大きな括りで彗星の３９P/Oterma、ケンタウロス族に分類されている公転軌道は木星と土星の間。１９００年以降は木星に接近するたびに軌道が変化している。彗星の構成物質は個々で違うようで39P/OtermaのJWST NIRSpec観測よりCO2を初検出ということらしい。以下、機械翻訳。
ケンタウロスのCO2排出を初検出：39P/OtermaのJWST NIRSpec観測
概要
ケンタウロスは太陽系の小天体であり、軌道が太陽系外縁系の軌道の間を移行する。
散乱円盤天体と木星系彗星。 39P/Oterma は頻繁に活動するケンタウロスです。
最近、Centaur と JFC の両方の分類を保持しており、JWST NIRSpec で観察されました
2022 年 7 月 27 日 UTC、太陽から 5.82 au の距離にありました。 初めてのCO2ガス
発光は Centaur で検出され、生成率は QCO2 = (5.96 ± 0.80) × 10^23 分子でした。
ｓ−１． これは、ケンタウロスや彗星の中で最も低い CO2 検出量です。 COとH2Oは検出されませんでした
上限を制限するまで。 QCO/QCO2 ≤2.03 および QCO2/QH2O ≥0.60 の導出混合比
CO2 および/または CO のガス放出が活動の推進に大きな役割を果たしているが、水はそうではないことと一致しています。
29P/Schwassmann-Wachmann 1 のコマ存在量間の有意な差を示します。
同様の太陽中心距離にある別のケンタウロス、これは熱処理によって説明できる可能性があります。
39P は、前回の木星系彗星の軌道中に表面に現れました。 JWST データのコンテキスト化を支援するために、
また、7 月 (ジェミニ北) と 9 月 (ローウェル) の 2 つの日付で可視 CCD 画像データも取得しました。
Discovery Telescope) 2022。これらのデータに基づく画像分析と測光は、
点線源の検出と Rnuc =2.21 ～ 2.49キロ。
キーワード: ケンタウロス、彗星、小惑星、JWST
1. はじめに
ケンタウロスは太陽系の天体であり、その軌道は完全に巨大惑星領域に含まれており、
木星系彗星 (JFC) に進化する太陽系海王星天体 (TNO) の過渡状態である可能性があります。 彼らの軌道
木星と、程度は低いが土星によって重力摂動を受ける (Horner et al. 2004; Gladman et al. 2008; Liu
&Ip 2019; サリドら。 2019）。 私たちの定義によれば、それらの近日点は木星より大きく、長半径は小さくなります。
ネプチューンよりも。 多くのケンタウロスは太陽から遠く離れたところでも活動しているため、その塵やガスの観測が行われています。
コマエは進化の過程についての洞察を与え、原始的な物質を地球から追跡するための強力なツールとして機能します。
太陽系の形成 (Tegler et al. 2003; Lisse et al. 2022)。
少なくとも 42 頭のケンタウロス族が、主に目に見える粉塵コマの生成に基づいて活動していることが確認されています (バウアー)
他。 2003年; ジュイット 2009; マゾッタ・エピファニら。 2018年; ウォンら。 2019年; チャンドラーら。 2020年; ステックロフら。 2020年; デ
ラ・フエンテ・マルコスら。 2021).1 太陽に近づくにつれてコマ状態になる彗星とは異なり、最も活動的なケンタウロスは
継続的に活動する 29P/Schwassmann-Wachmann 1 (Trigo-ロドリゲスら。 2008年; コサッキとシュトヴィチ 2013; サリドら。 2019年; ハリスら。 2021）。 活動的なケンタウロスは小さい
直径が大きくなり、最近（≲ 10^3 年）近日点距離が減少し、近日点距離が短くなりました。
(Jewitt 2009)、比較的最近になって現在の軌道領域 (木星に近づく) に入りました (Fern´andez et al. 2018)。
活動的なケンタウロスの観察からの質量損失率の推定値は、4.3 kg / s から 5100 kg / s の範囲です（ただし、上限）（Jewitt 2009; Fraser et al. 2022）。
CO や CO2 などの氷のような揮発性物質の昇華が原因であるにもかかわらず、この活動の推進要因はほとんど不明のままです。
および他の物理的メカニズムが粉塵昏睡の発生に役割を果たしている可能性があります (Capria et al. 2000;Womack et al. 2017;Wong
