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성간 천체 3I/ATLAS의 천체측량 데이터를 근일점 이전 태양거리 3.49au 이상, 근일점 이후 2.67au 이상 구간으로 나눠 분석한 연구다. 근일점 이전의 원거리 관측은 순수 중력 궤도로 잘 설명되지만, 근일점 이후 원거리 데이터는 중력만 가정한 모델에서 통계적으로 유의한 비정규 잔차 분포를 보였다. 근일점 전후 관측을 함께 쓰면 잔차 rms가 뚜렷하게 줄고 계통적 잔차 추세가 사라져 비중력 가속이 명확히 검출됐다. 다만 표준 물얼음 승화 법칙과 더 휘발성이 높은 얼음 모델들은 태양거리 의존성이 크게 다름에도 통계적으로 구분되지 않아, 천체측량으로는 비중력 가속의 존재는 잘 제약되지만 그 물리적 기원은 제약하기 어렵다고 연구진은 결론지었다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
제임스웹 우주망원경(JWST)의 중적외선 장비 MIRI 저분해능 분광(LRS)으로 근일점 통과 이후 태양으로부터 2.21au 거리에 있는 성간 혜성 3I/ATLAS를 관측한 결과가 arXiv에 공개됐다. 스펙트럼에서는 태양계 혜성과 뚜렷이 구별되는, 넓고 매끄러운 형태의 10마이크론 규산염 방출 특징이 나타났으며, 모델링 결과 휘석(피록신)이 우세한 비정질 규산염 조성이 강하게 지지되고 결정질 비율의 상한값은 5.3%로 제시됐다. 또한 6.83마이크론 부근에서 지방족 C-H 함유 물질과 일치하는 방출 특징이 확인됐다. 연구진은 압도적으로 비정질인 규산염 조성이 이 천체를 구성한 물질이 열적 변성을 거의 겪지 않았음을 뜻하며, 성간 미행성이 형성된 환경 정보를 보존하고 있다는 기존 휘발성·동위원소 조성 연구와 부합한다고 설명했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
제임스웹 우주망원경(JWST)으로 성간천체 3I/ATLAS의 코마를 근적외선 분광 관측한 결과, 메탄의 D/H 비율이 (3.33±0.31)%로 예상보다 높게 나타났으며 이는 중수소화 유기분자를 성간천체에서 검출한 매우 드문 사례다. 이 값은 태양계에서 측정된 어떤 메탄 D/H 비율보다 높고, 로제타(Rosetta) 탐사선이 CH3D를 검출한 유일한 다른 혜성 67P/추류모프-게라시멘코보다 14±2배 높다. 3I/ATLAS와 67P는 모두 물보다 메탄의 중수소화 정도가 높아, 유기물의 중수소화가 물보다 최대 한 자릿수까지 높게 나타나는 태양계 천체 및 근방 성간물질의 경향과 일치한다. 메탄 자체의 D/H 비율은 지금까지 태양계 외부 천체에서 관측적으로 제약되지 않았으나, 3I/ATLAS의 높은 비율은 원시적 환경의 메탄올·포름알데히드에서 측정된 값과 유사하다. 연구진은 이 결과가 3I/ATLAS의 얼음이 높은 우주선(cosmic ray) 조사율 아래 차갑고 금속량이 낮은 성간 혹은 원시별 환경에서 형성됐다는 가설과 부합한다고 설명했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
