10.15.3.4 Overflademorfologi på kometkerner
møderne med kometen 1p / Halley af ESA ‘ s Giotto rumfartøj (Reinhard, 1986) og Sovjetunionens Vega rumfartøj (Sagdeev et al., 1986) markerede den første nærbillede af solsystemets små kroppe. Under det tætte møde, Halley Multicolor Camera (HMC) ombord på Giotto rumfartøj centreret på den lyseste del af den indre koma, der viser silhuetten af en stor, solid og uregelmæssigt formet kerne og jetlignende støvaktivitet, der var meget lysere end kernen (Keller et al., 1986). På grund af de lyse stråler i forgrunden af kernen var det svært at se overflademorfologien af denne kometære kerne fra disse billeder. Ikke desto mindre blev den faste karakter af kometerkerner som iskolde konglomerater som foreslået af Pipple (1950) direkte bevist korrekt. Og for første gang blev albedo af en kometær kerne direkte målt til at være ~ 4%.
siden P/Halley flybys har der været fem yderligere kometære missioner, der returnerer diskopløste billeder af yderligere fire kometære kerner (tabel 1). En montage (ikke til skala) af kometerne er vist i Figur 15. Billeddannelsesdataene fra disse kometære missioner har dannet grundlaget for vores nuværende forståelse af overflademorfologien af kometerkerner. Mens kometerne har en række overordnede morfologier, er der mange fælles træk, herunder gruber og pitted terræn, glatte områder, iskolde pletter og mange små, lyse eller mørke pletter.
Figur 15. Montage af de fem kometer, der har haft rumfartøjsmøder (med billeddannelse). P / Tempel 1 er blevet besøgt to gange. P / Halley blev besøgt fire gange (se tabel 1), men for klarhed viser vi kun et Giotto-billede. Hvid vandret bjælke i hvert panel repræsenterer 1 km. Bemærk forskellige overflademorfologier. Billedkilder: P/vild 2 er høflighed NASA/JPL-Caltech (fotojournal billede PIA05571); P/Borrelly er høflighed NASA/JPL (fotojournal billede PIA03500); P/Tempel 1 (venstre billede) er høflighed NASA/JPL/UMD (fotojournal PIA02142); P/Tempel 1 (højre billede) er høflighed NASA/JPL-Caltech/Cornell (fotojournal billede PIA13860); P/Hartley 2 er høflighed NASA/JPL-Caltech/UMD (fotojournal billede PIA13570); P/Halley er fra Giotto arkiv af data i NASA Planetary data system (Keller et al., 1992).
kometer har adskillige (næsten) cirkulære fordybninger med eller uden hævede fælge på deres overflader, generelt betegnet ‘pits’ på grund af deres helt forskellige morfologi fra slagkratere på asteroide overflader. Gruber observeres på alle fire kometære kerner med forskellige størrelser og morfologier (Figur 15; Britt et al., 2004; Brunnlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013A, b). De tilknyttede pitted terræn optager normalt en stor brøkdel af en komets overflade, undtagen i nogle regioner, hvor der er glatte terræn. De kumulative størrelsesfordelinger af gruber på kometer 9P/Tempel 1 og 81P / vild 2 har skråninger mellem − 1,7 og − 2,1 (Thomas et al., 2013a), væsentligt forskellig fra størrelsesfordelingen af typiske slagkratere på månen eller asteroiderne (mellem − 2 og − 4). Derfor stammer gruber på kometer enten ikke alle fra påvirkninger eller er blevet modificeret efter dannelse. Gruberne på comet P / Tempel 1 er op til et par hundrede meter i diameter og op til 25 m i dybden, for det meste uden flade gulve. Dem på P / vild 2 har større størrelser op til ~ 1.5 km, for det meste med flade gulve og nogle med centrale toppe. Det mest karakteristiske træk på comet P / vild 2 er de næsten lodrette vægge i gruberne, nogle gange med overhæng. Mens nogle gruber med hævede fælge på nogle kometer kunne have påvirkningsoprindelse (såsom de to cirkulære fordybninger, der parentes Deep Impact (DI) mission impact site på comet P/Tempel 1), er de fleste af dem sandsynligvis kryovolkaniske sammenbrudsfunktioner forbundet med kometaktivitet (Belton og Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) tilskrevet > 90% af gruberne til kometisk udbrudsaktivitet.