他。 2019年; リリーら。 2021）。 もう一つ考えられる活動源は、非晶質の水の氷の結晶化プロセスです。
(AWI)、不活動な彗星のような天体の場合、r ~16 天文単位まで離れたところで発生する可能性があります (Guilbert-Lepoutre 2012)。 それでも
彗星における AWI の現在の証拠は主に間接的な観測証拠 (Prialnik & Jewitt 2022)、AWI に基づいています。
ケンタウルス科のほとんどが経験した状況を考えると、ケンタウルス科に豊富に存在すると予想される（ジェニスケンズとブレイク1994年; リッセら。 2022年）。
39P/オテルマ (39P) は、過去 90 年間でケンタウロス軌道からより近い軌道に移動した活動的なケンタウロスです。
木星系彗星は軌道を周回し、再び外側に向かってケンタウルス座状態に戻ります（図1）。 1943 年にリーシによって発見されました。
通過したばかりのときの視等級 m 〜 15 のオテルマ (Marsden 1962; Orchiston & Kronk 2009)
近日点は r 〜 3.4 au、Δ = 2.5 au でした。 あまり星状ではない外見をしているとよく報告されていますが、
そして1943年5月には、同様の星雲の小さな輪に囲まれた星のような物体として反射板上に現れました。
強い中心凝縮を伴う惑星状星雲に至る(Herbig & Mcmullin 1943)。
発見の直前、1937 年に 39P は木星に最接近し、軌道交差距離は最小となりました。
MOID は 0.16 天文単位で、軌道周期を 18 年から 8 年に短縮し、Centaur から JFC に移行しました。
軌道。 ケンタウロスの天文測定の軌道シミュレーションでは、
年に木星と土星に何度か接近した
ここ数世紀で近日点は最終的に 3.4 天文単位まで短縮され、その近日点は約 30 年間維持されました (Koon et al.
2000）。 図 1 は、39P が再び木星に接近する 1963 年までの軌道の進化を示しています。
MOID = 0.1 天文単位で近日点を 5.5 天文単位に増加させ、それによって 39P をケンタウロスの状態に戻しました (例: Jewitt 2009;
オーキストンとクロンク、2009)。 1942 年から 1962 年にかけて、39P は m 〜 18 よりも暗く、時折短い尾を示しました。
(マースデン、1962)。 しかし、1950 年の通過では、39P は m ～ 14.5 で最も明るいと見られました (van Biesbroeck 1951;
オーキストンとクロンク、2009)。 引用文ではフィルタについては言及されていないため、これは視覚的な大きさであると考えられます。
39P は 1962 年から 1998 年まで観測されませんでしたが、2002 年に回収され、r 〜 22 等の弱い活動を示しました。
(Fernandez et al. 2001; Jewitt 2009)。 39P は 2002 年から 2019 年に回収されるまで再び観察されませんでした。
何が考えられるかというと、r 〜24 等のコンパクトな昏睡および/または伸長した核である可能性がある (Schambeau et al. 2019)。
彗星に最も豊富に存在する揮発性種は水、CO、CO2 であり、これらの種の存在量の測定では
活動的なケンタウロスでは、太陽系の形成と進化のモデルを制約するために必要です。 残念ながら、彼らのせいで、
距離が長く、活動が比較的弱いため、ケンタウロスについてはそのような観察はほとんど記録されていません（Fraser et al. (2022) を参照）。
CO+ はケンタウロスで観察された最初のガス種であり、29P/Schwassmann Wachmann で繰り返し検出されました。
1 (29P) は、CO が大量に生成されていることを示しました (例、Cochran et al. 1980; Larson 1980; Cochran
他。 1991年）。 CO+は彗星の中のCOの光イオン化によって生成されるが、このプロセスはケンタウルスでは非効率的である。
距離と CO+ カラムの密度と変動は、太陽風陽子の CO への影響によってよりよく説明できる
これは太陽風粒子速度に強く依存します (Cochran et al. 1991; Jockers et al. 1992; Ivanova et al. 2019;
Wierzchos & Womack 2020)。 29P の昏睡状態では CO が定期的に検出されている (例: Senay & Jewitt 1994; Festou et al.
