Наука пришельцев снова послала...

А жалко
Как пчелка
Я высунул жало
Чтоб всех,
Кто не Наши,
На острий одеть!
Не шляться без спросу
Под видом комет
.....
http://proza.ru/2025/11/02/1119
......
### Перевод документа

**Черновой вариант от 31 октября 2025 г.** 
Типографская версия выполнена с использованием стандартного стиля Latex AASTex версии 7.0.1

#### Межзвездная комета 3I/ATLAS: свидетельства галактической обработки космических лучей 
Авторы: Ромэн Маггиоло;, Фредерик Дхуг;, Гийом П. Гронофф;, Йохан де Кёйсер;, Гаэль Сессато; 
Учреждения: 
; Королевский бельгийский институт аэрономии (BIRA-IASB), Брюссель, Бельгия 
; Научные системы и приложения Инкорпорейтед, Хэмптон, Вирджиния, США 
; NASA Исследовательский центр имени Лэнгли, Хэмптон, Вирджиния, США 
; Центр математики плазменной астрофизики, Хеверле, Бельгия 

---

## Аннотация

Спектральные наблюдения межзвездной кометы 3I/ATLAS (C/2025 N1) с помощью инструментов JWST/NIRSpec и SPHEREx показывают необычно высокое обогащение углекислотой (CO;/H;O = 7,6 ± 0,3), превышающее среднее значение солнечных комет на уровне 4,5 сигма и относящееся к числу наиболее высоких зарегистрированных значений. Такое уникальное сочетание высокого абсолютного уровня CO и красного спектрального наклона является прямым свидетельством воздействия галактических космических лучей (ГКР) на внешние слои ядра межзвездной кометы. Лабораторные эксперименты подтверждают, что ГКР эффективно преобразуют молекулы СО в CO;, одновременно синтезируя богатые органическими веществами корки, предполагая, что верхние слои ядра 3I/ATLAS состоят преимущественно из обработанного материала, свойства которого согласуются с наблюдаемым составом газообразной оболочки кометы и её красным спектральным наклоном. Оценки скорости эрозии указывают, что нынешнее выделение газов затрагивает исключительно зону, подвергшуюся обработке ГКР (глубиной около 15–20 м), не достигая первозданного внутреннего материала. Выделение первичного материала после прохождения перигелия остаётся возможным, хотя маловероятным. Это открытие меняет парадигму понимания природы объектов межзвёздного происхождения: длительное пребывание в межгалактическом пространстве влияет на химический состав и физические свойства поверхности больше, чем первичные условия формирования. Подходящее время для дальнейших наблюдений 3I/ATLAS критически важно для подтверждения выводов и установления процесса влияния ГКР как фундаментального пути эволюции межзвёздных тел.

Ключевые слова: кометы (280); объекты межзвёздного пространства (52); ядро кометы (2160); космические лучи (329); галактические космические лучи (567)

---

## 1. Введение

Открытие межзвёздных объектов 1I/'Oumuamua и 2I/Borisov открыло новое окно в понимание состава и эволюционных процессов малых небесных тел вне нашей Солнечной системы. Объекты демонстрируют необычные особенности, вызвавшие научную дискуссию относительно особенностей их образования и эволюции. Так, объект 1I/'Oumuamua проявлял необъяснимое ускорение без признаков активного выделения газа, намекающее либо на экзотичный состав, либо уникальные поверхностные свойства (Micheli et al., 2018; Seligman & Laughlin, 2020). Между тем, активность 2I/Borisov была сходна с солнечной кометой, однако отличалась высоким содержанием монооксида углерода (СО), что свидетельствует о различиях условий формирования или истории развития (Bodewits et al., 2020; Cordiner et al., 2020).

Основной научный вопрос заключается в том, как продолжительное пребывание в галактической среде воздействует на состав и поверхностные свойства межзвёздных объектов. Модели отложения дозы излучения для солнечных комет, выполненные за миллиарды лет (Gronoff et al., 2020), дополненные лабораторными экспериментами на аналогах ледяных смесей комет (Johnson & Quickenden, 1997; Hudson & Moore, 1999; Dartois et al., 2015), показали, что воздействие галактических космических лучей способно существенно изменить материал ядер комет за геологические периоды времени, изменяя исходный химический состав и структуру льда (Maggiolo et al., 2020). Однако прямое наблюдательное подтверждение такого эффекта пока отсутствовало.