켁(Keck) LRIS·MOSFIRE와 제미니(Gemini) GMOS·Flamingos-2·GNIRS를 이용해 2025년 7월부터 2026년 5월까지 성간 혜성 3I/ATLAS의 광학 영상 14회·분광 8회, 근적외 영상 2회·분광 4회를 확보한 결과가 발표됐다. GMOS 평균 색지수는 g−r=0.732±0.029, r−i=0.237±0.025, i−z=0.109±0.022 mag으로 근일점 전후 유의미한 변화가 없었고, 위상 보정된 적색 밴드 활동도는 접근 시 Af𝜌∝r_h^(−2.10±0.14), 이탈 시 r_h^(−3.34±0.43)를 따랐다. 1µm~1mm 입자 기준 먼지 손실량은 2025년 7월 3일~2026년 5월 15일 사이 2.7×10^9 kg 및 1.0×10^10 kg으로, 가정한 입자·핵 조건에서 각각 0.26 m와 0.99 m 두께의 전역 층에 해당한다. 분자 비율에서는 C2/CN이 2025년 9월 14~15일 0.257±0.014에서 11월 26일 0.481±0.080으로 거의 두 배 증가했고, C3/CN은 8월 28일 0.327±0.024에서 9월 14~15일 0.214±0.009로 감소했다. 근적외 분광에서는 검증한 연속광·보정 방식 전반에서 확실한 물 얼음 흡수 특징이 나타나지 않았으며, 연구진은 이 자료가 향후 성간 천체 연구의 기준점이 된다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
즈위키 과도천체탐사시설(ZTF) 관측으로 성간 혜성 3I/ATLAS의 근일점 전후 먼지 활동 변화를 분석한 연구다. 근일점 이전에는 내부 2×10⁴ km 영역의 유효 산란 단면적이 일심거리에 따라 밝아지며 지수 γ가 조리개 크기에 따라 1.63±0.14에서 1.88±0.34로 커졌고, 근일점 이후에는 일심거리 지수가 5×10³ km 조리개의 2.44±0.09에서 8×10⁴ km 조리개의 1.54±0.09로 낮아져 내부 코마가 더 빨리 어두워진 것으로 나타났다. 채택한 입자 크기·잔류 시간 가정 하에서 먼지 질량 손실률은 근일점 이전 약 123~203 kg/s, 이후 약 596~1412 kg/s로 추정됐다. 근일점 이후 표면 밝기 분포는 11월 말~12월 초에 일시적으로 k~-2.7까지 급해졌다가 1월에는 k=-1.5에 가까워졌으며, 같은 시기 외부 코마가 이례적으로 푸른 색을 보였다가 1월에는 사라졌다. 연구팀은 이 성분의 투영 파괴 길이를 약 (6.4~7.2)×10⁴ km로 보고, 열물리 승화 계산 결과 탄소질 흡수 성분이 약 0.1% 포함된 5~10 μm 크기의 얼음 입자와 부합한다고 설명했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구팀은 VLT/ESPRESSO 고분해능 분광으로 태양거리 1.67~2.45 au 구간의 성간 혜성 3I/ATLAS를 관측해 CN 생성률과 금지선 [OI] 방출을 분석했다. 근일점 이전 CN 생성률의 멱법칙 지수는 b=-4.62(+1.25/-1.22)로 태양계 혜성의 관측 범위 안에 있었고, 녹색/적색([OI]) 선속비는 태양거리 약 2.4 au에서 0.42±0.14였다가 근일점 근처에서 0.114±0.004로 감소했다. CO2/H2O 대리지표는 약 0.06~1.06 범위로 스바루/HDS, SPHEREx 보고값 및 2I/보리소프 측정값과 비슷했으며, 이는 코마가 처음에는 CO2가 풍부하다가 근일점에 가까워질수록 H2O 우세로 바뀌었음을 보여준다. 연구팀은 NiI과 FeI을 추가로 검출하고 근일점 이후 C2와 CH의 생성률도 보고했으며, 형광 모델링용 파이썬 패키지 CometSpec과 정리된 관측 자료를 공개했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
