019 年 11 月に 0.3 の範囲の 𝐺/𝑅 値が発見されました -
2020 年 2 月から 2020 年 2 月から 3 月にかけて 0.6 となり、CO が
発見された禁断の酸素ラインの原因である可能性が高い
2Iのスペクトルで。
昏睡状態の 2I スペクトルに関するもう 1 つの指摘は、その類似性です。
de によって最初に提案された D 型小惑星のスペクトルに
レオンら。 (2019)、後に他の著者によって確認されました (Yang et al.
2020年; デ・レオンら。 2020年）。 上記の特徴は、
Cometさんも構成に関してはこの考えに同意しているようです。 の
D 型小惑星は、特徴のないスペクトルによって特徴付けられます。
有機物と揮発性物質が含まれていると考えられています。 タギッシュ湖はその 1 つです。
これらの天体の隕石スペクトルの類似物（例：Barucci et al.
2018年; ガートレルら。 2021)。最も原始的なものと考えられています。
小惑星集団の中で。
この研究は、1.52 m カルロス サンチェス望遠鏡 (TCS)、2.53 m 望遠鏡で収集された分光測光データの分析に焦点を当てています。
アイザック ニュートン望遠鏡 (INT)、およびそれによって得られたスペクトル データ
4.2メートルのウィリアム・ハーシェル望遠鏡（WHT）。 観察結果
調査は、2019 年 10 月 3 日から 12 月 13 日までの 2 か月半の観察キャンペーン中に実施されました。データは、
2019年12月8日、遠くから見た2I/ボリソフの近日点通過
𝑞 = 2.0065 au (NASA JPL Small-Body Database による)
ブラウザ暦1
）。 この研究の目標は、
彗星の形態と分光測光、および計算
塵の生成速度と彗星塵の正味質量損失。 これ
記事は以下のように構成されています。 セクション 2 では、2I/ボリソフの観測キャンペーンを紹介します。 セクション 3 ではデータ削減について説明します
および解析方法 (使用した数学モデルを図に示します)
付録 A および付録 B)。 結果はセクション 4 に示されています。
議論と結論はセクション 5 に記載されています。
図 1. g (青) の波長の関数としての MuSCAT2 透過率
r (緑)、i (オレンジ)、z𝑠 (赤) バンド (Narita et al. 2019)。
図2. 2019年11月4日の彗星を含むrバンドの合成画像
98 個の同時加算フレームで得られます。 北 (N) と東 (E) を図示します。
赤道座標系の方向と画像スケール
10 秒角。 反太陽 (-⊙) と反速度 (-v) は次のようにプロットされます。
それぞれ黄色と青です。 3 つの円は、半径 5,000 km、10,000 km、および 15,000 km の対応する開口部を示しています。
図 3. 4 つのスペクトル帯域ごとにプロットされた 2I の表面輝度プロファイル
2019 年 11 月。各バンドのプロファイルは 2 本の灰色の線でフィットします。
四角は放射圧による歪みの始まりを示します。
効果。
図 4. 地心距離の 2 乗の関数としてのコマ長スケール
距離。 データは固定切片で線形に近似されます: 𝑦 = 2000𝑥 + 0。
4 結果
このセクションでは、測光と分光の両方を紹介します。
TCS、INT、WHTで得られた観測データの分析。
TCS/MuSCAT2 彗星の観測により、10 月 3 日から 13 日までの彗星の形態とその変化を特徴付けることができます。
2019 年 12 月の期間。 結果は最初に示されています
サブセクション。 ダストの色とその生成速度について説明します
2 番目と 3 番目のサブセクションでは、クロスチェックも行います
TCS/MuSCAT2 値と INT/WFC で取得した値
楽器。 これにより、私たちの決定に対する強い信頼性が得られます。
（両方の望遠鏡は4日の夜に同時に観測されました）
2019 年 10 月 5 日）。 最後のサブセクションでは分光分析について説明します。
2019年11月27日朝にWHTで得られた結果。
4.1 形態
2I/ボリソフ彗星は、その結果として複雑な構造を示します。
太陽との相互作用。 輻射圧が影響しているのは、
コマの形状と尾の向き。 最初のステップとして、私たちは
TCSデータを使用して形態を解析して説明します。
太陽放射が昏睡にどのような影響を与えているかを定量的に示します。 それから、
多数の観測値により、
昏睡塵粒子の終末速度。 もう一つの重要な質問
輝度プロファイルに沿って色の変化があるかどうか
彗星の。 彗星の形態を4つの異なる方法で研究
バンドはこれに答えを与えることができます。
等高線を追加した𝑟 バンド積層イメージを図 2 に示します。
(Python の matplotlib ライブラリを使用)
異なる強度レベル。 コマは明るく見え、粒子は
密度は核から離れるにつれて減少します。 加えて
反速度ベクトルと反太陽ベクトルは、
コマの方向。北側で発達しています。
赤道座標系に関して、次の影響を受けます。
慣性力と非重力力の両方。
彗星のような明確な昏睡とそれに続く塵の尾
処理された画像から確認できます。 彗星を回収しました
表面の明るさを計算してプロファイルを作成し、明るさとして定義します。
単位角面積あたり、Σ𝜆 = 𝑑𝐵𝜆
𝑑Ω
。 連続撮影により推定します
200 km のステップを持つ円形の開口部。 磁束は補間されます
サブピクセル方式でphotutilsのaperture_photometryを使用し、
各ピクセルを 25 のサブピクセルに分割します。 図 3 からわかるように、
表面間の形態に識別可能な違いはない
同時に撮影した画像から輝度プロファイルを取得
4つのスペクトルバンドで。
各プロファイルについて、スポッティングによってコマ長スケール 𝑋𝑅 を推定します。
コマ収差のポイント (「膝」)、プロファイルの傾向が
勾配が明らかに変化する可能性があります (Jewitt 1991)。 これを見つけるには
ポイントとして、次を使用してプロファイルに適合する線形回帰アルゴリズムを適用します。
2行。 各線の傾きから表面の明るさがわかります。
勾配と「膝」の位置でコマの長さを決定します
規模。
長さスケールは、4 つの推定値の平均値です。
バンド、および地動説の 2 乗に関してプロット
天文単位の 2 乗で表される距離 (図 4 を参照)、𝑎𝑢2
。 として
比例関係が期待されます (付録 B を参照)。
切片を原点に固定する線形フィット。 𝑋𝑅/𝑟を取得します
2 = 2000±300km/au2
につながる
𝑣𝑑 (𝑎) = (0.15 ± 0.01)
𝑚𝑠𝑎1m−0.5
(2)
方程式 2 に関するダスト粒子の終端速度を説明します。
それらのサイズはモンテカルロシミュレーションの結果と一致します
0.1423𝑎中
−0.5
(Tenishev et al. 2011)、ここで、
𝑎をメートルで表すと、速度は𝑚/𝑠で決まります。
すべての観察セッション中に監視された表面の明るさの勾配 – 2 つの線形フィットの傾き 𝑚 = 𝑑ログΣ𝜆
𝑑ログ𝜃
、 私たちに見せてください
コマの場合、𝑚 = −1.2 と 𝑚 = −1.5 の間の値が得られます。
近日点付近では増加傾向にあります。 この移行は、
𝑚 = −1 (Jewitt 1991) によって特徴付けられるほぼ等方性コマは、太陽放射圧の影響です。 「膝」を超えて、
急峻度は 𝑚 = −2.5 付近の値まで低下します。
4.2 ダストカラー
見かけの開口サイズの内部に収集される光束を計算します。
TCS、INTともに15,000km。 この絞りは、
角の大きさは地球に応じて 8.3 から 10.3 秒角の範囲です
- 観測時の彗星の距離。 TCSの測光より
データから、観測されたすべての夜の平均カラーインデックスが見つかります。
