パラダイム 彗星の核は、直径が約 1kmから数十kmにも及ぶため、望遠鏡では分解して 観測することができない。現在の巨大望遠鏡 でも、地球近傍でコマに遮られなければ、目標を捉えられるのはわずか数ピクセル程度だろう。核の構造とコマという現象との区別を理解するには、複数の証拠から推測する必要があった。
1800年代後半に初めて提唱された「空飛ぶ砂州」モデルは、彗星を個別の物体ではなく、物体の群れであると想定している。活動とは、揮発性物質と個体群の両方の喪失である。[ 7 ] レイモンド・リトルトン によって提唱された。太陽が星間星雲を通過すると、物質は後流渦に集まる。一部は失われるが、一部は太陽中心軌道に残る。弱い捕獲は、長く、偏心した、傾斜した彗星の軌道を説明する。氷そのものは存在 せず、揮発性物質は粒子への吸着によって蓄積される。[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]
1950年代に、フレッド・ローレンス・ウィップルは 「氷の集合体」モデルを発表した。[ 12 ] [ 13 ] 決定 されていたが、彗星は時折、数日も「予定外」に回収された。初期の彗星は、「エーテル」などの「抵抗媒体」、または 流星物質 が彗星の前面に累積的に作用することによって説明できた。しかし、彗星は早くも遅くも戻ってくることがあった。ウィップルは、非対称な放出による穏やかな推力（現在は「非重力力」）が彗星のタイミングをよりよく説明できると主張した。これには、放出体が凝集力を持っていること、つまり、ある程度の揮発性物質を含む単一の固体核を持つことが必要だった。リトルトンは1972年まで飛行砂丘に関する著作を発表し続けた。[ 14 ] ベガ2号 とジオットの 画像は、少数のジェットを通して放射する単一の天体を示していた。[ 15 ] [ 16 ]
彗星の核が凍った雪玉のように想像できるようになってから長い年月が経ちました。[ 17 ] 予測されていました。 [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] ダストマントリング という用語は35年以上前から一般的に使用されています。[ 22 ]
ハレー彗星の観測結果は、これらの結果をも上回りました。彗星は単に暗いだけでなく、太陽系で最も暗い天体の1つです[ 23 ] 0.5 g cm 3 ）が導き出されました[ 24 ] [ 15 ] [ 16 ] 。
構成 ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が撮影したリード彗星の画像。リード彗星は、 小惑星帯 で初めて水蒸気が 検出された彗星である。ほとんどの彗星とは異なり、リード彗星には二酸化炭素 は検出されない。[ 57 ] かつては、水氷が核の主要成分であると考えられていた。[ 58 ] [ 59 ] ハレー彗星の 核の約80%は水氷で、凍結した一酸化炭素（CO ）がさらに15%を占めることになる。残りの大部分は凍結した二酸化炭素、メタン、アンモニアである。[ 45 ]
この仮定はハレー彗星から始まり、ナイーブであることが示されました。コマの組成は核の組成を表すものではなく、活動によって揮発性物質が選択され 、重い有機物を含む難揮発性物質は排除されます。[ 60 ] [ 61 ] [ 62 ] [ 63 ] [ 64 ] [ 59 ] [ 65 ] アロコス彗星 のデータ、および集積に関する実験室実験は、難揮発性物質と氷の比率が1未満になることは不可能かもしれないことを示唆しています。[ 66 ]
ロゼッタ ミッション によって決定されたチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の水蒸気 の組成は、地球で見られるものとは大きく異なっている。彗星の水に含まれる重水素 と水素 の比率は、地球の水の3倍であることが判明した。このことから、地球の水がチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星のような彗星から来た可能性は低いと考えられる。[ 67 ] [ 68 ]
構造 ロゼッタ 探査機が10kmの距離から撮影した、彗星67P の核の表面。 67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星では、発生した水蒸気の一部は核から逃げ出す可能性があるが、その80%は表面下の層で再凝縮する。[ 73 ] [ 73 ] [ 74 ]
ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた、73P/シュワスマン・ヴァハマン第3彗星の破片Bの崩壊の様子。 フィラエ 着陸機が67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星で行った測定によると、塵の層は最大で20cm （7.9 インチ） の厚さになる可能性がある。その下には硬い氷、または氷と塵の混合物がある。多孔性は 彗星の中心に向かって増加するようだ。[ 75 ] 瓦礫の山であることを示していると考えていたが、 [ 76 ] ロゼッタ ミッションの結果は、すべての彗星の核が「瓦礫の山」ではないことを示している。[ 77 ] [ 78 ] [ 79 ] [ 80 ]
