10.15.3.4 felszíni Morfológia Üstökösmagok
a találkozások comet 1P / Halley az ESA Giotto űrhajó (Reinhard, 1986) és a Szovjetunió Vega űrhajó (Sagdeev et al., 1986) jelentette az első közeli képet naprendszer kis testek. A közeli találkozás során a Giotto űrhajó fedélzetén lévő Halley Multicolor Camera (HMC) a belső kóma legfényesebb részén helyezkedett el, egy nagy, szilárd és szabálytalan alakú mag sziluettjét és a sugárszerű poraktivitást mutatva, amely sokkal fényesebb volt, mint a mag (Keller et al., 1986). A mag előterében lévő fényes fúvókák miatt nehéz volt látni ezen üstökösmag felszíni morfológiáját ezekből a képekből. Ennek ellenére az üstökösmagok jeges konglomerátumként való szilárd jellege, amint azt Whipple (1950) javasolta, közvetlenül helyesnek bizonyult. Első alkalommal egy üstökösmag albedóját közvetlenül ~ 4% – nak mérték.
A P / Halley flybys óta öt további üstökös küldetés érkezett, amelyek további négy üstökösmag lemezfelbontású képét adták vissza (1.táblázat). Az üstökösök montázsát (nem méretarányosan) a 15.ábra mutatja. Ezeknek az üstökös küldetéseknek a képalkotó adatai képezték az alapját az üstökösmagok felszíni morfológiájának jelenlegi megértésének. Míg az üstökösök sokféle morfológiával rendelkeznek, sok közös jellemző van, beleértve a gödröket és a kimagozott terepeket, a sima területeket, a jeges foltokat és számos apró, világos vagy sötét foltot.
15.ábra. Montázs az öt üstökösről, amelyek űrhajókkal találkoztak (képalkotással). A P / Tempel 1-et kétszer látogatták meg. P / Halley-t négyszer látogatták meg (lásd az 1.táblázatot), de az egyértelműség érdekében csak Giotto képet mutatunk. Fehér vízszintes sáv minden panel jelentése 1 km. Vegye figyelembe a felszíni morfológiák sokféleségét. Képforrások: P/Wild 2 jóvoltából NASA/JPL-Caltech (Photojournal kép PIA05571); P/Borrelly jóvoltából NASA/JPL (Photojournal kép PIA03500); P/Tempel 1 (Bal kép) jóvoltából NASA/JPL/UMD (Photojournal PIA02142); P/Tempel 1 (jobb kép) jóvoltából NASA/JPL-Caltech/Cornell (Photojournal kép pia13860); P/Hartley 2 jóvoltából NASA/JPL-Caltech/UMD (PHOTOJOURNAL kép Pia13570); P/Halley a Giotto archive ADATOK a NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
az Üstökösöknek számos (majdnem) kör alakú mélyedése van, emelt felnikkel vagy anélkül a felületükön, általában “gödröknek” nevezik, mivel teljesen eltérő morfológiájuk van az aszteroida felületeken lévő becsapódási kráterektől. Gödrök figyelhetők meg mind a négy különböző méretű és morfológiájú üstökösmagon (15. ábra; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a,b). A kapcsolódó kimagozott terepek általában az üstökös felszínének nagy részét foglalják el, kivéve néhány olyan régiót, ahol sima terepek vannak. A 9P/Tempel 1 és a 81P/Wild 2 üstökösök gödrök kumulatív méreteloszlása − 1,7 és − 2,1 között van (Thomas et al., 2013a), jelentősen eltér a Holdra vagy az aszteroidákra jellemző tipikus becsapódási kráterek méreteloszlásától (−2 és − 4 között). Ezért az üstökösök gödrei vagy nem mind ütközésekből származnak, vagy képződésük után módosultak. A P/Tempel 1 üstökös gödrök átmérője legfeljebb néhány száz méter, mélysége pedig legfeljebb 25 méter, többnyire sík padló nélkül. A P / Wild 2-en lévők nagyobb méretűek ~ 1-ig.5 km, többnyire sík padlóval, néhány pedig központi csúcsokkal. A P/Wild 2 üstökös legjellemzőbb jellemzője a gödrök szinte függőleges falai, néha túlnyúlásokkal. Míg egyes üstökösökön emelt felnikkel rendelkező gödrök ütközési eredetűek lehetnek (például a P/Tempel 1 üstökös mély ütközési helyét záró két kör alakú mélyedés), ezek többsége valószínűleg az üstökös tevékenységéhez kapcsolódó kriovulkáni összeomlási jellemzők (Belton and Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) tulajdonított > a gödrök 90% – a üstökös kitörési aktivitásnak.