および対応する標準偏差 (𝑔 − 𝑟) = 0.61 ± 0.08、
(𝑟 − 𝑖) = 0.16 ± 0.07、および (𝑖 − 𝑧𝑠) = 0.10 ± 0.06。 一方で、
INT を使用すると、(𝑟 − 𝑖) = 0.22 ± 0.04 および (𝐵 − 𝑉) = 0.79 ± 0.04 となります。
図 5 の最初の 2 つのプロットは、
TCS 測定値。それらは平均値の周りに集まっているように見えます
この値は、観測キャンペーンの期間内でいくつかの変動を示します。 これらの変動のほとんどはおそらく次の結果です。
観測誤差。 プロットの左上側に対応する大きなオフセットは、異なる日付の測定値に対応します。
特定の時間間隔とは相関していません。 全体的に、色は、
太陽系の長周期 (Solontoi et al. 2012) および太陽系海王星天体 (Ofek 2012) の特徴と密接に一致しています。
図 5 の最後のプロットに示されています。
表 1 からわかるように、私たちの調査結果は次の結果と一致しています。
他のグループによって報告された結果。 全体として、2I は問題がないようです
色の逸脱につながる可能性のある明らかな組成変化
インデックス。
4.3 発塵と質量損失
絶対等級と有効散乱断面積
これにより、彗星の活動を特徴づけ、その後、塵の生成速度と質量損失を計算することができます。 方程式 3 が提供する
𝐶𝑒の式 – 有効散乱断面積、ここで
𝑟⊕ = 1.5 × 108 km = 1 au は地球と太陽の平均距離、𝑝𝜈 は
幾何学的アルベドは 0.1 (Zubko et al. 2017) と見なされ、𝑚⊙,𝜈 は
バンド 𝜈 ∈ {𝑔, 𝑟, 𝑖, 𝑧𝑠 } における太陽の見かけの等級は、𝐻𝜈 です。
式によって提供されます。 4. 磁束を推定してこれらを計算する場合
量的には、常に開口半径を 15,000 km とします。 フェーズ
項は 2.5 log 𝜙(𝛼) ≈ −0.04𝛼 として線形的に推定されます (Jewitt 1991)。
測光により、効果的な散乱を計算できます。
各バンドの断面、
𝐶𝑒 =𝜋𝑟2⊕
𝑝𝜈10−0.4(𝐻𝜈−𝑚⊙,𝜈 ) (3)
𝐻𝜈 = 𝑚𝜈 − 5 log(𝑟/𝑟⊕) − 5 log(Δ/𝑟⊕) + 2.5 log 𝜙(𝛼) (4)
𝑔と𝑟の有効断面積について得られた結果
バンドは、Jewitt & Luu によって発見された結果と図 6 で比較されています。
(2019) V バンド (開口半径 15,000 km) および Aravind et 用
アル。 (2021) R バンド (開口半径 10,000 km) で。 私たちのデータは満たされます
他の人が報告した測定値と一致するギャップ
著者たち。
図 7 では、各バンドの断面が中央値で除算されて正規化されています。 傾向の一貫性に気づくことができます
バンドに沿って。 それぞれの開始時にわずかな増加があります
2019 年 10 月から 12 月の周期的な行動を示唆する月、または単に変動と周期的なパターンである可能性があります
偶然です。 一般に断面は変動します。
平均値付近 (155 km2)
𝑔、178 km2
𝑟、188 km2
で
𝑖、206 km2
𝑧𝑠) 距離 2.51 au から 2.01 au、以前
近日点通過。 これらの変動は 10% をわずかに超える程度です
各バンドの中央値𝐶𝑒に関して。 ただし、それらは一貫性があり、エラーとはみなされないほど十分な大きさ (≈ 2𝜎) です。 これ
この行動は 12 月 3 日まで続き、その後顕著な低下が見られます。
最後のピークに続いて傾向が明らかになります。
方法のセクション (付録 B) で詳しく説明されているように、ダスト モデルを適用して、ダストの生成速度と総質量を推定することを目的としています。
損失。 正規化定数 𝑔0 は数値的に決定されます。
式の積分 B10、有効散乱断面積の推定値による。 図 5 に示す分析により、次のことがわかります。
より赤い色に向かってスペクトル強度が増加します。 この傾向
散乱の強化を意味し、値が大きくなります
𝐶𝑒のために。 これらの観察結果は私たちの測定結果と一致しています。
依存性 𝐶𝑒 (𝜆) は、ほぼ直線的に増加する傾向を示しています。
したがって、モデルがこの線形を正確に再現することが不可欠です。
これを達成するには、適切なサイズ分布が必要です。
特定の散乱挙動を示す塵粒子。 述べたように
付録 B では、散乱係数は屈折率に依存します。
マテリアルのインデックス (𝑚 = 𝑛 +𝑖𝑘)。 粉塵の可能性が非常に高いです
昏睡状態は、分離された異なる物質で作られた粒子の混合物です
彗星の核の表層のさまざまな領域から得られたものです。
さまざまな材料を含む複数のシミュレーションを通じて、
かんらん石 (𝑚 = 1.80 + 0.10𝑖)、輝石 (𝑚 = 1.70 + 0.04𝑖)、および
炭素 (𝑚 = 2.00 + 0.50𝑖) である粒子を特定しました。
最も可能性の高い約 200 ～ 300 nm のサイズが一次粒子として出現します。
コマ（口径 15,000 km）内の散乱体。 図 8 に、
UF を使用して取得された結果の曲線の概要
𝛼 = 4.7 の分布。グリッド検索で見つかった値。
𝑎 𝑝 = 250 nm の輝石が、
2I の散乱体の動作を再現する場合に最適な選択です。 カンラン石
も互換性があるでしょう。 ただし、カーボンはそうではないようです
2I の構成において優勢であると仮定します。
カンラン石と輝石の混合物、または別の混合物である可能性があります。
同様の散乱特性、つまり屈折率を持つ材料。
コンパクトダストの密度を 2650 kg/m3 と考えます。
(ヤン
他。 2021) と輝石の粒度分布は次のとおりです。
𝑎 𝑝 = 250nm。 したがって、有効断面積の平均値は
近日点に達する前に、塵の総質量が等しいと推定される
〜 (1.9 ± 0.2) × 10^6 kg、粉塵発生量は (7.0 ± 0.4) × 10^14
粒子/秒、(4.0±0.2) kg/秒に相当。 近日点通過後、
同じ考慮に基づいて、塵の総質量は減少します
線形傾向を仮定すると (0.6 ± 0.2) kg/s となります。 粉塵の発生量は、
近日点後も減少し、3.3 kg/s の値に達します。
2019年12月13日。
4.4 分光法
WHTで得られた2I/Borisovのスペクトルを図9に示します。
分光器の両アームで得られたデータを統合しました。 私たちは
スペクトル データと対応するデータとの比較を示します。
TCS を使用して有効波長で得られた光束の値
各バンド (𝑔、𝑟、𝑖、𝑧𝑠)。
スペクトルを校正するために、11 月 25 日の朝 (観測の 2 日前) に TCS で得られた見かけの等級を使用しました。
スペクトル観測）。 したがって、この方法は不確実性を意味します。
測光測定の不正確さと観察日の違いにより、≈ 0.05 等です。 まず、
𝑔フィルターの伝達関数(カメラの量子効率によって変調) をスペクトル データに反映します。 合計応答が得られます
ADU (アナログからデジタルへのユニット)。 次に、キャリブレーションは次のようになります。
のゼロ点を使用してスペクトル束密度値を決定する
ベガ (Willmer 2018) とそれに対応する見かけの等級
TCS で取得した𝑔バンド。
塵の連続体を特徴付けるために、スペクトルが線形に適合されます。
𝑆'𝐵= (18 ± 2) %/1000 Å (範囲 4000 〜 5000 Å および
𝑆'𝑅= (11 ± 1) %/1000 Å (範囲 5700 − 7250 Å)。 値
青色のドメインで得られたものは、によって報告されたものと一致します。
フィッツシモンズら。 (2019) 9 月、19.9 %/1000 Å、または Lin et al.