分割 彗星の核はもろい可能性があり、彗星が分裂する観測結果がそれを裏付けている。[ 45 ] シューメーカー・レヴィ第9彗星 [ 81 ] [ 82 ] エフォロスは 、紀元前372～373年の冬に彗星が分裂したと報告している。[ 83 ] [ 84 ]
彗星42P/Neujminと53P/Van Biesbroeckは、親彗星の破片であると考えられている。数値積分により、両彗星は1850年1月に木星にかなり接近し、1850年以前は2つの軌道がほぼ同一であったことが示されている。[ 85 ]
発見と探検 彗星の核に比較的接近した最初のミッションは、宇宙探査機ジオット でした。[ 88 ] 。[ 88 ] このデータは、ジェット、低アルベド表面、有機化合物を 初めて明らかにした画期的なものでした。[ 88 ] [ 89 ]
フライバイ中、ジオットは少なくとも12,000回粒子に衝突され、その中にはダルムシュタットとの通信が一時的に途絶える原因となった1グラムの破片も含まれていた。[ 88 ] [ 90 ] [ 2 ] 。[ 88 ]
ロゼッタ フィラエ 微惑星 の初期形成において磁気が役割を果たさなかった可能性が示唆されている。[ 3 ] [ 4 ] ロゼッタ 探査機のALICE分光器は 、彗星核からコマに放出された水分子と二酸化炭素分子の分解は、以前考えられていた太陽からの光子ではなく、太陽放射による水分子の光電離によって生成された電子（彗星核から 1 km （ 0.62 mi ）以内） によるもの である ことを 明らか に した 。[ 5 ] [ 6 ]
既に訪れた彗星は以下の通りです。
ハレー彗星 26P/グリッグ–スケレルップ テンペル1 （こちらも衝撃弾で被弾）19P/ボレリー 81P/ワイルド 103P/ハートリー C/2013 A1 (サイディング・スプリング) – 火星探査機との予期せぬ遭遇 67P/チュリュモフ – ゲラシメンコ(同じく着陸)
参考文献 ↑ ロバート・ロイ・ブリット (2001年11月29日)。「ボレリー彗星の謎：太陽系で最も暗い天体」。Space.com 。2009年1月22日のオリジナルからアーカイブ。 2008年 10月26日 閲覧 。 1 2 「ESA科学技術：ハレー」 。ESA 。 2006年3月10日。 2009年 2月22日 取得 。 1 2 Bauer, Markus (2015年4月14日). 「ロゼッタとフィラエが磁化されていない彗星を発見」 . 欧州宇宙機関. 2015年 4月14日 取得 . 1 2 シーアマイヤー、クィリン（2015年4月14日）。「ロゼッタ彗星 に は 磁場がない」。 ネイチャー 。doi ： 10.1038/nature.2015.17327。S2CID 123964604 。 1 2 Agle, DC; Brown, Dwayne; Fohn, Joe; Bauer, Markus (2015年6月2日). 「NASAのロゼッタ搭載機器が彗星の大気を発見」 . NASA . 2015年 6月2日 取得 . 1 2 Feldman, Paul D.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Feaga, Lori M.; Parker, Joel Wm.; et al. (2015年6月2日). "ロゼッタ探査機のアリス遠紫外線分光器による彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの核近傍コマの測定" (PDF) . Astronomy and Astrophysics . 583 : A8. arXiv : 1506.01203 . Bibcode : 2015A & A...583A...8F . doi : 10.1051/0004-6361/201525925 . S2CID 119104807 . ↑リックマン 、 H（2017）。「1.1.1 彗星の核」。 彗星の起源と進化：ニースモデルから10年、ロゼッタから1年 。ワールド・サイエンティフィック・パブリッシング社シンガポール。ISBN 978-981-322-257-1 。↑ Lyttleton, RA (1948). "On the Origin of Comets" . Mon. Not. R. Astron. Soc . 108 (6): 465–75 . Bibcode : 1948MNRAS.108..465L . doi : 10.1093/mnras/108.6.465 . ↑ Lyttleton, R (1951). "彗星の構造と尾の形成について" . Mon. Not. R. Astron. Soc . 