2001年; パガニーニら。 2013年; ウーマックら。 2017年; Wierzchos & Womack 2020; Bockel´ee-Morvan et al. 2022）、シングル
活動性の低いカイロン (Womack & Stern 1999) とエケクルス (Wierzchos et al. 2017) の検出が報告されました。 CO
P/2019 LD2 (ATLAS) の昏睡状態の中で、ケンタウルス星から地球に移行する天体が捜索されましたが、検出されませんでした。
JFC 軌道 (Kareta et al. 2021)。 H2O の放出が 29P で検出され、氷粒子の昇華に起因すると考えられました。
（大坪ら 2012; Bockel´ee-Morvan ら 2022）。
1 Y. R. フェルナンデスが管理する定期的に更新されるケンタウロス彗星のリストも参照 https://physics.ucf.edu/∼yfernandez/
コメットリスト.html。
図 1. 1900 年から 2060 年までの 39P/オテルマの軌道を 3 つの期間に分けて示しています。
軌道経路は大きく変化しており、今後も軌道をたどります。 1900 年から 1937 年までの期間は緑色、1937 年以降の期間は緑色
1963 年から 1963 年までは赤、1963 年から 2060 年までは青です。 39P の軌道は 1943 年から 1963 年にかけて大きく変化し、移動しました。
JFC 指定、および 2 から 3 の間のティッセランド パラメータ (TJ)、近日点 (q) < 5.2 au、および遠日点 (Q) < 7 から
au (Sarid et al. 2019)、q = 3.4 のケンタウルス星までの距離、軌道は完全に巨大惑星領域に含まれ、q = 5.5
1963 年の木星との接近遭遇によるオー。39P の軌道の急速な変化には、重大な変化が伴いました。
太陽熱の加熱、特に核の外層への影響。 この図は REBOUND Python パッケージを使用して生成されました
(Rein & Liu 2012)。 時間の進行は反時計回りです。
CO2 排出量は、いくつかの理由から CO よりも測定がはるかに難しく、直接測定されているだけです。
26 個の彗星のうち、どれもケンタウロスではありません (Harrington Pinto et al. 2022)。 ほとんどのケンタウロスは、
CO と CO2 の氷の表層を維持するには暖かすぎる領域 (Jewitt 2009) と、私たちが見ている活動
〜 15 天文単位ほど離れたケンタウルス座では、CO2 の地下ポケットの結果である可能性があります (Lilly et al. 2021)。 NASAの
新たに委託されたジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）、6.5メートルの赤外線に最適化された宇宙望遠鏡（Gardner et al.
2023)、ケンタウルス座の CO2 についての理解を進めるには、この望遠鏡が唯一の現在の望遠鏡であるため、必要です。
この分子を他の分子から独立して観察する能力。
ここでは、JWST 近赤外分光器 (NIRSpec) 装置で取得した 39P のスペクトルを示します。
39P が太陽から 5.82 au のとき、0.6 ～ 5.3 ミクロンの波長範囲。 地上の光学観測をサポート
39P は、広帯域フィルターを使用してジェミニ北天文台とローウェル発見望遠鏡からも提供されます。
JWST 観測時付近のダスト生成と核半径の推定値を提供します。
図 2. これらの 39P の画像は、波長の中央値で 4 つの NIRSpec データキューブのそれぞれから抽出されています。
データキューブからの波長の軸、〜2.95 μm。 データはすべて 2022 年 7 月 27 日に撮影され、UT は露光を開始しました。
時刻は各画像パネルの右上に表示されます。 直径 0.5 秒角の開口部 (赤い円と
JWST からケンタウロスの距離にある 1994.5 km の投影直径に相当) を使用して 39P スペクトルを抽出しました。
背景の銀河はフレーム 2 ～ 4 で撮影されましたが、使用された絞りでは 39P のコマを汚染しません。 画像は
北を上、東を左に向けた方向。 投影された太陽彗星ベクトル (PsAng) と投影された負の軌道速度
JPL の Horizons を使用して取得されたベクター (PsAMV) が示されています。 これらのベクトルは、潜在的な尾部の方向の指標として使用されます。
図 3. 39P の JWST NIRSpec スペクトルが示されています。4.26 μm のバンプは CO2 の検出です。 COとH2O
シグネチャは検出されません。 CO と H2O は、その放出がより強い場合、4.67 μm と 2.66 μm で観察されます。
図 4. 連続塵を差し引いた後の 39P の CO2 排出量の JWST NIRSpec スペクトル。 これが最初です