(2020) 11 月初旬、19.3 %/1000 Å。 さらに、
赤いグラデーションは、2I/Borisov のスペクトルが線に沿って急峻であることを示しています。
de León らによって提案された青色のドメイン。 （2020年）も。
発光バンドを検出するために、塵によって反射された太陽光によって引き起こされる基礎的な連続体を差し引きました。 の比較
ダスト連続体を除去する前後のスペクトルが示されています
図 9 では、次のような顕著な CN (0-0) ガス放出が明らかになりました。
388 nmの太陽蛍光。 彗星のスペクトルだけを紹介
ガス蛍光発光特性は底部にあります
図9のプロットでは、630nmと636nmの酸素の赤い二重線も検出されました。
CN バンド内の全磁束を数値的に積分すると、(4.8 ± 0.2) × 10−14 ergs/cm^2 /秒が得られます。
生産量を見積もるには
レートの場合、Haser モデルを使用します (付録 C を参照)。 このモデルの実装は、ローウェル マイナー プラネット サービスによって提供されています。
Comets API 4 を通じて
。 の暦を考慮すると、
11月27日の 2I、𝑟 = 2.03 au および 𝑟¤ = −5.2 km/s、補間された g 係数は 3.6 × 10−13 ergs/s/分子です (Schleicher 2010)。 の
親分子と娘分子の長さスケールは、A'Hearn et al. (1995) で確立されたものです。
したがって、𝑄(𝐶𝑁) = (1.2±0.1) ×10^24/𝑠、(1.5 ± 0.5) × 10^24/𝑠
バニスターが見つけた
他。 (2020年)11月26日同日、または(1.6±0.5)×10^24/𝑠
Opitomらによって報告されました。 （2019年）10月20日。
フィッツシモンズに伴いCNの生産率は減少傾向にある
他。 (2019) レポート 𝑄(𝐶𝑁) = (3.7 ± 0.4) × 10^24/𝑠
9月は
20. さらに、2019 年 9 月下旬の別の測定により、𝑄(𝐶𝑁) = (2.3 ± 0.4) × 10^24/𝑠
(de León et al. 2020) および Opitom
他。 (2019) (1.8 − 2.1) × 10^24/𝑠 の間の値を見つける
初めて
来月の半分。 近日点後、Cordiner et al. （2020年）報告書
生産率 (0.9−1.2)×10^24/𝑠
12月15-19の期間について。
分光分析では、OI レッドの特定に成功しました。
630 nm と 636 nm のダブレット線。 ただし、次のことに注意してください。
禁止されている酸素ラインの緑のライン (約 557.7 でアウト)
nm) は機器の範囲外にあるため、弊社では検出できません。
観察。 また、解像度が十分ではないため、
地鉄のものからの赤い OI 彗星の線。 2 つの行は次のとおりです
図 9 に見られるように、部分的に互いに重なり合っています。
禁断の酸素線は Opitom et al.(2021) によって検出されました。 マッケイ
他。 （2020年）も。 629 nm と 633 nm の 2 本の線が観察されます。
アンモニア、NH2に相当します。 g ファクター値を次のように仮定すると、
0.564 · 10−3 光子/秒（川北らによって決定） (2001)
629 nm での NH2 の 𝐴˜(0, 8, 0) Π バンド (Prasad et al. 1988) を導き出します。
𝑄(𝑁𝐻2) = (0.7 ± 0.2) × 10^24/𝑠
、ガスの生成を意味します。
NH2 と CN の商は log(𝑁𝐻2/𝐶𝑁) = −0.2 ± 0.2 です。この測定の S/N 比は 𝑆/𝑁 ≈ 7 です。
他の系統の蛍光効率の低い値は、
WHT がカバーするスペクトル間隔内にあるため、それらの信号は次のようになると予想されます。
この騒音レベルでは検出できません。 これは私たちの分析によって確認されています。
一方、633 nm で検出される信号は実際には
2 つの未解決の NH2 バンドの重なり (Fink & Disanti 1990; Fink
ウーヴェとヒックス 1996; アルピニーら。 1987) と検出された合計から
これらのバンドの磁束の上限は (1.1±0.2) ×10^24/𝑠 です。
C2 に関しては、ノイズ レベルを超えるラインは検出されません。
5 議論と結論
この研究では、最初の観測に焦点を当てたモニタリングキャンペーンから得られた観測データの包括的な分析を発表しました。
星間彗星、2I/ボリソフ。
TCS、INT、WHT で得られた観測値を使用する
望遠鏡を利用して、彗星の形態や生態に関する重要な洞察を提供します。
分光測光:
• 2I/ボリソフは昏睡状態を特徴とする明らかな活動の兆候を示した
長さスケールは 8000 ～ 13000 km に及びます。 観察された
長さは地心円の二乗に対して線形傾向を示した
距離。
• 4 つのバンドの同時イメージングにより、彗星の表面全体にわたって均一な組成が明らかになり、彗星の均一性が示されました。
形態。 カラーインデックスは、活性色に似た赤みがかった色合いを示しました
太陽系内の彗星と太陽系外縁天体。
• 彗星のプロフィールは拡散的な性質を示しており、太陽系彗星の典型的な特徴と一致しています。 表面の変化
私たちの研究で観察された輝度勾配は𝑚 = −1.2から
𝑚 = −1.5。これは、によって報告された勾配よりも急ではないように見えました。
Jewitt & Luu (2019) 9 月 26 日 (𝑚 = −1.8)。 不一致
彗星の挙動に起こった変化に起因すると考えられます。
特に 10 月初め頃、私たちの分析により活動の増加傾向が特定されました。 この小さな爆発が続いています
小さな変動を示す彗星の活動の定常傾向による。 これは12月まで続きます。 最初のジャンプ対応
から 10 月までは Bolin らによっても発見されました。 （2020）、どこで
彗星は 2.5 天文単位で水と氷の線を通過したと提案されました。
潜在的な原因。
・彗星の活動傾向には小さな変動があると仮定
近日点の前は、さらに 2 つの活動の存在に基づいています
傾向が示唆するように、11 月初旬と 12 月に急上昇
有効散乱断面積の値。 の大きさについては、
断面図、Kim et al. （2020）同じ期間に発見された
平均値は約200km^2
口径 16000 km の V バンドでの有効散乱断面積については、次の結果が得られました。
(155 ± 9) km^2 の値
𝑔 帯域および (178 ± 8) km^2 内
𝑟バンドで
半径 15000 km の開口部の場合。
• 取得したデータを利用して、発塵量を計算しました。
作られた粒子の粉塵コマを確立することによる速度と質量損失
最も可能性の高いサイズが 250 nm の輝石から。 使用する
Fink & Rubin (2012) によって提案された分布を計算してみました。
近日点前のダスト生成率は約 7×10^14 粒子/秒、
𝜌 = 2650 kg/m^3 と仮定すると、4 kg/s に相当
。 比較のために、
Clments (2021) は粉塵の発生量を 11 ～ 16 kg/s と決定しました。
(大きなダスト粒子を 𝑎 = 100 𝜇𝑚 および 𝜌 = 1000 𝑘𝑔/𝑚^3 と仮定、
排出速度は 5 ～ 9 m/s と遅い）、わずかに
近日点後は減少傾向。 同じモデルをベースにしており、
仮定、同様の傾向および値はマゾッタによって得られました。