111 (3): 268– 77. Bibcode : 1951MNRAS.111..268L . doi : 10.1093/mnras/111.3.268 . ↑ リトルトン、R（1972）。 彗星とその起源 。ケンブリッジ大学出版局、ニューヨーク 。ISBN 978-1-107-61561-8 。↑ Bailey, M; Clube, S; Napier, W (1990). "8.3 リトルトンの集積理論". The Origin of Comets . Pergamon Press. ISBN 0-08-034859-9 。↑ Whipple, F (1950). "彗星モデル。I：エンケ彗星の加速". Astrophysical Journal . 111 : 375–94 . Bibcode : 1950ApJ...111..375W . doi : 10.1086/145272 . ↑ Whipple, F (1951). "彗星モデル II: 彗星と流星の物理的関係" . Astrophysical Journal . 113 : 464– 74. Bibcode : 1951ApJ...113..464W . doi : 10.1086/145416 . ↑ Delsemme, A (1972年7月1日). 「彗星の現状理解」. 彗星: 科学データとミッション : 174. Bibcode : 1972csdm.conf..174D . 1 2 Wood, J (1986 年 12 月). 彗星核モデル: レビュー . ESA 彗星核サンプルリターンミッションに関するワークショップ. pp. 123–31 . 1 2 Kresak, L; Kresakova, M (1987). ESA SP-278: 彗星の多様性と類似性に関するシンポジウム 。ESA。p. 739。 ↑ Rickman, H (2017). "2.2.3 塵の生成率". 彗星の起源と進化：ニースモデルから10年後、ロゼッタから1年後 . World Scientific Publishing Co Singapore. ISBN 978-981-322-257-1 。↑ Hartmann, W; Cruikshank, D; Degewij, J (1982). "Remote comets and related bodies: VJHK colorimetry and surface materials". Icarus . 52 (3): 377– 08. Bibcode : 1982Icar...52..377H . doi : 10.1016/0019-1035(82)90002-1 . ↑ Fanale, F; Salvail, J (1984). "理想化された短周期彗星モデル". Icarus . 60 : 476. doi : 10.1016/0019-1035(84)90157-X . ↑ Cruikshank, D; Hartmann, W; Tholen, D (1985). "ハレー彗星の色、アルベド、核の大きさ". Nature . 315 (6015): 122. Bibcode : 1985Natur.315..122C . doi : 10.1038/315122a0 . S2CID 4357619 . ↑ Greenberg, J (1986 年 5 月). 「ハレー彗星が暗いと予測する」 . Nature . 321 (6068): 385. Bibcode : 1986Natur.321..385G . doi : 10.1038/321385a0 . S2CID 46708189 . 1 2 Rickman, H (2017). "4.2 ダストマントリング". 彗星の起源と進化：ニースモデルから10年、ロゼッタから1年 。World Scientific Publishing Co Singapore. ISBN 978-981-322-257-1 。「ダストマントリング という用語は35年以上前から一般的に使用されている」↑ Tholen, D; Cruikshank, D; Hammel, H; Hartmann, W; Lark, N; Piscitelli, J (1986). "P/Halley、その他の彗星および小惑星の連続スペクトル色の比較". ESA SP-250 Vol. III . ESA. p. 503. ↑ Whipple, F (1987 年 10 月 ) 「彗星核 - 現在の概念」。 天文学と天体物理学 。187 (1): 852。Bibcode : 1987A & A ...187..852W 。 ↑ A'Hearn, M (2008). "Deep Impact and the Origin and Evolution of Cometary Nuclei". Space Science Reviews . 