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혜성 2I/보리소프 태양계에 진입한 것으로 알려진 두 번째 성간 물체였습니다. 2I/Borisov의 매우 이심률이 높은 쌍곡선 궤도와 황도면에 대한 높은 기울기는 혜성이 태양계 외계 기원(예: Manziniet al. 2020년). 이 혜성에 대한 편광 관측은 태양이나 다른 별의 태양풍과 결코 상호 작용하지 않았을 가능성이 높은 일산화탄소 농도가 높은 놀랍도록 매끄럽고 깨끗한 혼수상태를 시사했습니다. 혜성 2I/보리소프는 태양보다 작고 희미한 유형의 별인 적색 왜성 주변에서 형성되었을 수 있지만 다른 종류의 별도 가능합니다(예: Bagnulo et al. 2021년). 그림 1은 2019년 11월 24일 WM 켁 천문대 저해상도 이미징 분광기로 촬영한 2I/Borisov의 이미지를 보여줍니다. 당시 혜성은 크기 척도를 보여주는 지구의 이미지와 함께 태양에서 2AU 떨어져 있었습니다.

그림 1. 2019년 11월 24일 켁 천문대에서 촬영한 혜성 2I/보리소프의 이미지. 혜성은 태양에서 약 2AU 떨어진 곳에 위치했습니다. (Credit score: P. van Dokkum, G. Laughlin, C. Hsieh, S. Danieli, Yale College) .

2I/Borisov의 플라즈마 테일 프로빙

일반적으로 혜성은 코마의 외부 표면의 승화와 먼지 입자의 흐름을 유발하는 태양 복사압에 의해 형성된 먼지 꼬리와 태양풍과 혼수. 플라즈마 꼬리는 태양 반대 방향을 가리키는 몇 도의 개방 각도를 갖지만 먼지 꼬리보다 길다. 플라즈마 테일의 전자 밀도 불규칙성은 그것을 통과하는 조밀한 배경 라디오 소스로부터 평면 라디오 파 전면을 산란시켜 라디오 소스의 강도에서 섬광이 관찰되도록 합니다(예: 솔터와 마노하란 2019). Arecibo 및 Inexperienced Financial institution 천문대에서 우리는 P 밴드(302 –352MHz), 820MHz 및 L 대역(1120–1730MHz).

관찰 및 분석

2019년 10월 중순부터 12월 중순까지 혜성 2I/보리소프의 경로는 그림 2에 나와 있습니다. 혜성의 플라즈마 꼬리가 지나갈 때 관측을 위해 선택된 전파원의 위치도 혜성의 경로를 따라 표시되어 있습니다. . 이 기간 동안 태양-혜성과 지구-혜성의 거리는 각각 2.5–2.0 및 2.9–2.4 AU 범위에 있었습니다. 매일 숨겨진 소스를 ~2 ~ 2.5시간 동안 추적하고 총 전력 시계열을 2ms 속도로 샘플링했으며 1분 데이터 블록의 푸리에 변환을 수행하여 시간 전력 스펙트럼(P(f))을 계산됨(예: Manoharan et al. 2001). 엄폐 소스 B1019+083의 경우, 섬광 지수(즉, ${m,,=,,sqrt{int P(f), {rm d}f}/{ rm }}$)는 2019년 10월 31일 L-대역에서 Arecibo 관측에서 확장된 1분 데이터의 전력 스펙트럼에서 계산된 시간 함수로서 그림 3(a)에 나와 있습니다. 섬광 지수는 광원에 대한 시선이 중앙 부분에 접근함에 따라 13 UT에서 최대에 도달했습니다. ~ 플라즈마 꼬리. 이 시간이 지나면 망원경이 가리키는 방향이 추적 한계에 도달하고 광원이 망원경 빔 밖으로 이동함에 따라 겉보기 섬광이 감소했습니다.

