2017年4月1日，彗星41P/Tuttle–Giacobini–Kresák最近飞掠地球，两者最近时只有0.142 AU（约2100万公里） 。在这一期间，科学家们观测到了史上最剧烈的自转速率变化：它的自转周期在两个月内从20个小时迅速增长为46个小时。
到底发生了什么？2018年1月11日的《自然》杂志介绍了这颗彗星的传奇。
1、关于彗星41P/Tuttle–Giacobini–Kresák
彗星41P/Tuttle–Giacobini–Kresák是一颗木星族彗星，彗核半径约0.7-1.0 km (Lamy et al., 2004)，周期5.43年，名字里的P代表周期性彗星（periodic comet）。
1858年5月3日，美国天文学家贺拉斯·帕内尔·塔特尔（Horace Parnell Tuttle）首次观测到了这颗彗星，此后，法国天文学家Michel Giacobini和斯洛伐克天文学家Ľubor Kresák又分别于1907和1951年各自观测到了这颗彗星——彗星41P/Tuttle–Giacobini–Kresák以这三位天文学家的姓氏而得名。
什么是木星族彗星？
太阳系内的彗星有两大来源：短周期彗星（周期小于200年）主要来自位于海王星以外的柯伊伯带离散盘（冥王星就是柯伊伯带中的一颗矮行星），离散盘平铺在黄道面上，其内侧和柯伊伯带有相交；长周期彗星主要来自遥远的奥尔特云，由盘状内层和球状外层两部分组成。
木星族彗星是来自柯伊伯带离散盘，并被木星的引力束缚住的一类彗星，这类彗星通常周期较短（20年以内）。
2、彗星之所以为彗星？
彗星本质上是一团岩石、尘埃和挥发性物质（比如水冰）的混合物，通俗来说可以理解为一个“脏雪球”，这个部分叫做“彗核”。因为彗星轨道的偏心率往往比较大（也就是轨道非常扁），所以大部分情况下彗星离太阳都非常远，这些时候彗星就只有彗核，远远看起来和小行星应该差不多。
因此理论上来说，彗星和小行星的组成成分是有差异的，含有大量冰的彗星总体上会比同等大小的小行星密度低，但问题是对这么小的小天体（直径数百米到数十公里），几乎所有的观测都是非常粗略的，质量和体积的精确测量都很困难的，更别提密度了。所以实际观测中，我们是很难通过密度来判断一颗小天体到底是彗星还是小行星的。
但彗星的高挥发组成使它有一个重要特征：一旦当彗星运行到离太阳很近的地方的时候，挥发性物质因为受热纷纷开始挥发，就会形成一层稀薄的大气层（彗发），并因为剧烈的排气作用形成长长的尾巴（彗尾）。在近日点附近有明显彗尾，是我们判断一颗小天体是否是彗星的标准。
从这个角度来说，很多彗星由于在近日点附近缺乏观测（比如轨道周期太长、或者在近日点附近太暗），很有可能被当做小行星或者压根没有被观测到。
3、彗星41P的自转周期是怎么测的？
文章采用了三组独立的观测来计算彗星41P在2017年3-5月期间的自转周期：
1）通过观测彗发中喷出的氰气流位置的周期性变化，用的是罗威尔天文台4.3米口径的探索频道望远镜(Discovery Channel Telescope, DCT)。1986年哈雷彗星回归时，科学家们在它的彗发中观测到了氰气(A'Hearn et al., Nature, 1986) 并用来辅助测量哈雷彗星的自转周期(Millis and Schleicher, Nature, 1986)，此后，氰气由于其高荧光效率，成为彗星自转周期测量的重要手段之一。
观测结果显示：2017年3月6-9日，彗星41P的自转周期为19.75–20.05个小时。
2）3月26-27日，还是通过类似的方法，用罗威尔天文台31英寸反射望远镜又观测了一次，自转周期变为约27个小时。自转周期变长的趋势已初现端倪。
3）通过观测彗星光变曲线的周期性变化，用的是斯威夫特紫外-可见光望远镜(UVOT)测光系统。小天体（小行星和彗星）的形状通常是非常不规则的，所以自转过程中被光照到的表面积会不断变化，表面积大的面比表面积小的面更亮，通过亮度的周期性变化可以计算小天体的自转周期（当然也可以用来计算每个面的长宽比，也就是形状）。
观测结果显示：2017年5月7-10日，彗星41P的自转周期为46-60个小时，均值为53个小时。误差范围有点大是因为彗星同时还在不断远离太阳，整体的光度在变暗，因此会造成一些偏差。
一颗状态稳定的小行星或者彗星，应当有比较固定的自转周期，但自转周期发生变化这种事也是观测到过的，彗星41P是目前为止第8个被观测到自转周期发生过变化的彗星，从这个角度来说，并不特别罕见。
但之前自转周期变化最剧烈的彗星103P/Hartley 2，也只是在三个月内从17个小时变为19个小时而已。
而彗星41P从2017年3月6-9日到5月7-10日的短短两个月里，自转周期从20个小时持续增长为46-60个小时，平均每天增加了0.40–0.67个小时！而且46个小时的自转周期已经近乎所有观测到的彗星周期中最长的了。
4、发生了什么？
对于彗星和小行星这种小天体，很多外界因素可能会让它们变得不稳定，比如其他天体的引力或者撞击，但对彗星来说，最常见的原因还是彗星在近日点附近的排气作用。再加上彗星41P的体积又那么小（小于70-90%的木星族彗星）——这意味着它的运动状态很容易受到排气作用的影响。
科学家们首先就核对了彗星41P近三次回归时观测到的水分子产出率：
2001年的最大产出率是2*10^29分子每秒；
2006年的最大产出率是 2*10^29分子每秒；
2011年的回归没有被观测到；
2017年，斯威夫特望远镜的观测结果显示这次的水分子产出率和2006年相当。
