初期の観測で彗星活動を確認 周期彗星より赤いが海王星以遠天体よりは赤くない 微妙なリアル赤い彗星 以下、機械翻訳。
2025年7月7日
要約
星間彗星3I/ATLASは、発見された3番目の星間天体です。近日点通過前の観測は、今後数ヶ月の間に加熱されて変化する可能性のあるその活動と組成を研究するまたとない機会となります。我々は、発見からわずか2日後の2025年7月3日にVLTのMUSE装置を用いて行われた光学分光観測から、初期のベースラインを提供します。このとき、3Iは太陽から4.47 au、地球から3.46 auの距離にありました。これらの観測は、3Iが彗星の性質を持つことを裏付け、スペクトル勾配が（18±4）%/1000 Åは、太陽系のほとんどの彗星よりも赤いが、太陽系の太陽系外縁天体やケンタウルス族の一部の表面色に似ている。C 2、NH 2、CN、および[OI]からのガス放出を観測したが、検出されなかった。これは、この太陽中心からの距離における太陽系彗星の揮発性物質の不検出と整合している。現時点では、コマは完全に塵で覆われているように見える。今後、太陽に近づくにつれて3Iを観測することで、その活動の進化を観察し、その組成を研究し、星間天体種族モデルの予測を検証し、3Iと太陽系の彗星を比較する貴重な機会が得られるだろう。
キーワード:
彗星：個別：3I/ATLAS
†出版年: 2025†ページ範囲:星間天体 3I/ATLAS の初期 VLT/MUSE 分光–星間天体 3I/ATLAS の初期 VLT/MUSE 分光
1 導入
太陽系における巨視的星間物体（ISO）の研究は、2017年の1I/'オウムアムアの発見から始まりました（Meech et al.,2017）に続き、2019年には2I/ボリソフが観測された。これらの小天体は著しく異なっており、前者は明らかな活動を示していないのに対し、後者は明瞭なコマを持っていた。1I/オウムアムアは、大きな光度曲線の振幅など、いくつかの驚くべき特徴を示した（ナイトら、2017バニスターら、2017; フレイザーら、2018)と、検出可能なコマのない彗星のような非重力加速 ( Micheli et al.2018; 「オウムアムア ISSI チームら」を参照。20192I/ボリソフは太陽系彗星に非常に類似しており、典型的な彗星のスペクトル特性を示している（フィッツシモンズ他、2019; オピトムら、2019; マッケイら、2020; カレタら、2020; ボデウィッツら、2020バニスターら、2020; オピトムら、2021; ディームら、2025)。
3つ目のISOの発見は、銀河系全体にわたるISOの多様性を理解するためにも待ち望まれていた。ISOの種族モデルは、主星の金属量に関連する物理的特性の化学力学的範囲を予測している（Lintott et al.,2022; カブラルら、2023ホプキンスら、2023オタウタヒ・オックスフォードモデルによれば、システムの水氷線の外側の円盤で形成されたISOの場合、水の質量分率は恒星の金属量と相関を示すはずである（ホプキンスら、2025b）この大規模な銀河群のうち、太陽系を通過するのは比較的小さなサンプルです。ヴェラ・C・ルビン天文台は、現在の天体観測に比べて感度が大幅に向上しているため、10年間の観測で6～51個のISO星を発見することが期待されています（Dorsey et al.,2025）ですが、試運転を開始したばかりです。その間、0.5m口径のATLAS探査によって3番目のISOが発見されました（トンリー、2011)。
3I/ATLAS（以下3I）は、2Iと同様に彗星状天体です。活動の初期報告1に続いて、低レベルのコマを持つことがすぐに判明し、C/2025 N1（ATLAS）とも呼ばれました。これは、JewittとLuu（2025); アラルコンら（2025）; セリグマンら（2025太陽から5 au弱の距離で発見された3Iは、無限遠で60 km/sに近い速度を持っています（Hopkins et al.、2025年頃）で、2025年10月下旬に1.35 auの近日点に到達します。地球上の観測者には、約1年間観測可能で、〜近日点付近では、太陽離角が50 °以下となり、観測に2ヶ月の空白期間が生じる。3Iは、平衡温度が十分に高く、水氷の昇華が顕著になる太陽の周囲領域（通常、〜3 au; 例: Meech & Svoren2004）と、太陽系彗星が歴史的に観測されてきた距離の範囲にわたって観測を行います。これにより、私たちの太陽系固有の彗星群と直接比較することが可能になります。
