10.15.3.4 Oberflächenmorphologie auf Kometenkernen
Die Begegnungen mit dem Kometen 1P/Halley durch die ESA-Raumsonde Giotto (Reinhard, 1986) und die Vega-Raumsonde der Sowjetunion (Sagdeev et al., 1986) markierte die erste Nahaufnahme von kleinen Körpern des Sonnensystems. Während der nahen Begegnung zentrierte sich die Halley Multicolor Camera (HMC) an Bord der Giotto-Raumsonde auf den hellsten Teil der inneren Koma und zeigte die Silhouette eines großen, festen und unregelmäßig geformten Kerns und Jet-ähnliche Staubaktivität, die viel heller war als der Kern (Keller et al., 1986). Aufgrund der hellen Strahlen im Vordergrund des Kerns war es schwierig, die Oberflächenmorphologie dieses Kometenkerns auf diesen Bildern zu erkennen. Dennoch wurde die von Whipple (1950) vorgeschlagene feste Natur von Kometenkernen als Eiskonglomerate direkt als richtig erwiesen. Und zum ersten Mal wurde die Albedo eines Kometenkerns direkt mit ~ 4% gemessen.
Seit den P/Halley-Vorbeiflügen gab es fünf weitere Kometenmissionen, die scheibenaufgelöste Bilder von vier weiteren Kometenkernen zurückgaben (Tabelle 1). Eine Montage (nicht maßstabsgetreu) der Kometen ist in Abbildung 15 dargestellt. Die Bilddaten dieser Kometenmissionen bilden die Grundlage für unser heutiges Verständnis der Oberflächenmorphologie von Kometenkernen. Während die Kometen eine Vielzahl von Gesamtmorphologien aufweisen, gibt es viele Gemeinsamkeiten, darunter Gruben und entsteintes Gelände, glatte Bereiche, eisige Stellen und zahlreiche kleine, helle oder dunkle Flecken.
Abbildung 15. Montage der fünf Kometen, die Raumfahrzeugbegegnungen hatten (mit Bildgebung). P / Tempel 1 wurde zweimal besucht. P / Halley wurde viermal besucht (siehe Tabelle 1), aber zur Verdeutlichung zeigen wir nur ein Giotto-Bild. Weißer horizontaler Balken in jedem Panel repräsentiert 1 km. Beachten Sie die Vielfalt der Oberflächenmorphologien. Bildquellen: P / Wild 2 ist mit freundlicher Genehmigung NASA / JPL-Caltech (Fotojournal Bild PIA05571); P / Borrelly ist mit freundlicher Genehmigung NASA / JPL (Fotojournal Bild PIA03500); P / Tempel 1 (linkes Bild) ist mit freundlicher Genehmigung NASA / JPL / UMD (Fotojournal PIA02142); P / Tempel 1 (rechtes Bild) ist mit freundlicher Genehmigung NASA / JPL-Caltech / Cornell (Fotojournal Bild PIA13860); P / Hartley 2 ist mit freundlicher Genehmigung der NASA / JPL-Caltech / UMD (Photojournal image PIA13570); P / Halley stammt aus dem Giotto-Datenarchiv im NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
Kometen haben zahlreiche (fast) kreisförmige Vertiefungen mit oder ohne erhabene Ränder auf ihren Oberflächen, die aufgrund ihrer völlig anderen Morphologie als Einschlagskrater auf Asteroidenoberflächen allgemein als „Gruben“ bezeichnet werden. Gruben werden auf allen vier Kometenkernen mit verschiedenen Größen und Morphologien beobachtet (Abbildung 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a,b). Die zugehörigen entsteinten Gebiete nehmen