ケンタウロスのCO2排出を検出。 ダブル ガウス フィットが CO2 (ν3 バンド) の二重ピークに重ねられます。
以前は積分磁束密度を測定していました。 QCO2 = 5.96 ± 0.80 × 1023 分子 sec−1 の生成速度を導き出します。
各スペクトルチャネルに関連する相対磁束密度の不確実性は、光で強調表示された領域によって示されます。
青。
図 5. 連続体を差し引いた 39P の H2O (左) および CO (右) スペクトル。 どちらの揮発性物質も明確に検出されませんでした。
ここで、10.0 × 10^23 分子 / s の上限が得られます。
および 12.1 × 10^23 分子 / s、 それぞれ。 両方のスペクトルにおいて、
表 2 の波長では、分子ピークが紫色の破線の間に位置すると予想されます。
紫色の線は、生産率の上限を取得するために統合された領域の始まりと終わりを示しています。
紫の破線の周囲のノイズは、分子の特徴自体に匹敵します。 の不確実性は、
各スペクトル チャネルに関連付けられた相対光束密度は、水色で強調表示された領域で示されます。
図 6. (左) ジェミニ北望遠鏡による、r レンズを使用して取得されたケンタウルス 39P の画像
' 2022年 7月 28日 UTC でフィルターします。 39Pは
画像の中央、2 本の白い線でマークされます。 J2000 赤道基準系を使用した画像のスケールと向き
投影された彗星と太陽のベクトル (⊙ = 68°) も示されています。
と投影された速度ベクトル (v=68°)。 (右) 2倍ズーム
Gemini Northで撮影した39Pの画像。
4. 結論
この論文以前には、彗星から CO2 が検出されることはほとんどなく、ケンタウルス座からも検出されませんでした。 JWST の観察結果
2022年 7月 27日 UTC の 39P、r = 5.82 au、(5.96 ± 0.80) × 10^23 分子 / s の CO2 検出を提供します。 これは
CO2 の検出は、彗星やケンタウロスの中で最も低く、JWST NIRSPEC の機能によってのみ可能です。
CO と H2O は検出されませんでしたが、QCO < 12.1 × 10^23 分子 / s の 3 シグマ上限が得られました。
QH2O < 10.0 × 10^23 分子 / s。
存在比のこれらの重要な上限を使用すると、39P では QCO/QCO2 ≤ 2.03 になりますが、29P では QCO/QCO2 ≤ 2.03 になります。
QCO/QCO2 ≥ 83.2。これは、39P と 29P では CO に比べて CO2 がより支配的であることを示唆しています。 QCO2/QH2O
39P では ≥ 0.60、29P では QCO2/QH2O ≤ 0.05 です。これは、H2O と比較して CO2 ガスの放出が多いことを意味します。
39P対29P。 これらの相対生産率比は、29P がすべてのケンタウロスを代表するものではないことを示しています。 反対
39P と 29P の存在比は、ケンタウロスが非常に異なる行動をとる可能性があることを示しています。 29Pは扱うべきではない
他のケンタウロスと比較するためにさらなるデータが収集されるまでは、「典型的な」ケンタウロスとして扱われます。 これらの値を比較すると
その太陽中心距離の周りで観測された彗星と比較すると、39P の CO/CO2 には類似点がないことがわかります。 用語的には
CO2/H2O の量を考えると、39P は地球からさらに CO2/H2O が増加する彗星の挙動に従う可能性があるようです。
太陽。 いずれにせよ、傾向を確認するにはさらに多くの観察が必要です。
39P の連続体では、2.0μm と 3.1μm に吸収特徴があり、これは水の氷によるものと考えられます。 から
氷の吸収の特徴から、ガス放出バンドが存在する場合を除き、39P のバンド深さが 103P とほぼ一致していることがわかります。
存在しています。 これは、39P の水の氷の粒径が Protopapa らの粒径と類似していることを示唆しています。 (2014) 測定
103Pのコマ内：約1μm。 この小さな粒径は、水の氷が 39P から放出されることを裏付けており、
JWST によって観察された 39P は、その表面の検出ではなく、39P の昏睡状態にあります (Protopapa et al. 2018)。
連続体の空間プロファイルには重要な拡張情報源が欠けているため、結論を下すことはできません。 として
あるいは、39P の表面は広範囲にわたるマイクロメートルサイズの氷粒で覆われている可能性があります。 また、
39P、67P、および 103P の連続体は 1.0 ～ 1.9 μm でよく一致しており、3 μm では 3 つの天体すべてが次のことを示しています。
吸収機能。