a látszólag sima területek üstökösök P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) és 103p/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) valószínűleg az egyik legérdekesebb megfigyelt jellemző; az ilyen területek a 15.ábrán láthatók. Ezek a terepek sima textúrájúak akár 30 m-es skálán, de valószínűleg 5 m-es skálán is, kissé alacsonyabb visszaverődéssel, mint a környező terepek, és általában oldalirányban korlátozottak. Topográfiai mélypontokat foglalnak el, néhány fokos lejtőkkel, amelyek áramlásokra utalnak. A 19P/Borrelly üstökös mesái, ahogy Britt et al. (2004) hasonlónak tűnik a P/Tempel 1 és a P/Hartley 2 üstökösök sima területeihez. Belton és Melosh (2009) javasolta a fluidizált többfázisú por szállítását, amely a víznél nagyobb illékonyságú anyagok szublimációjából származik, mint például a CO vagy a CO2, a felszín alól, mint a P/Tempel 1 üstökös sima területeinek eredete. Ilyen sima területet nem figyeltek meg a P/Wild 2 üstökösön. Belton (2010) a sima területeket használta a négy üstökös evolúciós szekvenciájának hipotézisére, ahol a P/Wild 2 üstökös felszíne a szekvencia korai szakaszát képviseli, és nem fejlesztett ki olyan sima területeket, amelyek elég nagyok ahhoz, hogy láthatóak legyenek, míg a P/Hartley 2 üstökös felülete a legújabb stádiumot képviseli, amelynek legnagyobb részét sima területek borítják.
A Deep Impact flyby űrhajóból a P/Tempel 1 üstökös képei, napfény et al. (2006) először egyértelműen felfedezték a vízjég-lerakódásokat az üstökösmag felszínén. Hasonló vízjég-koncentrációt figyeltek meg ismét a P/Hartley 2 üstökösön (Sunshine et al., 2011). A jeges foltok az üstökösök teljes felületének kevesebb mint 1% – át fedik le, és csak körülbelül 3-6% vízjeget tartalmaznak, tipikus részecskeméretük ~ 30 6m, sokkal nagyobb, mint a mély becsapódással megfigyelt ejecta-ban (~ 1 6m) (Sunshine et al., 2007) és a P/Hartley 2 üstökös kómájában (Protopapa et al., 2014). A hőmérséklet-mérések és a termikus modellezés azt sugallják, hogy a vízjég-lerakódások termikusan leválasztódnak a felszínen lévő tűzálló portól (Groussin et al., 2007, 2013). A P/Tempel 1 és a P/Hartley 2 üstökösök azonosított jéglerakódásainak helye egyaránt a reggeli terminátorok közelében van, ami arra utal, hogy valószínűleg a vízgőz kondenzációja a napi ciklusokban, szemben a belső térből kitett jéggel (amelynek sokkal kisebb részecskemérete is lenne; Sunshine et al., 2007). Lehetséges, hogy a vízjég végleges felfedezésének oka csak két üstökösmagban az, hogy csak a Deep Impact űrhajó, az üstökösök látogatóinak körében, olyan spektrométerrel van felszerelve, amely képes a vízjég kimutatására. Ezért ésszerű feltételezni, hogy a vízjégfoltok valószínűleg gyakoriak az üstökösmagokon.
a korábban tárgyalt nagyszabású jellemzők mellett számos világos és sötét folt található az összes jól ábrázolt üstökösmagon (16.ábra). Néhány közülük úgy tűnik, hogy albedó jellegű, például néhány fényes folt a P/Wild 2 és a P/Tempel 1 üstökösökön. A foltok lehetnek a topográfia miatt a területeken koncentrált vízjég, de eredetüket nem lehet egyértelműen meghatározni a korlátozott felbontás vagy a spektroszkópiai adatok hiánya miatt. Másrészt néhány sötét folt lehet kisméretű albedó vagy kicsi, mély gödrök vagy lyukak (Nelson et al., 2004).