---

## 2. Наблюдения

### 2.1 Спектроскопические измерения

Высокочувствительные спектры ближней области спектра ядра 3I/ATLAS, полученные телескопом JWST/NIRSpec 6 августа 2025 года, при расстоянии от Солнца 3,32 астрономических единиц, продемонстрировали наличие доминирующего выброса диоксида углерода (CO;) вместе с заметным выделением молекул CO и воды вблизи ядра. Из анализа полученных данных, выполненного командой Cordiner et al. (2025), были получены показатели производства: 
* Q(CO;) = (9,50 ± 0,08) ; 10;; сек;; 
* Q(CO) = (1,70 ± 0,04) ; 10;; сек;; 
* Q(H;O) = (1,07 ± 0,07) ; 10;; сек;; 
Анализ кривых активности показывает, что продукция CO; и CO стабилизируется примерно на расстоянии 3000 км от ядра, тогда как производство водяного пара демонстрирует отсутствие чёткого асимптотического поведения, указывая на протяжённый источник воды. Полученная итоговая скорость продукции газа составляет: 
* Q(CO;) = (1,70 ± 0,01) ; 10;; сек;; 
* Q(CO) = (3,7 ± 0,2) ; 10;; сек;; 
* Q(H;O) = (2,23 ± 0,08) ; 10;; сек;; 
* Q(OCS) = (1,7 ± 0,9) ; 10;; сек;; 
Средняя концентрация веществ в оболочке кометы равна: 
* CO;/H;O = 7,6 ± 0,3 
* CO/H;O = 1,65 ± 0,09 
Дополнительно проведённые исследования с помощью инструмента SPHEREx подтвердили значительное преобладание CO; над водой и низким уровнем CO, выявив качественно схожие тенденции с результатами JWST.

Цветовые и спектральные характеристики 3I/ATLAS оценены фотометрическими и спектроскопическими методами, охватывающими диапазон видимых и инфракрасных длин волн. Данные свидетельствуют о крутом красном спектре отражательной способности, характерном для красных континуумов. Фотометрия даёт значения индекса цвета, подтверждающие красный спектр отражения: 
* g-r ; 0,60 
* r-i ; 0,21 
Эти значения совпадают с показателями спектральной красной линии, ранее отмеченными для других исследованных объектов.

---

### 2.2 Сравнение с известными популяциями

Отношение CO;/H;O равное 7,6 ± 0,3 ставит 3I/ATLAS среди самых богатых объектами по содержанию CO;, известных науке. По сравнению с солнечными кометами, стандартное исследование Харрингтона-Пиньо и др. (2022) показало средний показатель отношения CO;/H;O равный 0,12 ± 0,02 для 25 изученных комет, причём отдельные случаи превышали этот уровень лишь незначительно, до ~0,3 (Harrington-Pinto et al., 2022). Статистическое отклонение этого показателя находится на уровне 4,5 сигмы выше среднего солнечного уровня, что подчёркивает необходимость интерпретировать обогащение осторожно ввиду ограничений выборки наблюдаемых комет. Высокое отношение CO/H;O (1,65 ± 0,09) значительно превышает среднее значение солнечной системы (~0,03 ± 0,01), которое характерно для большинства комет внутри орбиты Юпитера (~0,002–0,23, согласно Bockel;e-Morvan & Biver, 2017). Подобное обогащение было отмечено и у предыдущей межзвёздной кометы 2I/Borisov, показавшей отношение CO/H;O близкое к 1,3–1,55 перед прохождением перигелия (Bodewits et al., 2020), что предполагает общие черты между межзвёздными объектами, обусловленные похожими процессами формирования или эволюции.