138 (1): 237. Bibcode : 2008SSRv..138..237A . doi : 10.1007/s11214-008-9350-3 . S2CID 123621097 . ↑ Trigo-Rodriguez, J; Blum, J (2009年2月)「未分化天体の原始性の度合いを示す指標としての引張強度」 Planet. Space Sci . 57 (2): 243–49 . Bibcode : 2009P & SS...57..243T . doi : 10.1016/j.pss.2008.02.011 . ↑ Weissman, P; Asphaug, E; Lowry, S (2004). "彗星核の構造と密度". Comets II . Tucson: University of Arizona Press. p. 337. ↑ Bischoff, D; Gundlach, B; Neuhaus, M; Blum, J (2019年2月) 「彗星活動に関する実験：昇華する水氷表面からの塵の凝集体の放出」 Mon. Not. R. Astron. Soc . 483 (1): 1202. arXiv : 1811.09397 . Bibcode : 2019MNRAS.483.1202B . doi : 10.1093/mnras/sty3182 . S2CID 119278016 . ↑ ロタンディ、A;サークス・H;デラコルテ V;フルM;グティエレスP;他 。 (2015 年 1 月 23 日)。 「太陽に向かうチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星 67P のコマ中の塵の測定」 。 科学 。 347 (6220) ああ 3905。 Bibcode : 2015Sci...347a3905R 。 土井 ： 10.1126/science.aaa3905 。 hdl : 11572/126885 。 PMID 25613898 。 S2CID 206634190 。 ↑ フール、M;デラ・コルテ、V;ロタンディ、A;グリーン、S;アッコラ、M;コランジェリ、L;フェラーリ、男性。イワノフスキー、S;ソルディーニ、R;ザハロフ、V (2017)。 「彗星とカイパーベルト天体の塵と氷の比」 。 月ない。 R・アストロン。社会 。 469 : S45-49。 ビブコード : 2017MNRAS.469S..45F 。 土井 ： 10.1093/mnras/stx983 。 ↑ Fulle, M; Marzari, F; Della Corte, V; Fornasier, S (2016年4月) 「彗星67P/C–Gの塵のサイズ分布の2.2auから近日点までの進化」 (PDF) . Astrophysical Journal . 821 : 19. doi : 10.3847/0004-637X/821/1/19 . hdl : 11577/3199084 . S2CID 125072014 . 1 2 フル、M;アルトベリ、N;ブラッティ、B;チョクローン、M;フルキニョーニ、M;グリュン、E;テイラー、M。他 。 （2016年11月）。 「67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星における予期せぬ重要な発見：学際的な見解 」 月ない。 R・アストロン。社会 。 462 : S2-8。 ビブコード : 2016MNRAS.462S...2F 。 土井 ： 10.1093/mnras/stw1663 。 ↑ Fulle, M; Blum, J; Green, S; Gundlach, B; Herique, A; Moreno, F; Mottola, S; Rotundi, A; Snodgrass, C (2019年1月). "彗星における難揮発性物質と氷の質量比" (PDF) . Mon. Not. R. Astron. Soc . 482 (3): 3326– 40. Bibcode : 2019MNRAS.482.3326F . doi : 10.1093/mnras/sty2926 . ↑ Choukroun, M; Altwegg, K ; Kührt, E; Biver, N; Bockelée-Morvan, D ; et al. (2020). "ロゼッタ観測による彗星67P/チュリュモフ-ゲラシメンコの塵対ガスおよび難揮発性物質対氷の質量比" . Space Sci Rev . 216 : 44. doi : 10.1007/s11214-020-00662-1 . S2CID 216338717 . ↑ 「彗星はどのように形成されたか」 。ベルン大学。2015年5月29日。 2016年 1月8日 取得 – Phys.org経由。 ↑ Jutzi, M.; Asphaug, E. (2015年6月). 「低速降着による彗星核の形状と構造」 Science 348 ( 6241): 1355– 1358. Bibcode : 2015Sci...348.1355J . doi : 10.1126 / science.aaa4747 . PMID 26022415 . S2CID 36638785 . ↑ Weidenschilling, SJ (1997年6月). 