10.15.3.4 Povrchové Morfologie na Kometární Jádra
setkání s kometou 1P/Halley podle ESA Giotto kosmické lodi (Reinhard, 1986) a Sovětského Svazu Vega kosmické lodi (Sagdeev et al., 1986) znamenalo první detailní zobrazení malých těles sluneční soustavy. Během blízkého setkání, Halley Vícebarevná Kamera (HMC) na palubě sonda Giotto se soustředil na nejjasnější část vnitřní koma, ukazující silueta velké, pevné a nepravidelně tvarované jádro a jet-to jako prach činnost, která byla mnohem světlejší než jádro (Keller et al., 1986). Vzhledem k jasným tryskám v popředí jádra bylo obtížné vidět povrchovou morfologii tohoto kometárního jádra z těchto obrazů. Nicméně pevná povaha kometárních jader jako ledových konglomerátů, jak navrhl Whipple (1950), byla přímo prokázána jako správná. A poprvé bylo albedo kometárního jádra přímo změřeno na ~ 4%.
Protože P/Halley průletů, tam bylo pět dalších kometární mise návratu disk-vyřešen obrazy čtyři další kometární jádra (Tabulka 1). Montáž (ne v měřítku) komet je znázorněna na obrázku 15. Zobrazovací data z těchto kometární mise tvoří základ našeho současného chápání povrchové morfologie kometární jádra. Zatímco komety mají různé celkovou morfologií, existuje mnoho společných rysů, včetně podpaží a postavil terény, hladké oblasti, ledové plotny, a četné malé, světlé, nebo tmavé skvrny.
Obrázek 15. Sestřih z pěti komet, které mají kosmické lodi setkání (imaging). P / Tempel 1 byl navštíven dvakrát. P / Halley byl navštíven čtyřikrát (viz tabulka 1), ale pro přehlednost zobrazujeme pouze obrázek Giotto. Bílý vodorovný pruh v každém panelu představuje 1 km. Všimněte si různých povrchových morfologií. Zdroje obrázků: P/Wild 2 je s laskavým svolením NASA/JPL-Caltech (Photojournal obraz PIA05571); P/Borrelly je s laskavým svolením NASA/JPL (Photojournal obraz PIA03500); P/Tempel 1 (levý obrázek) je s laskavým svolením NASA/JPL/UMD (Photojournal PIA02142); P/Tempel 1 (obrázek vpravo) je s laskavým svolením NASA/JPL-Caltech/Cornell (Photojournal obraz PIA13860); P/Hartley 2 je s laskavým svolením NASA/JPL-Caltech/UMD (Photojournal obraz PIA13570); P/Halley je z Giotto archiv dat v NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
Komety mají četné (téměř) kruhová deprese s nebo bez zvýšila ráfky na jejich povrchu, obecně nazývané ‚jam‘ kvůli jejich zcela různé morfologie z kráterů na povrchy asteroidů. Jámy jsou pozorovány na všech čtyřech kometárních jádrech různých velikostí a morfologií (obrázek 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas a kol., 2007, 2013a, b). Přidružené důlkové terény obvykle zabírají velkou část povrchu komety, s výjimkou některých oblastí, kde jsou hladké terény. Kumulativní rozdělení velikosti jam na kometách 9P / Tempel 1 a 81P / Wild 2 má svahy mezi-1,7 a-2,1 (Thomas et al ., 2013a), výrazně odlišné od rozložení velikostí typických impaktních kráterů na Měsíci nebo asteroidech (mezi-2 a-4). Proto jámy na kometách buď nepocházejí z nárazů, nebo byly po formování upraveny. Jámy na kometě P / Tempel 1 mají průměr až několik set metrů a hloubku až 25 m, většinou bez plochých podlah. Ti na P / Wild 2 mají větší velikosti až do ~ 1.5 km, většinou s rovnými podlahami a některé s centrálními vrcholy. Nejvýraznějším rysem komety P / Wild 2 jsou téměř svislé stěny jam, někdy s převisy. Zatímco některé jámy s zvýšené ráfky na některé komety by mohly mít vliv původu (jako jsou dvě kruhové prohlubně bracketing Deep Impact (DI) mise místě dopadu na komety P/Tempel 1), většina z nich jsou pravděpodobně cryovolcanic kolaps funkce spojené s kometární aktivity (Belton a Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) připisováno > 90% jam na kometární výbuchovou aktivitu.
