10.15.3.4 Morfología de superficie en Núcleos cometarios
Los encuentros con el cometa 1P/Halley por la nave espacial Giotto de la ESA (Reinhard, 1986) y la nave espacial Vega de la Unión Soviética (Sagdeev et al., 1986) marcó el primer acercamiento de imágenes de cuerpos pequeños del sistema solar. Durante el encuentro cercano, la Cámara Multicolor Halley (HMC) a bordo de la nave espacial Giotto se centró en la parte más brillante de la coma interna, mostrando la silueta de un núcleo grande, sólido e irregular y la actividad de polvo en forma de chorro que era mucho más brillante que el núcleo (Keller et al., 1986). Debido a los chorros brillantes en el primer plano del núcleo, era difícil ver la morfología de la superficie de este núcleo cometario a partir de estas imágenes. Sin embargo, la naturaleza sólida de los núcleos cometarios como conglomerados helados, como propuso Whipple (1950), se demostró directamente correcta. Y por primera vez, el albedo de un núcleo cometario se midió directamente en ~ 4%.
Desde los vuelos de P/Halley, ha habido cinco misiones cometarias adicionales que devuelven imágenes resueltas en disco de cuatro núcleos cometarios más (Tabla 1). En la Figura 15 se muestra un montaje (no a escala) de los cometas. Los datos de imágenes de esas misiones cometarias han formado la base de nuestra comprensión actual de la morfología de la superficie de los núcleos cometarios. Si bien los cometas tienen una variedad de morfologías generales, hay muchas características comunes, incluidos hoyos y terrenos con hoyos, áreas lisas, parches helados y numerosas manchas pequeñas, brillantes u oscuras.
la Figura 15. Montaje de los cinco cometas que han tenido encuentros con naves espaciales (con imágenes). P / Tempel 1 ha sido visitado dos veces. P / Halley fue visitado cuatro veces (ver Tabla 1), pero para mayor claridad solo mostramos una imagen de Giotto. Barra horizontal blanca en cada panel representa 1 km. Tenga en cuenta la variedad de morfologías de superficie. Fuentes de imagen: P/Wild 2 es cortesía de NASA/JPL-Caltech (Imagen de Fotoperiodismo PIA05571); P/Borrelly es cortesía de NASA/JPL (Imagen de Fotoperiodismo PIA03500); P/Tempel 1 (imagen izquierda) es cortesía de NASA/JPL/UMD (Imagen de Fotoperiodismo PIA02142); P/Tempel 1 (imagen derecha) es cortesía de NASA/JPL-Caltech/Cornell (Imagen de Fotoperiodismo PIA13860); P/Tempel 1 (imagen derecha) es cortesía de NASA/JPL-Caltech/Cornell (Imagen de Fotoperiodismo PIA13860);/Hartley 2 es cortesía de NASA / JPL-Caltech / UMD (Imagen de Fotoperiodismo PIA13570); P / Halley es del archivo de datos de Giotto en el Sistema de Datos Planetarios de la NASA (Keller et al., 1992).
Los cometas tienen numerosas depresiones (casi) circulares con o sin bordes elevados en sus superficies, generalmente denominadas «pozos» debido a su morfología completamente diferente a la de los cráteres de impacto en superficies asteroidales. Se observan hoyos en los cuatro núcleos cometarios con varios tamaños y morfologías (Figura 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a, b). Los terrenos sin hoyos asociados generalmente ocupan una gran fracción de la superficie de un cometa, excepto en algunas regiones donde hay terrenos lisos. Las distribuciones de tamaño acumulativas de fosas en cometas 9P/Tempel 1 y 81P/Wild 2 tienen pendientes entre-1,7 y – 2,1 (Thomas et al., 2013a), significativamente diferente de la distribución de tamaño de los cráteres de impacto típicos en la Luna o asteroides (entre − 2 y − 4). Por lo tanto, las fosas de los cometas no se originan en todos los impactos o se han modificado después de la formación. Los pozos del cometa P / Tempel 1 tienen hasta unos pocos cientos de metros de diámetro y hasta 25 m de profundidad, en su mayoría sin pisos planos. Los de P / Wild 2 tienen tamaños más grandes de hasta ~ 1.5 km, en su mayoría con pisos planos y algunos con picos centrales. La característica más distintiva del cometa P / Wild 2 son las paredes casi verticales de los pozos, a veces con voladizos. Si bien algunos pozos con bordes elevados en algunos cometas podrían tener orígenes de impacto (como las dos depresiones circulares que unen el sitio de impacto de la misión Deep Impact (DI) en el cometa P/Tempel 1), la mayoría de ellos son probablemente características de colapso criovolcánico asociadas con la actividad cometaria (Belton y Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) atribuyeron > el 90% de los pozos a la actividad de estallido cometario.