normalerweise einen großen Teil der Oberfläche eines Kometen ein, außer in einigen Regionen, in denen es glattes Gelände gibt. Die kumulativen Größenverteilungen der Gruben auf den Kometen 9P/Tempel 1 und 81P/Wild 2 weisen Steigungen zwischen − 1,7 und − 2,1 auf (Thomas et al., 2013a), die sich deutlich von der Größenverteilung typischer Einschlagskrater auf dem Mond oder Asteroiden unterscheidet (zwischen − 2 und − 4). Daher stammen die Gruben auf Kometen entweder nicht alle von Einschlägen oder wurden nach der Bildung modifiziert. Die Gruben auf dem Kometen P / Tempel 1 haben einen Durchmesser von bis zu einigen hundert Metern und eine Tiefe von bis zu 25 Metern, meist ohne flache Böden. Diejenigen auf P / Wild 2 haben größere Größen bis zu ~ 1.5 km, meist mit flachen Böden und einige mit zentralen Gipfeln. Das markanteste Merkmal des Kometen P / Wild 2 sind die fast senkrechten Wände der Gruben, manchmal mit Überhängen. Während einige Gruben mit erhabenen Rändern auf einigen Kometen Einschlagursprünge haben könnten (wie die beiden kreisförmigen Vertiefungen, die die Einschlagstelle der Deep Impact (DI) -Mission auf dem Kometen P / Tempel 1 umklammern), sind die meisten von ihnen wahrscheinlich kryovulkanische Kollaps-Merkmale, die mit Kometenaktivität assoziiert sind (Belton und Melosh, 2009; Belton et al., 2008). In: Belton et al. (2013) zugeschrieben > 90% der Gruben zu Kometenausbruch Aktivität.
Die scheinbar glatten Flächen auf den Kometen P/Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) und 103P/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) sind wahrscheinlich eines der faszinierendsten beobachteten Merkmale; Solche Bereiche sind in Abbildung 15 sichtbar. Diese Terrains haben eine glatte Textur bis zu einer Skala von 30 m, aber höchstwahrscheinlich auch auf einer Skala von 5 m, mit etwas geringerem Reflexionsvermögen als das umgebende Terrain, und sie sind normalerweise seitlich begrenzt. Sie besetzen topografische Tiefs mit Hängen bis zu einigen Grad, die auf Strömungen hindeuten. Die ‚Mesas‘ auf dem Kometen 19P/Borrelly, wie sie von Britt et al. (2004) scheinen den glatten Bereichen auf den Kometen P / Tempel 1 und P / Hartley 2 ähnlich zu sein. Belton und Melosh (2009) schlugen einen fluidisierten Mehrphasentransport von Staub vor, der aus der Sublimation von Material mit höherer Flüchtigkeit als Wasser, wie CO oder CO2, unter der Oberfläche resultiert, als Ursprung der glatten Bereiche auf dem Kometen P / Tempel 1. Auf dem Kometen P / Wild 2 wurde kein solcher glatter Bereich beobachtet. Belton (2010) verwendete die glatten Bereiche, um eine evolutionäre Abfolge der vier Kometen zu vermuten, wobei die Oberfläche des Kometen P / Wild 2 das frühe Stadium der Sequenz darstellt und keine glatten Bereiche entwickelt hat, die groß genug sind, um sichtbar zu sein, während die Oberfläche des Kometen P / Hartley 2 stellt das neueste Stadium dar, in dem der größte Teil der Oberfläche von glatten Bereichen bedeckt ist.