エピファニら。 （2021年）。 排出速度の値に応じて、
10 月の粉塵発生率が 3 ～ 25 kg/秒、12月は2 ～18kg/秒。
マンジニら。 (2020) 放出された塵は一度放出されると、
核から比較的短い距離に分散します。 その後、太陽光の影響で急激にたわみが生じます。
放射圧は最終的に彗星の尾に融合し、放出速度が遅いことを意味します。 30～100𝜇mの粒子が見つかった
尾部で優勢であり、比較的小さな粒子が予想される
実行されたシミュレーションと一致して、原子核に近い
デ・レオンらによる。 （2020）およびキムら。 （2020年）。 私たちの分析は次のとおりでした
15000 km の口径内での塵の放出に焦点を当てました。
昏睡状態の塵。 私たちは、ダスト粒子の最も可能性の高いサイズを発見しました。
昏睡状態では 200 ～ 250 nm の範囲にあり、昏睡状態よりもはるかに小さくなります。
しっぽ。 式 2、によると、射出速度は約 300 m/s になります。
彗星の尾から逃げられるほどの高さです。
• 活動は、2019 年 12 月に減少し始めました。
近日点通過。 この行為は他のグループによって報告されました
同様に（Kim et al. 2020; Aravind et al. 2021; Hui et al. 2020）
の減少率を線形に推定することで定量化されます。
有効散乱断面積、𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡。 𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡 = であることがわかりました。
(−4.4 ± 1.6) 𝑘𝑚^2/𝑑 12 月 2 日から 12 日までの期間中
2019年12月、口径半径15000km内。 続いて、
私たちは、昏睡状態における塵の正味質量損失を測定しました。
この近日点後の間隔では -0.6 kg/s。 もっと長く考えると
近日点通過後の一定期間、Aravind et al. (2021年)
見つかった (−1.77±0.22) 𝑘𝑚^2/𝑑 R バンド開口半径 10000 の場合
2019年11月30日から12月27日までのネットにつながるkm
ダスト粒子の平均サイズが等しいと仮定すると、質量損失は –2.7 kg/s
𝑎 = 100 𝜇𝑚 および 𝜌 = 1000 𝑘𝑔/𝑚^3
。 一方、Hui らは、
(2020) は減少率 𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡 = −0.43 ± 0.02 𝑘𝑚^2 /𝑑を報告しました。
同じサイズ、10000 km の r バンド開口部から、正味質量
𝜌 = 500 𝑘𝑔/𝑚^3 と仮定すると、-0.4 kg/s の損失。 の不一致は、
𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡
ホイらと (2020)の観測活動は遅くまで延長
1月。 さらに、この結果は 15000 km の口径を使用して得られています。
この観点からは、より大きな値が期待されます。
星間彗星2I/ボリソフの近日点前モニタリング
要約
星間彗星 2I/ボリソフの発見は、到来する天体の詳細な分析を得るまたとない機会を提供しました。
別の惑星系から物質を運び、私たちの惑星間空間に物質を残していきます。 2I/ボリソフを継続観測しました
2019年10月3日から12月13日まで、MuSCAT2機器を搭載した1.52メートルの望遠鏡カルロス・サンチェスを使用し、
広視野カメラを備えた 2.54 m アイザック ニュートン望遠鏡。 私たちはその形態と分光測光を特徴付けます
この拡張キャンペーン中に収集されたデータを使用した機能。 4 つのバンド (𝑔、𝑟、𝑖、𝑧𝑠) での同時イメージングにより、
均質な組成と赤みを帯びた色合いは、太陽系の彗星に似ており、また、見慣れた特徴を示す拡散プロファイルも特徴です。
彗星の特徴。 10 月から 11 月にかけて、一定の活動レベルを中心に変動する定常的な傾向が見られます。
2019年。その後、12月には活動の低下が観察されます。 粉塵の生成と質量損失の計算によると、
近日点前では平均約 4 kg/s ですが、近日点後の正味質量損失は約 0.6 kg/s です。 弊社のシミュレーション
コマ塵粒子の最も可能性の高いサイズが 200 ～ 250 nm の範囲内にあり、終端速度が約 300 であることを示しています。
MS。 4.2 m のウィリアム ハーシェル望遠鏡で取得したスペクトルは、我々が調査した強力な CN 線の存在を示しています。
1.2 × 10^24/ 𝑠 のガス生成率を求めます。 NH2 バンドと OI バンドも検出されました。 NH2 と CN の生成比は次のようになります。
log(𝑁𝐻2/𝐶𝑁) = −0.2。 全体として、この観察キャンペーンは 2I/ボリソフの独特の特徴について新たな理解をもたらします。
そして活動パターン。
キーワード: 彗星: 個体: 2I/ボリソフ – 方法: 観測 – 技術: 画像分光 – 方法: 数値
1 はじめに
彗星はその起源を知ることができる古代の天体です
太陽系の。 2I/ボリソフの最近の発見、最初の
既知の星間彗星 (Borisov & Shustov 2021) と 2 番目の彗星
1I/’オウムアムア後の星間天体 (Trilling et al. 2018)、
形成の目撃者として天文学者の注目を集めた
他の惑星系の。 この彗星の軌道はさまざまな現象を引き起こしました。
その起源に関する提案、例えば星くず彗星であるなど
その水の豊富さ (Eubanks 2019)、またはオオカミに由来する
630 ダイナミックストリームまたはロス 573 恒星系 (ベイラー・ジョーンズ)
他。 2020年）。 また、シミュレーションにより、その速度は
太陽の近くにある恒星のものと非常によく似ています (de
レオンら。 2020年）。
2I/ボリソフ彗星は、クリミアでG.ボリソフによって発見されました。
2019年8月30日の天体物理観測所（小惑星センター）
2019）。 当時、彗星は地心距離に位置していた
離心率が の双曲線軌道をたどる Δ = 2.98 au
3.35、𝑉帯域での見かけの等級はおよそ 𝑉 ≈ 18 です。
発見前の観察 (Ye et al. 2020) によると、
彗星はすでに 5 ～ 7 天文台で活動しており、8 天文前後に始まりました。
2018 年 12 月から 11 月にかけて、
CO や CO2 などは水よりも揮発性が高くなります。
多くのグループが、
2I/ボリソフ。 2019 年の最初の結果では、ボリソフと太陽系彗星のいくつかの類似点がすでに明らかになりました (Jewitt & Luu 2019;
ヤンら。 2020年; イェら。 2020年; セカニナ2019; グジクら。 2019年;de Leon et al.2020;Bolin et al.2020)。
久しぶりに高解像度
画像により、核半径のより正確な推定が可能になりました。
Jewitt らの報告では、0.2 km および 0.5 km。 （2020年）。 収集されたデータ
ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による複数の観測実行
2019年11月から2020年1月の間に作成され、ダストテールが明らかになりました
反太陽方向と負の地動速度ベクトルの間に配向され、微妙な内部コマ非対称性を持っています（Kim et al.