zdánlivě hladké oblasti na kometách P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) a 103P / Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) jsou pravděpodobně jedním z nejzajímavějších pozorovaných rysů; takové oblasti jsou viditelné na obrázku 15. Tyto terény mají hladkou strukturu až do 30 m stupnice, ale s největší pravděpodobností také v 5 m stupnice, s mírně nižší odrazivostí než okolní terény, a obvykle jsou bočně omezeny. Zabírají topografické minima se svahy až do několika stupňů, což naznačuje toky. „Mesas“ na kometě 19P / Borrelly, jak jej nazývají Britt et al. (2004) se zdají být podobné hladkým oblastem na kometách P / Tempel 1 A P / Hartley 2. Belton a Melosh (2009) navrhl fluidního vícefázové přepravy prachu vyplývající z sublimace materiálu s vyšší volatilitu než voda, jako jsou CO nebo CO2, z pod povrchu jako původ hladké oblasti na komety P/Tempel 1. Na kometě P/Wild 2 nebyla pozorována žádná taková hladká oblast. Belton (2010) použili hladké plochy se předpokládají evoluční posloupnost čtyři komety, kde povrchu komety P/Wild 2 představuje rané fázi v pořadí a nemá vyvinuté hladké plochy, které jsou dostatečně velké, aby bylo viditelné, zatímco povrch kometa P/Hartley 2 představuje poslední fázi se největší část povrchu pokrývá hladké plochy.
z hlubokého dopadu průletu kosmické lodi obrazy komety P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) poprvé jednoznačně objevil usazeniny vodního ledu na povrchu kometárního jádra. Podobná koncentrace vodního ledu byla opět pozorována na kometě P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). Ledové skvrny pokrývají méně než 1% celkové plochy komet a obsahovat jen asi 3-6% vodního ledu, s typickou velikostí částic ~ 30 µm, mnohem větší, než ty v ejecta dodržovat Deep Impact (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) a v kometě P / Hartley 2 (Protopapa et al., 2014). Měření teploty a tepelné modelování naznačují, že usazeniny vodního ledu jsou tepelně odděleny od žáruvzdorného prachu na povrchu (Groussin et al., 2007, 2013). Na místech určených led vklady na komety P/Tempel 1 a P/Hartley 2 jsou oba v blízkosti ráno terminátory, což naznačuje, že jsou pravděpodobně kondenzace vodní páry v diurnální cykly oproti led vystaven z interiéru (které by byly mnohem menší velikosti částic, příliš; Sluníčko et al., 2007). Je docela možné, že důvod, pro vodní led je definitivně objevena pouze dvě kometární jádra je, že pouze Hluboký Dopad kosmické lodi, mezi těmi, kteří navštívili komety, je vybaven spektrometr, schopný detekovat vodní led. Proto je rozumné spekulovat, že vodní ledové skvrny jsou pravděpodobně běžné na kometárních jádrech.
kromě rozsáhlých rysů diskutovaných dříve je na všech dobře zobrazených kometárních jádrech mnoho jasných a tmavých skvrn (obrázek 16). Některé z nich se zdají být albedo rysy, jako jsou některé světlé skvrny na kometách P/Wild 2 A P/Tempel 1. Skvrny by mohly být vodní led koncentrovaný v oblastech kvůli topografii,ale není možné určit jejich původ přesvědčivě kvůli omezenému rozlišení nebo nedostupnosti spektroskopických dat. Na druhou stranu, některé tmavé skvrny mohou být buď malé albedo rysy nebo malé, hluboké jámy nebo díry (Nelson et al., 2004).
Obrázek 16. Příklady jasných a tmavých skvrn pozorovaných na kometárních površích. Obrázky jsou P / Hartley 2, P / Wild 2 a P / Borrelly, zleva doprava. Obrázky P / Hartley 2 A P / Borrelly jsou stejné jako obrázky na obrázku 15, ale s lepším kontrastem pro vylepšení funkcí. Obrázek P / Wild 2 je z archivu dat Stardust v planetárním datovém systému NASA (Newburn a Farnham, 2008). Některé z jasných míst by mohly být stopy po tryskách. Tmavé skvrny mohou být rysy s nízkým albedem nebo skutečné jámy.