ジェミニと 39P の LDT 観測により、半径は Rnuc =2.21 ～ 2.49 km に制限されています。 これは比較的小さいです
半径 32 km の 29P (Schambeau et al. 2021b) と比較しますが、423P/レモン、P/2005 S2 のようなケンタウルス類に似ています。
(Skiff)、P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer)、および典型的な JFC のサイズと同様の半径を持つ 2000 GM137 (Jewitt)
2009年; シャンボーら。 2021a、2023)。 Gemini と LDT の測光と画像分析の両方が、何も存在しなかったことを示しています。
顕著な塵コマにより長時間の放射が検出されました。 39P の検出は点の検出と一致しました
したがって、我々は、その裸の核を r' フィルター内で検出したことを示唆しています。
地心距離から、拡散コマの存在を排除することはできません。
ケンタウロスのCO2排出を初検出：39P/OtermaのJWST NIRSpec観測
概要
ケンタウロスは太陽系の小天体であり、軌道が太陽系外縁系の軌道の間を移行する。
散乱円盤天体と木星系彗星。 39P/Oterma は頻繁に活動するケンタウロスです。
最近、Centaur と JFC の両方の分類を保持しており、JWST NIRSpec で観察されました
2022 年 7 月 27 日 UTC、太陽から 5.82 au の距離にありました。 初めてのCO2ガス
発光は Centaur で検出され、生成率は QCO2 = (5.96 ± 0.80) × 10^23 分子でした。
ｓ−１． これは、ケンタウロスや彗星の中で最も低い CO2 検出量です。 COとH2Oは検出されませんでした
上限を制限するまで。 QCO/QCO2 ≤2.03 および QCO2/QH2O ≥0.60 の導出混合比
CO2 および/または CO のガス放出が活動の推進に大きな役割を果たしているが、水はそうではないことと一致しています。
29P/Schwassmann-Wachmann 1 のコマ存在量間の有意な差を示します。
同様の太陽中心距離にある別のケンタウロス、これは熱処理によって説明できる可能性があります。
39P は、前回の木星系彗星の軌道中に表面に現れました。 JWST データのコンテキスト化を支援するために、
また、7 月 (ジェミニ北) と 9 月 (ローウェル) の 2 つの日付で可視 CCD 画像データも取得しました。
Discovery Telescope) 2022。これらのデータに基づく画像分析と測光は、
点線源の検出と Rnuc =2.21 ～ 2.49キロ。
キーワード: ケンタウロス、彗星、小惑星、JWST
1. はじめに
ケンタウロスは太陽系の天体であり、その軌道は完全に巨大惑星領域に含まれており、
木星系彗星 (JFC) に進化する太陽系海王星天体 (TNO) の過渡状態である可能性があります。 彼らの軌道
木星と、程度は低いが土星によって重力摂動を受ける (Horner et al. 2004; Gladman et al. 2008; Liu
&Ip 2019; サリドら。 2019）。 私たちの定義によれば、それらの近日点は木星より大きく、長半径は小さくなります。
ネプチューンよりも。 多くのケンタウロスは太陽から遠く離れたところでも活動しているため、その塵やガスの観測が行われています。
コマエは進化の過程についての洞察を与え、原始的な物質を地球から追跡するための強力なツールとして機能します。
太陽系の形成 (Tegler et al. 2003; Lisse et al. 2022)。
少なくとも 42 頭のケンタウロス族が、主に目に見える粉塵コマの生成に基づいて活動していることが確認されています (バウアー)
他。 2003年; ジュイット 2009; マゾッタ・エピファニら。 2018年; ウォンら。 2019年; チャンドラーら。 2020年; ステックロフら。 2020年; デ
ラ・フエンテ・マルコスら。 2021).1 太陽に近づくにつれてコマ状態になる彗星とは異なり、最も活動的なケンタウロスは
継続的に活動する 29P/Schwassmann-Wachmann 1 (Trigo-ロドリゲスら。 2008年; コサッキとシュトヴィチ 2013; サリドら。 2019年; ハリスら。 2021）。 活動的なケンタウロスは小さい
直径が大きくなり、最近（≲ 10^3 年）近日点距離が減少し、近日点距離が短くなりました。
(Jewitt 2009)、比較的最近になって現在の軌道領域 (木星に近づく) に入りました (Fern´andez et al. 2018)。
活動的なケンタウロスの観察からの質量損失率の推定値は、4.3 kg / s から 5100 kg / s の範囲です（ただし、上限）（Jewitt 2009; Fraser et al. 2022）。
