10.15.3.4 Surface Morfology on Cometary ytimet
the encounters with cometary 1p/Halley by ESA ’s Giotto spacecraft (Reinhard, 1986) and the Soviet Union’ s Vega spacecraft (Sagdeev et al., 1986) teki ensimmäisen lähikuvan aurinkokunnan pienistä kappaleista. Lähitapaamisen aikana Giotto-avaruusaluksen Halley Multicolor Camera (HMC) keskittyi sisemmän kooman kirkkaimpaan osaan ja näytti suuren, kiinteän ja epäsäännöllisen muotoisen ytimen siluetin ja suihkumaisen pölyn aktiivisuuden, joka oli paljon kirkkaampi kuin ydin (Keller et al., 1986). Ytimen etualalla olevien kirkkaiden suihkujen vuoksi tämän komeettaytimen pinnan morfologiaa oli vaikea nähdä näistä kuvista. Tästä huolimatta Whipplen (1950) esittämä komeettaytimien jäisinä konglomeraatteina pitämä kiinteä luonne osoittautui suoraan oikeaksi. Ensimmäistä kertaa kometaarisen ytimen albedoksi mitattiin suoraan ~ 4%.
p / Halley-lentojen jälkeen on tehty vielä viisi kometaarilentoa, jotka palauttavat neljän muun kometaarisen ytimen kiekkokuvat (Taulukko 1). Komeettojen montaasi (ei mittakaavassa) esitetään kuvassa 15. Noiden kometaaristen lentojen kuvantamistiedot ovat muodostaneet perustan nykyiselle ymmärryksellemme kometaaristen ytimien pinnan morfologiasta. Komeetoilla on monenlaisia morfologioita, mutta niillä on monia yhteisiä piirteitä, kuten kuopat ja kuoppaiset maastot, sileät alueet, jäiset laikut ja lukuisia pieniä, kirkkaita tai tummia täpliä.
kuva 15. Montaasi viidestä komeetasta, joilla on ollut avaruusalusten kohtaamisia (kuvantamisen kanssa). P / Tempel 1 on vieraillut kahdesti. P / Halley kävi neljä kertaa (katso Taulukko 1), mutta selvyyden vuoksi näytämme vain Giotton kuvan. Valkoinen vaakatanko kussakin paneelissa on 1 km. Huomaa pinnan morfologioiden moninaisuus. Kuvien lähteet: P/Wild 2 on NASA/JPL-Caltech (Kuvajournal kuva PIA05571); P/Borrelly on NASA/JPL (Kuvajournal kuva PIA03500); P/Tempel 1 (Vasen Kuva) on NASA/JPL/UMD (Kuvajournal PIA02142); P/Tempel 1 (oikea kuva) on NASA/JPL-Caltech/Cornell (Kuvajournal kuva) pia13860); P/Hartley 2 on NASA/JPL-Caltech/UMD (PHOTOJOURNAL image Pia13570); p/Halley on peräisin Giotto archive of data in the NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
Komeetoilla on lukuisia (lähes) ympyränmuotoisia painaumia, joissa on tai ei ole koholla olevia reunoja, joita yleensä kutsutaan ”montuiksi”, koska ne poikkeavat täysin asteroidipintojen törmäyskraattereista. Kuopat havaitaan kaikilla neljällä kometaarisella ytimellä, joilla on erikokoisia ja morfologioita (Kuva 15; Britt et al., 2004; Brownlee ym., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a, b). Niihin liittyvät kuoppaiset maastot vievät yleensä suuren osan komeetan pinnasta, paitsi joillakin alueilla, joilla on sileitä maastoja. Komeettojen 9P/Tempel 1 ja 81P/Wild 2 kuoppien kumulatiivisten kokojakaumien rinteet ovat välillä-1,7 ja-2,1 (Thomas et al., 2013a), joka eroaa merkittävästi kuun tai asteroidien tyypillisten törmäyskraatterien kokojakaumasta (välillä − 2 ja − 4). Siksi komeettojen kuopat eivät joko kaikki ole peräisin törmäyksistä tai niitä on muokattu muodostumisen jälkeen. Comet P/Tempel 1: n montut ovat halkaisijaltaan jopa muutamia satoja metrejä ja syvyydeltään jopa 25 metriä, suurimmaksi osaksi ilman tasaisia lattioita. P/Wild 2: lla on suuremmat koot ~ 1 asti.5 km, enimmäkseen tasainen lattia ja jotkut Keski huiput. Komeetta P/Wild 2: n tunnusomaisin piirre ovat kuoppien lähes pystysuorat seinät, joissa on joskus ulokkeita. Vaikka jotkin kolot, joissa on koholla olevat vanteet joissakin komeetoissa, voivat olla törmäyksen alkulähteitä (kuten kaksi ympyränmuotoista painaumaa, jotka haarukoivat komeetta P/Tempel 1: n Deep Impact (DI) Mission impact-paikan), useimmat niistä ovat todennäköisesti komeettatoimintaan liittyviä kryovolkaanisia romahduspiirteitä (Belton and Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton ym. (2013) merkittiin > 90% kaivoksista komeettapurkauksiin.