성간 천체의 기원을 이해하려면 나이와 조성 측정이 필요하지만, 기존 나이 측정법은 정밀도가 낮거나 매우 밝은 천체만 대상으로 할 수 있고, 조성은 혜성 물질 내 화학반응을 일으키는 은하 우주선(Galactic cosmic rays)의 영향으로 해석이 어렵다. 이 논문은 코마(coma)의 시계열 관측에서 성간 천체의 나이와 초기 조성을 동시에 추정하는 새 방법론을 제시하며, 조성과 핵 내부 깊이에 따른 조성 기울기를 함께 측정하면 대부분의 경우 두 특성을 모두 제약할 수 있음을 보였다. CO와 CO₂만 사용하는 단순 모델을 3I/ATLAS에 적용한 결과, 이 천체는 최소 0.6Gyr(6억 년) 이상이고 초기 CO/CO₂ 비는 1.5로, CO 얼음선(ice line) 외부에서 형성됐다는 해석을 뒷받침한다. 저자는 베라 루빈 천문대(Vera C. Rubin Observatory)가 성간 천체 관측 수를 늘리는 상황에서 이런 측정이 성간 천체 집단과 외계 행성계 형성을 이해하는 데 중요하다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
성간 혜성 3I/ATLAS는 태양계 혜성들과 비교해 이례적인 편광 특성을 보이지만, 먼지 알베도와 입자 크기 분포 같은 기본 물리량에 대한 제약은 제한적이었다. 연구진은 피르카 망원경(Pirka Telescope)으로 충(opposition) 부근에서 새로 광학 편광 관측을 수행하고, 기존 편광 측정값과 함께 허블 우주망원경(HST), VLT, SPHEREx, 제임스웹 우주망원경(JWST) 관측을 결합해 가시광~중적외선 분광에너지분포(SED)를 구성했다. SED 분석 결과 코마는 빛을 흡수하는 어두운 먼지가 지배적이며 유효 V밴드 알베도는 p_eff~0.04, 멱법칙 입자 크기 분포의 크기 지수는 q=3.0~3.3으로 나타났고, 중적외선 스펙트럼 구조는 소량의 비정질 규산염 성분을 추가할 때 더 잘 재현됐다. 편광 데이터를 종합하면 매우 다공성이 높은 산란 구조가 선호되며, 이례적인 편광 거동에도 불구하고 3I/ATLAS 먼지의 알베도와 입자 크기 분포는 태양계 혜성에서 발견되는 범위 안에 있다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 화학 분배 모델과 APOGEE DR17 항성 원소 함량 자료를 결합해 성간천체(ISO)에 흔히 관측되는 혜성 휘발성 물질의 함량을 예측했으며, ISO의 암모니아 함량이 모항성의 금속함량과 강한 상관관계를 보여 금속함량이 높은 항성은 암모니아가 풍부한 ISO를 만든다고 밝혔다. 이를 바탕으로 2I/보리소프(2I/Borisov)는 태양과 비슷한 금속함량([Fe/H] -0.4~0.3)의 항성 주위에서, 3I/아틀라스(3I/ATLAS)는 그보다 낮은 금속함량([Fe/H] -0.8~0.0)의 항성 주위에서 형성된 것으로 추정했다. 두 천체의 생성률은 CO와 N2 같은 초휘발성 물질이 다른 얼음에 갇힌 형태로만 존재함을 시사하며, 이는 일반적인 태양계 혜성과 유사하다고 논문은 설명한다. 다만 연구진은 CO·N2 생성률 비가 높은, C/2016 R2 (PanSTARRS)와 비슷한 진짜 초휘발성 얼음이 풍부한 ISO도 존재할 수 있다고 주장했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