Красный наклон спектра 3I/ATLAS сопоставим с самыми красными малыми телами в пределах Солнечной системы. Его видимый континуум заметно круче, чем у обычных кометных оболочек (Opitom et al., 2025), но соответствует характеристикам ранее открытых межзвёздных объектов, таких как 1I/'Oumuamua (Fitzsimmons et al., 2018) и 2I/Borisov (de Leon et al., 2020). Внутри резервуаров Солнечной системы аналогичные красные тела представлены Центаврами, включая чрезвычайно красный объект Фолос (Pholus), и некоторые транснептуновые объекты (например, 2012 DR30), чьи спектры отражают сильное покраснение в ультрафиолетовом диапазоне (Seccull et al., 2021). Хотя многие подобные объекты демонстрируют отклонения от линейного красного градиента в ближнем ИК-диапазоне, спектральный наклон 3I/ATLAS вписывается в общий диапазон индексов цвета астероидного типа D, известного своими крутостью и отсутствием специфичных характеристик (Fitzsimmons et al., 1994).

---

## 3. Обоснование космического лучистого процесса для свойств 3I/ATLAS

### 3.1 Первичное формирование и постформирование путей объяснения свойств 3I/ATLAS

Наблюдение соотношения CO;/H;O равного 7,6 ± 0,3 при существующем удалении от Солнца подтверждает, что любые возможные механизмы объяснения требуют значительного повышения содержания CO; в верхних слоях ядра. Несколько факторов могли бы способствовать формированию аномальных запасов летучих компонентов в ядрах комет:

- Физико-химические условия протопланетных дисков (например, Drozdovskaya et al., 2016);
- Химическая эволюция в рамках протопланетных дисков способна изменять концентрации CO и CO; в зависимости от локальных условий диска (например, Eistrup et al., 2018);
- Неконтролируемые процессы преобразования льдов под воздействием ГКР и УФ-фотонов в плотных молекулярных облаках и протопланетных дисках способны менять первоначальный состав льдов ещё до включения в планетезималы, влияя на наследуемый запас летучих веществ (Semenov et al., 2004);
- Механизмы переноса частиц ("pebble drift") могут создавать зоны повышенной концентрации CO (CO/H;O > 10), формируя кольца богатой CO среды (Price et al., 2021), однако точка конденсации CO; ближе к звезде, что предотвращает одновременное увеличение обоих видов соединений в одном регионе.

Несмотря на частичную совместимость некоторых моделей химического формирования с наблюдаемыми характеристиками комет, ни одна из предложенных гипотез не объясняет одновременное присутствие CO; и CO в таких значительных количествах, как наблюдается у 3I/ATLAS. Эти факты мотивируют изучение вторичных процессов, способствующих дальнейшему изменению первоначального состава. Особое внимание уделяется воздействию ГКР, учитывая возраст 3I/ATLAS и документированные эффекты радиационного воздействия на ледяные структуры.

Лабораторные эксперименты последовательно доказывают, что обработка холодных водных льдов ГКР эффективна для синтеза CO;, поскольку интенсивное излучение приводит к образованию большого количества молекул CO; из смеси H;O и CO (Palumbo, 1997; Hudson & Moore, 1999). Этот эффект сохраняется независимо от температуры и интенсивности излучения, демонстрируя устойчивость механизма синтеза CO; даже в условиях плотной космической среды.

Расчеты дозового распределения энергии от ГКР в модели CometCosmic показывают, что основной вклад вносят первичные протоны и их электромагнитные каскады, распространяющиеся на глубину порядка десятков метров, сохраняя значительную интенсивность вплоть до глубины около 100 метров. Ускоряющие события сверхновых кратковременно увеличивают дозу излучения, но остаются незначительными на масштабе миллиардов лет.

Моделирование Maggiolo et al. (2020) подтвердило, что длительная экспозиция (около 4,5 млрд лет) вызывает структурные изменения в верхнем слое толщиной около 10–20 метров, образуя компактную аморфную фазу льда и повышая содержание CO;. Опыты также показали, что поверхность ядра становится более тёмной и приобретает ярко выраженный красный оттенок вследствие накопления органических остатков.

---

### 3.2 Глубина проникновения ГКР

Оценивая проникновение ГКР в ядро 3I/ATLAS, мы используем расчёт непрерывного потока излучения на протяжении миллиарда лет в условиях окружающей среды облака Оорта. Поток ГКР вычисляется по модифицированной модели Badhwar-O'Neill (1992), которая рассчитывает потоки ионов всех типов. Для моделирования принят постоянный поток ГКР, соответствующий условиям, ожидаемым вдали от Солнца. Предположено, что ядро состоит из водного льда и кремния (SiO;) с массовым отношением SiO;/H;O = 4, аналогично работе Gronoff et al. (2020).