komeettojen näennäisesti sileät alueet P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) ja 103p/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) ovat luultavasti yksi kiehtovimmista havaituista piirteistä; tällaiset alueet näkyvät kuvassa 15. Näillä maastoilla on sileä rakenne 30 m: n mittakaavaan asti, mutta todennäköisesti myös 5 m: n asteikolla, hieman pienempi heijastuskyky kuin ympäröivillä maastoilla, ja ne ovat yleensä sivusuunnassa rajoittuneita. Ne miehittävät topografiset matalat, joissa on jopa muutaman asteen rinteitä, mikä viittaa virtauksiin. ”Mesas” komeetta 19P / Borrelly kuten kutsutaan Britt et al. (2004) näyttävät muistuttavan komeettojen P/Tempel 1 ja P/Hartley 2 sileät alueet. Belton and Melosh (2009) ehdotti leijuvaa monivaiheista pölyn kuljetusta, joka johtuu vettä haihtuvamman materiaalin, kuten CO: n tai CO2: n sublimoitumisesta pinnan alta sileän alueen alkuperäksi komeetta P/Tempel 1: ssä. Näin sileää aluetta ei havaittu komeetta P / Wild 2: lla. Belton (2010) käytti sileitä alueita hypoteesoidakseen neljän komeetan evoluutiosekvenssin, jossa komeetta P/Wild 2: n pinta edustaa sekvenssin varhaisvaihetta, eikä sille ole kehittynyt tarpeeksi suuria sileitä alueita näkyviksi, kun taas komeetta P/Hartley 2: n pinta edustaa viimeisintä vaihetta, jossa sileät alueet peittävät suurimman osan pinnasta.
Deep Impact-luotaimen ohilennosta kuvia komeetta P / Tempel 1: stä, Sunshine et al. (2006) löysi ensimmäistä kertaa yksiselitteisesti vesijääesiintymiä kometaarisen ytimen pinnalta. Samanlainen vesijään pitoisuus havaittiin jälleen komeetta P/Hartley 2: lla (Sunshine et al., 2011). Jäiset laikut peittävät alle 1% komeettojen kokonaispinta-alasta ja sisältävät vain noin 3-6% vesijäätä, jonka tyypillinen hiukkaskoko on ~ 30 µm, paljon suurempi kuin ejectassa Deep Impact-ilmiön (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) ja Comet P/Hartley 2: n koomassa (Protopapa et al., 2014). Lämpötilamittaukset ja terminen mallinnus viittaavat siihen, että vesijääesiintymät ovat termisesti irti tulenkestävästä pölystä pinnalla (Groussin et al., 2007, 2013). Paikannetut jääesiintymät komeetoilla P / Tempel 1 ja P / Hartley 2 ovat molemmat lähellä aamun terminaattoreita, mikä viittaa siihen, että ne ovat todennäköisesti vesihöyryn tiivistymistä vuorokausijaksoissa verrattuna sisätiloista paljastuneeseen jäähän (jolla olisi myös paljon pienempiä hiukkaskokoja; Sunshine et al., 2007). On täysin mahdollista, että syy siihen, että vesijää on lopullisesti löydetty vain kahdesta komeettojen ytimestä, on se, että komeetoilla vierailleista vain Deep Impact-avaruusalus on varustettu vesijään havaitsemiseen kykenevällä spektrometrillä. Siksi on perusteltua spekuloida, että vesijäätiköt ovat todennäköisesti yleisiä komeettojen ytimissä.
aiemmin käsiteltyjen suurikokoisten piirteiden lisäksi kaikissa hyvin kuvatuissa komeettojen ytimissä on lukuisia kirkkaita ja tummia täpliä (Kuva 16). Jotkin niistä näyttävät olevan albedon piirteitä, kuten jotkin komeetoissa P/Wild 2 ja P/Tempel 1 olevat valopilkut. Pilkut saattoivat olla pinnanmuodostuksen vuoksi alueille keskittynyttä vesijäätä, mutta niiden alkuperää ei ole mahdollista lopullisesti määrittää rajallisen erottelukyvyn tai spektroskooppisen aineiston puuttumisen vuoksi. Toisaalta jotkut tummat täplät voivat olla joko pienimuotoisia albedon piirteitä tai pieniä, syviä kuoppia tai reikiä (Nelson et al., 2004).
kuva 16. Esimerkkejä kirkkaista ja tummista täplistä, joita näkyy komeettojen pinnoilla. Kuvissa P/Hartley 2, P/Wild 2 ja p / Borrelly vasemmalta oikealle. P / Hartley 2 ja P / Borrelly kuvat ovat samat kuin kuvassa 15, mutta parempi kontrasti parantaa ominaisuuksia. P / Wild 2-Kuva on Nasan Planetary Data Systemin Stardust archive of data-arkistosta (Newburn and Farnham, 2008). Osa valopilkuista voisi olla Jetsin jalkapisteitä. Tummat täplät voivat olla matalan albedon piirteitä tai varsinaisia kuoppia.