这么大的排气量对于这么小的彗星41P来说，相当于表面超过50%的区域都是非常活跃地在喷出气体，而大多数彗星在近日点附近时的活跃区域只有不到3%。
很显然，巨大的排气量是其中一个原因。
但随后，科学家们又核对了另一颗发生过明显周期变化的彗星103P/Hartley 2，发现事情并没有这么简单。
2010年，彗星103P/Hartley 2回归期间，初始周期为16.5个小时，观测到的最大水分子产出率是彗星41P这次的三倍，但彗星103P/Hartley 2比彗星41P还要小……在这么极端的情况下，彗星103P/Hartley 2的自转周期也只增长了2个小时而已……这这这这不对啊！
于是进一步想到的可能性是：不仅是排气量的问题，排气方式也不一样。
如果彗星41P表面（离自转轴较远的地方）有一处非常活跃的区域在近日点附近集中猛烈地排出大量气体，那么可能会产生一个和自转方向相反的净扭矩，一口气把彗星的自转给拖慢了。
如果这一猜想是真的，那么就意味着彗星41P每次回归的时候，这块活跃区域都会“苏醒”，所以每回归一次它的自传周期都会延长——照这个速度推算，在不久的将来，这颗彗星的自转周期可能会长达100个小时！如此缓慢的自转，将使得彗星无法保持稳定，自转轴可能会发生剧烈变化，自转速率可能会再次加快，直到彗星不断调整自身再次达到一个稳定状态。
可是为什么会突然出现了一个非常活跃的区域呢？
因为这颗彗星可能曾经历过濒死的状态。
既然彗星41P正在越转越慢，那么很显然它曾经转得很快过——转得越快，就意味着越容易因为离心作用而分崩离析。按照目前的变化速率向过去回溯，它在2006年之前的自转周期只有5个小时——这已经是彗星41P濒临崩溃的临界点了。
在那之前的彗星41P经历了什么？
可以想象，几十年前的彗星41P很可能因为转得太快而经历过大范围的崩塌：铺天盖地的排气作用和滑坡，尘埃和石块都在簌簌地剥落散逸……在这一片混乱之中，一块充满挥发性物质的区域幸运地暴露出了表面。
正是这块活跃的区域拯救了这颗濒死的彗星，它用一己之力生生把彗星41P的自转给拖慢了……
一切又恢复了宁静，彗星41P获得了暂时的安全。
2017年的我们还能再次见到彗星41P的回归，说不定就是因为这颗遥远的彗星上几十年前的那次侥幸呢。
参考
https://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=41P
https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=41P
Comet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak Orbit - The Catholic Astronomer ：http://www.vofoundation.org/blog/three-comet-close-encounters-2017-2018/41p-tuttle-giacobini-kresak-orbit/
A History of Comets - Part 3：http://sci.esa.int/rosetta/54200-on-the-origin-of-comets/
41P/Tuttle-Giacobini-Kresak：http://cometography.com/pcomets/041p.html
Agarwal, J. (2018). Cometary spin-down. Nature, 553(7687), 158.
Bodewits, D., Farnham, T. L., Kelley, M. S., & Knight, M. M. (2018). A rapid decrease in the rotation rate of comet 41P/Tuttle–Giacobini–Kresák. Nature, 553(7687), 186.
Stern, S. A. (2003). The evolution of comets in the Oort cloud and Kuiper belt. Nature, 424(6949), 639-642.
A'Hearn, M. F., Hoban, S., Birch, P. V., Bowers, C., Martin, R., & Klinglesmith, D. A. (1986). Cyanogen jets in comet Halley. Nature, 324(6098), 649-651.
Millis, R. L., & Schleicher, D. G. (1986). Rotational period of comet Halley. Nature, 324(6098), 646-649.
A’Hearn, M. F., Belton, M. J., Delamere, W. A., Feaga, L. M., Hampton, D., Kissel, J., ... & Schultz, P. H. (2011). EPOXI at comet Hartley 2. Science, 332(6036), 1396-1400.
Lamy, P. L., Toth, I., Fernandez, Y. R. & Weaver, H. A. in Comets II (eds Festou, M. et al.) 223–264 (Univ. Arizona Press, 2004).
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