Aus den Deep Impact Flyby-Aufnahmen des Kometen P/Tempel 1 haben Sunshine et al. (2006) erstmals eindeutig entdeckte Wassereisablagerungen auf der Oberfläche eines Kometenkerns. Eine ähnliche Wassereiskonzentration wurde auch auf dem Kometen P/Hartley 2 beobachtet (Sunshine et al., 2011). Die eisigen Flecken bedecken weniger als 1% der Gesamtoberfläche von Kometen und enthalten nur etwa 3-6% Wassereis mit typischen Partikelgrößen von ~ 30 µm, viel größer als die von Deep Impact beobachteten Ejekta (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) und in der Koma des Kometen P/Hartley 2 (Protopapa et al., 2014). Temperaturmessungen und thermische Modellierung legen nahe, dass die Wassereisablagerungen thermisch vom feuerfesten Staub auf der Oberfläche entkoppelt sind (Groussin et al., 2007, 2013). Die Orte der identifizierten Eisablagerungen auf den Kometen P / Tempel 1 und P / Hartley 2 befinden sich beide in der Nähe der morgendlichen Terminatoren, was darauf hindeutet, dass es sich wahrscheinlich um Kondensation von Wasserdampf in täglichen Zyklen handelt, im Gegensatz zu Eis, das aus dem Inneren exponiert ist (was auch viel kleinere Partikelgrößen hätte; Sunshine et al., 2007). Es ist durchaus möglich, dass der Grund für die endgültige Entdeckung von Wassereis an nur zwei Kometenkernen darin besteht, dass nur das Deep Impact-Raumschiff unter denen, die Kometen besucht haben, mit einem Spektrometer ausgestattet ist, das Wassereis nachweisen kann. Daher ist es vernünftig zu spekulieren, dass Wassereisflecken auf Kometenkernen wahrscheinlich häufig sind.
Zusätzlich zu den zuvor diskutierten großräumigen Merkmalen gibt es zahlreiche helle und dunkle Flecken auf allen gut abgebildeten Kometenkernen (Abbildung 16). Einige von ihnen scheinen Albedo-Merkmale zu sein, wie einige helle Flecken auf den Kometen P / Wild 2 und P / Tempel 1. Die Flecken könnten aufgrund der Topographie in Gebieten konzentriertes Wassereis sein, aber es ist nicht möglich, ihre Herkunft aufgrund der begrenzten Auflösung oder der Nichtverfügbarkeit spektroskopischer Daten abschließend zu bestimmen. Auf der anderen Seite könnten einige dunkle Flecken entweder kleinräumige Albedo-Merkmale oder kleine, tiefe Gruben oder Löcher sein (Nelson et al., 2004).
Abbildung 16. Beispiele für die hellen und dunklen Flecken auf Kometenoberflächen. Bilder sind von P / Hartley 2, P / Wild 2 und P / Borrelly, von links nach rechts. Die P / Hartley 2- und P / Borrelly-Bilder sind die gleichen wie in Abbildung 15, jedoch mit besserem Kontrast, um die Merkmale zu verbessern. Das P / Wild 2-Bild stammt aus dem Stardust-Datenarchiv des NASA Planetary Data System (Newburn und Farnham, 2008). Einige der hellen Flecken könnten Fußpunkte für Jets sein. Die dunklen Flecken können Merkmale mit niedriger Albedo oder tatsächliche Gruben sein.
Kometenoberflächen sind aufgrund von Ausgasungsaktivitäten einem ständigen Wandel unterworfen. Der zweite Vorbeiflug des Kometen P/Tempel 1 durch die nächste Mission im Jahr 2011 nur eine Perihelpassage nach dem Deep Impact Vorbeiflug im Jahr 2005 zeigte eine deutliche Veränderung der Oberflächenmorphologie (Abbildung 17; Thomas et al., 2013a), obwohl keine offensichtliche Veränderung der Photometrie festgestellt wurde (Li et al., 2013). Die bedeutendste beobachtete Veränderung war der Rückzug der Steilküste, die den glatten Bereich in der Nähe des Südpols um mindestens 50 m begrenzt. Darüber hinaus verschwanden mindestens zwei grob dreieckige Bereiche, die 2005 sichtbar waren, bis 2011, was eine Rückspülung entlang mindestens 1000 m der Grenze darstellt. Es wird geschätzt, dass der Gesamtvolumenverlust etwa 2-4 × 105 m3 betrug, entsprechend 8-16 × 107 kg, unter der Annahme einer durchschnittlichen Dichte von 0,47 kg / m− 3 (Richardson et al., 2007). Es wurde auch festgestellt, dass es eine konzentrierte Strahlaktivität gibt, die in der Nähe der Steilhänge entsteht (Farnham et al., 2013). Zusätzlich zur Grenze der glatten Merkmale haben sich mehrere kleine helle Albedo-Flecken (< 30 m) in der Region in Kontrast und Ausdehnung verändert. Aufgrund ihrer geringen Größe, der sich ändernden Betrachtungsgeometrie und der unterschiedlichen Abbildungsinstrumente bleibt jedoch ungewiss, ob es sich um reale Änderungen handelt oder ob sie auf den Effekt unterschiedlicher Beleuchtungs- und Betrachtungsgeometrien oder Instrumenteneffekte zurückzuführen sind. Interessanterweise konnte auf der Oberfläche des Kometen P/Tempel 1 (Schultz et al., 2013).
