10.15.3.4彗星核の表面形態
ESAのGiotto宇宙船(Reinhard,1986)とソビエト連邦のVega宇宙船(Sagdeev et al. 1986年）は、太陽系の小天体の最初のクローズアップ画像をマークした。 接近遭遇の間、Giotto宇宙船に搭載されたHalley Multicolor Camera(HMC)は、内部コマの最も明るい部分を中心に、核よりもはるかに明るい、大きくて固体で不規則な形の核とジェットのような塵の活動のシルエットを示しました(Keller et al., 1986). 核の前景に明るい噴流があるため、これらの画像からこの彗星核の表面形態を見ることは困難でした。 それにもかかわらず、ウィップル(1950)によって提案された氷の集合体としての彗星核の固体の性質は、直接正しいことが証明された。 そして、初めて、彗星核のアルベドは〜4％であると直接測定されました。
P/Halley flybys以来、さらに4つの彗星核の円盤分解画像を返す5つの追加の彗星ミッションがありました（表1）。 彗星のモンタージュ(スケールではない)を図15に示します。 これらの彗星ミッションからのイメージングデータは、彗星核の表面形態の現在の理解の基礎を形成しています。 彗星は全体的な形態の様々なを持っているが、ピットやピット地形、滑らかな領域、氷のパッチ、および多数の小さな、明るい、または暗いスポットを含む多くの共通の特徴があります。
図15。 宇宙船に遭遇した5つの彗星のモンタージュ（画像付き）。 P/Tempel1は二度訪問されました。 P/Halleyは4回訪問されました（表1を参照）が、明確にするために、Giottoの写真のみが表示されます。 各パネルの白い水平バーは1kmを表します。 表面形態の多様性に注意してください。 画像ソース：P/Wild2はnasa/JPL-Caltech（フォトジャーナル画像PIA05571）;P/Borrellyはnasa/JPL（フォトジャーナル画像PIA03500）;P/Tempel1（左の画像）はnasa/JPL/UMD（フォトジャーナル画像PIA02142）;P/Tempel1（右の画像）はnasa/JPL-Caltech/Cornell（フォトジャーナル画像PIA13860）;P/Borrellyはnasa/JPL（フォトジャーナル画像PIA13860）;P/Tempelはnasa/JPL-Caltech/Cornell（フォトジャーナル画像PIA13860）;P/Tempelはnasa/JPL-Caltech/Cornell（フォトジャーナル画像PIA13860）;P/Tempelはnasa/JPL-Caltech/Cornell（フォトジャーナル画像PIA13860）;P/TempelはNASA/JPL-Caltech/hartley2はNasa/jpl-CALTECH/Umd（Photojournal image PIA13570）の礼儀であり、P/HalleyはNasa Planetary data SYSTEMのデータのGIOTTOアーカイブからのものです（KELLER ET AL., 1992).
彗星は、その表面に隆起したリムの有無にかかわらず、多数の（ほぼ）円形の窪みを有しており、一般的には小惑星表面の衝突クレーターとは全く異なる形態のために”ピット”と呼ばれている。 ピットは、様々なサイズと形態を持つ四つの彗星の核すべてに観測されている（図15;Britt et al. ら，２ ０ ０ ４；Ｂｒｏｗｎｌｅｅ ｅ ｔ ａ ｌ． ら、２ ０ ０ ４；Ｔｈｏｍａｓ ｅ ｔ ａ ｌ．,2007,2013a,b). 関連するピット地形は、通常、滑らかな地形があるいくつかの地域を除いて、彗星の表面の大部分を占めています。 彗星9P/Tempel1と81P/Wild2のピットの累積サイズ分布は、−1.7と−2.1の間の勾配を持っています（Thomas et al. 月や小惑星の典型的な衝突クレーターのサイズ分布とは大きく異なる（−2と−4の間）。 したがって、彗星のピットは、すべてが衝突に由来するわけではないか、形成後に修正されているかのいずれかです。 彗星P/Tempel1のピットは直径が数百メートル、深さが25メートルまであり、ほとんど平らな床はありません。 P/Wild2のものは、1までの大きなサイズを持っています。5キロ、主に平らな床と中央のピークを持ついくつかの。 P/Wild2彗星の最も特徴的な特徴は、ピットのほぼ垂直の壁であり、時には突出部がある。 いくつかの彗星に隆起したリムを持ついくつかのピットは、インパクトの起源を持つ可能性がありますが（例えば、彗星P/Tempel1のディープインパクト（DI）ミッショ, 2008). Belton et al. (2013)は>ピットの90%が彗星の爆発活動に起因していると考えている。