「太陽星雲における彗星の起源：統一モデル」. Icarus . 127 (2): 290–306 . Bibcode : 1997Icar..127..290W . doi : 10.1006/icar.1997.5712 . ↑ Choi, Charles Q. (2014年11月15日). "彗星：宇宙の「汚れた雪玉」についての事実" . Space.com . 2016年 1月8日 閲覧 . ↑ Nuth, Joseph A.; Hill, Hugh GM; Kletetschka, Gunther (20 July 2000). "Determining the ages of comets from the fraction of crystalline dust". Nature . 406 (6793): 275– 276. Bibcode : 2000Natur.406..275N . doi : 10.1038/35018516 . PMID 10917522 . S2CID 4430764 . ↑ 「小惑星と彗星はどのように形成されたか」 。 サイエンス・クラリファイド。 2016年 1月16日 取得 。 ↑ レビソン、ハロルド・F.、ドネス、ルーク（2007）。 「彗星の個体群と彗星の力学」 。マクファデン、ルーシー＝アン・アダムス、ワイスマン、ポール・ロバート、ジョンソン、トーレンス・V.（編）。 太陽系 百科事典 （第2 版 ）。アムステルダム：アカデミック・プレス。575-588頁 。ISBN 978-0-12-088589-3 。↑ Dones, L; Brasser, R; Kaib, N; Rickman, H (2015). "彗星貯蔵庫の起源と進化". Space Science Reviews . 197 ( 1–4 ): 191–69 . Bibcode : 2015SSRv..197..191D . doi : 10.1007/s11214-015-0223-2 . S2CID 123931232 . ↑ Meech, K (2017). "状況設定：ロゼッタ以前に私たちは何を知っていたのか？" . Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences . 375 (2097). Section 6. Bibcode : 2017RSPTA.37560247M . doi : 10.1098/rsta.2016.0247 . PMC 5454221. PMID 28554969 . ↑ Hsieh, H; Novaković, B; Walsh, K; Schörghofer, N (2020). "Potential Themis-family Asteroid Contribution to the Jupiter-family Comet Population" . The Astronomical Journal . 159 (4): 179. arXiv : 2002.09008 . Bibcode : 2020AJ....159..179H . doi : 10.3847/1538-3881/ab7899 . PMC 7121251 . PMID 32255816 . S2CID 211252398 . 1 2 3 4 5 6 7 Yeomans, Donald K. (2005). "Comets (World Book Online Reference Center 125580)" . NASA. 2005年4月29日の オリジナルからアーカイブ済み。 2007年 11月20日 取得 。 1 2 「ハレー彗星について何が分かったか？」 . 太平洋天文学会 (第 6 号 – 1986 年秋)。 1986 年。 2008 年 12 月 14 日 に取得 。 1 2 Weaver, HA; Stern, SA; Parker, J. Wm. (2003). "ディープスペース1遭遇時のハッブル宇宙望遠鏡STISによる彗星19P/BORRELLYの観測" . The Astronomical Journal . 126 (1): 444– 451. Bibcode : 2003AJ....126..444W . doi : 10.1086/375752 . 2008年 12月14日 取得 . ↑ Fernández, Yanga R. (2002). "The Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1): Size and Activity". Earth, Moon, and Planets . 89 (1): 3– 25. Bibcode : 2002EM & P...89....3F . doi : 10.1023/A:1021545031431 . S2CID 189899565 . ↑ 「SOHOの新たな発見：初の公式な周期彗星」 。