de tilsyneladende glatte områder på kometer P/Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013A) og 103P/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) er sandsynligvis en af de mest spændende funktioner observeret; sådanne områder er synlige i Figur 15. Disse terræn har glat struktur op til 30 m skala, men sandsynligvis også i en 5 m skala med lidt lavere refleksion end de omgivende terræn, og de er normalt sideværts begrænset. De besætter topografiske nedture med skråninger op til et par grader, hvilket tyder på strømme. ‘Mesas’ på kometen 19P/Borrelly som betegnet af Britt et al. (2004) ser ud til at svare til de glatte områder på kometer P/Tempel 1 og P/Hartley 2. Belton og Melosh (2009) foreslog en fluidiseret flerfasetransport af støv som følge af sublimering af materiale med højere volatilitet end vand, såsom CO eller CO2, under overfladen som oprindelsen af de glatte områder på kometen P/Tempel 1. Intet sådant glat område blev observeret på kometen P / vild 2. Belton (2010) brugte de glatte områder til at antage en evolutionær sekvens af de fire kometer, hvor overfladen af kometen P/vild 2 repræsenterer det tidlige stadium i sekvensen og ikke har udviklet glatte områder, der er store nok til at være synlige, mens overfladen af kometen P/Hartley 2 repræsenterer den seneste fase med den største brøkdel af overfladen dækket af glatte områder.
fra Deep Impact flyby rumfartøjer billeder af kometen P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) opdagede for første gang utvetydigt vandisaflejringer på overfladen af en kometenkerne. Lignende vandis koncentration blev igen observeret på kometen P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). De iskolde pletter dækker mindre end 1% af de samlede overfladearealer af kometer og indeholder kun omkring 3-6% vandis med typiske partikelstørrelser på ~ 30 liter, meget større end dem i udkast observeret ved dyb påvirkning (~ 1 liter) (Sunshine et al., 2007) og i comet P/Hartley 2 ‘ s coma (Protopapa et al., 2014). Temperaturmålinger og termisk modellering antyder, at vandisaflejringerne termisk afkobles fra det ildfaste støv på overfladen (Groussin et al., 2007, 2013). Placeringen af de identificerede isaflejringer på kometer P/Tempel 1 og P/Hartley 2 er begge nær morgenterminatorerne, hvilket antyder, at de sandsynligvis er kondensering af vanddamp i daglige cyklusser i modsætning til is udsat fra det indre (hvilket også ville have meget mindre partikelstørrelser; Sunshine et al., 2007). Det er meget muligt, at årsagen til, at vandis definitivt opdages på kun to kometerkerner, er, at kun Deep Impact-rumfartøjet, blandt dem, der har besøgt kometer, er udstyret med et spektrometer, der er i stand til at detektere vandis. Derfor er det rimeligt at spekulere i, at vandispletter sandsynligvis er almindelige på kometære kerner.
ud over de store funktioner, der er diskuteret tidligere, er der adskillige lyse og mørke pletter på alle godt afbildede kometerkerner (Figur 16). Nogle af dem ser ud til at være albedo-funktioner, såsom nogle lyse pletter på kometer P/vild 2 og P/Tempel 1. Pletterne kan være vandis koncentreret i områder på grund af topografi, men det er ikke muligt at bestemme deres oprindelse endeligt på grund af den begrænsede opløsning eller utilgængeligheden af spektroskopiske data. På den anden side kan nogle mørke pletter enten være små albedo-funktioner eller små, dybe grober eller huller (Nelson et al., 2004).
Figur 16. Eksempler på de lyse og mørke pletter set på kometiske overflader. Billederne er af P / Hartley 2, P/vild 2 og P/Borrelly, fra venstre mod højre. P/Hartley 2-og p / Borrelly-billederne er de samme som dem, der ses i Figur 15, men med bedre kontrast for at forbedre funktionerne. P / vild 2 billede er fra Stardust arkiv af data i NASA Planetary Data System (Nyburn og Farnham, 2008). Nogle af de lyse pletter kan være fodpunkter til jetfly. De mørke pletter kunne være lav-albedo funktioner eller faktiske gruber.