Las áreas aparentemente lisas en cometas P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) y 103P/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) son probablemente una de las características más intrigantes observadas; tales áreas son visibles en la Figura 15. Estos terrenos tienen una textura suave de hasta 30 m de escala, pero probablemente también a una escala de 5 m, con una reflectancia ligeramente menor que los terrenos circundantes, y generalmente están confinados lateralmente. Ocupan mínimos topográficos con pendientes de hasta unos pocos grados, sugestivos de caudales. Las «mesas» en el cometa 19P/Borrelly como lo denominan Britt et al. (2004) parecen ser similares a las áreas lisas de los cometas P/Tempel 1 y P/Hartley 2. Belton y Melosh (2009) propusieron un transporte multifásico fluidizado de polvo resultante de la sublimación de material con mayor volatilidad que el agua, como el CO o el CO2, desde debajo de la superficie como el origen de las áreas lisas en el cometa P/Tempel 1. No se observó tal área lisa en el cometa P / Wild 2. Belton (2010) utilizó las áreas lisas para plantear la hipótesis de una secuencia evolutiva de los cuatro cometas, donde la superficie del cometa P/Wild 2 representa la etapa inicial de la secuencia y no ha desarrollado áreas lisas que sean lo suficientemente grandes como para ser visibles, mientras que la superficie del cometa P/Hartley 2 representa la etapa más reciente con la fracción más grande de superficie cubierta por áreas lisas.
De las imágenes de la nave espacial de sobrevuelo de impacto profundo del cometa P/Tempel 1, Sunshine et al. (2006) por primera vez descubrieron sin ambigüedades depósitos de hielo de agua en la superficie de un núcleo cometario. Se observó una concentración similar de hielo de agua en el cometa P / Hartley 2(Sunshine et al., 2011). Los parches helados cubren menos del 1% de la superficie total de los cometas y solo contienen entre un 3 y un 6% de hielo de agua, con tamaños de partícula típicos de ~ 30 µm, mucho más grandes que los de las eyecciones observadas por Impacto Profundo (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) y en coma del cometa P/Hartley 2 (Protopapa et al., 2014). Las mediciones de temperatura y el modelado térmico sugieren que los depósitos de hielo de agua están desacoplados térmicamente del polvo refractario en la superficie(Groussin et al., 2007, 2013). Las ubicaciones de los depósitos de hielo identificados en los cometas P/Tempel 1 y P/Hartley 2 están cerca de los terminadores matutinos, lo que sugiere que probablemente son condensación de vapor de agua en ciclos diurnos en comparación con el hielo expuesto desde el interior (que también tendría tamaños de partículas mucho más pequeños; Sunshine et al., 2007). Es muy posible que la razón por la que se descubrió definitivamente hielo de agua en solo dos núcleos de cometas sea que solo la nave espacial de Impacto Profundo, entre las que visitaron cometas, está equipada con un espectrómetro capaz de detectar hielo de agua. Por lo tanto, es razonable especular que los parches de hielo de agua son probablemente comunes en los núcleos cometarios.
Además de las características a gran escala discutidas anteriormente, hay numerosas manchas brillantes y oscuras en todos los núcleos cometarios bien fotografiados (Figura 16). Algunas de ellas parecen ser características de albedo, como algunas manchas brillantes en cometas P/Wild 2 y P/Tempel 1. Las manchas podrían ser hielo de agua concentrado en áreas debido a la topografía, pero no es posible determinar sus orígenes de manera concluyente debido a la resolución limitada o la falta de disponibilidad de datos espectroscópicos. Por otro lado, algunas manchas oscuras podrían ser características de albedo a pequeña escala o hoyos o agujeros pequeños y profundos (Nelson et al., 2004).
la Figura 16. Ejemplos de las manchas brillantes y oscuras que se ven en las superficies de los cometas. Las imágenes son de P / Hartley 2, P / Wild 2 y P / Borrelly, de izquierda a derecha. Las imágenes de P/Hartley 2 y P / Borrelly son las mismas que se ven en la Figura 15, pero con un mejor contraste para mejorar las características. La imagen P / Wild 2 proviene del archivo de datos de polvo de estrellas del Sistema de Datos Planetarios de la NASA (Newburn y Farnham, 2008). Algunos de los puntos brillantes podrían ser puntos de apoyo a los chorros. Las manchas oscuras podrían ser características de bajo albedo o fosas reales.