欧州宇宙機関。2007年9月25日。 2007年 11月20日 取得 。 1 2 3 4 D. T. Britt; GJ Consol-magno SJ; WJ Merline (2006). "小天体の密度と多孔性: 新しいデータ、新しい洞察" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXVII. 2008年12月17日に オリジナル (PDF) からアーカイブ済み。 2008年 12月14日 に取得 。 ↑ ハレー:15x8x8km の楕円体の体積 に0.6 g/cm 3の 瓦礫の山 の密度を加えると、質量 (m=d*v) は 3.02E+14 kg になります。 テンペル 1: 球の直径を 6.25km、球の体積に0.62 g/cm 3 の密度、質量は 7.9E+13 kg になります。19P /ボレリー: 8x4x4km の楕円体の体積に 0.3 g/cm 3 の密度、質量は 2.0E+13 kg になります。81P5.5x4.0x3.3 km の楕円体の体積に 0.6 g/cm 3 の密度 を加えると、質量は 2.28E+13 kg になります。 ↑ RZ Sagdeev; PE Elyasberg ; VI Moroz. (1988). 「ハレー彗星の核は低密度天体か？」. Nature . 331 (6153): 240– 242. Bibcode : 1988Natur.331..240S . doi : 10.1038/331240a0 . S2CID 4335780 . ↑ 「彗星9P/テンペル1」 。惑星協会。 2006年2月9日の オリジナルからアーカイブ 。 2008年 12月15日 取得。 ↑ 「彗星81P/ワイルド2」 。惑星協会。 2009年1月6日時点の オリジナルからアーカイブ。 2007年 11月20日 取得 。 ↑ ボールドウィン、エミリー（2014年10月6日）。 「彗星67P/CGの測定」 。欧州宇宙機関 。 2014年 11月16日 取得。 ↑ ボールドウィン、エミリー（2014年8月21日）。 「彗星67P/CGの質量の決定」 。欧州宇宙機関 。 2014年 8月21日 取得。 ↑ アメリカ航空宇宙局 (2023 年 5 月 15 日)。 「彗星スペクトル比較」 。 ウェッブ宇宙望遠鏡。2025 年 6 月 18 日 取得 。 ↑ Wood, JA (1986年12月)「彗星核モデル：レビュー」 ESA彗星核サンプルリターンミッションに関するESAワークショップ議事録 ESA. pp. 123–31 . 主要構成要素として水氷 1 2 Bischoff, D; Gundlach, B; Neuhaus, M; Blum, J (2019年2月) 「彗星活動に関する実験：昇華する水氷表面からの塵の凝集体の放出」 Mon. Not. R. Astron. Soc . 483 (1): 1202–10 . arXiv : 1811.09397 . Bibcode : 2019MNRAS.483.1202B . doi : 10.1093/mnras/sty3182 . 以前は、彗星は汚れた雪玉であり、氷が後退するときに塵が放出されると考えられていました。「…彗星は、これまで考えられていたよりもはるかに高い塵対氷比を持っていることが明らかになりました。」 ↑ Bockelée-Morvan, D ; Biver, N (2017 年 5 月). "彗星の氷の組成" . Philos. Trans. R. Soc. A . 375 (2097). Bibcode : 2017RSPTA.37560252B . doi : 10.1098/rsta.2016.0252 . PMID 28554972 . S2CID 2207751 . 彗星の大気中の分子存在量が測定されている。それらが核の組成をどの程度代表しているかについては、多くの理論的研究の対象となっている。 ↑ O'D. Alexander, C; McKeegan, K; Altwegg, K (2019 年 2 月) 「小さな惑星体の水の貯蔵庫: 隕石、小惑星、彗星」 . Space Science Reviews . 214 (1): 36. doi : 10.1007/s11214-018-0474-9 . PMC 6398961 . PMID 30842688 . コマの組成は明らかに不均一ですが、特定の時点での核の組成の不均一性については確固たる声明を出すことはできません。「遠隔でコマで測定できるものは、それらの全体の組成を代表するものではない可能性があります。 ↑ A'Hearn, M (2017年5月). 「彗星：未来を見据えて」 . Philos. Trans. R. Soc. A. 375 ( 2097). Bibcode : 2017RSPTA.37560261A . doi : 10.1098/rsta.2016.0261 . PMC 5454229. PMID 28554980. 