2020年）。 一方、9月に撮影されたHST画像と、
2019 年 10 月 (Jewitt & Luu 2019; Manzini et al. 2020)、示した
塵は主に反太陽方向に向かって飛散したことが分かりました。
マンジニら。 (2020) 放出された塵は分散すると主張した
核から比較的近い距離にあり、急速に変化します。
太陽放射圧によるたわみ、最終的には
しっぽ。 これは、おそらく排出速度が低いことを示唆しています。
より小さいサイズの塵粒子の蔓延。 また、彼らは次のように提案しました。
2I の形態は C/2014 B1 彗星の形態に似ています。
太陽系の固有彗星と同様の活性化プロセス。
2I/ボリソフの高解像度干渉観測
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで作られています
(アルマ望遠鏡) 半径 1 mm の緻密な小石の存在を示す
ヤンら。 （2021年）。 また、ブサレフら。 (2021) Mg-Fe が
複合体と有機粉塵成分が主に存在します。
2I昏睡状態。 オピトムら。 (2021) 太陽系との類似点を検出
いくつかのバンドの彗星、私はFeI と NiI を含み、log (Ni/Fe) = 0.21 ± 0.18 の存在比を示します。 発塵率と
質量損失はいくつかの研究で計算されています。 ただし、異なります
さまざまなモデルを使用することで結果が得られたり、
仮定。 モンテカルロダストテールモデルの実装 (de
レオンら。 2020年; キムら。 2020年; マンジニら。 2020）はそれを示しました
テールダスト粒子のサイズ分布は、
平均値は約 100 𝜇m - 1 mm ですが、より小さい粒子は
核に近いほど見つかる可能性が高くなります。
分光学に関しては、2I/ボリソフが太陽系の彗星と同様の性質を持っているとしても、異常な高い値を示します。
水およびHCNに対するCOの比率(Bodewits et al. 2020;コーディナーら。 2020年）。 2I が
これまでに観測された中で最も原始的な彗星であり、旋光特性は次のとおりです。
形成以来、いかなるオブジェクトとも相互作用していないことを示唆しています
(Bagnulo et al. 2021)、元の特性を維持しています。 しかし、太陽系の活動的な彗星には通常、原始的な物質が豊富に含まれています。
材料。
実際、1.5 および 2 では水氷の吸収バンドは見つかりませんでした。
𝜇m (Yang et al. 2020)、2019 年 9 月から 10 月にかけて。
ちなみに、Fitzsimmons らは 388 nm の強い CN 線を検出しました。
（2019年）; デ・レオンら。 （2020）; アラヴィンドら。 (2021)、HCN は
親分子として疑われます。
別のスペクトルの特徴は、いくつかのグループによって証明されているように、近日点に到達する前の C2 の枯渇です (Lin et al. 2020; Opitom et al. 2019;
バニスターら。 2020年; カレタら。 2020年）。 NH2 のような他の種も検出されました。 (2020) は、太陽系彗星で見つかったものと比較して、大量の存在を発見しました。 さらに、McKay らによる高スペクトル分解能測定。 (2020年)
禁断の酸素ライン、特に
630 nmのO(1D)線。 このラインは水を追跡するのに優れています。
親の光解離によってOIを昏睡状態に解放するため
通常は H2O である分子 (Feldman et al. 2004)。 彼らは見つけた
水のガス発生率𝑄(𝐻2𝑂) = (6.3±1.5) ×10^26/𝑠オン
2019 年 11 月 10 日。親種の豊富さは依存します。
557 nmでの酸素の緑の線と赤の線の間の流束比について
630 nm と 636 nm のダブレット線。通常 𝐺/𝑅 で示されます。 の
CO や CO2 などの他の潜在的な親種は無視できます。
それらが組成内で優勢な種ではない場合。 しかし、CO が優勢であることが判明したため、これは 2I には当てはまりません。 オピトム
他。 (2021) 2019 年 11 月に 0.3 の範囲の 𝐺/𝑅 値が発見されました -
2020 年 2 月から 2020 年 2 月から 3 月にかけて 0.6 となり、CO が
発見された禁断の酸素ラインの原因である可能性が高い
2Iのスペクトルで。
昏睡状態の 2I スペクトルに関するもう 1 つの指摘は、その類似性です。
de によって最初に提案された D 型小惑星のスペクトルに
レオンら。 (2019)、後に他の著者によって確認されました (Yang et al.
2020年; デ・レオンら。 2020年）。 上記の特徴は、
Cometさんも構成に関してはこの考えに同意しているようです。 の
D 型小惑星は、特徴のないスペクトルによって特徴付けられます。
有機物と揮発性物質が含まれていると考えられています。 タギッシュ湖はその 1 つです。
これらの天体の隕石スペクトルの類似物（例：Barucci et al.
2018年; ガートレルら。 2021)。最も原始的なものと考えられています。
小惑星集団の中で。
この研究は、1.52 m カルロス サンチェス望遠鏡 (TCS)、2.53 m 望遠鏡で収集された分光測光データの分析に焦点を当てています。
アイザック ニュートン望遠鏡 (INT)、およびそれによって得られたスペクトル データ
4.2メートルのウィリアム・ハーシェル望遠鏡（WHT）。 観察結果
調査は、2019 年 10 月 3 日から 12 月 13 日までの 2 か月半の観察キャンペーン中に実施されました。データは、
2019年12月8日、遠くから見た2I/ボリソフの近日点通過
𝑞 = 2.0065 au (NASA JPL Small-Body Database による)
ブラウザ暦1
）。 この研究の目標は、
彗星の形態と分光測光、および計算
塵の生成速度と彗星塵の正味質量損失。 これ
記事は以下のように構成されています。 セクション 2 では、2I/ボリソフの観測キャンペーンを紹介します。 セクション 3 ではデータ削減について説明します
および解析方法 (使用した数学モデルを図に示します)
付録 A および付録 B)。 結果はセクション 4 に示されています。
議論と結論はセクション 5 に記載されています。
図 1. g (青) の波長の関数としての MuSCAT2 透過率
r (緑)、i (オレンジ)、z𝑠 (赤) バンド (Narita et al. 2019)。
図2. 2019年11月4日の彗星を含むrバンドの合成画像
98 個の同時加算フレームで得られます。 北 (N) と東 (E) を図示します。
赤道座標系の方向と画像スケール
10 秒角。 反太陽 (-⊙) と反速度 (-v) は次のようにプロットされます。
それぞれ黄色と青です。 3 つの円は、半径 5,000 km、10,000 km、および 15,000 km の対応する開口部を示しています。
図 3. 4 つのスペクトル帯域ごとにプロットされた 2I の表面輝度プロファイル
2019 年 11 月。各バンドのプロファイルは 2 本の灰色の線でフィットします。
四角は放射圧による歪みの始まりを示します。
効果。
図 4. 地心距離の 2 乗の関数としてのコマ長スケール
距離。 データは固定切片で線形に近似されます: 𝑦 = 2000𝑥 + 0。
4 結果
このセクションでは、測光と分光の両方を紹介します。
TCS、INT、WHTで得られた観測データの分析。
TCS/MuSCAT2 彗星の観測により、10 月 3 日から 13 日までの彗星の形態とその変化を特徴付けることができます。
