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甚至在远离太阳的彗星大气中也有铁和镍原子

自然体积593，页面372 - 374 (2021）引用本文

主题

摘要

在彗星中，铁和镍存在于难熔尘埃颗粒或金属和硫化物颗粒中1．到目前为止，还没有在彗星的气态彗发中观察到含铁或含镍的分子2．铁和其他一些重原子，如铜和钴，只在两个例外的物体中被观察到:1882年的大彗星3.以及将近一个世纪后的C/1965 S1(池谷关)4，5，6，7，8，9．这些掠日彗星如此接近太阳，以至于耐火材料升华，它们的镍铁相对丰度与太阳和陨石的丰度相似7．最近，从C/2006 P1 (mcaught)彗星近日点微弱尾巴的性质推断出铁蒸汽的存在10但罗塞塔号原位任务在67P/ Churyumov-Gerasimenko彗星的气态彗发中没有发现铁和镍11．这里我们报告中性Fe我和倪我发射线在彗星的大气层中无处不在，甚至在远离太阳的地方也是如此，这是由大量不同成分和动力来源的彗星样本的高分辨率紫外光谱所揭示的。这两种物种的丰度似乎处于同一量级，与典型的太阳系丰度比率形成对比。

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    实验天文学开放获取2022年4月13日

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图1:Fe的例子我和倪我103P/哈特利2号彗星的线条。
图2:来自多层模型的Ni/Fe丰度比与日心距离的关系。

数据可用性

在当前研究中分析的数据集可在ESO科学档案设施中获得http://archive.eso.org/eso/eso_archive_main.html，项目编号为073.C-0525、075.C- 0355(A)、083 . c -0615、086.C-0958、087.C-0929、270.C-5043、274.C-5015、2100.C-5035(A)、280.C-5053和2101.C-5051。

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下载参考

确认

我们感谢P. van Hoof关于铁原子数据及其不确定性的讨论。我们感谢R. Hewins和R. Warin关于陨石中各种富Fe和ni化合物的讨论。我们感谢C. Arpigny, D. Bockelée-Morvan, A. Decock, C. Opitom, H. Rauer, P. Rousselot和B. Yang领导了一些UVES提案，并感谢ESO工作人员对服务模式进行了观察。j.m.、D.H.和E.J.分别是法国科学研究基金会(F.R.S-FNRS)的荣誉研究主任、研究主任和高级副研究员。

作者信息

作者及隶属关系

  1. STAR研究所，Liège, Liège，比利时

    曼弗罗伊德，D. Hutsemékers & E.耶因

作者
  1. j . Manfroid
    查看作者出版物

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  2. d . Hutsemekers
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  3. 大肠Jehin
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贡献

J.M.分析了光谱和彗发剖面，并撰写了主要文本。D.H.对这些建议和观察做出了贡献，减少和校准了光谱，建立了荧光模型，计算了羰基升华特性，并撰写了补充信息。E.J.领导了UVES的提案，并提出了大部分的观察意见。所有作者都对讨论和最终文本做出了贡献。

相应的作者

对应到j . Manfroid．

道德声明

相互竞争的利益

作者声明没有利益竞争。

额外的信息

同行评审信息自然感谢Dennis Bodewits和Ryan Fortenberry对这项工作的同行评审所做的贡献。

出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。

扩展的数据图形和表格

扩展数据图1 UVES彗星光谱示例。

在ESO VLT用UVES光谱仪获得的彗星光谱显示了许多铁元素我和倪我在所选波长区域(3425 - 3530 Å)中的线。一个，贫水和富钴长周期彗星C/2016 R2 (PanSTARRS)在3的光谱非盟．b木星家族彗星88P/Howell的光谱为1.4非盟．c，新彗星C/2002 T7的谱(线性)为0.68非盟，有OH(1-2)带的线。d，长周期彗星C/2020 X5(工藤−藤川)的光谱。菲我和倪我线分别用红色和蓝色标记表示。

扩展数据图2 Fe我、镍我以及粉尘产生率。

一个- - - - - -d，铁的产率我和倪我被比作房颤ρ(这是颗粒的反射率、填充系数和彗发半径的乘积;用作粉尘产生率的代理)和OH, CN和CO的产生率2+，由我们的光谱确定。e- - - - - -f，铁的产率我和倪我与H2先前对8P、9P、21P、73P、103P彗星、C/2000 WM1、C/2001 Q4、C/2002 T7、C/2009 P1、C/2012 F6和C/2016 R2的各种研究中测量到的O和CO与我们的观测时间大致相同41，42，43，44，45，46，47，48，49，50，51，52．不同类型的彗星根据它们的动态分类用颜色编码(见扩展数据表)1)．OH和H2相对于彗星C/2016 R2的O值是上限。没有(使用)C/2016 R2数据计算的Pearson相关系数为ρ哦= 0.844 (0.531)，ρ房颤ρ= 0.644 (0.616)，ρCN= 0.892 (0.518)，\({\ρ}_ {{{{rm \{有限公司}}}_ {2}}^ {+}}\)= 0.755 (0.804)，\({\ρ}_ {{{rm \ {H}}} _ {2} {\ rm {O}}} \)= 0.849 (0.627)，ρ有限公司= 0.752(0.770)。

扩展数据图3铁和镍羰基升华特性。

一个，升华率(Z；单位是分子厘米−2年代−1)中Fe和Ni羰基的含量与温度的关系，与彗星中主要冰的含量相比。羰基速率介于H之间2O和CO2．b， Ni(CO)升华率之比4高于Fe(CO)5说明前者明显高于后者。这些量计算如下。就像裁判一样。53，54，我们估计凝结或升华温度T年代通过解方程得到这些化合物fxnkT年代= Pv、x（T年代),fx物种的相对丰度是多少x n是气体的密度，k是玻尔兹曼常数，和Pv、x是蒸汽压，由关系式log[Pv、x（T）]＝−(A / T) +B．常数一个而且B铁(有限公司)5和倪(有限公司)4从参考文献中获得。55，56：一个= 2097 K和BFe(CO) = 11.625，一个= 1534 K和BNi(CO) = 10.874,Pv、xIn dyn cm−2．我们考虑相对丰度fx10−3-10年−5×fx(H2O) Fe(CO)5和倪(有限公司)4，我们收养n= 1013厘米−3如ref。54．由此得到的铁羰基和镍羰基的升华温度(分别为97-108 K和74-82 K)取决于fx)为H2O和CO2(152 K和72 K)，而CO升华在25 K(参考。54)．升华速率(以分子为单位cm−2年代−1)从纯冰表面进入真空可表示为57：Zx（T）= Pv、x（T)(2π米xkT）−1/2,在那里T冰的温度和米x物种的数量x．

扩展数据表1在ESO VLT用UVES观测彗星的条件
全尺寸表
扩展数据表2三级和多层模型的Ni/Fe丰度比
全尺寸表
扩展数据表3分子和粉尘的产量
全尺寸表

补充信息

补充信息

该文件包含关于FeI和NiI荧光模型和丰度测量的详细信息，补充图1-6和补充参考文献。

权利和权限

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引用本文

Manfroid, J.， Hutsemékers, D. & Jehin, E.彗星大气中的铁和镍原子，即使远离太阳。自然593， 372-374(2021)。https://doi.org/10.1038/s41586-021-03435-0

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