私たちの理解は、 主に岩石へと進化しつつあります 。 ↑ Jewitt, D; Chizmadia, L; Grimm, R; Prialnik, D (2007). "太陽系の小天体における水". Protostars and Planets V. University of Arizona Press. pp. 863–78 . 最近の推定では、水はそれほど重要ではなく、典型的な原子核の質量のわずか20～30%しか占めていないことが示されています（Sykes et al., 1986）。 ↑ フール、M;デラ・コルテ、V;ロタンディ、A;グリーン、S;アッコラ、M;コランジェリ、L;フェラーリ、男性。イワノフスキー、S;ソルディーニ、R;ザハロフ、V (2017)。 「彗星とカイパーベルト天体の塵と氷の比」 。 月ない。 R・アストロン。社会 。 469 : S45-49。 ビブコード : 2017MNRAS.469S..45F 。 土井 ： 10.1093/mnras/stx983 。 ↑ Filacchione, G; Groussin, O; Herny, C; Kappel, D; Mottola, S; Oklay, N; Pommerol, A; Wright, I; Yoldi, Z; Ciarniello, M; Moroz, L; Raponi, A (2019). "Comet 67P/CG Nucleus Composition and Comparison to Other Comets" (PDF) . Space Science Reviews . 215 (1): Article number 19. Bibcode : 2019SSRv..215...19F . doi : 10.1007/s11214-019-0580-3 . S2CID 127214832 . 有機物と鉱物が優勢。 ↑ Lorek, S.; Gundlach, B.; Lacerda, P.; Blum, J. (2018). "崩壊する小石雲における彗星形成：彗星の体積密度が雲の質量と塵対氷比に及ぼす影響" . Astronomy & Astrophysics . 587 : A128. arXiv : 1601.05726 . doi : 10.1051/0004-6361/201526565 . S2CID 119208933 . ↑ ボレンスタイン、セス（2014年12月10日）。 「地球の水の起源の謎が深まる」 。Excite News。Associated Press 。 2014年 12月14日 閲覧 。 ↑ ワシントンDC、アーグル。バウアー、マルクス（2014 年 12 月 10 日）。 「ロゼッタ装置が地球の海洋に関する議論を再燃させる」 。 NASA 。 2014 年 12 月 10 日 に取得 。 ↑ astrophysique、パリ天文台-PSL- 天文学研究センター (2017 年 9 月 13 日)。 「彗星の中の有機物は太陽系より古いのでしょうか ？」 。 パリ天文台 - PSL - 天文学および天体物理学研究センター 。 ↑ ジョーダンズ、フランク（2015年7月30日）。 「フィラエ探査機、彗星が宇宙の実験室になり得る証拠を発見」 。 ワシントン・ポスト 。AP通信。 2018年12月23日の オリジナルからアーカイブ。 2015年 7月30日 閲覧 。 ↑ 「彗星表面の科学」 。欧州宇宙機関。2015年7月30日。 2015年 7月30日 取得 。 ↑ Bibring, J.-P.; Taylor, MGGT; Alexander, C.; Auster, U.; Biele, J.; Finzi, A. Ercoli; Goesmann, F.; Klingehoefer, G.; Kofman, W.; Mottola, S.; Seidenstiker, KJ; Spohn, T.; Wright, I. (2015年7月31日). "Philaeの彗星での最初の日々 – 特集号の紹介" . Science . 349 (6247): 493. Bibcode : 2015Sci...349..493B . doi : 10.1126/science.aac5116 . PMID 26228139 . 1 2 Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus (2016年1月13日)。 「ロゼッタ彗星に露出した氷が水であることが確認される」 （プレスリリース）。欧州宇宙機関。 2016年1月18日の オリジナルからアーカイブ。 2016年 1月14日 取得 。 ↑ Filacchione, G.; de Sanctis, MC; Capaccioni, F.; Raponi, A.; Tosi, F.; et al. (2016年1月13日). "彗星67P/チュリュモフ–ゲラシメンコの核に露出した水氷". Nature . 