성간 천체(ISO)의 크기분포(SFD, f_D~D^-q) 기울기가 각 서베이의 예상 탐지 수를 어떻게 좌우하는지 분석한 연구로, TESS와 베라루빈천문대 LSST를 중심으로 판스타스(Pan-STARRS)와 ATLAS도 함께 다뤘다. 연구진은 TESS가 완만한 SFD(q<2.5)에서 약 1개의 ISO를, LSST는 운영 기간 동안 연간 약 0.2~100개의 ISO를 탐지할 것으로 예상했고, ATLAS는 q<3인 집단에서 비혜성형 천체 1개를 탐지할 가능성이 있다고 봤다. 또한 3I/ATLAS 같은 혜성형 천체는 LSST가 10년간 약 0~8개, TESS가 미션 기간 중 약 1개를 핵 크기분포와 무관하게 탐지할 것으로 추정했다. 1I/'오무아무아와 3I/ATLAS를 동일한 SFD에서 나온 것으로 가정하면, 행성 형성 초기 단계에서는 혜성보다 소행성형 천체가 더 많이 만들어진다는 결과가 도출된다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구팀은 유럽남방천문대(ESO) 초대형망원경(VLT)의 UVES 분광기로 2025년 8월 근일점 통과 전(일심거리 3.14 au)부터 2026년 2월 통과 후(4.34 au)까지 성간 혜성 3I/ATLAS의 코마 조성을 고분해능 근자외선·가시광 분광 관측으로 분석했다. OH, NH, CN, C3, CH, C2 방출선에서 구한 가스 생성률은 근일점 전후로 대체로 대칭적이었으나, 태양계 혜성보다 일심거리 의존성이 가파르게 나타났다. NH와 NH2가 크게 결핍돼 암모니아 계열 휘발성 물질이 심각하게 부족한 것으로 나타났고, C2/CN 비는 탄소사슬 결핍을 가리키며 일심거리에 따라 변화해 고유 조성 변화보다는 과활동성 같은 코마 효과 때문으로 해석됐다. 금지선 산소 기반 물 생성률은 근일점 부근을 제외하면 OH 기반 추정치를 웃돌아 코마 화학에서 H2O와 CO2의 기여도가 달라짐을 시사한다. 상대 존재비 상관관계에서 3I/ATLAS는 태양계 혜성의 전형적 군집을 벗어나 탄소사슬이 강하게 결핍된 혜성에 가장 가까웠으며, 연구팀은 다른 행성계의 휘발성 물질 저장고가 태양계와 상당히 다를 수 있음을 보여준다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
2025년 7월 발견된 세 번째 성간 천체 3I/ATLAS를 세계 유수의 관측시설로 관측한 결과, 포함된 동위원소 조성이 일반적인 경우와 다른 것으로 나타났다. 일본 RIKEN 개척연구소의 후루야 켄지(Kenji Furuya)와 공동 저자들이 The Astrophysical Journal Letters에 제출하고 아카이브(arXiv)에 사전 공개한 논문은 이 동위원소 차이가 3I/ATLAS가 태어난 항성 요람의 '낮은 금속 함량(low-metallicity)' 때문일 가능성이 크다고 설명한다.
Universe Today
인도 물리연구소(PRL)의 0.5m·1.2m·2.5m 망원경과 인도천체물리연구소의 2m 히말라야 찬드라 망원경(HCT) 등으로 세 번째 성간 천체인 혜성 3I/ATLAS의 근일점 통과 이후 변화를 촬영·분광 관측한 결과가 arXiv에 공개됐다. 분광 관측에서 태양계 혜성과 마찬가지로 CN, C2, C3 분자 방출 신호가 검출됐으며, 생성률과 그 비율은 3I/ATLAS의 조성이 근일점 통과 전 '탄소 결핍' 상태에서 통과 후 '탄소 일반' 상태로 바뀌었음을 시사한다. 연구진은 이러한 변화가 근일점 부근에서 표면 아래층의 새로운 물질이 드러난 결과일 수 있다고 설명했다. 측광 관측에서 얻은 색지수는 B-V=1.03±0.13등급, V-R=0.59±0.11등급, R-I=0.08±0.04등급으로, 태양계 장주기 혜성이나 태양보다 B-V와 V-R에서 더 붉었고 관측 기간 내내 거의 일정하게 유지됐다. 