Las superficies de cometas están en constante cambio debido a la actividad de desgasificación. El segundo sobrevuelo del cometa P/Tempel 1 para la siguiente misión en 2011, solo un pasaje de perihelio después del sobrevuelo de Impacto Profundo en 2005 mostró un claro cambio en la morfología de la superficie (Figura 17; Thomas et al., 2013a), aunque no se identificó ningún cambio evidente en la fotometría (Li et al., 2013). El cambio más significativo observado fue el retroceso de la escarpa que limita con el área lisa cerca del polo sur en al menos 50 m. Además, al menos dos áreas toscamente triangulares evidentes en 2005 desaparecieron en 2011, lo que representa un retroceso a lo largo de al menos 1000 m de la frontera. Se estima que la pérdida de volumen total fue de aproximadamente 2-4 × 105 m3, correspondiente a 8-16 × 107 kg, suponiendo una densidad media de 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). También se ha observado que hay una actividad de chorro concentrada que se origina cerca de las escarpas (Farnham et al., 2013). Además del límite de las características lisas, varias pequeñas manchas de albedo brillantes (< 30 m) en la región han cambiado en contraste y extensión. Sin embargo, debido a sus pequeños tamaños, la geometría de visualización cambiante y los diferentes instrumentos de imagen, sigue siendo incierto si estos son cambios reales o se deben al efecto de diferentes geometrías de iluminación y visualización o efectos de instrumentos. Curiosamente, no se pudo identificar en la superficie del cometa P/Tempel 1 ninguna manta eyectada obvia producida por el impacto de DI(Schultz et al., 2013).
la Figura 17. Cambios en la superficie del cometa P/Tempel 1 de una órbita a otra. La imagen de la izquierda es del sobrevuelo de Deep Impact en 2005, y la imagen de la derecha es del sobrevuelo de Stardust en 2011. Varias manchas brillantes y oscuras han aparecido y / o desaparecido en los 6 años intermedios. El borde de la escarpa ha cambiado claramente, perdiendo hasta 50 m de extensión en algunos lugares. Este cambio se muestra en los tres paneles inferiores, con el panel derecho mostrando las huellas de la escarpa.
Reimpreso de Thomas P, A’Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) The nucleus of Comet 9P/Tempel 1: Shape and geology from two flybys. Ícaro 222: 453-466, Figura 9, con permiso de Elsevier.
Las imágenes de alta resolución de cometas P/Borrelly, P/Wild 2 y P/Tempel 1 revelan otra característica común, es decir, capas de superficie ubicuas que posiblemente se extienden hacia el interior. Sobre la base de estas capas, Belton et al. (2007) plantearon la hipótesis de un modelo de «talps» o «pila en capas» para describir la estructura interna de los JFC. En este modelo, los interiores del núcleo se componen de capas de diferentes espesores, tamaños y posiblemente composiciones que se acumularon durante la fase de acreción primordial de los cometas a través de colisiones de baja velocidad entre cometas. Esta hipótesis presenta una estructura interna completamente diferente del modelo clásico de pila de escombros para asteroides(cf. Richardson, 2002, y sus referencias). Mientras que la evolución de los asteroides se produjo principalmente en el sistema solar interior y estuvo dominada por colisiones intensivas después de su formación, lo que llevó a su naturaleza de pila de escombros, la evolución de los cometas probablemente tomó un camino completamente diferente. Los JFC que vemos hoy en día se congelaron por ~ 4 Gy en el Cinturón de Kuiper, es decir, donde se cree que se formaron, antes de ser perturbados gravitacionalmente en el sistema solar interior (por ejemplo, Duncan y Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli y Brown, 2004). Los cometas en órbitas JFC están activos solo el 7% de la órbita (Duncan et al., 2004). Por lo tanto, la evolución de los JFC está dominada primero por el entorno de colisión en el Cinturón de Kuiper y luego en sus superficies por sublimación volátil durante pasajes repetidos de perihelio. Si los talps son primordiales en los JFC, entonces su preservación parece indicar una historia de colisiones mucho más benigna de la que han sufrido los asteroides. Las futuras misiones cometarias, especialmente el experimento CONSERT en la misión Rosetta de la ESA, que utilizará un radar de penetración en el suelo para estudiar la estructura interna del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009), deberían proporcionar pruebas definitivas sobre el modelo talps.