この論文では、ESO VLTとMUSE装置で得られた3I/ATLASの初期特性観測結果を紹介します（Arsenault et al.、2008MUSEは、4800～ 9200Åの波長範囲をカバーする積分視野ユニット分光器であり、検出されたコマ星の分光と2次元マップの両方を取得することができます。これらの観測に使用される広視野モードでは、MUSEの視野は1′×1′。これは、彗星や活動小惑星の特性評価に強力なツールであることがこれまでに実証されている（例えば、Opitom et al.、2020a; オピトムら、2023; クォンら、2023; マーフィーら、2023）で、近日点通過16エポックにわたって2Iの観測に成功しました（Deam et al.,2025)。
2 観察
3I/ATLASの観測は、ISOの発見が発表された翌日の夜、2025年7月3日午前0時25分から午前1時12分（UT）の間に、機会観測モードで開始されました。このとき、3Iは太陽から4.47 au、地球から3.46 au、位相角2.5 °の位置にあり、銀河緯度がわずか1.6 °の密集した星野を横切っていました。密集した星野の星による汚染を最小限に抑えるため、露出時間は300秒とし、1時間かけて8枚の露出写真を撮影しました。撮影には、小さなディザと90°露光間の回転。これにより、検出器間の効果を補正し、ターゲットのスペクトルを合成して背景の星を除去することができました。
標準的なMUSEパイプライン（Weilbacher et al.、2020）の観測には、スカイサブトラクション、地磁気補正、そして同夜に観測された分光測光標準を用いたフラックス較正が含まれる。我々は、Opitom et al.（2020a）。この太陽中心からの距離にある彗星としては、地球に対するドップラーシフトが異常に大きい（星間過剰速度による）にもかかわらず、彗星の酸素輝線は地磁気輝線から完全に分離されていた。MUSEの比較的広い視野を利用して、[OI]の地図を作成した。彗星の放射は視野の中心付近で増強され、背景パターンと対照的な形で現れるはずである。
我々はスペクトルを抽出した。1″背景の星からの汚染を避けるため、半径アパーチャを最小半径とし、8つのスペクトルのうち7つを中央値で結合した。6番目のスペクトルは、背景の星からの強い汚染のため破棄された。パイプラインで完全に補正できなかった地磁気吸収の影響が強い領域は、解析から除外された。国際宇宙ステーション搭載のSOLARペイロードに搭載されたSOLar SPECtrmeter (SOLSPEC) 装置からの基準太陽スペクトル(Meftah et al.,2018)を使用してダスト連続減算を実行し、スペクトル反射率を計算しました。
さらに、測光観測では、B、V、Rc、 そして私cフィルターは、モロッコのウカイメデン天文台にあるトラピスト北望遠鏡（TN; Z53）で7月3日から7月6日の夜に取得されました。TNは、0.6メートルのリッチー・クレティエン望遠鏡で、f/820の解像度を提供するAndor IKONL BEX2 DDカメラを搭載しています。′視野とピクセルスケールは0.60″/ピクセル。フィルターごとに180度の画像を5枚取得し、2×2ビニング（1.2″/ピクセル）。各画像は慎重に検査され、背景の星によってターゲットが汚染されている画像は除外された。測光は、Photometry Pipeline （Mommert、2017）は、各画像において典型的には100個の視野内の星をPanSTARRS DR1光度カタログと照合することにより、4ピクセル半径のアパーチャを用いて観測された。
3 結果