CO や CO2 などの氷のような揮発性物質の昇華が原因であるにもかかわらず、この活動の推進要因はほとんど不明のままです。
および他の物理的メカニズムが粉塵昏睡の発生に役割を果たしている可能性があります (Capria et al. 2000;Womack et al. 2017;Wong
他。 2019年; リリーら。 2021）。 もう一つ考えられる活動源は、非晶質の水の氷の結晶化プロセスです。
(AWI)、不活動な彗星のような天体の場合、r ~16 天文単位まで離れたところで発生する可能性があります (Guilbert-Lepoutre 2012)。 それでも
彗星における AWI の現在の証拠は主に間接的な観測証拠 (Prialnik & Jewitt 2022)、AWI に基づいています。
ケンタウルス科のほとんどが経験した状況を考えると、ケンタウルス科に豊富に存在すると予想される（ジェニスケンズとブレイク1994年; リッセら。 2022年）。
39P/オテルマ (39P) は、過去 90 年間でケンタウロス軌道からより近い軌道に移動した活動的なケンタウロスです。
木星系彗星は軌道を周回し、再び外側に向かってケンタウルス座状態に戻ります（図1）。 1943 年にリーシによって発見されました。
通過したばかりのときの視等級 m 〜 15 のオテルマ (Marsden 1962; Orchiston & Kronk 2009)
近日点は r 〜 3.4 au、Δ = 2.5 au でした。 あまり星状ではない外見をしているとよく報告されていますが、
そして1943年5月には、同様の星雲の小さな輪に囲まれた星のような物体として反射板上に現れました。
強い中心凝縮を伴う惑星状星雲に至る(Herbig & Mcmullin 1943)。
発見の直前、1937 年に 39P は木星に最接近し、軌道交差距離は最小となりました。
MOID は 0.16 天文単位で、軌道周期を 18 年から 8 年に短縮し、Centaur から JFC に移行しました。
軌道。 ケンタウロスの天文測定の軌道シミュレーションでは、
年に木星と土星に何度か接近した
ここ数世紀で近日点は最終的に 3.4 天文単位まで短縮され、その近日点は約 30 年間維持されました (Koon et al.
2000）。 図 1 は、39P が再び木星に接近する 1963 年までの軌道の進化を示しています。
MOID = 0.1 天文単位で近日点を 5.5 天文単位に増加させ、それによって 39P をケンタウロスの状態に戻しました (例: Jewitt 2009;
オーキストンとクロンク、2009)。 1942 年から 1962 年にかけて、39P は m 〜 18 よりも暗く、時折短い尾を示しました。
(マースデン、1962)。 しかし、1950 年の通過では、39P は m ～ 14.5 で最も明るいと見られました (van Biesbroeck 1951;
オーキストンとクロンク、2009)。 引用文ではフィルタについては言及されていないため、これは視覚的な大きさであると考えられます。
39P は 1962 年から 1998 年まで観測されませんでしたが、2002 年に回収され、r 〜 22 等の弱い活動を示しました。
(Fernandez et al. 2001; Jewitt 2009)。 39P は 2002 年から 2019 年に回収されるまで再び観察されませんでした。
何が考えられるかというと、r 〜24 等のコンパクトな昏睡および/または伸長した核である可能性がある (Schambeau et al. 2019)。
彗星に最も豊富に存在する揮発性種は水、CO、CO2 であり、これらの種の存在量の測定では
活動的なケンタウロスでは、太陽系の形成と進化のモデルを制約するために必要です。 残念ながら、彼らのせいで、
距離が長く、活動が比較的弱いため、ケンタウロスについてはそのような観察はほとんど記録されていません（Fraser et al. (2022) を参照）。
CO+ はケンタウロスで観察された最初のガス種であり、29P/Schwassmann Wachmann で繰り返し検出されました。
1 (29P) は、CO が大量に生成されていることを示しました (例、Cochran et al. 1980; Larson 1980; Cochran
他。 1991年）。 CO+は彗星の中のCOの光イオン化によって生成されるが、このプロセスはケンタウルスでは非効率的である。
距離と CO+ カラムの密度と変動は、太陽風陽子の CO への影響によってよりよく説明できる
これは太陽風粒子速度に強く依存します (Cochran et al. 1991; Jockers et al. 1992; Ivanova et al. 2019;
Wierzchos & Womack 2020)。 29P の昏睡状態では CO が定期的に検出されている (例: Senay & Jewitt 1994; Festou et al.