16.ábra. Példák az üstökösök felszínén látható világos és sötét foltokra. A képek a P/Hartley 2, p/Wild 2 és P/Borrelly, balról jobbra. A P / Hartley 2 és a P / Borrelly képek ugyanazok, mint a 15. ábrán, de jobb kontraszttal, hogy javítsák a funkciókat. A P / Wild 2 kép a NASA Bolygóadat-rendszerének Stardust archívumából származik (Newburn and Farnham, 2008). Néhány fényes foltok lehetnek lábpontok fúvókák. A sötét foltok lehetnek alacsony albedó jellemzők vagy tényleges gödrök.
az Üstökösfelületek állandó változásnak vannak kitéve a gázkibocsátás következtében. A P/Tempel 1 üstökös második repülése a következő küldetéssel 2011-ben csak egy perihelion áthaladás a Deep Impact flyby után 2005-ben egyértelmű változást mutatott a felszíni morfológiában (17.ábra; Thomas et al., 2013a), bár a fotometria nyilvánvaló változását nem azonosították (Li et al., 2013). A legjelentősebb változás a Déli-sark közelében lévő sima területet legalább 50 m-rel határoló scarp visszavonulása volt. ezenkívül legalább két, 2005-ben nyilvánvaló durva háromszög alakú terület eltűnt 2011-re, ami a határ legalább 1000 m-es visszahúzódását jelentette. Becslések szerint a teljes térfogatveszteség körülbelül 2-4 605 m3 volt, ami 8-16 107 kg− nak felel meg, feltételezve, hogy az átlagos sűrűség 0,47 kg/ m-3 (Richardson et al., 2007). Azt is megjegyezték, hogy koncentrált sugáraktivitás származik a scarps közelében (Farnham et al., 2013). A sima vonások határán kívül a régióban számos kis fényes albedó folt (< 30 m) megváltozott kontrasztban és mértékben. Kis méretük, a változó megtekintési geometria és a különböző képalkotó eszközök miatt azonban továbbra is bizonytalan, hogy ezek valódi változások-e, vagy a különböző megvilágítási és megtekintési geometriák vagy műszerhatások hatására következnek be. Érdekes módon a DI ütközés által termelt nyilvánvaló ejecta takarót nem lehetett azonosítani a P/Tempel 1 üstökös felszínén (Schultz et al., 2013).
17.ábra. A P/Tempel 1 üstökös felületének változásai egyik pályáról a másikra. A bal oldali kép a 2005-ös Deep Impact flyby-ből, a jobb oldali kép pedig a 2011-es Stardust flyby-ből származik. Különböző világos és sötét foltok jelentek meg és/vagy tűntek el a közbeeső 6 évben. A scarp széle egyértelműen megváltozott, egyes helyeken akár 50 m kiterjedést is elveszített. Ez a változás az alsó három panelen látható, a jobb oldali panelen a scarp nyomai láthatók.
Utánnyomva Thomas P, A ‘ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) A 9P/Tempel 1 üstökös magja: alak és geológia két repülésből. Icarus 222: 453-466, 9.ábra, Elsevier engedélyével.
A P/Borrelly, a P/Wild 2 és a P/Tempel 1 üstökösök nagy felbontású képei egy másik közös tulajdonságot tárnak fel, azaz a mindenütt jelenlévő felületi rétegződést, amely esetleg kiterjed a belső térre is. Ezen rétegek alapján, Belton et al. (2007) feltételezte a talps modellt vagy a réteges halom modellt a JFC-k belső szerkezetének leírására. Ebben a modellben a mag belső terei különböző vastagságú, méretű és esetleg összetételű rétegekből állnak, amelyek az üstökösök ősfelhalmozódási fázisában halmozódtak fel az üstökösök közötti alacsony sebességű ütközések során. Ez a hipotézis teljesen más belső struktúrát mutat be, mint az aszteroidák klasszikus törmelékhalom-modellje (vö. Richardson, 2002, és az ott található hivatkozások). Míg az aszteroidák evolúciója többnyire a belső Naprendszerben történt, és kialakulásuk után intenzív ütközések domináltak, ami a törmelékhalom természetéhez vezetett, az üstökösök evolúciója valószínűleg teljesen más utat választott. A ma látott JFC-k ~ 4 Gy-re fagytak be a Kuiper-övben, vagyis ott, ahol feltételezhetően kialakultak, mielőtt gravitációs zavarban lettek volna a belső Naprendszerben (pl. Duncan and Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli és Brown, 2004). A JFC pályákon lévő üstökösök a pálya mindössze 7% – án aktívak (Duncan et al., 2004). Ezért a JFC-k evolúcióját először a Kuiper-öv ütközési környezete uralja, majd felületükön Illékony szublimációval ismételt perihelionjáratok során. Ha a talpok ősiek a JFC-kben, akkor megőrzésük sokkal jóindulatú ütközési történelmet jelez, mint az aszteroidák. A jövőbeli üstökös misszióknak, különösen az ESA Rosetta küldetésének CONSERT kísérletének, amely a 67P/Churyumov-Gerasimenko üstökös belső szerkezetének tanulmányozására szolgáló földi behatoló radarral (Schulz, 2009) végleges teszteket kell nyújtaniuk a talps modellen.