kometární povrchy se neustále mění v důsledku odplyňovací aktivity. Druhý průlet komety P / Tempel 1 Při další misi v roce 2011 jen jeden perihelionový průchod po průletu Deep Impact v roce 2005 ukázal jasnou změnu morfologie povrchu (obrázek 17; Thomas et al. , 2013a), ačkoli nebyla zjištěna žádná zřejmá změna fotometrie (Li et al., 2013). Nejvýznamnější změnou byl pozorován ústup škarpa vymezovací hladké oblasti v blízkosti jižního pólu nejméně 50 m. Navíc, nejméně dva hrubě trojúhelníkový oblastech patrný v roce 2005 zmizel do roku 2011, což představuje backwasting spolu nejméně 1000 m na hranici. Odhaduje se, že celkový objem ztráta byla asi 2-4 × 105 m3, což odpovídá 8-16 × 107 kg, za předpokladu průměrné hustoty 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). Bylo také poznamenáno, že v blízkosti scarps je koncentrovaná proudová aktivita (Farnham et al ., 2013). Kromě hranice hladké funkce, několik malých jasných albedo skvrny (< 30 m) v oblasti se změnily v kontrastu a rozsahu. Nicméně, vzhledem k jejich malé velikosti, měnící se geometrie zobrazení, a různé zobrazovací nástroje, zůstává nejisté, zda se jedná o skutečné změny, nebo jsou v důsledku působení různých osvětlení a zobrazení geometrie nebo nástroje účinky. Zajímavé je, že na povrchu komety P/Tempel 1 nebyla identifikována žádná zjevná deka vypuzená dopadem DI (Schultz et al ., 2013).
Obrázek 17. Změny na povrchu komety P / Tempel 1 z jedné oběžné dráhy na druhou. Levý obrázek je z průletu Deep Impact v roce 2005 a pravý obrázek je z průletu Stardust v roce 2011. Během následujících 6 let se objevily a/nebo zmizely různé světlé a tmavé skvrny. Okraj šátku se jasně změnil a v některých lokalitách ztratil až 50 metrů. Tato změna je zobrazena ve spodních třech panelech, přičemž pravý panel zobrazuje stopy jizvy.
Přetištěno od Thomas P, A ‚ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) jádro komety 9P / Tempel 1: tvar a geologie ze dvou flybys. Icarus 222: 453-466, obrázek 9, se svolením Elseviera.
high-rozlišení snímků komety P/Borrelly, P/Wild 2 a P/Tempel 1 odhalit další společný rys, který je, všudypřítomné povrch, vrstvení, které možná zasahuje do interiéru. Na základě těchto vrstev, Belton et al. (2007) předpokládal model „talps“ nebo model „vrstvené hromady“, který popisuje vnitřní strukturu JFC. V tomto modelu, jádra, interiéry jsou složeny z vrstev různých tlouštěk, velikostí, a možná i skladby, které byly nahromaděné v průběhu prvotní fáze narůstání komet přes nízké rychlosti kolize mezi cometesimals. Tato hypotéza představuje zcela odlišnou vnitřní strukturu od klasického modelu hromady sutin pro asteroidy (srov. Richardson, 2002, a odkazy na ně). Zatímco vývoj asteroidy většinou došlo ve vnitřní sluneční soustavy a byl ovládán intenzivní srážky po jejich vzniku, což vede k jejich troskách přírody, vývoj komety pravděpodobně vzal úplně jinou cestou. JFC, které dnes vidíme, byly zmrazeny pro ~ 4 Gy v Kuiperově pásu, to je místo, kde se předpokládá, že se vytvořily, než byly gravitačně narušeny do vnitřní sluneční soustavy (např., 2004; Morbidelli a Brown, 2004). Komety na oběžných drahách JFC jsou aktivní pouze pro 7% oběžné dráhy (Duncan et al ., 2004). Proto vývoj JFCs je první dominuje kolizní prostředí Kuiperova Pásu a pak na jejich povrchů pomocí sublimace těkavých během opakovaných přísluní pasáže. Pokud jsou talpy prvotní v JFC, pak se zdá, že jejich zachování naznačuje mnohem benignější kolizní historii, než jakou asteroidy prošly. Budoucí kometární mise, zejména experiment CONSERT na ESA Rosetta mise, která se bude používat pozemní pronikající radar pro zkoumání vnitřní struktury komety 67P/Churyumov–Gerasimenko (Schulz, 2009), by mělo poskytnout definitivní testy na talps model.