2001年; パガニーニら。 2013年; ウーマックら。 2017年; Wierzchos & Womack 2020; Bockel´ee-Morvan et al. 2022）、シングル
活動性の低いカイロン (Womack & Stern 1999) とエケクルス (Wierzchos et al. 2017) の検出が報告されました。 CO
P/2019 LD2 (ATLAS) の昏睡状態の中で、ケンタウルス星から地球に移行する天体が捜索されましたが、検出されませんでした。
JFC 軌道 (Kareta et al. 2021)。 H2O の放出が 29P で検出され、氷粒子の昇華に起因すると考えられました。
（大坪ら 2012; Bockel´ee-Morvan ら 2022）。
1 Y. R. フェルナンデスが管理する定期的に更新されるケンタウロス彗星のリストも参照 https://physics.ucf.edu/∼yfernandez/
コメットリスト.html。
図 1. 1900 年から 2060 年までの 39P/オテルマの軌道を 3 つの期間に分けて示しています。
軌道経路は大きく変化しており、今後も軌道をたどります。 1900 年から 1937 年までの期間は緑色、1937 年以降の期間は緑色
1963 年から 1963 年までは赤、1963 年から 2060 年までは青です。 39P の軌道は 1943 年から 1963 年にかけて大きく変化し、移動しました。
JFC 指定、および 2 から 3 の間のティッセランド パラメータ (TJ)、近日点 (q) < 5.2 au、および遠日点 (Q) < 7 から
au (Sarid et al. 2019)、q = 3.4 のケンタウルス星までの距離、軌道は完全に巨大惑星領域に含まれ、q = 5.5
1963 年の木星との接近遭遇によるオー。39P の軌道の急速な変化には、重大な変化が伴いました。
太陽熱の加熱、特に核の外層への影響。 この図は REBOUND Python パッケージを使用して生成されました
(Rein & Liu 2012)。 時間の進行は反時計回りです。
CO2 排出量は、いくつかの理由から CO よりも測定がはるかに難しく、直接測定されているだけです。
26 個の彗星のうち、どれもケンタウロスではありません (Harrington Pinto et al. 2022)。 ほとんどのケンタウロスは、
CO と CO2 の氷の表層を維持するには暖かすぎる領域 (Jewitt 2009) と、私たちが見ている活動
〜 15 天文単位ほど離れたケンタウルス座では、CO2 の地下ポケットの結果である可能性があります (Lilly et al. 2021)。 NASAの
新たに委託されたジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）、6.5メートルの赤外線に最適化された宇宙望遠鏡（Gardner et al.
2023)、ケンタウルス座の CO2 についての理解を進めるには、この望遠鏡が唯一の現在の望遠鏡であるため、必要です。
この分子を他の分子から独立して観察する能力。
ここでは、JWST 近赤外分光器 (NIRSpec) 装置で取得した 39P のスペクトルを示します。
39P が太陽から 5.82 au のとき、0.6 ～ 5.3 ミクロンの波長範囲。 地上の光学観測をサポート
39P は、広帯域フィルターを使用してジェミニ北天文台とローウェル発見望遠鏡からも提供されます。
JWST 観測時付近のダスト生成と核半径の推定値を提供します。
図 2. これらの 39P の画像は、波長の中央値で 4 つの NIRSpec データキューブのそれぞれから抽出されています。
データキューブからの波長の軸、〜2.95 μm。 データはすべて 2022 年 7 月 27 日に撮影され、UT は露光を開始しました。
時刻は各画像パネルの右上に表示されます。 直径 0.5 秒角の開口部 (赤い円と
JWST からケンタウロスの距離にある 1994.5 km の投影直径に相当) を使用して 39P スペクトルを抽出しました。
背景の銀河はフレーム 2 ～ 4 で撮影されましたが、使用された絞りでは 39P のコマを汚染しません。 画像は
北を上、東を左に向けた方向。 投影された太陽彗星ベクトル (PsAng) と投影された負の軌道速度
JPL の Horizons を使用して取得されたベクター (PsAMV) が示されています。 これらのベクトルは、潜在的な尾部の方向の指標として使用されます。
図 3. 39P の JWST NIRSpec スペクトルが示されています。4.26 μm のバンプは CO2 の検出です。 COとH2O
シグネチャは検出されません。 CO と H2O は、その放出がより強い場合、4.67 μm と 2.66 μm で観察されます。
図 4. 連続塵を差し引いた後の 39P の CO2 排出量の JWST NIRSpec スペクトル。 これが最初です
ケンタウロスのCO2排出を検出。 ダブル ガウス フィットが CO2 (ν3 バンド) の二重ピークに重ねられます。
以前は積分磁束密度を測定していました。 QCO2 = 5.96 ± 0.80 × 1023 分子 sec−1 の生成速度を導き出します。
各スペクトルチャネルに関連する相対磁束密度の不確実性は、光で強調表示された領域によって示されます。
青。
図 5. 連続体を差し引いた 39P の H2O (左) および CO (右) スペクトル。 どちらの揮発性物質も明確に検出されませんでした。