2019 年 12 月の期間。 結果は最初に示されています
サブセクション。 ダストの色とその生成速度について説明します
2 番目と 3 番目のサブセクションでは、クロスチェックも行います
TCS/MuSCAT2 値と INT/WFC で取得した値
楽器。 これにより、私たちの決定に対する強い信頼性が得られます。
（両方の望遠鏡は4日の夜に同時に観測されました）
2019 年 10 月 5 日）。 最後のサブセクションでは分光分析について説明します。
2019年11月27日朝にWHTで得られた結果。
4.1 形態
2I/ボリソフ彗星は、その結果として複雑な構造を示します。
太陽との相互作用。 輻射圧が影響しているのは、
コマの形状と尾の向き。 最初のステップとして、私たちは
TCSデータを使用して形態を解析して説明します。
太陽放射が昏睡にどのような影響を与えているかを定量的に示します。 それから、
多数の観測値により、
昏睡塵粒子の終末速度。 もう一つの重要な質問
輝度プロファイルに沿って色の変化があるかどうか
彗星の。 彗星の形態を4つの異なる方法で研究
バンドはこれに答えを与えることができます。
等高線を追加した𝑟 バンド積層イメージを図 2 に示します。
(Python の matplotlib ライブラリを使用)
異なる強度レベル。 コマは明るく見え、粒子は
密度は核から離れるにつれて減少します。 加えて
反速度ベクトルと反太陽ベクトルは、
コマの方向。北側で発達しています。
赤道座標系に関して、次の影響を受けます。
慣性力と非重力力の両方。
彗星のような明確な昏睡とそれに続く塵の尾
処理された画像から確認できます。 彗星を回収しました
表面の明るさを計算してプロファイルを作成し、明るさとして定義します。
単位角面積あたり、Σ𝜆 = 𝑑𝐵𝜆
𝑑Ω
。 連続撮影により推定します
200 km のステップを持つ円形の開口部。 磁束は補間されます
サブピクセル方式でphotutilsのaperture_photometryを使用し、
各ピクセルを 25 のサブピクセルに分割します。 図 3 からわかるように、
表面間の形態に識別可能な違いはない
同時に撮影した画像から輝度プロファイルを取得
4つのスペクトルバンドで。
各プロファイルについて、スポッティングによってコマ長スケール 𝑋𝑅 を推定します。
コマ収差のポイント (「膝」)、プロファイルの傾向が
勾配が明らかに変化する可能性があります (Jewitt 1991)。 これを見つけるには
ポイントとして、次を使用してプロファイルに適合する線形回帰アルゴリズムを適用します。
2行。 各線の傾きから表面の明るさがわかります。
勾配と「膝」の位置でコマの長さを決定します
規模。
長さスケールは、4 つの推定値の平均値です。
バンド、および地動説の 2 乗に関してプロット
天文単位の 2 乗で表される距離 (図 4 を参照)、𝑎𝑢2
。 として
比例関係が期待されます (付録 B を参照)。
切片を原点に固定する線形フィット。 𝑋𝑅/𝑟を取得します
2 = 2000±300km/au2
につながる
𝑣𝑑 (𝑎) = (0.15 ± 0.01)
𝑚𝑠𝑎1m−0.5
(2)
方程式 2 に関するダスト粒子の終端速度を説明します。
それらのサイズはモンテカルロシミュレーションの結果と一致します
0.1423𝑎中
−0.5
(Tenishev et al. 2011)、ここで、
𝑎をメートルで表すと、速度は𝑚/𝑠で決まります。
すべての観察セッション中に監視された表面の明るさの勾配 – 2 つの線形フィットの傾き 𝑚 = 𝑑ログΣ𝜆
𝑑ログ𝜃
、 私たちに見せてください
コマの場合、𝑚 = −1.2 と 𝑚 = −1.5 の間の値が得られます。
近日点付近では増加傾向にあります。 この移行は、
𝑚 = −1 (Jewitt 1991) によって特徴付けられるほぼ等方性コマは、太陽放射圧の影響です。 「膝」を超えて、
急峻度は 𝑚 = −2.5 付近の値まで低下します。
4.2 ダストカラー
見かけの開口サイズの内部に収集される光束を計算します。
TCS、INTともに15,000km。 この絞りは、
角の大きさは地球に応じて 8.3 から 10.3 秒角の範囲です
- 観測時の彗星の距離。 TCSの測光より
データから、観測されたすべての夜の平均カラーインデックスが見つかります。
および対応する標準偏差 (𝑔 − 𝑟) = 0.61 ± 0.08、
(𝑟 − 𝑖) = 0.16 ± 0.07、および (𝑖 − 𝑧𝑠) = 0.10 ± 0.06。 一方で、
INT を使用すると、(𝑟 − 𝑖) = 0.22 ± 0.04 および (𝐵 − 𝑉) = 0.79 ± 0.04 となります。
図 5 の最初の 2 つのプロットは、
TCS 測定値。それらは平均値の周りに集まっているように見えます
この値は、観測キャンペーンの期間内でいくつかの変動を示します。 これらの変動のほとんどはおそらく次の結果です。
観測誤差。 プロットの左上側に対応する大きなオフセットは、異なる日付の測定値に対応します。
特定の時間間隔とは相関していません。 全体的に、色は、
太陽系の長周期 (Solontoi et al. 2012) および太陽系海王星天体 (Ofek 2012) の特徴と密接に一致しています。
図 5 の最後のプロットに示されています。
表 1 からわかるように、私たちの調査結果は次の結果と一致しています。
他のグループによって報告された結果。 全体として、2I は問題がないようです
色の逸脱につながる可能性のある明らかな組成変化
インデックス。
4.3 発塵と質量損失
絶対等級と有効散乱断面積
これにより、彗星の活動を特徴づけ、その後、塵の生成速度と質量損失を計算することができます。 方程式 3 が提供する
𝐶𝑒の式 – 有効散乱断面積、ここで
𝑟⊕ = 1.5 × 108 km = 1 au は地球と太陽の平均距離、𝑝𝜈 は
幾何学的アルベドは 0.1 (Zubko et al. 2017) と見なされ、𝑚⊙,𝜈 は
バンド 𝜈 ∈ {𝑔, 𝑟, 𝑖, 𝑧𝑠 } における太陽の見かけの等級は、𝐻𝜈 です。
式によって提供されます。 4. 磁束を推定してこれらを計算する場合
量的には、常に開口半径を 15,000 km とします。 フェーズ
項は 2.5 log 𝜙(𝛼) ≈ −0.04𝛼 として線形的に推定されます (Jewitt 1991)。
測光により、効果的な散乱を計算できます。
各バンドの断面、
𝐶𝑒 =𝜋𝑟2⊕
𝑝𝜈10−0.4(𝐻𝜈−𝑚⊙,𝜈 ) (3)
𝐻𝜈 = 𝑚𝜈 − 5 log(𝑟/𝑟⊕) − 5 log(Δ/𝑟⊕) + 2.5 log 𝜙(𝛼) (4)
𝑔と𝑟の有効断面積について得られた結果
バンドは、Jewitt & Luu によって発見された結果と図 6 で比較されています。
(2019) V バンド (開口半径 15,000 km) および Aravind et 用
アル。 (2021) R バンド (開口半径 10,000 km) で。 私たちのデータは満たされます
他の人が報告した測定値と一致するギャップ
著者たち。
図 7 では、各バンドの断面が中央値で除算されて正規化されています。 傾向の一貫性に気づくことができます
バンドに沿って。 それぞれの開始時にわずかな増加があります
2019 年 10 月から 12 月の周期的な行動を示唆する月、または単に変動と周期的なパターンである可能性があります
偶然です。 一般に断面は変動します。
平均値付近 (155 km2)
𝑔、178 km2
𝑟、188 km2
で
𝑖、206 km2
𝑧𝑠) 距離 2.51 au から 2.01 au、以前
