10.15.3.4 Morfologia superficiale sui nuclei Cometari
Gli incontri con la cometa 1P/Halley da parte della sonda Giotto dell’ESA (Reinhard, 1986) e della sonda Vega dell’Unione Sovietica (Sagdeev et al., 1986) ha segnato la prima immagine ravvicinata dei piccoli corpi del sistema solare. Durante l’incontro ravvicinato, la fotocamera multicolore Halley (HMC) a bordo della navicella spaziale Giotto centrata sulla parte più luminosa del coma interno, mostrando la sagoma di un nucleo grande, solido e di forma irregolare e un’attività di polvere simile a un getto che era molto più luminosa del nucleo (Keller et al., 1986). A causa dei getti luminosi in primo piano del nucleo, era difficile vedere la morfologia superficiale di questo nucleo cometario da queste immagini. Tuttavia, la natura solida dei nuclei cometari come conglomerati ghiacciati come proposto da Whipple (1950) è stata direttamente dimostrata corretta. E per la prima volta, l’albedo di un nucleo cometario è stato direttamente misurato per essere ~ 4%.
Dal P / Halley flybys, ci sono state cinque missioni cometarie aggiuntive che restituiscono immagini risolte su disco di altri quattro nuclei cometari (Tabella 1). Un montaggio (non in scala) delle comete è mostrato in Figura 15. I dati di imaging di quelle missioni cometarie hanno costituito il fondamento della nostra attuale comprensione della morfologia superficiale dei nuclei cometari. Mentre le comete hanno una varietà di morfologie complessive, ci sono molte caratteristiche comuni, tra cui fosse e terreni snocciolati, aree lisce, chiazze ghiacciate e numerose macchie piccole, luminose o scure.
Figura 15. Montaggio delle cinque comete che hanno avuto incontri spaziali (con immagini). P / Tempel 1 è stato visitato due volte. P / Halley è stata visitata quattro volte (vedi Tabella 1) ma per chiarezza mostriamo solo un’immagine di Giotto. La barra orizzontale bianca in ogni pannello rappresenta 1 km. Si noti la varietà di morfologie superficiali. Fonti di immagini: P/Wild 2 è per gentile concessione NASA/JPL-Caltech (Photojournal immagine PIA05571); P/Borrelly è per gentile concessione NASA/JPL (Photojournal immagine PIA03500); P/Tempel 1 (immagine a sinistra) è per gentile concessione NASA/JPL/UMD (Photojournal PIA02142); P/Tempel 1 (immagine a destra) è per gentile concessione NASA/JPL-Caltech/Cornell (Photojournal immagine PIA13860); P/Hartley 2 è per gentile concessione NASA/JPL-Caltech/UMD (Photojournal immagine PIA13570); P/Halley è da Giotto archivio di dati della NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
Le comete hanno numerose depressioni (quasi) circolari con o senza bordi rialzati sulle loro superfici, generalmente chiamate “fosse” a causa della loro morfologia completamente diversa dai crateri da impatto sulle superfici asteroidali. Le fosse sono osservate su tutti e quattro i nuclei cometari con varie dimensioni e morfologie (Figura 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007,2013a, b). I terreni snocciolati associati di solito occupano una grande frazione della superficie di una cometa, tranne in alcune regioni dove ci sono terreni lisci. Le distribuzioni cumulative delle dimensioni delle fosse sulle comete 9P / Tempel 1 e 81P / Wild 2 hanno pendenze comprese tra − 1,7 e-2,1 (Thomas et al., 2013a), significativamente diverso dalla distribuzione dimensionale dei tipici crateri da impatto sulla Luna o asteroidi (tra − 2 e − 4). Pertanto, le fosse sulle comete non provengono tutte da impatti o sono state modificate dopo la formazione. Le fosse su comet P / Tempel 1 hanno un diametro fino a poche centinaia di metri e una profondità fino a 25 m, per lo più senza pavimenti piatti. Quelli su P / Wild 2 hanno dimensioni maggiori fino a ~ 1.5 km, per lo più con piani pianeggianti e alcuni con picchi centrali. La caratteristica più distintiva su comet P / Wild 2 sono le pareti quasi verticali delle fosse, a volte con strapiombi. Mentre alcune fosse con bordi rialzati su alcune comete potrebbero avere origini di impatto (come le due depressioni circolari che raggruppano il sito di impatto della missione Deep Impact (DI) sulla cometa P/Tempel 1), la maggior parte di esse sono probabilmente caratteristiche di collasso criovolcanico associate all’attività cometaria (Belton e Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) ascritto > il 90% delle fosse all’attività di outburst cometaria.