Полученное распределение накопленной энергии показано на рисунке 1. Максимальная доза энергии фиксируется на поверхности и снижается с глубиной, составляя около 5;10;; эВ см;; на глубине 10 метров и 3;10;; эВ см;; на глубине 30 метров. Исходя из накопленных эффектов, моделирование Maggiolo et al. (2020) показывает, что спустя миллиард лет экспозиции ядро претерпевает существенные химические и структурные изменения, приводящие к увеличению доли CO; и появлению новых продуктов распада (органических соединений, кислорода и водорода).

---

### 3.3 Расчёт темпов эрозии

Ключевое испытание гипотезы о воздействии ГКР на ядро 3I/ATLAS заключается в оценке глубины эрозии поверхности кометы в процессе её прохода через Солнечную систему. Мы оценили совокупную глубину эрозии, вызванную испарением летучих веществ и выбросом пыли, исходя из имеющихся данных о производстве газа и пылевых выбросов.

Производительность массы определяется степенным законом зависимости от расстояния до Солнца, что отражает динамику испарения различных составляющих. Анализ охватывает две крайних ситуации: минимальную потерю массы с включением 12 кг/с пыли и максимальную ситуацию с потерей 120 кг/с пыли. Рассматриваются два возможных размера ядра: 500 метров и 2200 метров. Результаты расчётов приведены на рис. 4.

До момента достижения перигелия (q = 1,356 а.е.) глубина эрозии остаётся низкой (<1 метра). Вблизи перигелия эрозия резко возрастает, достигая максимальной глубины в десятки метров в сильных сценариях выброса вещества. Тем не менее, в умеренных и слабых случаях после перигелия потеря вещества остаётся ниже толщины внешнего слоя, обработанного ГКР (15–20 метров).

---

### 3.4 Последствия для оценки выделяемого материала

Предперигелийная эрозия поверхности 3I/ATLAS ограничена глубинами, соответствующими зонному воздействию ГКР (примерно 15–20 метров). Это означает, что большая часть испаряющихся веществ представляет собой переработанный слой, подверженный действию ГКР. После прохождения перигелия такая интерпретация сохраняет свою силу для крупных размеров ядра, независимо от предположенной зависимости скоростей активности от расстояния до Солнца. Только в небольших объектах (радиус около сотен метров) с резким снижением плотности активности (Q ; r;;) эрозия может превысить порог глубин, затронув неприкосновенную внутреннюю область.

Однако подобная ситуация возможна лишь при условии недавнего удаления верхнего слоя путём близкого подхода звезды или столкновения, обнажающего внутренние области. Воздействие ГКР формирует защитный слой, сохраняющий неизменённую внутреннюю часть, покрытую переработанным материалом.

---

## 4. Значение результатов и смена парадигмы

Исследование 3I/ATLAS позволяет сделать вывод, что такие объекты нельзя считать прямыми посланниками далеких звёздных систем, несущими оригинальные составы своего места формирования. Длительное пребывание в межзвёздной среде оказывает влияние на верхний слой материалов посредством обработки ГКР, изменяя химический состав и физические свойства поверхности. Таким образом, спектроскопические измерения таких объектов скорее отражают последствия длительной химической переработки в результате взаимодействия с ГКР, нежели непосредственное отражение начальных условий их формирования.

Интерпретация спектроскопических измерений 3I/ATLAS кардинально меняется: высокие уровни CO; являются результатом эффективной обработки, а не условиями формирования. Наличие устойчивого СО указывает на динамическое изменение химического состава, а не изначальное состояние.

Таким образом, комета 3I/ATLAS должна рассматриваться как естественный испытательный полигон для изучения последствий долговременного воздействия ГКР, а не как прямой свидетель формировавших её условий.

---

## 5. Заключение

Многочисленные наблюдения межзвёздной кометы 3I/ATLAS выявили беспрецедентно высокий коэффициент CO;/H;O (7,6 ± 0,3), самый экстремальный показатель, зарегистрированный для комет. Эта величина превосходит обычные солнечные значения на величину статистического отклонения в 4,5 сигма, что требует объяснений, выходящих за рамки традиционного представления о формировании комет.