Kometære overflader er under konstant forandring på grund af afgassningsaktivitet. Den anden flyby af kometen P/Tempel 1 ved den næste mission i 2011 kun en perihelion passage efter Deep Impact flyby i 2005 viste en klar ændring i overflademorfologi (figur 17; Thomas et al., 2013a), skønt der ikke blev identificeret nogen åbenbar ændring i fotometri (Li et al., 2013). Den mest markante ændring, der blev observeret, var tilbagetrækningen af skarpen, der afgrænsede det glatte område nær Sydpolen med mindst 50 m. derudover forsvandt mindst to groft trekantede områder, der var tydelige i 2005, i 2011, hvilket repræsenterer en tilbagesprængning langs mindst 1000 m af grænsen. Det anslås, at det samlede volumentab var omkring 2-4 liter 105 m3, svarende til 8-16 liter 107 kg, forudsat en gennemsnitlig densitet på 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). Det er også blevet bemærket, at der er koncentreret jetaktivitet med oprindelse nær scarps (Farnham et al., 2013). Ud over grænsen for de glatte funktioner har flere små lyse albedo-pletter (< 30 m) i regionen ændret sig i kontrast og omfang. På grund af deres små størrelser, den skiftende visningsgeometri og de forskellige billeddannelsesinstrumenter forbliver det imidlertid usikkert, om dette er reelle ændringer eller skyldes effekten af forskellige belysnings-og visningsgeometrier eller instrumenteffekter. Interessant nok kunne der ikke identificeres noget åbenlyst udkastetæppe produceret af DI-påvirkningen på overfladen af kometen P/Tempel 1., 2013).
figur 17. Ændringer i overfladen af kometen P/Tempel 1 fra en bane til den næste. Det venstre billede er fra Deep Impact flyby i 2005, og det højre billede er fra Stardust flyby i 2011. Forskellige lyse og mørke pletter er dukket op og/eller forsvundet i de mellemliggende 6 år. Kanten af skarpen er tydeligt ændret og mister op til 50 m udstrækning nogle steder. Denne ændring er vist i de nederste tre paneler, med det højre panel, der viser sporene af scarp.
genoptrykt fra Thomas P, A ‘ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) kernen i kometen 9P/Tempel 1: form og geologi fra to flybys. Icarus 222: 453-466, figur 9, med tilladelse fra Elsevier.
højopløsningsbillederne af kometer P/Borrelly, P/vild 2 og P/Tempel 1 afslører et andet fælles træk, det vil sige allestedsnærværende overfladelag, der muligvis strækker sig ind i det indre. Baseret på disse lag, Belton et al. (2007) antog en ‘talps’ – model eller ‘lagdelt bunke’ – model for at beskrive JFC ‘ s interne struktur. I denne model er kerneinteriøret sammensat af lag med forskellige tykkelser, størrelser og muligvis kompositioner, der blev akkumuleret under den oprindelige tilvækstfase af kometer gennem kollisioner med lav hastighed mellem kometesimaler. Denne hypotese præsenterer en helt anden intern struktur end den klassiske murbrokker bunke model for asteroider (jf. Richardson, 2002, og referencer deri). Mens udviklingen af asteroider for det meste forekom i det indre solsystem og blev domineret af intensive kollisioner efter deres dannelse, hvilket førte til deres murbrokker bunke natur, tog udviklingen af kometer sandsynligvis en helt anden vej. JFC ‘ er, vi ser i dag, blev frosset til ~ 4 Gy i Kuiper-bæltet, det vil sige, hvor de menes at have dannet sig, før de blev gravitationelt forstyrret i det indre solsystem (f.eks. Duncan og Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli og brun, 2004). Kometer i JFC-baner er kun aktive i 7% af kredsløbet (Duncan et al., 2004). Derfor domineres udviklingen af JFC ‘ er først af kollisionsmiljøet i Kuiper-bæltet og derefter på deres overflader ved flygtig sublimering under gentagne perihelipassager. Hvis talps er primordiale i JFC ‘ er, synes deres bevarelse at indikere en meget mere godartet kollisionshistorie end asteroiderne har gennemgået. Fremtidige kometemissioner, især KONSERTEKSPERIMENTET på ESA ‘ s Rosetta-mission, der vil bruge jordgennemtrængende radar til at studere den interne struktur af kometen 67P/Churyumov–Gerasimenko (2009), bør give endelige tests på talps-modellen.