Le aree apparentemente lisce sulle comete P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) e 103P/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) sono probabilmente una delle caratteristiche più intriganti osservate; tali aree sono visibili in Figura 15. Questi terreni hanno una consistenza liscia fino a 30 m di scala ma molto probabilmente anche a una scala di 5 m, con una riflettanza leggermente inferiore rispetto ai terreni circostanti, e di solito sono confinati lateralmente. Occupano bassi topografici con pendenze fino a pochi gradi, suggestive di flussi. Il ‘mesas’ sulla cometa 19P / Borrelly come definito da Britt et al. (2004) sembrano essere simili alle aree lisce sulle comete P / Tempel 1 e P / Hartley 2. Belton e Melosh (2009) hanno proposto un trasporto multifase fluidizzato di polvere derivante dalla sublimazione di materiale con volatilità superiore all’acqua, come CO o CO2, da sotto la superficie come origine delle aree lisce sulla cometa P/Tempel 1. Sulla cometa P/Wild 2 non è stata osservata un’area così liscia. Belton (2010) ha usato le zone lisce ipotizzare una sequenza evolutiva delle quattro comete, in cui la superficie della cometa P/Wild 2 rappresenta la fase iniziale della sequenza e non ha sviluppato zone lisce che sono abbastanza grandi da essere visibili, mentre la superficie della cometa P/Hartley 2, rappresenta l’ultima tappa con la più grande frazione di superficie coperta dal più liscia.
Dalla sonda spaziale Deep Impact flyby immagini della cometa P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) per la prima volta ha scoperto in modo inequivocabile depositi di ghiaccio d’acqua sulla superficie di un nucleo cometario. Simile concentrazione di ghiaccio d’acqua è stata nuovamente osservata sulla cometa P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). Le chiazze ghiacciate coprono meno dell ‘ 1% della superficie totale delle comete e contengono solo circa il 3-6% di ghiaccio d’acqua, con dimensioni tipiche delle particelle di ~ 30 µm, molto più grandi di quelle negli ejecta osservati da Deep Impact (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) e nel coma della cometa P/Hartley 2 (Protopapa et al., 2014). Le misurazioni della temperatura e la modellazione termica suggeriscono che i depositi di ghiaccio d’acqua sono disaccoppiati termicamente dalla polvere refrattaria sulla superficie (Groussin et al., 2007, 2013). Le posizioni dei depositi di ghiaccio identificati sulle comete P / Tempel 1 e P / Hartley 2 sono entrambe vicine ai terminatori del mattino, suggerendo che probabilmente sono condensazioni di vapore acqueo in cicli diurni rispetto al ghiaccio esposto dall’interno (che avrebbe anche dimensioni delle particelle molto più piccole; Sunshine et al., 2007). È del tutto possibile che il motivo per cui il ghiaccio d’acqua viene definitivamente scoperto su solo due nuclei cometari sia che solo la sonda Deep Impact, tra quelle che hanno visitato le comete, è dotata di uno spettrometro in grado di rilevare il ghiaccio d’acqua. Pertanto, è ragionevole ipotizzare che le chiazze di ghiaccio d’acqua siano probabilmente comuni sui nuclei cometari.
Oltre alle caratteristiche su larga scala discusse in precedenza, ci sono numerose macchie chiare e scure su tutti i nuclei cometari ben immaginati (Figura 16). Alcuni di essi sembrano essere caratteristiche di albedo, come alcuni punti luminosi sulle comete P/Wild 2 e P/Tempel 1. Le macchie potrebbero essere ghiaccio d’acqua concentrato in aree a causa della topografia, ma non è possibile determinare le loro origini in modo conclusivo a causa della risoluzione limitata o dell’indisponibilità di dati spettroscopici. D’altra parte, alcune macchie scure potrebbero essere caratteristiche di albedo su piccola scala o piccole fosse o buchi profondi (Nelson et al., 2004).
Figura 16. Esempi delle macchie chiare e scure viste sulle superfici cometarie. Le immagini sono di P / Hartley 2, P / Wild 2 e P / Borrelly, da sinistra a destra. Le immagini P/Hartley 2 e P/Borrelly sono le stesse di quelle viste in Figura 15, ma con un contrasto migliore per migliorare le caratteristiche. L’immagine P / Wild 2 proviene dall’archivio di dati Stardust nel sistema di dati planetari della NASA (Newburn e Farnham, 2008). Alcuni dei punti luminosi potrebbero essere footpoints ai getti. Le macchie scure potrebbero essere caratteristiche a bassa albedo o fosse reali.