Совокупность доказательств, включая высокую концентрацию CO;, стабильное выделение CO и H;O и выраженный красный цветовой уклон, указывает на доминирующую роль галактических космических лучей в формировании текущих свойств 3I/ATLAS. Лабораторные эксперименты убедительно демонстрируют способность ГКР превращать CO в CO; и формировать органические соединения, уплотняя аморфную ледовую структуру. Модели распространения энергии ГКР показывают, что такое воздействие распространяется на глубины порядка 15–20 метров, создавая глубокий перерабатываемый слой, изолирующий внутренний непроработанный материал.

Эта новая концепция открывает новые перспективы исследований межзвёздных объектов и подчеркивает важность быстрого продолжения наблюдений, особенно с помощью телескопа JWST/MIRI, теплового картирования и мониторинга газовых компонент, чтобы окончательно подтвердить выводы о роли воздействия ГКР в изменении химии межзвёздных объектов.

---

### Авторы благодарят

Работа авторов поддержана грантами Европейского Космического Агентства PRODEX Comet Interceptor (№ контракта PEA 4000139830).

---

### Авторские вклады

Ромэн Маггиоло внёс ключевую идею проекта, участвовал в разработке методологии и создании моделей, редактировал рукопись и отвечал за подготовку и подачу текста. 
Фредерик Дхуг подготовил начальные черновые варианты публикации. 
Гийом П. Гронофф внёс первоначальную концепцию исследования и принимал участие в построении методологии и моделей. 
Йохан де Кёйсер и Гаэль Сессато участвовали в подготовке, представлении и оформлении опубликованной работы.

---

### Список литературы

... (следует перечень использованных научных статей и публикаций)