図1: 3I/ATLASの合成白色光画像。これは、波長ごとに個々のデータキューブを折り畳んで作成した白色光画像を中央値スタッキングして作成したものである。表示される視野は40″×40″強度の単位は10 -20 erg/s/cm 2です。
空間と波長（×、y、λMUSEパイプラインによって生成されたデータキューブは、それぞれ波長ごとに折り畳まれて白色光画像が生成され、その後、8枚の画像すべての中央値を取ることで3Iのディープスタック画像が生成され、背景の星の影響が最小限に抑えられました（図 1）。これは、わずかに広がった物体（半値幅全体）を示しています。〜2″、天頂での報告された視程と比較して〜1観測時点では西（位置角〜290∘（注：原文に誤りがある可能性があります）。我々のデータは、3Iにおける彗星活動に関するこれまでの報告を裏付けるものです。これらのVLT画像は、これまでに報告された最大の口径データであり、コマを明確に検出しています。観測における位相角と軌道面角が低い（0.9 ∘）こと、そして距離が比較的大きいことから、この配置では尾は短縮され、彗星の背後に隠れることになります。彗星が太陽に近づくにつれて配置が変化し、活動レベルが上昇するにつれて、尾はより顕著になる可能性があります。
図2: 黒：半径1インチのアパーチャーで抽出したスペクトル。このスペクトルは、縮小されたデータキューブから抽出した7つの非汚染スペクトルの中央値です。赤：連続波を差し引いたスペクトル。灰色の縦縞は、地殻変動の影響を受けるスペクトル領域を示しています。
抽出された平均スペクトルを図2に示す 。これは、ガス放射の明確な痕跡がなく、太陽連続スペクトルの予想を示している。MUSEの波長範囲には、C2 （最も明るいのは（Δv＝0））、NH 2の様々なバンド、そして赤色のCN(1-0)バンドが観測された。これらの放射は、この3Iの初期スペクトルでは検出されていない。専用のマップにおいて、空と彗星の寄与をロバストに分離するために構築された[OI]放射の特別な探索では、ガス放射は検出されなかった。
図3: 3Iと1Iの光反射スペクトルの比較（Fitzsimmons et al.、2019）および2I （de León et al.、2020）および67P （Opitom et al.、2020b)。
3I の反射スペクトルは、彗星のスペクトルの中央値を Meftah らによる太陽スペクトルで割ることによって計算されました。(2018）を6000Åで正規化した。これは図3に示されており、最初の2つの星間天体である1I/オウムアムアと2I/ボリソフのスペクトルとも比較されている。これは全波長域にわたって赤化が見られるが、顕著な特徴は見られない。反射スペクトルに傾きを当てはめると、正規化された反射率勾配は（18±3）%/1000 5000～7000Åの範囲のÅ、（17±4）%/1000 7000～9000Åの範囲のÅ、および（18±4）%/1000 5000～9000Åの範囲で測定されます。TRAPPIST広帯域測光法で測定された色はB−V＝1.01±0.04、V−R＝0.48±0.03、V−私＝0.98±0.04平均反射率勾配は19%/1000 Åは4420〜7865Åの範囲にあり、分光法の結果と一致しています。
4 議論と結論
3Iは赤色を呈している。この天体が活動的であることが分かっていることから、スペクトル反射率はダストコマの影響を受けている可能性が高い。図3と図4では、3Iの色を他の2つの既知の星間天体、そして太陽系の他の種族と比較している。2I/ボリソフについて報告されている色と正規化反射率は、5～22°Cと大きく異なっている。%/1000 Å)、技術、時代、波長範囲に応じて異なります ( Fitzsimmons et al.2019; Guzik ら2020; ヤンら2019; Kareta et al.2020; Mazzotta Epifani 他2021; Aravind et al.2021; Prodan et al.2024; Hui et al.2020; de Leónら2020; Linら2020; Deam et al.