komeettojen pinnat muuttuvat jatkuvasti outgassing-aktiivisuuden vuoksi. Komeetta P/Tempel 1: n toinen ohilento seuraavalla lennolla vuonna 2011 vain yksi perihelikäytävä Deep Impact-ohilennon jälkeen vuonna 2005 osoitti selvän muutoksen pinnan morfologiassa (Kuva 17; Thomas et al., 2013a), vaikka mitään selvää muutosta fotometriassa ei havaittu (Li et al., 2013). Merkittävin havaittu muutos oli etelänavan lähellä olevaa sileää aluetta vähintään 50 m: n vetäytyminen. lisäksi vuoteen 2011 mennessä katosi ainakin kaksi vuonna 2005 ilmennyttä karkean kolmiomaista aluetta, jotka edustivat vähintään 1000 m: n päässä rajaa. On arvioitu, että kokonaistilavuushäviö oli noin 2-4 × 105 m3, mikä vastaa 8-16 × 107 kg, olettaen keskimääräisen tiheyden olevan 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). On myös todettu, että on keskittynyt jet toimintaa peräisin lähellä scarps (Farnham et al., 2013). Sileiden piirteiden rajan lisäksi useat alueen pienet kirkkaat albedotäplät (< 30 m) ovat muuttuneet kontrastiltaan ja laajuudeltaan. Pienen kokonsa, muuttuvan katselugeometrian ja erilaisten kuvantamislaitteiden vuoksi on kuitenkin epävarmaa, ovatko nämä todellisia muutoksia vai johtuvatko ne erilaisten valaistus-ja katselugeometrioiden vai instrumenttiefektien vaikutuksesta. Mielenkiintoista on, että komeetta P/Tempel 1: n (Schultz et al., 2013).
kuva 17. Komeetta P/Tempel 1: n pinnan muutokset kiertoradalta toiselle. Vasen kuva on Deep Impact flybystä vuodelta 2005 ja oikea kuva Stardust flybystä vuodelta 2011. Erilaisia kirkkaita ja tummia täpliä on ilmaantunut ja / tai kadonnut 6 vuoden aikana. Scarpin reuna on selvästi muuttunut, sillä se on menettänyt paikoin jopa 50 metriä leveyttä. Tämä muutos näkyy kolmessa alimmassa paneelissa, joista oikeassa paneelissa näkyvät arpien jäljet.
uusintapainos teoksesta Thomas P, A ’ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) the nucleus of Comet 9P/Tempel 1: Shape and geology from two flybys. Ikaros 222: 453-466, Kuva 9, luvalla Elsevier.
komeettojen P/Borrellyn, P/Wild 2: n ja P/Tempel 1 korkearesoluutiokuvat paljastavat toisen yhteisen piirteen, joka on kaikkialla oleva pinnan kerrostuminen, joka mahdollisesti ulottuu sisätiloihin. Näiden kerrosten perusteella, Belton et al. (2007) esitti hypoteesin ”talps” – mallista tai ”layered pile” – mallista kuvaamaan JFC: n sisäistä rakennetta. Tässä mallissa ytimen sisätilat koostuvat eri paksuisista, kokoisista kerroksista ja mahdollisesti koostumuksista, jotka kertyivät komeettojen alkukartoitusvaiheessa komeettasimaalien törmäyksissä. Tämä hypoteesi esittää täysin erilaisen sisäisen rakenteen kuin asteroidien klassisessa rauniokasamallissa (vrt. Richardson, 2002, ja viittaukset siihen). Vaikka asteroidien evoluutio tapahtui enimmäkseen aurinkokunnan sisäosissa ja niitä hallitsivat voimakkaat törmäykset niiden muodostumisen jälkeen, mikä johti niiden rauniokasojen luonteeseen, komeettojen evoluutio kulki luultavasti täysin eri tietä. JFC näemme tänään jäädytettiin ~ 4 Gy Kuiperin vyöhykkeen, eli jos ne uskotaan muodostuneen, ennen gravitationaalisesti häiriintynyt osaksi sisemmän aurinkokunnan (esim.Duncan ja Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli ja Brown, 2004). JFC-kiertoradoilla komeetat ovat aktiivisia vain 7%: lla kiertoradasta (Duncan et al., 2004). Siksi JFC-yhdisteiden evoluutiota hallitsee ensin Kuiperin vyöhykkeen kollisionaalinen ympäristö ja sitten niiden pinnoilla toistuvien perihelikäytävien aikana tapahtuva Haihtuva sublimaatio. Jos talpit ovat alkukantaisia JFC: issä, niiden säilyminen näyttää viittaavan paljon hyväntahtoisempaan kollisionaaliseen historiaan kuin asteroidit ovat läpikäyneet. Tulevat komeettalennot, erityisesti CONSERTIN koe ESAn Rosetta-lennolla, joka käyttää maahan tunkeutuvia tutkia tutkiakseen komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenkon sisäistä rakennetta (Schulz, 2009), tarjoavat lopullisia testejä talps-mallille.