Список литературы на английском языке представлен следующим образом:

```
REFERENCES

Baratta, G. A., Leto, G., & Palumbo, M. E. 2002, A&A, 384, 343, doi: 10.1051/0004-6361:20011835

Belyakov, M., Fremling, C., Graham, M. J., et al. 2025, Res. Notes Am. Astron. Soc., 9, 194, doi: 10.3847/2515-5172/adf059

Cordiner, M. A., Milam, S. N., Biver, N., et al. 2020, Nat. Astron., 4, 861, doi: 10.1038/s41550-020-1087-2

Beniyama, J. 2025, Publ. Astron. Soc. Jpn., psaf097, doi: 10.1093/pasj/psaf097

Cordiner, M. A., Roth, N. X., Kelley, M. S. P., et al. 2025, Astrophys. J. Lett., 991, L43, doi: 10.3847/2041-8213/ae0647

Bockel;e-Morvan, D., & Biver, N. 2017, Philos. Trans. R. Soc. Lond. Ser. A Math. Phys. Eng. Sci., 375, 20160252, doi: 10.1098/rsta.2016.0252

Dartois, E., Chabot, M., Da Costa, C. A. P., et al. 2023, A&A, 671, doi: 10.1051/0004-6361/202245383

Bodewits, D., Noonan, J. W., Feldman, P. D., et al. 2020, Nat. Astron., 4, 867, doi: 10.1038/s41550-020-1095-2

Dartois, E., Ding, J. J., de Barros, A. L. F., et al. 2013, A&A, 557, doi: 10.1051/0004-6361/201321636

Bolin, B. T., Belyakov, M., Fremling, C., et al. 2025, Mon. Not. R. Astron. Soc., 542, L139, doi: 10.1093/mnrasl/slaf078

Dartois, E., Aug;, B., Boduch, P., et al. 2015, A&A, 576, doi: 10.1051/0004-6361/201425415

Boogert, A. C. A., Gerakines, P. A., & Whittet, D. C. B. 2015, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 53, 541, doi: 10.1146/annurev-astro-082214-122348

Denneau, L., Siverd, R., Tonry, J., et al. 2025, Minor Planet Electron. Circ., 2025-N12, doi: 10.48377/MPEC/2025-N12

Bosman, A. D., Walsh, C., & van Dishoeck, E. F. 2018, A&A, 615, doi: 10.1051/0004-6361/201833497

de Le;n, J., Licandro, J., de la Fuente Marcos, C., et al. 2020, Mon. Not. R. Astron. Soc., 495, 2053, doi: 10.1093/mnras/staa1190

Brunetto, R., Barucci, M. A., Dotto, E., & Strazzulla, G. 2006, Astrophys. J., 644, 646, doi: 10.1086/503359

Drozdovskaya, M. N., Walsh, C., van Dishoeck, E. F., et al. 2016, Mon. Not. R. Astron. Soc., 462, 977, doi: 10.1093/mnras/stw1632

Eistrup, C., Walsh, C., & van Dishoeck, E. F. 2018, A&A, 613, doi: 10.1051/0004-6361/201731302

— . 2019, A&A, 629, A84, doi: 10.1051/0004-6361/201935812

Fitzsimmons, A., Dahlgren, M., Lagerkvist, C. I., Magnusson, P., & Williams, I. P. 1994, A&A, 282, 634

Fitzsimmons, A., Snodgrass, C., Rozitis, B., et al. 2018, Nat. Astron., 2, 133, doi: 10.1038/s41550-017-0361-4

Fornasier, S., Barucci, M. A., de Bergh, C., et al. 2009, A&A, 508, 457, doi: 10.1051/0004-6361/200912582

Fraser, W. C., & Brown, M. E. 2012, Astrophys. J., 749, 33, doi: 10.1088/0004-637X/749/1/33

Gerakines, P. A., Moore, M. H., & Hudson, R. L. 2001, J. Geophys. Res.: Planets, 106, 33381, doi: 10.1029/2000JE001320

Gronoff, G., Maggiolo, R., Cessateur, G., et al. 2020, Astrophys. J., 890, 89, doi: 10.3847/1538-4357/ab67b9

Guilbert-Lepoutre, A., Besse, S., Mousis, O., et al. 2015, Space Sci. Rev., 197, 271, doi: 10.1007/s11214-015-0148-9

Harrington-Pinto, O., Womack, M., & Fern;ndez, Y. R. 2022, Planet. Sci. J., 3, 247, doi: 10.3847/PSJ/ac960d

Hopkins, M. J., Dorsey, R. C., Forbes, J. C., et al. 2025, Astrophys. J. Lett., 990, L30, doi: 10.3847/2041-8213/adfbf4

Hudson, R. L., & Moore, M. H. 1999, Icarus, 140, 451, doi: 10.1006/icar.1999.6144

Jewitt, D., Hui, M. T., Mutchler, M., Kim, Y., & Agarwal, J. 2025, Astrophys. J. Lett., 990, doi: 10.3847/2041-8213/adf8d8

Jewitt, D., & Seligman, D. Z. 2023, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 61, 197, doi: 10.1146/annurev-astro-071221-054221

Johnson, R. E., & Quickenden, T. I. 1997, J. Geophys. Res.: Planets, 102, 10985, doi: 10.1029/97JE00068