の概要図を参照してください。2025）。JewittとSeligmanによるレビュー（2023）は、公称値を採用しています（12±1）%/1000 最も赤い値は3900-6000Åの範囲で2Iで測定されました（Fitzsimmons et al.,2019; de Léonら、2023）。Karetaらによる分光測定（2020）; プロダンら（2024）; Lin et al.（2020）は、本研究で対象としている波長範囲（それぞれ5260～7130Å、5700～7250Å、5500～9000Å）と同様の波長範囲で、本研究で測定した3Iの値よりも概ね青い値を示す。比較すると、1Iの反射率は7～23Åである。%/1000 Å (Jewitt et al.,2017; ミーチら、2017; Ye et al.,2017; フィッツシモンズら、2018） . ジューイット＆セリグマン（2023）のレビューでは、（15±5）%/1000 1Iの場合、これはダストコマではなく、直接観測可能な核の色を反映している。一方、2Iと3Iの色測定はダストコマを反映している可能性が高い。Seligman et al. (2025）プロットグラム′r′私′z′3I の色は 2I と一致しているように見えますが、MUSE スペクトルはより赤い傾斜を示しています。
3Iの色は、ほとんどの太陽系彗星のコマで通常測定される色よりも赤く、図4に示すように、一部のTNOやケンタウルス族の表面に報告されている色に近い可能性があります。3Iは、動的に励起されたTNOとケンタウルス族の分布の中間に位置します。ほとんどの彗星よりも赤いですが、冷たい古典的なカイパーベルトの非常に赤い天体よりも青いです（JewittとSeligmanの図6を参照）。2023分布については、3Iがほとんどの彗星や活動中のケンタウルス族よりも赤い色をしていることについて、一つの妥当な解釈は、私たちがその活動の始まりを目撃しており、コマは太陽系内部からの新鮮な物質ではなく、太陽系外縁天体の表面に似た表層を表しているというものです。活動によって超赤色物質が失われ、彗星とTNOの違いが説明されるという説もあります（Jewitt,2002; スノッドグラスら、2006この考えを支持するように、移行期ケンタウルス族の個体群は色の二峰性によって説明され、活動的なケンタウルス族は赤みの少ない色のタイプに属します（Peixinho et al. ,2025; ココタネコバら、2025興味深い例外は、6.2 auで活動する523676 (2013 UL10 )で、一般的に活動的なケンタウルス族とは対照的に、赤色を呈する最初の活動ケンタウルス族です(Mazzotta Epifani et al.,20183Iは活動的なケンタウルス族の平均よりも赤いが、2013 UL10よりも青い。その旅の途中で星間物体は放射線の衝撃を受け、表面が変化する。星間放射線環境は、太陽系彗星がヘリオポーズをはるかに超えたオールトの雲で経験するものと似ているはずである（Stern,2003）なので、ISO彗星はTNOを源とする短周期彗星（SPC）ではなく長周期彗星（LPC）と類似していると考えられるかもしれない。しかし、3IはほとんどのLPCよりも赤く見える（図 4）。いずれにしても、LPCとSPCの平均色の差は小さい（Jewitt,2015)。
図4: TRAPPISTで測定された3Iの色と、他の2つの既知の星間天体、活動中のケンタウルス族と非活動中のケンタウルス族の平均値、非常に赤く活動的な2013 UL10ケンタウルス族、そして太陽系の彗星とKBOsの色の比較。黄色の点は太陽の色を示している。図はJewittより改変（2015)、Jewitt らのデータを使用 (2017）; ジューイット＆ルー（2019）; Solontoi et al.（2012); Mazzotta Epifani 他 (2018）; Tegler et al.（2016)。