비중력힘에서 유도한 핵 반지름은 0.45~0.65km 범위로 산출됐다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 2025년 7월 2일부터 2026년 4월 1일까지 전 세계 전문 관측소와 시민 참여형 Unistellar eVscope를 연계한 지상 릴레이 관측으로 성간 혜성 3I의 2025~2026년 출현기를 다파장 측광 관측했다. 존슨-커즌스 B(436nm)·V(545nm)·R(641nm)과 슬론 g(477nm)·r(623nm)·i(763nm) 대역에서 약 10,000km 반경의 투영 조리개로 측정한 결과, 평균 색지수는 B-V=0.86±0.06, V-R=0.50±0.03, B-R=1.36±0.08, g-r=0.58±0.08로 지속적으로 붉은 광학 코마를 나타냈다. 코마의 밝기·가스 방출량·휘발성 조성이 크게 변하는 동안에도 색의 장기적 변화 징후는 거의 없어, 코마의 평균 광학 산란 특성이 관측 기간 동안 비교적 안정적으로 유지된 것으로 해석된다. 연구진은 이번 결과가 성간 천체의 광대역 광학 색을 출현기 전체에 걸쳐 조밀하게 특성화한 첫 사례이며 향후 성간 천체 비교의 기준점이 된다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
제임스웹 우주망원경(JWST)의 중적외선 분광 관측으로 성간 천체 3I/아틀라스(3I/ATLAS)의 먼지 코마에 대한 첫 분광 광물학 분석 결과가 제시됐다. 3I는 Si-O 신축 진동에 의한 9~11마이크론 방출 특징을 강하게 보였으며, 10마이크론 방출 극대의 특성 분석 결과 먼지 조성이 비정질 규산염 위주로, 결정질 규산염이 상당량 포함된 태양계 혜성들과는 다르고 오히려 항성 주위 전이원반이나 성간물질에 더 가까운 것으로 나타났다. 연구진은 3I가 모항성 근처에서 응축된 규산염이 거의 섞이지 않은 채, 자신의 고향 항성계 외곽에서 성간물질과 유사한 물질로 형성됐을 가능성을 제시했다. 원래의 결정질 규산염이 수십억 년에 걸친 성간 여행 중 비정질화됐을 가능성도 대안으로 거론됐으나, 3I의 질량 손실률과 태양계 혜성들과 뚜렷이 구별되는 10마이크론 특징을 고려하면 가능성이 낮다고 봤다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
성간 혜성 3I/ATLAS는 강한 H₂O·CO·CO₂ 방출과 함께 근일점 통과 이후 뒤늦게 CH₄가 검출되는 특이한 휘발성 활동을 보였다. 연구진은 형상 모델과 은하 우주선(GCR)에 의한 성간 공간 가공을 반영한 열물리 핵 모델을 결합해 1만 2,000회의 모델 계산을 수행했고, 관측된 방출률을 재현하는 조건으로 CO 스노우라인 너머 초저온(T < 20K) 영역에서 형성된 휘발성 풍부한 원시 조성과 0.87~3.1Gyr의 유효 GCR 노출을 제시했다. GCR 가공은 연속적인 조성 구배를 만들고 CO 일부를 2차 CO₂로 전환하며 방사선 분해로 표면 근처 CH₄를 고갈시키는데, 지연된 CH₄ 검출은 더 깊은 H₂O 기질에 갇혀 살아남은 CH₄가 근일점 이후 지하 가열이 진행되며 방출된 결과로 설명된다. 또한 사후 분포에서는 원시 먼지 함량과 GCR 노출 사이의 축퇴가 나타나, 먼지가 많고 약하게 가공된 경로와 얼음이 많고 강하게 조사된 경로가 유사한 열물리 특성의 지하층을 만든다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