Le superfici cometarie sono in costante cambiamento a causa dell’attività di degassamento. Il secondo flyby della cometa P / Tempel 1 entro la prossima missione nel 2011 solo un passaggio al perielio dopo il Deep Impact flyby nel 2005 ha mostrato un chiaro cambiamento nella morfologia della superficie (Figura 17; Thomas et al., 2013a), sebbene non sia stato identificato alcun cambiamento evidente nella fotometria (Li et al., 2013). Il cambiamento più significativo osservato è stato il ritiro della scarpata che delimita l’area liscia vicino al polo sud di almeno 50 m. Inoltre, almeno due aree grossolanamente triangolari evidenti nel 2005 sono scomparse entro il 2011, rappresentando un backwasting lungo almeno 1000 m del confine. Si stima che la perdita di volume totale fosse di circa 2-4 × 105 m3, corrispondente a 8-16 × 107 kg, assumendo una densità media di 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). È stato anche notato che c’è un’attività di getto concentrata che si origina vicino alle scarpate (Farnham et al., 2013). Oltre al confine delle caratteristiche lisce, diversi piccoli punti di albedo luminosi (< 30 m) nella regione sono cambiati in contrasto ed estensione. Tuttavia, a causa delle loro piccole dimensioni, della geometria di visualizzazione che cambia e dei diversi strumenti di imaging, rimane incerto se questi siano cambiamenti reali o siano dovuti all’effetto di diverse geometrie di illuminazione e visualizzazione o effetti dello strumento. È interessante notare che sulla superficie della cometa P/Tempel 1 non è stata identificata alcuna evidente coperta di ejecta prodotta dall’impatto DI (Schultz et al., 2013).
Figura 17. Cambiamenti nella superficie della cometa P / Tempel 1 da un’orbita all’altra. L’immagine a sinistra è dal Deep Impact flyby nel 2005, e l’immagine a destra è dal Stardust Flyby nel 2011. Varie macchie chiare e scure sono apparse e / o scomparse negli ultimi 6 anni. Il bordo della scarpata è chiaramente cambiato, perdendo fino a 50 m di estensione in alcune località. Questo cambiamento è mostrato nei tre pannelli inferiori, con il pannello di destra che mostra le tracce della scarpa.
Ristampato da Thomas P, A’Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) Il nucleo della cometa 9P/Tempel 1: Forma e geologia da due flybys. Icaro 222: 453-466, Figura 9, con il permesso di Elsevier.
Le immagini ad alta risoluzione delle comete P/Borrelly, P/Wild 2 e P/Tempel 1 rivelano un’altra caratteristica comune, ovvero l’onnipresente stratificazione superficiale che può estendersi verso l’interno. Sulla base di questi strati, Belton et al. (2007) ha ipotizzato un modello “talps” o un modello “layered pile” per descrivere la struttura interna delle JFC. In questo modello, gli interni del nucleo sono composti da strati di diversi spessori, dimensioni e possibilmente composizioni che sono stati accumulati durante la fase di accrescimento primordiale delle comete attraverso collisioni a bassa velocità tra cometesimali. Questa ipotesi presenta una struttura interna completamente diversa dal classico modello di cumulo di macerie per gli asteroidi (cfr. Richardson, 2002, e riferimenti in esso). Mentre l’evoluzione degli asteroidi si è verificata principalmente nel sistema solare interno ed è stata dominata da intense collisioni dopo la loro formazione, portando alla loro natura di cumuli di macerie, l’evoluzione delle comete probabilmente ha preso un percorso completamente diverso. I JFC che vediamo oggi sono stati congelati per ~ 4 Gy nella fascia di Kuiper, cioè dove si pensa si siano formati, prima di essere perturbati gravitazionalmente nel sistema solare interno (ad esempio, Duncan e Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli e Brown, 2004). Le comete nelle orbite JFC sono attive solo per il 7% dell’orbita (Duncan et al., 2004). Pertanto, l’evoluzione dei JFC è prima dominata dall’ambiente collisionale nella fascia di Kuiper e poi sulle loro superfici dalla sublimazione volatile durante ripetuti passaggi al perielio. Se i talp sono primordiali nei JFC, la loro conservazione sembra indicare una storia collisionale molto più benigna di quella subita dagli asteroidi. Le future missioni cometarie, in particolare l’esperimento CONSERT sulla missione Rosetta dell’ESA che utilizzerà il radar penetrante al suolo per studiare la struttura interna della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009), dovrebbero fornire test definitivi sul modello talps.