近日点通過。 これらの変動は 10% をわずかに超える程度です
各バンドの中央値𝐶𝑒に関して。 ただし、それらは一貫性があり、エラーとはみなされないほど十分な大きさ (≈ 2𝜎) です。 これ
この行動は 12 月 3 日まで続き、その後顕著な低下が見られます。
最後のピークに続いて傾向が明らかになります。
方法のセクション (付録 B) で詳しく説明されているように、ダスト モデルを適用して、ダストの生成速度と総質量を推定することを目的としています。
損失。 正規化定数 𝑔0 は数値的に決定されます。
式の積分 B10、有効散乱断面積の推定値による。 図 5 に示す分析により、次のことがわかります。
より赤い色に向かってスペクトル強度が増加します。 この傾向
散乱の強化を意味し、値が大きくなります
𝐶𝑒のために。 これらの観察結果は私たちの測定結果と一致しています。
依存性 𝐶𝑒 (𝜆) は、ほぼ直線的に増加する傾向を示しています。
したがって、モデルがこの線形を正確に再現することが不可欠です。
これを達成するには、適切なサイズ分布が必要です。
特定の散乱挙動を示す塵粒子。 述べたように
付録 B では、散乱係数は屈折率に依存します。
マテリアルのインデックス (𝑚 = 𝑛 +𝑖𝑘)。 粉塵の可能性が非常に高いです
昏睡状態は、分離された異なる物質で作られた粒子の混合物です
彗星の核の表層のさまざまな領域から得られたものです。
さまざまな材料を含む複数のシミュレーションを通じて、
かんらん石 (𝑚 = 1.80 + 0.10𝑖)、輝石 (𝑚 = 1.70 + 0.04𝑖)、および
炭素 (𝑚 = 2.00 + 0.50𝑖) である粒子を特定しました。
最も可能性の高い約 200 ～ 300 nm のサイズが一次粒子として出現します。
コマ（口径 15,000 km）内の散乱体。 図 8 に、
UF を使用して取得された結果の曲線の概要
𝛼 = 4.7 の分布。グリッド検索で見つかった値。
𝑎 𝑝 = 250 nm の輝石が、
2I の散乱体の動作を再現する場合に最適な選択です。 カンラン石
も互換性があるでしょう。 ただし、カーボンはそうではないようです
2I の構成において優勢であると仮定します。
カンラン石と輝石の混合物、または別の混合物である可能性があります。
同様の散乱特性、つまり屈折率を持つ材料。
コンパクトダストの密度を 2650 kg/m3 と考えます。
(ヤン
他。 2021) と輝石の粒度分布は次のとおりです。
𝑎 𝑝 = 250nm。 したがって、有効断面積の平均値は
近日点に達する前に、塵の総質量が等しいと推定される
〜 (1.9 ± 0.2) × 10^6 kg、粉塵発生量は (7.0 ± 0.4) × 10^14
粒子/秒、(4.0±0.2) kg/秒に相当。 近日点通過後、
同じ考慮に基づいて、塵の総質量は減少します
線形傾向を仮定すると (0.6 ± 0.2) kg/s となります。 粉塵の発生量は、
近日点後も減少し、3.3 kg/s の値に達します。
2019年12月13日。
4.4 分光法
WHTで得られた2I/Borisovのスペクトルを図9に示します。
分光器の両アームで得られたデータを統合しました。 私たちは
スペクトル データと対応するデータとの比較を示します。
TCS を使用して有効波長で得られた光束の値
各バンド (𝑔、𝑟、𝑖、𝑧𝑠)。
スペクトルを校正するために、11 月 25 日の朝 (観測の 2 日前) に TCS で得られた見かけの等級を使用しました。
スペクトル観測）。 したがって、この方法は不確実性を意味します。
測光測定の不正確さと観察日の違いにより、≈ 0.05 等です。 まず、
𝑔フィルターの伝達関数(カメラの量子効率によって変調) をスペクトル データに反映します。 合計応答が得られます
ADU (アナログからデジタルへのユニット)。 次に、キャリブレーションは次のようになります。
のゼロ点を使用してスペクトル束密度値を決定する
ベガ (Willmer 2018) とそれに対応する見かけの等級
TCS で取得した𝑔バンド。
塵の連続体を特徴付けるために、スペクトルが線形に適合されます。
𝑆'𝐵= (18 ± 2) %/1000 Å (範囲 4000 〜 5000 Å および
𝑆'𝑅= (11 ± 1) %/1000 Å (範囲 5700 − 7250 Å)。 値
青色のドメインで得られたものは、によって報告されたものと一致します。
フィッツシモンズら。 (2019) 9 月、19.9 %/1000 Å、または Lin et al.
(2020) 11 月初旬、19.3 %/1000 Å。 さらに、
赤いグラデーションは、2I/Borisov のスペクトルが線に沿って急峻であることを示しています。
de León らによって提案された青色のドメイン。 （2020年）も。
発光バンドを検出するために、塵によって反射された太陽光によって引き起こされる基礎的な連続体を差し引きました。 の比較
ダスト連続体を除去する前後のスペクトルが示されています
図 9 では、次のような顕著な CN (0-0) ガス放出が明らかになりました。
388 nmの太陽蛍光。 彗星のスペクトルだけを紹介
ガス蛍光発光特性は底部にあります
図9のプロットでは、630nmと636nmの酸素の赤い二重線も検出されました。
CN バンド内の全磁束を数値的に積分すると、(4.8 ± 0.2) × 10−14 ergs/cm^2 /秒が得られます。
生産量を見積もるには
レートの場合、Haser モデルを使用します (付録 C を参照)。 このモデルの実装は、ローウェル マイナー プラネット サービスによって提供されています。
Comets API 4 を通じて
。 の暦を考慮すると、
11月27日の 2I、𝑟 = 2.03 au および 𝑟¤ = −5.2 km/s、補間された g 係数は 3.6 × 10−13 ergs/s/分子です (Schleicher 2010)。 の
親分子と娘分子の長さスケールは、A'Hearn et al. (1995) で確立されたものです。
したがって、𝑄(𝐶𝑁) = (1.2±0.1) ×10^24/𝑠、(1.5 ± 0.5) × 10^24/𝑠
バニスターが見つけた
他。 (2020年)11月26日同日、または(1.6±0.5)×10^24/𝑠
Opitomらによって報告されました。 （2019年）10月20日。
フィッツシモンズに伴いCNの生産率は減少傾向にある
他。 (2019) レポート 𝑄(𝐶𝑁) = (3.7 ± 0.4) × 10^24/𝑠
9月は
20. さらに、2019 年 9 月下旬の別の測定により、𝑄(𝐶𝑁) = (2.3 ± 0.4) × 10^24/𝑠
(de León et al. 2020) および Opitom
他。 (2019) (1.8 − 2.1) × 10^24/𝑠 の間の値を見つける
初めて
来月の半分。 近日点後、Cordiner et al. （2020年）報告書
生産率 (0.9−1.2)×10^24/𝑠
12月15-19の期間について。
分光分析では、OI レッドの特定に成功しました。
630 nm と 636 nm のダブレット線。 ただし、次のことに注意してください。
禁止されている酸素ラインの緑のライン (約 557.7 でアウト)
nm) は機器の範囲外にあるため、弊社では検出できません。
観察。 また、解像度が十分ではないため、
地鉄のものからの赤い OI 彗星の線。 2 つの行は次のとおりです
図 9 に見られるように、部分的に互いに重なり合っています。
禁断の酸素線は Opitom et al.(2021) によって検出されました。 マッケイ