그림 2. 2019년 10월 중순부터 12월 중순까지 혜성 2I/보리소프의 경로(Manoharanet al. 2022년).

위의 섬광 플롯의 선택적 시간 간격에 대한 B1019+083의 시간적 전력 스펙트럼은 소스에 대한 시선이 플라즈마 테일의 중앙 부분에 접근함에 따라 스펙트럼 형태의 체계적인 진화를 보여주었습니다. 그림 3(b)는 (i) 12:26 UT에서 L-대역 관측의 시작에 해당하는 평균 스펙트럼을 표시합니다. (청색 스펙트럼), (ii) 12:57 UT(적색 스펙트럼)에서 섬광 피크에 가깝습니다. 및 (iii) 13:17 UT, 망원경 포인팅이 플라즈마 꼬리 바깥쪽과 오프 소스 영역(녹색 스펙트럼). 무선 소스에 대한 시선이 꼬리의 중심선(~12:57 UT)에 가까울 때 전력 스펙트럼이 넓어져 최대 10Hz, 진폭이 증가했습니다.

그림 3. (a) 2019년 10월 31일 L 밴드에서 B1019+083의 Arecibo 관측에서 얻은 섬광 지수. (b) 10월 31일 다른 시간에 B1019+083에서 관찰된 강도 변동의 전력 스펙트럼(빨간색, 파란색 및 녹색 스펙트럼) 및 2019년 11월 5일(블랙 스펙트럼)(Manoharanet al. 2022년).

결론

2I/Borisov의 플라즈마 꼬리 중심축으로부터 서로 다른 수직 거리에서 섬광의 존재 및 부재는 10 arcmin($~10^6$ km) 혜성 핵에서. 2019년 10월 31일 Arecibo 망원경으로 B1019+083을 엄폐하는 동안 기록된 데이터는 외부 영역에서 중심 축까지 플라즈마 꼬리의 너비를 포함했습니다. L-대역 신틸레이션의 초과 수준은 플라즈마 밀도가 15-20배 증가했음을 나타냅니다. 배경 태양풍입니다. 가장자리에서 중앙 축까지 꼬리를 가로질러 관찰된 섬광 전력 스펙트럼의 진화하는 모양은 Kolmogorov보다 평평한 밀도 스펙트럼과 10~700km 사이의 꼬리 범위에 플라즈마 밀도 불규칙 스케일이 존재함을 시사합니다. 프레넬 스케일보다 훨씬 작은 불규칙성 스케일에 해당하는 고주파 스펙트럼 과잉의 발견은 플라스마 꼬리에 소규모 밀도 구조가 존재함을 시사하며, 이는 태양풍과 혜성에 의해 형성된 플라스마 환경 사이의 상호 작용으로 인해 발생했을 가능성이 높습니다.

최근 논문을 기반으로: PK Manoharan, Phil Perillat, CJ Salter, Tapasi Ghosh, Shikha Raizada, Ryan S. Lynch, Amber Bonsall-Pisano, BC Joshi, Anish Roshi, Christiano Brum 및 Arun Venkataraman, 성간 혜성 2I/보리소프의 플라즈마 꼬리 탐사, 2022, The Planetary Science Journal, 3:266(12쪽). DOI:10.3847/PSJ/aca09f

참조
Bagnulo, S., Cellino, A., Kolokolova, L. 등: 2021, NatCo, 12, 1797
Manoharan, PK, Tokumaru, M., Decide, M. 등: 2001, APJ, 559, 1180
Manzini, F., Oldani, V., Ochner, P., & Bedin, LR: 2020, MNRAS, 495, L92
Salter, C. 및 Manoharan, PK: 2019, BAAS, 51, 116

*저자 전체 목록: PK Manoharan, Phil Perillat, CJ Salter, Tapasi Ghosh, Shikha Raizada, Ryan S. Lynch, Amber Bonsall-Pisano, BC Joshi, Anish Roshi, Christiano Brum 및 Arun Venkataraman

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