제임스웹 우주망원경(JWST)의 NIRSpec PRISM으로 성간 혜성 3I/ATLAS를 2025년 8월 6일, 2025년 12월 22일, 2026년 4월 1일 세 차례 관측했으며, 당시 태양으로부터의 거리는 각각 3.3, 2.4, 5.7au였다. 스펙트럼에서는 넓은 3μm 흡수대와 함께 H2O·CO2·CO 기체 방출이 나타났는데, 기존의 물얼음이 풍부한 태양계 혜성 코마와 달리 1.5μm와 2.0μm 물얼음 흡수대는 약하거나 보이지 않았다. 스펙트럼 모델링 결과는 내화성 물질을 포함한 서브마이크론~마이크론 크기의 물얼음 집합체로 가장 잘 설명되며, 3차 관측에서는 더 큰 마이크론 크기의 얼음이 풍부한 집합체와 결정질 물얼음에 해당하는 3.1μm 부근의 미세한 프레넬형 구조가 확인됐다. 연구진은 3I/ATLAS의 스펙트럼 특성이 태양계 혜성 코마와 중간 크기 해왕성 바깥 천체들 사이를 잇는다며, 서로 다른 원시행성계 원반에서 만들어진 미행성체의 얼음 구성 물질이 순수한 얼음 알갱이부터 내화성 물질이 섞인 집합체까지 연속적인 분포를 이룰 수 있고 3I/ATLAS는 그중 내화성 물질이 풍부한 쪽에 해당한다고 설명했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
노섬브리아대 리아 페렐렉(Lea Ferellec) 연구팀이 스페인 카나리아 제도의 윌리엄 허셜 망원경(WEAVE 분광기)으로 성간 혜성 3I/ATLAS의 꼬리에 있는 하전 입자를 사상 처음으로 분석해, 질소·이산화탄소·일산화탄소 이온을 검출했다. 그동안 다른 관측은 주로 혜성의 코마를 대상으로 했으나, 2025년 말 이뤄진 이번 관측은 태양풍에 이온화된 꼬리 물질을 직접 식별했다는 점에서 차별화된다. 3I/ATLAS는 태양계 혜성 대부분보다 일산화탄소 대비 질소 비율이 훨씬 높게 나타났으며, 연구팀은 이를 근거로 이 혜성이 -240°C보다 차가운 환경, 즉 모항성에서 멀리 떨어진 외곽에서 형성됐을 것으로 추정했다. 연구 결과는 9월 7일 학술지 '왕립천문학회 월보(MNRAS)'에 게재됐다.
Space.com
제임스웹 우주망원경(JWST) 관측에서 성간 천체 3I/ATLAS는 탄소 분자의 비정상적으로 높은 12C/13C 비율과, 태양계 혜성 및 인근 저질량 별 형성 영역을 넘어서는 매우 높은 물 D/H 비율을 보였다. 연구진은 3I/ATLAS의 물이 모분자운과 핵에서 물려받은 것으로 가정하고, 기체 밀도·자외선 복사장(χ)·우주선 이온화율(ζ)·금속량을 변화시킨 기체-얼음 성간화학 모델 격자를 계산했다. 그 결과 금속량이 낮을수록 H3+의 중수소화와 그 얼음 물로의 전달이 강화되며, 관측된 물 D/H 비율은 태양보다 낮은 금속량(약 0.5Z⊙ 이하)과 비교적 높은 구름 밀도(약 10^4 cm^-3)에서 ζ<10^-15 s^-1인 한 χ나 ζ에 큰 제약 없이 가장 잘 재현됐다. 물 대비 메탄의 D/H 비율은 금속량에 민감하지 않아 67P/추류모프-게라시멘코와 3I/ATLAS에서 관측된 유사한 값과 부합했으며, 연구진은 물의 중수소화가 성간 천체 모분자운의 금속량과 물리적 조건을 가늠하는 보완적 지표가 될 수 있다고 제시했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 VLT의 FORS2, 북유럽광학망원경(NOT)의 ALFOSC, 2m 리치-크레티앙-쿠데 망원경의 FoReRo2를 이용해 세 번째로 발견된 성간 천체 3I/ATLAS(C/2025 N1)의 근일점 통과 후 편광 관측을 수행했으며, 위상각 1~30도를 아우르는 이 관측은 성간 천체에 대해 지금까지 가장 넓은 편광 위상각 범위를 확보한 사례다. 3I의 이례적인 편광 특성은 근일점 전후로 큰 변화 없이 유지됐고, 최소 편광도는 위상각 5.5도에서 -2.9%로 더 정밀하게 제한됐다. BVRI 다중 밴드 관측에서는 파장이 길수록 음의 편광 분기가 더 깊어지고 더 작은 위상각 쪽으로 이동하는 파장 의존성이 나타났으며, 편광 색은 대체로 붉고 위상각이 커질수록 증가해 다른 혜성들과 유사한 양상을 보였다. 