Kareta, T., Champagne, C., McClure, L., et al. 2025, Astrophys. J. Lett., 990, doi: 10.3847/2041-8213/adfbdf

Krishna Swamy, K. S. 1991, A&A, 241, 260

Lisse, C. M., Bach, Y. P., Bryan, S., et al. 2025, Res. Notes Am. Astron. Soc., 9, 242, doi: 10.3847/2515-5172/ae0293

Maggiolo, R., Gronoff, G., Cessateur, G., et al. 2020, Astrophys. J., 901, 136, doi: 10.3847/1538-4357/abacc3

Mar;eta, D., & Seligman, D. Z. 2023, Planet. Sci. J., doi: 10.31219/osf.io/f4rbk

Marcos de la Fuente, R., Alarc;n, M. R., Licandro, J., et al. 2025, A&A, 700, doi: 10.1051/0004-6361/202556439

McClure, M. K., Rocha, W. R. M., Pontoppidan, K. M., et al. 2023, Nat. Astron., 7, 431, doi: 10.1038/s41550-022-01875-w

McKay, A. J., Cochran, A. L., DiSanti, M. A., et al. 2015, Icarus, 250, 504, doi: 10.1016/j.icarus.2014.12.023

Mennella, V., Palumbo, M. E., & Baratta, G. A. 2004, Astrophys. J., 615, 1073, doi: 10.1086/424685

Merkulova, A. Y., Pavlov, A. K., & Belousov, D. V. 2025, Icarus, 434, 116547, doi: 10.1016/j.icarus.2025.116547

Mertens, C. J., Meier, M. M., Brown, S., Norman, R. B., & Xu, X. 2013, Space Weather, 11, 603, doi: 10.1002/swe.20100

Micheli, M., Farnocchia, D., Meech, K. J., et al. 2018, Nature, 559, 223, doi: 10.1038/s41586-018-0254-4

Mousis, O., Lunine, J. I., Picaud, S., & Cordier, D. 2010, Faraday Discuss., 147, 509, doi: 10.1039/c003658g

Ootsubo, T., Kawakita, H., Hamada, S., et al. 2012, Astrophys. J., 752, 15, doi: 10.1088/0004-637X/752/1/15

Opitom, C., et al. 2025, Mon. Not. R. Astron. Soc., 544, L31, doi: 10.1093/mnrasl/slaf095

Palumbo, M. E. 1997, Adv. Space Res., 20, 1637, doi: 10.1016/S0273-1177(97)00823-5

P;tzold, M., Andert, T., Hahn, M., et al. 2016, Nature, 530, 63, doi: 10.1038/nature16535

Piling, S., Seperuelo Duarte, E., Domaracka, A., et al. 2010, A&A, 523, doi: 10.1051/0004-6361/201015123

Prialnik, D., & Bar-Nun, A. 1988, Icarus, 74, 272, doi: 10.1016/0019-1035(88)90042-5

Price, E. M., Cleeves, L. I., Bodewits, D., & ;berg, K. I. 2021, Astrophys. J., 913, 9, doi: 10.3847/1538-4357/abf041

Satorre, M., Palumbo, M., & Strazzulla, G. 2000, Astrophys. Space Sci., 274, 643, doi: 10.1023/A:1026512023613

Seccull, T., Fraser, W. C., & Puzia, T. H. 2021, Planet. Sci. J., 2, 239, doi: 10.3847/PSJ/ac33b1

Seligman, D. Z., & Laughlin, G. 2020, Astrophys. J. Lett., 896, doi: 10.3847/2041-8213/ab963f

Seligman, D. Z., Micheli, M., Farnocchia, D., et al. 2025, Astrophys. J. Lett., 989, L36, doi: 10.3847/2041-8213/adf49a

Semenov, D., Wiebe, D., & Henning, T. 2004, A&A, 417, 93, doi: 10.1051/0004-6361:20034128

Skorov, Y., Keller, H. U., Mottola, S., & Hartogh, P. 2020, Mon. Not. R. Astron. Soc., 494, 3310, doi: 10.1093/mnras/staa865

Smith, T., Cook, D. L., Merchel, S., et al. 2019, Meteorit. Planet. Sci., 54, 2951, doi: 10.1111/maps.13417

Souza-Feliciano, A. C., Holler, B. J., Pinilla-Alonso, N., et al. 2024, A&A, 681, L17, doi: 10.1051/0004-6361/202348222

Strazzulla, G., & Palumbo, M. 2001, Adv. Space Res., 27, 237, doi: 10.1016/S0273-1177(01)00053-9

Taylor, A. G., & Seligman, D. Z. 2025, Astrophys. J. Lett., 990, L14, doi: 10.3847/2041-8213/adfa28

Tonry, J. L., Denneau, L., Heinze, A. N., et al. 2018, Publ. Astron. Soc. Pac., 130, 064505, doi: 10.1088/1538-3873/aabadf

Weissman, P. R., & Lowry, S. C. 2008, Meteorit. Planet. Sci., 43, 1033, doi: 10.1111/j.1945-5100.2008.tb00691.x

Womack, M., Sarid, G., & Wierzchos, K. 2017, Publ. Astron. Soc. Pac., 129, 031001, doi: 10.1088/1538-3873/129/973/031001

Xing, Z., Oset, S., Noonan, J., & Bodewits, D. 2025, Astrophys. J. Lett., 991, L50, doi: 10.3847/2041-8213/ae08ab

Zhang, C., Wang, J., Turner, A. M., Young, L. A., & Kaiser, R. I. 2025, Astrophys. J. Suppl. Ser., 278, 30, doi: 10.3847/1538-4365/adc718
```