Abbildung 17. Veränderungen der Oberfläche des Kometen P/Tempel 1 von einer Umlaufbahn zur nächsten. Das linke Bild stammt vom Deep Impact-Vorbeiflug 2005 und das rechte Bild vom Stardust-Vorbeiflug 2011. In den letzten 6 Jahren sind verschiedene helle und dunkle Flecken aufgetreten und / oder verschwunden. Der Rand des Steilhangs hat sich deutlich verändert und an einigen Stellen bis zu 50 m an Ausdehnung verloren. Diese Änderung wird in den unteren drei Feldern angezeigt, wobei das rechte Feld die Spuren des Steilhangs zeigt.
Nachdruck von Thomas P, A’Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) Der Kern des Kometen 9P / Tempel 1: Form und Geologie von zwei Vorbeiflügen. Icarus 222: 453-466, Abbildung 9, mit Genehmigung von Elsevier.
Die hochauflösenden Bilder der Kometen P/Borrelly, P/Wild 2 und P/Tempel 1 zeigen ein weiteres gemeinsames Merkmal, nämlich die allgegenwärtige Oberflächenschichtung, die sich möglicherweise bis ins Innere erstreckt. Basierend auf diesen Schichten, Belton et al. (2007) Hypothese eines ‚Talps‘ -Modells oder ‚Layered Pile‘ -Modells zur Beschreibung der internen Struktur von JFCs. In diesem Modell bestehen die Kerninnenräume aus Schichten unterschiedlicher Dicke, Größe und möglicherweise Zusammensetzung, die während der ursprünglichen Akkretionsphase von Kometen durch Kollisionen mit niedriger Geschwindigkeit zwischen Kometesimalen akkumuliert wurden. Diese Hypothese zeigt eine völlig andere innere Struktur als das klassische Trümmerhaufen-Modell für Asteroiden (vgl. Richardson, 2002, und Referenzen darin). Während die Entwicklung der Asteroiden größtenteils im inneren Sonnensystem stattfand und nach ihrer Entstehung von intensiven Kollisionen dominiert wurde, die zu ihrer Trümmerhaufen-Natur führten, nahm die Entwicklung der Kometen wahrscheinlich einen völlig anderen Weg. JFCs, die wir heute sehen, wurden für ~ 4 Gy im Kuipergürtel eingefroren, das heißt, wo sie sich gebildet haben sollen, bevor sie gravitativ in das innere Sonnensystem gestört wurden (z. B. Duncan und Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli und Brown, 2004). Kometen in JFC-Umlaufbahnen sind nur für 7% der Umlaufbahn aktiv (Duncan et al., 2004). Daher wird die Entwicklung von JFCs zuerst von der Kollisionsumgebung im Kuipergürtel und dann auf ihren Oberflächen durch flüchtige Sublimation während wiederholter Perihelpassagen dominiert. Wenn Talps in JFCs ursprünglich sind, scheint ihre Erhaltung auf eine viel harmlosere Kollisionsgeschichte hinzudeuten als die Asteroiden. Zukünftige Kometenmissionen, insbesondere das CONSERT-Experiment auf der Rosetta-Mission der ESA, das mit Bodenradar die innere Struktur des Kometen 67P / Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009) untersuchen wird, sollten endgültige Tests des Talps–Modells liefern.