529 ( 7586): 368–372 . Bibcode : 2016Natur.529..368F . doi : 10.1038/nature16190 . PMID 26760209. S2CID 4446724 . ↑ ボールドウィン、エミリー（2014年11月18日）。 「フィラエ、塵に覆われた氷の中に定着」 。欧州宇宙機関。 2014年 12月18日 取得 。 ↑ Krishna Swamy, KS (1997年5月). Physics of Comets . World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics, Volume 2 (第2 版). World Scientific. p. 364. ISBN 981-02-2632-2 。↑ カーン、アミナ（2015年7月31日）。 「跳ね返った後、ロゼッタ」 。 ロサンゼルス・タイムズ 。 2016年 1月22日 閲覧 。 ↑ Jutzi, M; Benz, W; Toliou, A; Morbidelli, A; Brasser, R (2017). "彗星67Pの構造はどれほど原始的か？衝突モデルと力学モデルの組み合わせは、後期の形成を示唆している". Astronomy & Astrophysics . 597 : A# 61. arXiv : 1611.02604 . Bibcode : 2017A & A...597A..61J . doi : 10.1051/0004-6361/201628963 . S2CID 119347364 . ↑ Michel, P.; Schwartz, S.; Jutzi, M.; Marchi, S.; Zhang, Y.; Richardson, DC (2018). 67PC-G と小型二葉彗星の起源としての壊滅的な破壊 。第 42 回 COSPAR 科学総会。p. B1.1–0002–18。 ↑ Keller, H; Kührt, E (2020). "彗星核 - ジオットからロゼッタまで" . Space Science Reviews . 216 (1): Article 14. Bibcode : 2020SSRv..216...14K . doi : 10.1007/s11214-020-0634-6 . S2CID 213437916 . ↑ JPL広報室。 「シューメーカー・レヴィ彗星の背景」 。JPL/NASA 。 2008年 10月25日 取得 。 ↑ Whitney Clavin (2006年5月10日) 「スピッツァー望遠鏡が彗星の残骸の軌跡を観測」 。カリフォルニア工科大学のスピッツァー宇宙望遠鏡。 2008年 10月25日 取得 。 ↑ ドナルド・K・ヨーマンズ（1998）。 「歴史上の偉大な彗星」 。 ジェット推進研究所。 2007年 3月15日 取得 。 ↑ H. ベーンハルト。 「分裂彗星」 （PDF） 。月惑星研究所（マックス・プランク天文学研究所ハイデルベルク） 。 2008年 10月25日 取得 。 ↑ J. Pittichova; KJ Meech; GB Valsecch; EM Pittich (2003年9月1日～6日) 「彗星42P/Neujmin 3と53P/Van Biesbroeckは一つの彗星の一部なのか？」 アメリカ天文学会報、35巻4号。 2009年8月13日に オリジナルからアーカイブ済み。 1 2 「彗星はこれまで観測された中で最も暗い天体かもしれない」 。 ニューヨーク・タイムズ 。2001年12月14日。 2011年 5月9日 取得 。 ↑ Whitman, Kathryn; Morbidelli, Alessandro; Jedicke, Robert (2006). "休眠木星族彗星のサイズ頻度分布". Icarus . 183 (1): 101– 114. arXiv : astro-ph/0603106 . Bibcode : 2006Icar..183..101W . doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.016 . S2CID 14026673 . 1 2 3 4 5 esa. 「ジオットの概要」 . 欧州宇宙機関 . ↑ 有機化合物（通常は有機物と呼ばれる）は生命を意味するものではなく、単なる化学物質の分類です。有機化学を 参照してください。 ↑ JAM McDonnell 他 (1986 年 5 月 15 日) 「ジオット観測によるハレー彗星近傍の塵の密度と質量分布」 Nature . 321 : 338– 341. Bibcode : 1986Natur.321..338M . doi : 10.1038/321338a0 . S2CID 122092751 .
外部リンク ハレー彗星の核（15×8×8 km） ワイルド2彗星の核（5.5×4.0×3.3 km） 国際彗星季刊誌：分裂彗星 67/P ロゼッタ2号（ESA）