他。 （2020年）も。 629 nm と 633 nm の 2 本の線が観察されます。
アンモニア、NH2に相当します。 g ファクター値を次のように仮定すると、
0.564 · 10−3 光子/秒（川北らによって決定） (2001)
629 nm での NH2 の 𝐴˜(0, 8, 0) Π バンド (Prasad et al. 1988) を導き出します。
𝑄(𝑁𝐻2) = (0.7 ± 0.2) × 10^24/𝑠
、ガスの生成を意味します。
NH2 と CN の商は log(𝑁𝐻2/𝐶𝑁) = −0.2 ± 0.2 です。この測定の S/N 比は 𝑆/𝑁 ≈ 7 です。
他の系統の蛍光効率の低い値は、
WHT がカバーするスペクトル間隔内にあるため、それらの信号は次のようになると予想されます。
この騒音レベルでは検出できません。 これは私たちの分析によって確認されています。
一方、633 nm で検出される信号は実際には
2 つの未解決の NH2 バンドの重なり (Fink & Disanti 1990; Fink
ウーヴェとヒックス 1996; アルピニーら。 1987) と検出された合計から
これらのバンドの磁束の上限は (1.1±0.2) ×10^24/𝑠 です。
C2 に関しては、ノイズ レベルを超えるラインは検出されません。
5 議論と結論
この研究では、最初の観測に焦点を当てたモニタリングキャンペーンから得られた観測データの包括的な分析を発表しました。
星間彗星、2I/ボリソフ。
TCS、INT、WHT で得られた観測値を使用する
望遠鏡を利用して、彗星の形態や生態に関する重要な洞察を提供します。
分光測光:
• 2I/ボリソフは昏睡状態を特徴とする明らかな活動の兆候を示した
長さスケールは 8000 ～ 13000 km に及びます。 観察された
長さは地心円の二乗に対して線形傾向を示した
距離。
• 4 つのバンドの同時イメージングにより、彗星の表面全体にわたって均一な組成が明らかになり、彗星の均一性が示されました。
形態。 カラーインデックスは、活性色に似た赤みがかった色合いを示しました
太陽系内の彗星と太陽系外縁天体。
• 彗星のプロフィールは拡散的な性質を示しており、太陽系彗星の典型的な特徴と一致しています。 表面の変化
私たちの研究で観察された輝度勾配は𝑚 = −1.2から
𝑚 = −1.5。これは、によって報告された勾配よりも急ではないように見えました。
Jewitt & Luu (2019) 9 月 26 日 (𝑚 = −1.8)。 不一致
彗星の挙動に起こった変化に起因すると考えられます。
特に 10 月初め頃、私たちの分析により活動の増加傾向が特定されました。 この小さな爆発が続いています
小さな変動を示す彗星の活動の定常傾向による。 これは12月まで続きます。 最初のジャンプ対応
から 10 月までは Bolin らによっても発見されました。 （2020）、どこで
彗星は 2.5 天文単位で水と氷の線を通過したと提案されました。
潜在的な原因。
・彗星の活動傾向には小さな変動があると仮定
近日点の前は、さらに 2 つの活動の存在に基づいています
傾向が示唆するように、11 月初旬と 12 月に急上昇
有効散乱断面積の値。 の大きさについては、
断面図、Kim et al. （2020）同じ期間に発見された
平均値は約200km^2
口径 16000 km の V バンドでの有効散乱断面積については、次の結果が得られました。
(155 ± 9) km^2 の値
𝑔 帯域および (178 ± 8) km^2 内
𝑟バンドで
半径 15000 km の開口部の場合。
• 取得したデータを利用して、発塵量を計算しました。
作られた粒子の粉塵コマを確立することによる速度と質量損失
最も可能性の高いサイズが 250 nm の輝石から。 使用する
Fink & Rubin (2012) によって提案された分布を計算してみました。
近日点前のダスト生成率は約 7×10^14 粒子/秒、
𝜌 = 2650 kg/m^3 と仮定すると、4 kg/s に相当
。 比較のために、
Clments (2021) は粉塵の発生量を 11 ～ 16 kg/s と決定しました。
(大きなダスト粒子を 𝑎 = 100 𝜇𝑚 および 𝜌 = 1000 𝑘𝑔/𝑚^3 と仮定、
排出速度は 5 ～ 9 m/s と遅い）、わずかに
近日点後は減少傾向。 同じモデルをベースにしており、
仮定、同様の傾向および値はマゾッタによって得られました。
エピファニら。 （2021年）。 排出速度の値に応じて、
10 月の粉塵発生率が 3 ～ 25 kg/秒、12月は2 ～18kg/秒。
マンジニら。 (2020) 放出された塵は一度放出されると、
核から比較的短い距離に分散します。 その後、太陽光の影響で急激にたわみが生じます。
放射圧は最終的に彗星の尾に融合し、放出速度が遅いことを意味します。 30～100𝜇mの粒子が見つかった
尾部で優勢であり、比較的小さな粒子が予想される
実行されたシミュレーションと一致して、原子核に近い
デ・レオンらによる。 （2020）およびキムら。 （2020年）。 私たちの分析は次のとおりでした
15000 km の口径内での塵の放出に焦点を当てました。
昏睡状態の塵。 私たちは、ダスト粒子の最も可能性の高いサイズを発見しました。
昏睡状態では 200 ～ 250 nm の範囲にあり、昏睡状態よりもはるかに小さくなります。
しっぽ。 式 2、によると、射出速度は約 300 m/s になります。
彗星の尾から逃げられるほどの高さです。
• 活動は、2019 年 12 月に減少し始めました。
近日点通過。 この行為は他のグループによって報告されました
同様に（Kim et al. 2020; Aravind et al. 2021; Hui et al. 2020）
の減少率を線形に推定することで定量化されます。
有効散乱断面積、𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡。 𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡 = であることがわかりました。
(−4.4 ± 1.6) 𝑘𝑚^2/𝑑 12 月 2 日から 12 日までの期間中
2019年12月、口径半径15000km内。 続いて、
私たちは、昏睡状態における塵の正味質量損失を測定しました。
この近日点後の間隔では -0.6 kg/s。 もっと長く考えると
近日点通過後の一定期間、Aravind et al. (2021年)
見つかった (−1.77±0.22) 𝑘𝑚^2/𝑑 R バンド開口半径 10000 の場合
2019年11月30日から12月27日までのネットにつながるkm
ダスト粒子の平均サイズが等しいと仮定すると、質量損失は –2.7 kg/s
𝑎 = 100 𝜇𝑚 および 𝜌 = 1000 𝑘𝑔/𝑚^3
。 一方、Hui らは、
(2020) は減少率 𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡 = −0.43 ± 0.02 𝑘𝑚^2 /𝑑を報告しました。
同じサイズ、10000 km の r バンド開口部から、正味質量
𝜌 = 500 𝑘𝑔/𝑚^3 と仮定すると、-0.4 kg/s の損失。 の不一致は、
𝑑𝐶𝑒/𝑑𝑡
ホイらと (2020)の観測活動は遅くまで延長
1月。 さらに、この結果は 15000 km の口径を使用して得られています。
この観点からは、より大きな値が期待されます。
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