ここで、10.0 × 10^23 分子 / s の上限が得られます。
および 12.1 × 10^23 分子 / s、 それぞれ。 両方のスペクトルにおいて、
表 2 の波長では、分子ピークが紫色の破線の間に位置すると予想されます。
紫色の線は、生産率の上限を取得するために統合された領域の始まりと終わりを示しています。
紫の破線の周囲のノイズは、分子の特徴自体に匹敵します。 の不確実性は、
各スペクトル チャネルに関連付けられた相対光束密度は、水色で強調表示された領域で示されます。
図 6. (左) ジェミニ北望遠鏡による、r レンズを使用して取得されたケンタウルス 39P の画像
' 2022年 7月 28日 UTC でフィルターします。 39Pは
画像の中央、2 本の白い線でマークされます。 J2000 赤道基準系を使用した画像のスケールと向き
投影された彗星と太陽のベクトル (⊙ = 68°) も示されています。
と投影された速度ベクトル (v=68°)。 (右) 2倍ズーム
Gemini Northで撮影した39Pの画像。
4. 結論
この論文以前には、彗星から CO2 が検出されることはほとんどなく、ケンタウルス座からも検出されませんでした。 JWST の観察結果
2022年 7月 27日 UTC の 39P、r = 5.82 au、(5.96 ± 0.80) × 10^23 分子 / s の CO2 検出を提供します。 これは
CO2 の検出は、彗星やケンタウロスの中で最も低く、JWST NIRSPEC の機能によってのみ可能です。
CO と H2O は検出されませんでしたが、QCO < 12.1 × 10^23 分子 / s の 3 シグマ上限が得られました。
QH2O < 10.0 × 10^23 分子 / s。
存在比のこれらの重要な上限を使用すると、39P では QCO/QCO2 ≤ 2.03 になりますが、29P では QCO/QCO2 ≤ 2.03 になります。
QCO/QCO2 ≥ 83.2。これは、39P と 29P では CO に比べて CO2 がより支配的であることを示唆しています。 QCO2/QH2O
39P では ≥ 0.60、29P では QCO2/QH2O ≤ 0.05 です。これは、H2O と比較して CO2 ガスの放出が多いことを意味します。
39P対29P。 これらの相対生産率比は、29P がすべてのケンタウロスを代表するものではないことを示しています。 反対
39P と 29P の存在比は、ケンタウロスが非常に異なる行動をとる可能性があることを示しています。 29Pは扱うべきではない
他のケンタウロスと比較するためにさらなるデータが収集されるまでは、「典型的な」ケンタウロスとして扱われます。 これらの値を比較すると
その太陽中心距離の周りで観測された彗星と比較すると、39P の CO/CO2 には類似点がないことがわかります。 用語的には
CO2/H2O の量を考えると、39P は地球からさらに CO2/H2O が増加する彗星の挙動に従う可能性があるようです。
太陽。 いずれにせよ、傾向を確認するにはさらに多くの観察が必要です。
39P の連続体では、2.0μm と 3.1μm に吸収特徴があり、これは水の氷によるものと考えられます。 から
氷の吸収の特徴から、ガス放出バンドが存在する場合を除き、39P のバンド深さが 103P とほぼ一致していることがわかります。
存在しています。 これは、39P の水の氷の粒径が Protopapa らの粒径と類似していることを示唆しています。 (2014) 測定
103Pのコマ内：約1μm。 この小さな粒径は、水の氷が 39P から放出されることを裏付けており、
JWST によって観察された 39P は、その表面の検出ではなく、39P の昏睡状態にあります (Protopapa et al. 2018)。
連続体の空間プロファイルには重要な拡張情報源が欠けているため、結論を下すことはできません。 として
あるいは、39P の表面は広範囲にわたるマイクロメートルサイズの氷粒で覆われている可能性があります。 また、
39P、67P、および 103P の連続体は 1.0 ～ 1.9 μm でよく一致しており、3 μm では 3 つの天体すべてが次のことを示しています。
吸収機能。
ジェミニと 39P の LDT 観測により、半径は Rnuc =2.21 ～ 2.49 km に制限されています。 これは比較的小さいです
半径 32 km の 29P (Schambeau et al. 2021b) と比較しますが、423P/レモン、P/2005 S2 のようなケンタウルス類に似ています。
(Skiff)、P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer)、および典型的な JFC のサイズと同様の半径を持つ 2000 GM137 (Jewitt)
2009年; シャンボーら。 2021a、2023)。 Gemini と LDT の測光と画像分析の両方が、何も存在しなかったことを示しています。
顕著な塵コマにより長時間の放射が検出されました。 39P の検出は点の検出と一致しました
したがって、我々は、その裸の核を r' フィルター内で検出したことを示唆しています。
地心距離から、拡散コマの存在を排除することはできません。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます