小惑星帯には天文学的昔に彗星だった枯渇彗星核が隠れているのでその話かと思ったら、オウムアムアの様に正体不明のガスを噴出してる小惑星が居て彗星活動ではなく動きで見つけられた。但し、加減速の原因は小惑星内部だけに有るわけではなく、隕石衝突も原因の候補。以下、www.DeepL.com/Translator（無料版）で翻訳しました。
ダークコメット？小惑星のサンプルで予想外に大きな非重力加速度が観測される
概要
小惑星の測光データから、統計的に有意な非ラジアル方向の非重力加速度を検出したことを報告する。
1998KY26、2005VL1、2016NJ33、2010VL65、2016RH120、2010RF65 の光量不足天体において、天体測定データに基づく非半径方向の非重力加速度を統計的に有意に検出したことを報告する。
2016RH120、および2010RF12。非重力加速度の大きさは、ヤルコフ加速度による加速度よりも大きい。
ヤルコフスキー効果による加速度よりも大きく、放射線による非放射線効果でこれほど大きな加速度が得られるはずは無い。そこで、この加速度はアウトガスによるものであると仮定し各天体のH2O生成率を計算する。私たちは、アウトガスによる加速と、目に見える彗星がないこととの調和を図り
この加速は、目に見えるコマや光活動がないことと、表面ダストがないこと、そしてガス生成量が少ないことから
これらの天体は小さく、また高速で回転しているものもありますが、表面の凝集力は回転力よりも強く、高速回転だけでは表面の破片がないことを説明できません。
表面ダストの欠如を説明することはできません。表面の塵は、以前、アウトガス活動によって取り除かれた可能性があります。
の活動により、現在の回転数まで増加した可能性があります。私たちは、ダストの生成量を計算したところ、約10^-4 g s^-1の範囲内で、核がむき出しであると仮定して計算した。
1998KY26 のサンプルスタック画像から、M˙ Dust < 0.2 g s^-1 のダスト生成量を計算した。
このダストの生成は、既存の測光データでは検出できない約0.0025%の明るさの変化に対応する。
このような光度変化は、現在の光度計のデータでは検出できない。これらの天体の将来の観測可能性を評価した結果、1998KY26
- はやぶさ2」の延長線上のターゲットでもある1998KY26の軌道は、2025年以前に良好な観測幾何学的形状を示すことがわかりました。
キーワード 小惑星 (72) ・彗星 (280)
1. はじめに
太陽系小天体の典型的な分類は、単純化されてはいるが、揮発性の活動に基づいて天体を分類することである。
を分類することである。この古典的な図式では、彗星は塵のようなコマを作る氷の天体と定義される。
を生成する氷の天体と定義され、太陽系の遠方で形成されたと推定される。
一方、小惑星は長期間の太陽照射のために揮発性物質を持たない。
しかし、近年の研究により、この単純な分類が太陽系内の小天体の総数を正確に表していない可能性があることが明らかになった。
彗星軌道上の天体の中には、検出可能な活動がないものもあり、また、小惑星の中には揮発性物質が検出されるものもある。
小惑星の中には、揮発性のコマが見られるものもあります。これらの興味深い連続体は、彗星のようなあまり理解されていない現象に
彗星のフェージング（Brasser & Wang 2015）や地球型惑星への揮発性物質の供給（Chyba 1990; Owen & Bar-Nun 1995.など）など、ほとんど理解されていないプロセスに対する洞察を提供することができる。
Albar`ede 2009）。
一般に、小惑星は大きさによってクラス分けされると考えられている。典型的なタイムスケールである
10km 程度の大きさの小惑星が壊滅的な衝突を経験する典型的なタイムスケールは、太陽系の年齢とほぼ同じである（Bottke et al.
系に相当する（Bottke et al.2005、2015）。そのため、∼10 km 以上の小惑星は無傷の原始時代の残骸であると考えられ、直径 200 m から∼10 km の小天体は
直径200 mから約10 kmの小惑星は、自己重力によって再び積み重なった瓦礫の山であると考えられている (Harris 1979; Harris & Burns 1979; Harris
& Burns 1979; Harris 1996; Walsh 2018）。その証拠としてNEAR-Shoemakerが訪問した小惑星Erosの直径約17km相当は
NEAR-Shoemaker によって訪問された小惑星 Eros は、損傷を受けているが無傷の原始時代の残骸であることと一致する地質学的特性を示していた (Cheng et al. 2002)。極めて多孔質の
ポーラスなラブルパイル小惑星の代表的な例として、(25143) Itokawa (Fujiwara et al. 2006), (162173) Ryugu (Watanabe et al.2019）、（101955）Bennu（Barnouin et al.2019）である。
小惑星のサブセットは、活動を示すことが知られている。
活動的な小惑星とも呼ばれる（Jewitt 2012; Hsieh 2017;Jewitt & Hsieh 2022)。現在までに知られているほぼ全ての活動的な小惑星
現在までに知られている活動的な小惑星のほとんどは、その直径が瓦礫の山であることと一致する。
大きな天体を除いて、現在知られているほとんどの活動的な小惑星の直径は、瓦礫の山である。
(1)ケレスと(493)グリセルディスを除く。活動的な小惑星のサブセットとして、メインベルト彗星(MBC)という天体がある。
火星と木星の間にある小惑星帯に存在する天体で、彗星活動を行う。
火星と木星の間の小惑星帯に存在し、揮発性物質の昇華によって彗星活動を行う天体。
揮発性物質の昇華によって彗星活動を行う天体です(Hsieh & Jewitt 2006)。
最初に発見されたMBCは、133P/(7968)Elst-Pizarro (Elst et al. 1996; Boehnhardt et al. 1996;Toth 2000; Hsieh et al.2004)であり、その後もいくつかのMBCが発見されています。
が確認されている。238P/Read、259P/Garradd,288P/(300163) 2006 VW139、313P/Gibbs、324P/LaSagra, 358P/PANSTARRS, 107P/(4015) WilsonHarrington, そして 433P/(248370) 2005 QN173 (画像は Jewitt & Hsieh 2022 の図13参照) です。
MBCをターゲットとした一様な探索は、全集団の中でのこれらの天体の出現率が<1/500から∼1/300であることを意味します（Sonnett et al.2011; Bertini 2011; Snodgrass et al.2017; Ferellec et al.2022). 活動の間接的な測定は、以下のものから得ることができます。
異方的な質量損失による非重力加速度(Whipple 1950, 1951)からも得ることができる。例えば、Hui & Jewitt (2017) は、活動的な小惑星 313P/Gibbs において統計的に有意な非重力加速度を報告した。
324P/La Sagra、および (3200) Phaethon で統計的に有意な非重力加速を報告している。
非昇華効果として、衝突（Snodgrassら2010）、回転効果（Jewittら2014）などの非昇華効果も小惑星の活動を引き起こす可能性がある。
も小惑星の活動を引き起こす。約6kmの大きさの天体(3200)フェートンは、ふたご座流星群との交信により、初めて活動的であると判断されました。
は、ふたご座流星群との関連が確認され、初めて活動的であると判断された（Gustafson 1989; Jewitt al.Gustafson 1989; Williams & Wu 1993)。その後、(3200)Phaethonの近日点付近の観測により、ミクロンサイズのダスト生成率約3 kg s-1 の小さな尾があることがわかりました(Jewitt & Li 2010; Jewitt & Wu 1993)。(Jewitt & Li 2010; Jewitt et al.2013; Li & Jewitt 2013; Hui & Li 2017)。隕石流を説明するのに十分な大きさではないため、熱誘起応力の繰り返しなどのプロセス (Jewitt & Li 2010)、鉱質結合ナトリウムの昇華(Masiero et al. 2021)、回転効果(Ansdell et al.2014; Nakano & Hirabayashi 2020）および幾何学的効果(Hanuˇs et al. 2016; Taylor et al. 2019)も寄与している。
(3200)Phaethonの活動にも寄与している。宇宙航空研究開発機構（JAXA）の宇宙航空研究開発機構（JAXA）のDESTINY+ミッションは、（3200）Phaethonを訪問する予定です。
(3200)Phaethonを訪れ、2024年に打ち上げられる予定です。
(新井ら2021年）。DESTINY+には質量分析計が搭載される予定である。
質量分析計を搭載し、天体から放出されるダストの元素組成を検出する予定です (Kr¨uger et al.2019).
(101955) ベンヌは、活動的な小惑星のもう一つの興味深いケースである。探査機OSIRIS-RExは、約500 mの瓦礫の山から粒子が放出されるのを繰り返し観測した(Lauretta et al.の瓦礫の山（Lauretta et al.2019; Hergenrother et al.
2019). ダストの平均質量損失率はM˙ Dust ∼ 10^-4 g s^-1のみであった。
(であった（Hergenrother et al.2020）が、その活動源は不明である（Bottkeet al. 2020; Molaro et al. 2020; Chesley et al. 2020)。
やや関連はあるが、別格の小天体の仲間に不活性彗星がある。例えば、長周期彗星（LPC）軌道を持つ天体で、彗星活動をほとんど示さない「マンクスコメット」。そのマンクス彗星 C/2014 S3 (PANSTARRS) は、彗星活動のレベルが、通常の彗星よりも5〜6桁少なく
典型的な彗星よりも5〜6桁少ない彗星活動と、S型小惑星に似たスペクトルを示した。
S型小惑星に似たスペクトルを示した（Meech et al.2016）。マン島彗星の起源は
木星がH2O雪線内の天体を散乱させるため、Manx-cometsの起源は不明です。
H2O 雪線内の天体は主に星間物質に散布され、オールト雲には散布されないため、マンクス彗星の起源は不明である (Hahn
& Malhotra 1999; Shannon et al. 2015）。その他の不活性彗星は、ダモクロイド（最初の天体（5335）Damocles にちなんで命名；Asher et al.1994; Jewitt 2005）とAsteroids on Cometary Orbits (ACOs)があり、それぞれハレー型彗星軌道や木星型彗星（JFC）軌道上の不活性天体と定義されています。ダモクロイドとダモクロイドとACOは、彗星の退色によってほとんど活動しなくなった彗星と考えられています。
彗星のフェーディングにより、活動がほとんどない彗星と考えられている（Wang & Brasser 2014;Brasser & Wang 2015）、あるいは揮発性物質の枯渇やマントリング（Podolak & Herman 1985; Prialnik & Bar-Nun1988). 観測されたスペクトルの特徴や表面色
ダモクロイドやACOは、絶滅した彗星や休眠彗星である可能性が高いことを示している（Jewitt 2005; Licandro et al.2018).
最近発見された星間天体の集団もまた、見かけ上連続的な活動をしているようです。最初の星間天体 1I/'Oumuamuaは、UT2017年10月19日に検出され（Williams et al.2017）で、彗星と小惑星の性質が混在していることが示された。一方、0.2～0.5kmの半径スケール（Jewitt et al. 2020）の2I/Borisovが表示されました。
目に見える彗星の尾（Jewitt & Luu 2019; Guzik et al.2020; Kim et al.2020;Cremonese他 2020; Hui et al.
2020; Bodewits et al. 2020; Yang et al. 2021)。直径約120
直径約120mの1I/'Oumuamuaは、極端な光度曲線振幅を示した（Knight et al.
カーブ振幅（Knight et al.2017; Bolin et al.2018;Fraser et al.2018; McNeill et al.2018; Belton et al.2018;
Mashchenko 2019; Drahus et al. 2018)、赤化色(Masiero 2017; Fitzsimmons et al. 2018; Bannister et al.2017; Ye et al. 2017）と一致する入射軌道を持つ。
局所的な静止の標準と一致する（Mamajek 2017; Gaidos et al. 2017; Feng & Jones 2018; Almeida-Fernandes & Rocha-Pinto 2018; Hallatt & Wiegert 2020; Hsieh et al.2021a). この論文で特に興味深く、関連性があるのは、オウムアムアは、深いスタック合成で拡張されたダストコマの証拠を示さなかったことです。
深いスタック合成画像において、拡大したダスト・コマの証拠を示さなかった（Meech et al. 2017; Jewitt et al. 2017)。さらに、この天体は炭素系アウトガス（COやCO2など）の明らかな赤外蛍光は観測されていない。
スピッツァー宇宙望遠鏡で得られた観測結果（Trilling et al.2018). しかし、物体の軌道は重力以外の加速度の影響を受け
は大きな非重力加速度によって（Micheliら 2018）。Micheliら(2018)は、最も可能性が高いと主張した。
この加速の最も可能性の高い原因-それは主に太陽の方向と反対側の半径方向に発生した
- は、彗星アウトガスであるとした。の物理的な特性はは容易にまとめられるが、最近のレビューとして Jewitt & Seligman (2022) と Moro-Mart´n(2022)を参照のこと。
最近、Farnocchia ら (submitted 2022) は、天体 2003RMは、ヤーク星雲のような横方向の非重力加速度があることを明らかにした。
という観測結果を発表しました。しかし、この天体は'Oumuamua'と同様、彗星的な加速度を持たない。
図 1. 小惑星で測定された非重力加速度と絶対等級 H の関係。
測定された半径方向の非重力加速度 A1 は太陽輻射圧（ピンク色）によるものであり(ピンク)、横方向加速度A2はヤルコフスキー効果(青)によるもの。
ヤルコフスキー効果(青)による。また、面外方向の非重力加速度A3は
この論文で紹介した物体で測定された面外非重力加速度A3は、オレンジ色の菱形で示されている。
をオレンジの菱形で示した。青とピンクの
青とピンクの破線は、加速度が核の大きさの逆数に比例すると仮定した場合のバイ・アイ・フィットで、式
と仮定し、式 2 の関係から計算したものである。
アルベドp=0.1として計算したもの。異常値を持つダーク彗星候補
2003 RMと2006 RH120は紫色の菱形で示されている。
ダイヤモンドの活動が、測光画像ではっきりと確認できます。彼らはアウトガスが加速の原因であることを発見しました。
にもかかわらず、測光による検出を免れていることを発見しました。本論文では、小惑星の軌道上にある他の5つの小天体で、同様の非重力加速度を確認したことを報告する。
この論文では、小惑星軌道上の他の5つの小天体で、同様の非重力加速度を確認したことを報告する。
図2. 2010VL65（上）と2005VL1（下）の右上角と赤緯に対するアストロメトリックフィットの残差（符号付き）。
(上) と 2005 VL1 (下) の右上角と赤緯に重力以外の加速度を加えたもの (ピンクの点) と加えないもの (青の点) の (符号付き) 差分。重力のみによる
重力のみの解では、アストロメトリックフィットの異常値を除去することができない。
図3. 現在知られている活動的な小惑星の半長軸と離心率空間での位置（五角形。
表3）とダークコメット候補（菱形 表1）の半長軸と離心率の位置関係。活動的な小惑星は、その活動源によって色分けされている。
昇華型活動（青）、非昇華型活動（ピンク）、活動源不明（青）。
ピンク）、そして活動源不明（未記入）です。また
火星と地球の半長径、および火星と地球の近日軸と等しい軌道を破線で示した。
破線で示す。
図4. 1998 KY26 の VLT によるスタック・クリーンアップ画像。
VLTで撮影された1998 KY26のスタック画像。
その結果、2020年12月に約1時間の観測が可能となった。
画像は64×64インチで、0から4までのリニアグレイスケールである。
adu/s/pix.です。1998 KY26 は暗いですが、最終的な画像では見えています。
赤い丸で示したものです。彗星の尾が伸びている証拠はない。
彗星の尾が伸びている証拠はありません。
図5. 1998 KY26 の VLT によるディープスタック画像とクリーンアップ画像のダスト活動の標準プロファイル解析
1998年KY26のVLTによるディープスタック・クリーニング画像における
に示す。この画像に含まれるダストの上限は
の上限は約3kg。実線は、私たちが選んだフィールド星のプロファイルを
実線は、この天体の明るさに合わせて選んだフィールドスターのプロファイルを示す。実線の
実線は、天体を中心とした同心円の積算光束を表しています。この解析では、ダスト
は1ミクロンサイズの塵の粒で構成され、アルベドp = 0.2、密度ρ = 3000 kg m^3。
と仮定し、その誤差は約1 桁の誤差がある。x軸は右に行くほど大きくなる。
図6. 彗星の核回転周期は彗星近日点における核回転周期。核の直径は
核直径が測定された天体は、色で示されている。
測定された天体の核直径を色で示している。1998 KY26の位置。
2006RH120、1I/'Oumuamuaの位置と、2016 NJ33の上方推定自転周期が示されている。
2016NJ33の上方推定自転周期を示す。
破線は、自重と回転力が釣り合う臨界回転周期を示す。各彗星のデータを表2に示す。
表2に示す。
図7. 小惑星の回転周期と直径の分布を示す2次元ヒストグラム。臨界周期を破線で示し、凝集力と回転力が等しい場合の関係式11を示す。
σC = 10 Pa, ρD = 1 g cm-3 , RD = 1 mm と仮定した場合）。
RD = 1 mm)を仮定した式11を点線で示す。これらのデータは、Warner et al.(2009). 縦破線は、ラブルパイルと始原的無傷残骸のサイズスケールを示す。1998KY26、2016NJ33 および2006RH120 は菱形で示したが、他の暗黒彗星候補は自転周期が測定されていない。
を測定した。サイズと自転周期が測定された活動的な小惑星（表3）は五角形で示した。
6. 結論
この論文では、目に見えるコマを持たない不活性な5つの天体を同定し、それにもかかわらず、面外方向に大きな非重力加速度を示した。
これらの天体はNEOの一部であり、典型的な半長軸、離心率、傾斜角などの非特異的な軌道を持つことが特徴である。また
これらの天体は原則として小さく(RNuc ∼ 3 - 16 m)、自転周期が速い(測定された場合)。
自転周期が速い(測定時)。
これらの天体がどのような天体であるかはまだ不明ですが
、我々はアウトガス機構によって、目に見えるダストのコマを作ることなく、面外非重力加速度を説明できることを示しました。これは主に天体のサイズが小さいため、(i)
加速度を説明するためには、比較的低いガス生成率が必要である。
これは、天体の大きさが小さいことが主な原因で、(1)加速を説明するためには比較的低いガス生成率が必要であること、(2)ガス放出による継続的な清浄化により、核に表面ダストが存在しない可能性があること、を意味している。表面の塵を失った天体では、塵の活動に寄与するのは
表面ダストを失った天体では、ダストの活動に寄与するのは、氷河期に地下から巻き込まれる
ダスト活動への寄与は、氷の昇華に伴う地下からのダストの巻き込みのみです。天体の推定ガス発生量に基づき巻き込みによるダストの生成は極めて少なく、観測限界の範囲内であることを示す。
これらの天体は、同じく非重力加速を示し、彗星活動を行わなかった1I/'Oumuamuaの太陽系類似天体である可能性があります。
これらの天体の性質を理解するためには、今後の観測が重要です。
この珍しい天体の性質を理解することは、太陽系に存在する新しい種類の「暗黒彗星」の一員となる可能性があります。特に、JWSTによる観測によって、重力によらない加速が実際に揮発性ガスによるものかどうかが明らかになるでしょう。
H2O、CO2、COなどの揮発性ガスの放出によるものなのか？
また、その特異な性質を説明するために新しいメカニズムが必要なのかどうかも明らかになります。
を説明する新しいメカニズムが必要なのかを明らかにすることができます。
ダークコメット？小惑星のサンプルで予想外に大きな非重力加速度が観測される
概要
小惑星の測光データから、統計的に有意な非ラジアル方向の非重力加速度を検出したことを報告する。
1998KY26、2005VL1、2016NJ33、2010VL65、2016RH120、2010RF65 の光量不足天体において、天体測定データに基づく非半径方向の非重力加速度を統計的に有意に検出したことを報告する。
2016RH120、および2010RF12。非重力加速度の大きさは、ヤルコフ加速度による加速度よりも大きい。
ヤルコフスキー効果による加速度よりも大きく、放射線による非放射線効果でこれほど大きな加速度が得られるはずは無い。そこで、この加速度はアウトガスによるものであると仮定し各天体のH2O生成率を計算する。私たちは、アウトガスによる加速と、目に見える彗星がないこととの調和を図り
この加速は、目に見えるコマや光活動がないことと、表面ダストがないこと、そしてガス生成量が少ないことから
これらの天体は小さく、また高速で回転しているものもありますが、表面の凝集力は回転力よりも強く、高速回転だけでは表面の破片がないことを説明できません。
表面ダストの欠如を説明することはできません。表面の塵は、以前、アウトガス活動によって取り除かれた可能性があります。
の活動により、現在の回転数まで増加した可能性があります。私たちは、ダストの生成量を計算したところ、約10^-4 g s^-1の範囲内で、核がむき出しであると仮定して計算した。
1998KY26 のサンプルスタック画像から、M˙ Dust < 0.2 g s^-1 のダスト生成量を計算した。
このダストの生成は、既存の測光データでは検出できない約0.0025%の明るさの変化に対応する。
このような光度変化は、現在の光度計のデータでは検出できない。これらの天体の将来の観測可能性を評価した結果、1998KY26
- はやぶさ2」の延長線上のターゲットでもある1998KY26の軌道は、2025年以前に良好な観測幾何学的形状を示すことがわかりました。
キーワード 小惑星 (72) ・彗星 (280)
1. はじめに
太陽系小天体の典型的な分類は、単純化されてはいるが、揮発性の活動に基づいて天体を分類することである。
を分類することである。この古典的な図式では、彗星は塵のようなコマを作る氷の天体と定義される。
を生成する氷の天体と定義され、太陽系の遠方で形成されたと推定される。
一方、小惑星は長期間の太陽照射のために揮発性物質を持たない。
しかし、近年の研究により、この単純な分類が太陽系内の小天体の総数を正確に表していない可能性があることが明らかになった。
彗星軌道上の天体の中には、検出可能な活動がないものもあり、また、小惑星の中には揮発性物質が検出されるものもある。
小惑星の中には、揮発性のコマが見られるものもあります。これらの興味深い連続体は、彗星のようなあまり理解されていない現象に
彗星のフェージング（Brasser & Wang 2015）や地球型惑星への揮発性物質の供給（Chyba 1990; Owen & Bar-Nun 1995.など）など、ほとんど理解されていないプロセスに対する洞察を提供することができる。
Albar`ede 2009）。
一般に、小惑星は大きさによってクラス分けされると考えられている。典型的なタイムスケールである
10km 程度の大きさの小惑星が壊滅的な衝突を経験する典型的なタイムスケールは、太陽系の年齢とほぼ同じである（Bottke et al.
系に相当する（Bottke et al.2005、2015）。そのため、∼10 km 以上の小惑星は無傷の原始時代の残骸であると考えられ、直径 200 m から∼10 km の小天体は
直径200 mから約10 kmの小惑星は、自己重力によって再び積み重なった瓦礫の山であると考えられている (Harris 1979; Harris & Burns 1979; Harris
& Burns 1979; Harris 1996; Walsh 2018）。その証拠としてNEAR-Shoemakerが訪問した小惑星Erosの直径約17km相当は
NEAR-Shoemaker によって訪問された小惑星 Eros は、損傷を受けているが無傷の原始時代の残骸であることと一致する地質学的特性を示していた (Cheng et al. 2002)。極めて多孔質の
ポーラスなラブルパイル小惑星の代表的な例として、(25143) Itokawa (Fujiwara et al. 2006), (162173) Ryugu (Watanabe et al.2019）、（101955）Bennu（Barnouin et al.2019）である。
小惑星のサブセットは、活動を示すことが知られている。
活動的な小惑星とも呼ばれる（Jewitt 2012; Hsieh 2017;Jewitt & Hsieh 2022)。現在までに知られているほぼ全ての活動的な小惑星
現在までに知られている活動的な小惑星のほとんどは、その直径が瓦礫の山であることと一致する。
大きな天体を除いて、現在知られているほとんどの活動的な小惑星の直径は、瓦礫の山である。
(1)ケレスと(493)グリセルディスを除く。活動的な小惑星のサブセットとして、メインベルト彗星(MBC)という天体がある。
火星と木星の間にある小惑星帯に存在する天体で、彗星活動を行う。
火星と木星の間の小惑星帯に存在し、揮発性物質の昇華によって彗星活動を行う天体。
揮発性物質の昇華によって彗星活動を行う天体です(Hsieh & Jewitt 2006)。
最初に発見されたMBCは、133P/(7968)Elst-Pizarro (Elst et al. 1996; Boehnhardt et al. 1996;Toth 2000; Hsieh et al.2004)であり、その後もいくつかのMBCが発見されています。
が確認されている。238P/Read、259P/Garradd,288P/(300163) 2006 VW139、313P/Gibbs、324P/LaSagra, 358P/PANSTARRS, 107P/(4015) WilsonHarrington, そして 433P/(248370) 2005 QN173 (画像は Jewitt & Hsieh 2022 の図13参照) です。
MBCをターゲットとした一様な探索は、全集団の中でのこれらの天体の出現率が<1/500から∼1/300であることを意味します（Sonnett et al.2011; Bertini 2011; Snodgrass et al.2017; Ferellec et al.2022). 活動の間接的な測定は、以下のものから得ることができます。
異方的な質量損失による非重力加速度(Whipple 1950, 1951)からも得ることができる。例えば、Hui & Jewitt (2017) は、活動的な小惑星 313P/Gibbs において統計的に有意な非重力加速度を報告した。
324P/La Sagra、および (3200) Phaethon で統計的に有意な非重力加速を報告している。
非昇華効果として、衝突（Snodgrassら2010）、回転効果（Jewittら2014）などの非昇華効果も小惑星の活動を引き起こす可能性がある。
も小惑星の活動を引き起こす。約6kmの大きさの天体(3200)フェートンは、ふたご座流星群との交信により、初めて活動的であると判断されました。
は、ふたご座流星群との関連が確認され、初めて活動的であると判断された（Gustafson 1989; Jewitt al.Gustafson 1989; Williams & Wu 1993)。その後、(3200)Phaethonの近日点付近の観測により、ミクロンサイズのダスト生成率約3 kg s-1 の小さな尾があることがわかりました(Jewitt & Li 2010; Jewitt & Wu 1993)。(Jewitt & Li 2010; Jewitt et al.2013; Li & Jewitt 2013; Hui & Li 2017)。隕石流を説明するのに十分な大きさではないため、熱誘起応力の繰り返しなどのプロセス (Jewitt & Li 2010)、鉱質結合ナトリウムの昇華(Masiero et al. 2021)、回転効果(Ansdell et al.2014; Nakano & Hirabayashi 2020）および幾何学的効果(Hanuˇs et al. 2016; Taylor et al. 2019)も寄与している。
(3200)Phaethonの活動にも寄与している。宇宙航空研究開発機構（JAXA）の宇宙航空研究開発機構（JAXA）のDESTINY+ミッションは、（3200）Phaethonを訪問する予定です。
(3200)Phaethonを訪れ、2024年に打ち上げられる予定です。
(新井ら2021年）。DESTINY+には質量分析計が搭載される予定である。
質量分析計を搭載し、天体から放出されるダストの元素組成を検出する予定です (Kr¨uger et al.2019).
(101955) ベンヌは、活動的な小惑星のもう一つの興味深いケースである。探査機OSIRIS-RExは、約500 mの瓦礫の山から粒子が放出されるのを繰り返し観測した(Lauretta et al.の瓦礫の山（Lauretta et al.2019; Hergenrother et al.
2019). ダストの平均質量損失率はM˙ Dust ∼ 10^-4 g s^-1のみであった。
(であった（Hergenrother et al.2020）が、その活動源は不明である（Bottkeet al. 2020; Molaro et al. 2020; Chesley et al. 2020)。
やや関連はあるが、別格の小天体の仲間に不活性彗星がある。例えば、長周期彗星（LPC）軌道を持つ天体で、彗星活動をほとんど示さない「マンクスコメット」。そのマンクス彗星 C/2014 S3 (PANSTARRS) は、彗星活動のレベルが、通常の彗星よりも5〜6桁少なく
典型的な彗星よりも5〜6桁少ない彗星活動と、S型小惑星に似たスペクトルを示した。
S型小惑星に似たスペクトルを示した（Meech et al.2016）。マン島彗星の起源は
木星がH2O雪線内の天体を散乱させるため、Manx-cometsの起源は不明です。
H2O 雪線内の天体は主に星間物質に散布され、オールト雲には散布されないため、マンクス彗星の起源は不明である (Hahn
& Malhotra 1999; Shannon et al. 2015）。その他の不活性彗星は、ダモクロイド（最初の天体（5335）Damocles にちなんで命名；Asher et al.1994; Jewitt 2005）とAsteroids on Cometary Orbits (ACOs)があり、それぞれハレー型彗星軌道や木星型彗星（JFC）軌道上の不活性天体と定義されています。ダモクロイドとダモクロイドとACOは、彗星の退色によってほとんど活動しなくなった彗星と考えられています。
彗星のフェーディングにより、活動がほとんどない彗星と考えられている（Wang & Brasser 2014;Brasser & Wang 2015）、あるいは揮発性物質の枯渇やマントリング（Podolak & Herman 1985; Prialnik & Bar-Nun1988). 観測されたスペクトルの特徴や表面色
ダモクロイドやACOは、絶滅した彗星や休眠彗星である可能性が高いことを示している（Jewitt 2005; Licandro et al.2018).
最近発見された星間天体の集団もまた、見かけ上連続的な活動をしているようです。最初の星間天体 1I/'Oumuamuaは、UT2017年10月19日に検出され（Williams et al.2017）で、彗星と小惑星の性質が混在していることが示された。一方、0.2～0.5kmの半径スケール（Jewitt et al. 2020）の2I/Borisovが表示されました。
目に見える彗星の尾（Jewitt & Luu 2019; Guzik et al.2020; Kim et al.2020;Cremonese他 2020; Hui et al.
2020; Bodewits et al. 2020; Yang et al. 2021)。直径約120
直径約120mの1I/'Oumuamuaは、極端な光度曲線振幅を示した（Knight et al.
カーブ振幅（Knight et al.2017; Bolin et al.2018;Fraser et al.2018; McNeill et al.2018; Belton et al.2018;
Mashchenko 2019; Drahus et al. 2018)、赤化色(Masiero 2017; Fitzsimmons et al. 2018; Bannister et al.2017; Ye et al. 2017）と一致する入射軌道を持つ。
局所的な静止の標準と一致する（Mamajek 2017; Gaidos et al. 2017; Feng & Jones 2018; Almeida-Fernandes & Rocha-Pinto 2018; Hallatt & Wiegert 2020; Hsieh et al.2021a). この論文で特に興味深く、関連性があるのは、オウムアムアは、深いスタック合成で拡張されたダストコマの証拠を示さなかったことです。
深いスタック合成画像において、拡大したダスト・コマの証拠を示さなかった（Meech et al. 2017; Jewitt et al. 2017)。さらに、この天体は炭素系アウトガス（COやCO2など）の明らかな赤外蛍光は観測されていない。
スピッツァー宇宙望遠鏡で得られた観測結果（Trilling et al.2018). しかし、物体の軌道は重力以外の加速度の影響を受け
は大きな非重力加速度によって（Micheliら 2018）。Micheliら(2018)は、最も可能性が高いと主張した。
この加速の最も可能性の高い原因-それは主に太陽の方向と反対側の半径方向に発生した
- は、彗星アウトガスであるとした。の物理的な特性はは容易にまとめられるが、最近のレビューとして Jewitt & Seligman (2022) と Moro-Mart´n(2022)を参照のこと。
最近、Farnocchia ら (submitted 2022) は、天体 2003RMは、ヤーク星雲のような横方向の非重力加速度があることを明らかにした。
という観測結果を発表しました。しかし、この天体は'Oumuamua'と同様、彗星的な加速度を持たない。
図 1. 小惑星で測定された非重力加速度と絶対等級 H の関係。
測定された半径方向の非重力加速度 A1 は太陽輻射圧（ピンク色）によるものであり(ピンク)、横方向加速度A2はヤルコフスキー効果(青)によるもの。
ヤルコフスキー効果(青)による。また、面外方向の非重力加速度A3は
この論文で紹介した物体で測定された面外非重力加速度A3は、オレンジ色の菱形で示されている。
をオレンジの菱形で示した。青とピンクの
青とピンクの破線は、加速度が核の大きさの逆数に比例すると仮定した場合のバイ・アイ・フィットで、式
と仮定し、式 2 の関係から計算したものである。
アルベドp=0.1として計算したもの。異常値を持つダーク彗星候補
2003 RMと2006 RH120は紫色の菱形で示されている。
ダイヤモンドの活動が、測光画像ではっきりと確認できます。彼らはアウトガスが加速の原因であることを発見しました。
にもかかわらず、測光による検出を免れていることを発見しました。本論文では、小惑星の軌道上にある他の5つの小天体で、同様の非重力加速度を確認したことを報告する。
この論文では、小惑星軌道上の他の5つの小天体で、同様の非重力加速度を確認したことを報告する。
図2. 2010VL65（上）と2005VL1（下）の右上角と赤緯に対するアストロメトリックフィットの残差（符号付き）。
(上) と 2005 VL1 (下) の右上角と赤緯に重力以外の加速度を加えたもの (ピンクの点) と加えないもの (青の点) の (符号付き) 差分。重力のみによる
重力のみの解では、アストロメトリックフィットの異常値を除去することができない。
図3. 現在知られている活動的な小惑星の半長軸と離心率空間での位置（五角形。
表3）とダークコメット候補（菱形 表1）の半長軸と離心率の位置関係。活動的な小惑星は、その活動源によって色分けされている。
昇華型活動（青）、非昇華型活動（ピンク）、活動源不明（青）。
ピンク）、そして活動源不明（未記入）です。また
火星と地球の半長径、および火星と地球の近日軸と等しい軌道を破線で示した。
破線で示す。
図4. 1998 KY26 の VLT によるスタック・クリーンアップ画像。
VLTで撮影された1998 KY26のスタック画像。
その結果、2020年12月に約1時間の観測が可能となった。
画像は64×64インチで、0から4までのリニアグレイスケールである。
adu/s/pix.です。1998 KY26 は暗いですが、最終的な画像では見えています。
赤い丸で示したものです。彗星の尾が伸びている証拠はない。
彗星の尾が伸びている証拠はありません。
図5. 1998 KY26 の VLT によるディープスタック画像とクリーンアップ画像のダスト活動の標準プロファイル解析
1998年KY26のVLTによるディープスタック・クリーニング画像における
に示す。この画像に含まれるダストの上限は
の上限は約3kg。実線は、私たちが選んだフィールド星のプロファイルを
実線は、この天体の明るさに合わせて選んだフィールドスターのプロファイルを示す。実線の
実線は、天体を中心とした同心円の積算光束を表しています。この解析では、ダスト
は1ミクロンサイズの塵の粒で構成され、アルベドp = 0.2、密度ρ = 3000 kg m^3。
と仮定し、その誤差は約1 桁の誤差がある。x軸は右に行くほど大きくなる。
図6. 彗星の核回転周期は彗星近日点における核回転周期。核の直径は
核直径が測定された天体は、色で示されている。
測定された天体の核直径を色で示している。1998 KY26の位置。
2006RH120、1I/'Oumuamuaの位置と、2016 NJ33の上方推定自転周期が示されている。
2016NJ33の上方推定自転周期を示す。
破線は、自重と回転力が釣り合う臨界回転周期を示す。各彗星のデータを表2に示す。
表2に示す。
図7. 小惑星の回転周期と直径の分布を示す2次元ヒストグラム。臨界周期を破線で示し、凝集力と回転力が等しい場合の関係式11を示す。
σC = 10 Pa, ρD = 1 g cm-3 , RD = 1 mm と仮定した場合）。
RD = 1 mm)を仮定した式11を点線で示す。これらのデータは、Warner et al.(2009). 縦破線は、ラブルパイルと始原的無傷残骸のサイズスケールを示す。1998KY26、2016NJ33 および2006RH120 は菱形で示したが、他の暗黒彗星候補は自転周期が測定されていない。
を測定した。サイズと自転周期が測定された活動的な小惑星（表3）は五角形で示した。
6. 結論
この論文では、目に見えるコマを持たない不活性な5つの天体を同定し、それにもかかわらず、面外方向に大きな非重力加速度を示した。
これらの天体はNEOの一部であり、典型的な半長軸、離心率、傾斜角などの非特異的な軌道を持つことが特徴である。また
これらの天体は原則として小さく(RNuc ∼ 3 - 16 m)、自転周期が速い(測定された場合)。
自転周期が速い(測定時)。
これらの天体がどのような天体であるかはまだ不明ですが
、我々はアウトガス機構によって、目に見えるダストのコマを作ることなく、面外非重力加速度を説明できることを示しました。これは主に天体のサイズが小さいため、(i)
加速度を説明するためには、比較的低いガス生成率が必要である。
これは、天体の大きさが小さいことが主な原因で、(1)加速を説明するためには比較的低いガス生成率が必要であること、(2)ガス放出による継続的な清浄化により、核に表面ダストが存在しない可能性があること、を意味している。表面の塵を失った天体では、塵の活動に寄与するのは
表面ダストを失った天体では、ダストの活動に寄与するのは、氷河期に地下から巻き込まれる
ダスト活動への寄与は、氷の昇華に伴う地下からのダストの巻き込みのみです。天体の推定ガス発生量に基づき巻き込みによるダストの生成は極めて少なく、観測限界の範囲内であることを示す。
これらの天体は、同じく非重力加速を示し、彗星活動を行わなかった1I/'Oumuamuaの太陽系類似天体である可能性があります。
これらの天体の性質を理解するためには、今後の観測が重要です。
この珍しい天体の性質を理解することは、太陽系に存在する新しい種類の「暗黒彗星」の一員となる可能性があります。特に、JWSTによる観測によって、重力によらない加速が実際に揮発性ガスによるものかどうかが明らかになるでしょう。
H2O、CO2、COなどの揮発性ガスの放出によるものなのか？
また、その特異な性質を説明するために新しいメカニズムが必要なのかどうかも明らかになります。
を説明する新しいメカニズムが必要なのかを明らかにすることができます。
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