これまでの報告と今回のデータに基づくと、3Iは明らかに活動的で、コンパクトなコマがほぼ太陽方向（位置角〜290°）。現在のデータの範囲内（MUSEはイメージャーではなく、ｍr〜17 3Iは比較的暗いため、その延長が太陽の方向と完全に一致するかどうかの確認は困難です。しかし、この太陽にほぼ近い方向への特徴は、他の彗星（例：C/2014 UN271、Farnham et al.）の遠方での活動を彷彿とさせます。2021）は、太陽の方向に放出される大きな粒子によって活動が支配的でした。
観測当時、3Iが太陽からかなり遠かったことを考えると、彗星からの放射が検出されなかったのは当然のことです。地上からの光学観測では、同程度、あるいはそれ以上の距離でガスが時折検出されています（Cochran & CochranによるCentaur 29P/Schwassmann-Wachmann 1におけるCNの検出を参照）。1991 5.8 au; オールトの雲の彗星 C/1995 O1 ヘール・ボップにおいて、近日点通過後にRauer らによって 7.0 au のC 3と 9.8 au の CN が検出されました。2003; オールトの雲彗星C/2001 Q4における近日点通過前の[OI]の検出（3.7 au、Decockら）2013）これらの検出は、3Iよりもかなり明るい（つまり4～5等級）彗星を対象としていました。ガス活動に意味のある制約を設定するには、私たちの「機会目標」観測を相当長期間行う必要があったと考えられます。
ホプキンスら（2025年頃) は、3I の化学力学に基づき、その水質量分率が高いと予測している。オタウタヒ・オックスフォードモデルによれば、3I は天の川銀河の厚い円盤群から発見された最初の ISO であり、その起源となる恒星の金属量からすると、他の ISO よりも水質量分率が高いと考えられる。この予測を検証するためのガス放出は、この時代にはまだ見えず、3I の現在の太陽中心からの距離と一致している。将来の MUSE 時代では、3I が太陽に近づくにつれて、例えば [OI] が明らかになるかどうかをテストするだろう。太陽に対する 3I の相対的な高速入射は、同様の太陽中心からの距離にある太陽系の彗星で観測されるものと比べて、熱的遅れによって活動の開始が遅れる可能性があることは注目に値する。Fitzsimmons らが 1I に適用したものと同様の詳細な熱モデリング2018、必要になります。
Holt らによる最近の研究(2024)およびLacerda et al. (2025）は、3Iが発見された距離と同等かそれ以上の距離から始まるオールトの雲の彗星の輝度曲線をまとめた。これは、以前の研究（例えば、ウィップル、1978）は、太陽からの距離が短い場合に限定されていたが、両者とも、力学的に新しい彗星は、以前に太陽系内を通過した彗星よりもゆっくりと増光することを発見した。しかし、彗星が太陽に近づくにつれて、すべての彗星の増光率は低下することも発見した。3Iは発見距離が長く、近日点距離が比較的短いため、2I（発見から近日点まで太陽放射が1/1000倍に増加する）よりもはるかに広い範囲の熱条件下で、その軌道上で集中的に研究されることになるだろう。〜3Iに対して11のみ〜2Iの近日点距離は2.3であり、2Iの近日点距離は3Iよりも高かった。しかし、近日点距離が十分に大きいため、3Iが崩壊する可能性は非常に低い。ただし、2Iのように爆発現象を経験する可能性はある（Drahus et al.,2020; ジューイットら、2020)。
3Iは、星間彗星の進化を太陽系固有の彗星と比較するこれまでで最高の機会を提供します。その活動が同じメカニズムによって駆動されているかどうかについてのさらなる洞察を提供し、別の恒星の近くで昇華するのにかなりの時間を費やしたかどうかを明らかにする可能性もあります（Gkotsinas et al.、2024）は、2Iはそうしなかった（Bodewits et al.,2020; コーディナーら、2020; ディームら、2025現在進行中のVLT/MUSEプログラムは、そのスペクトル傾斜とガス組成の変化を監視し、3Iを太陽系の彗星と関連付けるための重要なデータポイントを提供します。