영상 및 편광 지도에서는 근일점 통과 후 코마가 훨씬 넓게 퍼진 반면 편광 분포 자체는 매끄럽고 공간적으로 균질했으며, 수치 모델링 결과 이례적으로 깊은 편광 위상 곡선은 약하게 흡수하는 서브마이크론 단량체로 이뤄진 중간 정도의 다공성 먼지 응집체에서 비롯된 것으로, 일반적인 태양계 혜성보다 훨씬 밝은 먼지를 시사한다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
태양계에서 확인된 세 번째 성간천체 3I/ATLAS를 대상으로 500m 구경 구면 전파망원경(FAST)의 L-밴드 다중빔 수신기를 이용한 주기적 전파 기술신호(technosignature) 탐색 결과가 arXiv에 공개됐다. 연구진은 다중빔 동적 스펙트럼에 정준 다분해(CPD) 기법을 적용해 시간·주파수·빔 성분을 분리하고, 주기도(periodogram)와 자기상관 진단으로 후보를 선별해 중심빔 우세 신호와 다중빔 전파간섭(RFI)을 구분했다. 그 결과 3I/ATLAS 방향에서 0.146W를 넘는 신뢰할 만한 인공 주기 전파 기술신호는 검출되지 않았다. 연구진은 이번 탐색이 해당 천체에 대해 조사된 신호 유형의 범위를 주기 변조 신호까지 확장했으며, CPD가 다중빔 주기 기술신호 탐색에 유망한 분석 틀임을 보여준다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구팀은 2025년 11월 30일과 12월 2일(현지시각) 근일점 통과 이후의 성간 천체 3I/ATLAS를 WHT/WEAVE-LIFU로 관측해, 반태양 방향 꼬리에서 N2+, CO+, CO2+, H2O+, CH+ 이온을 동시에 검출했다. N2+/CO+ 비율로부터 N2/CO의 하한값을 0.023±0.001로 제한했으며, 이는 3I/ATLAS가 태양계 혜성들에 비해 질소가 풍부하다는 뜻으로 저온 형성 조건과 연결될 수 있다고 밝혔다. 다른 이온 간 비율은 중성 분자의 함량을 직접 제한하지는 못하지만 3I/ATLAS가 초휘발성 물질이 풍부하다는 점과 부합하며, 꼬리를 따라 나타난 변화 중에서는 혜성중심 거리에 따른 CH+의 미미한 감소만 검출됐다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 2025년 12월 9일(UT) 허블-에벌리 망원경(Hobby-Eberly Telescope)의 VIRUS 분광기 IFU 1기로 성간천체 3I/ATLAS(C/2025 N1)를 관측해, 광중심에서 태양 방향으로 약 85,000km까지 1초각(1,327km) 간격의 스펙트럼을 확보했다. 스펙트럼에서는 태양계 혜성에서 통상 보이는 분자 특징과 함께 매우 강한 중성 철(FeI)·니켈(NiI) 방출선이 다수 검출됐다. 하저(Haser, 1957) 모형으로 분석한 결과, 가스 유출 속도를 같은 태양거리에서 관측된 태양계 혜성의 절반으로 가정해야만 데이터가 맞아떨어졌으며, 연구진은 NiI 3개·FeI 4개 선에 대한 하저 모형 스케일 길이를 도출했다. 지구와의 거리 1.83au, 50×50초각 시야와 높은 공간분해능 덕분에 3I의 코마를 상세히 탐사할 수 있었다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)