彗星P/Tempel1の明らかに滑らかな領域(Thomas et al. ら，２ ０ ０ ７，２ ０ １ ３ａ）および１ ０ ３Ｐ／Ｈａｒｔｌｅｙ２（Ｔｈｏｍａｓ ｅ ｔ ａ ｌ．，２ ０ ０ ７，２ ０ １ ３ａ）。,2013b)はおそらく観測された最も興味深い特徴の一つであり、そのような領域は図15に見られる。 これらの地形は、30mスケールまでの滑らかなテクスチャを持っていますが、おそらく5mスケールでも、周囲の地形よりもわずかに低い反射率を持ち、通常は横方向に閉じ込められています。 彼らは流れを示唆する数度までの斜面を持つ地形的な低さを占めています。 Britt et al.によって命名された彗星19P/Borrellyの’mesas’。 (2004)は、彗星P/Tempel1とP/Hartley2の滑らかな領域に類似しているように見える。 Belton and Melosh(2009)は、p/Tempel1彗星の滑らかな領域の起源として、COやCO2などの水よりも揮発性の高い物質が表面の下から昇華した結果生じる塵の流動多相輸送を提案した。 P/Wild2彗星ではこのような滑らかな領域は観測されなかった。 Belton(2010)は、滑らかな領域を用いて4つの彗星の進化系列を仮定したが、p/Wild2彗星の表面はその初期段階を表しており、見えるほどの大きさの滑らかな領域を発達させていないのに対し、P/Hartley2彗星の表面は滑らかな領域で覆われた表面の最も大きな部分を持つ最新の段階を表している。
彗星P/Tempel1のディープインパクトフライバイ宇宙船の画像から、Sunshine et al. (2006)初めて、彗星の核の表面に水の氷の堆積物が明確に発見された。 同様の水氷濃度が、彗星P/Hartley2で再び観測された(Sunshine et al., 2011). 氷のパッチは、彗星の全表面積の1％未満をカバーし、約3-6％の水の氷のみを含み、典型的な粒子サイズは-30μ mであり、ディープインパクト（-1μ m）によって観測された噴出物のものよりもはるかに大きい（Sunshine et al. ら、２ ０ ０ ７）および彗星Ｐ／Ｈａｒｔｌｅｙ２のコマ（Ｐｒｏｔｏｐａｐａ ｅ ｔ ａ ｌ．, 2014). 温度測定と熱モデリングは、水の氷堆積物が表面上の耐火塵から熱的に分離されることを示唆している（Groussin et al., 2007, 2013). 彗星P/Tempel1とP/Hartley2の同定された氷の堆積物の位置は、両方とも朝のターミネーターの近くにあり、内部から露出した氷とは対照的に、おそらく日周サイクルでの水蒸気の凝縮であることを示唆している（これもはるかに小さい粒子サイズを有するであろう;Sunshine et al., 2007). 彗星の核が2つしか発見されていない理由は、彗星を訪れた探査機の中でディープインパクト宇宙船だけが、水の氷を検出できる分光器を装備していたからである可能性が高い。 したがって、水の氷のパッチが彗星の核に共通している可能性が高いと推測するのは合理的です。
前に説明した大規模な特徴に加えて、よく画像化されたすべての彗星の核には多数の明るいスポットと暗いスポットがあります（図16）。 そのうちのいくつかは、彗星P/Wild2とP/Tempel1のいくつかの明るいスポットなど、アルベドの特徴であるように見えます。 スポットは、地形のために地域に集中した水の氷である可能性がありますが、解像度が限られているか、分光データが利用できないため、その起源を決定的に決定することはできません。 一方、いくつかのダークスポットは、小規模なアルベドの特徴または小さな深いピットまたは穴のいずれかであり得る（Nelson et al., 2004).
図16。 彗星の表面に見られる明るい斑点と暗い斑点の例。 画像は、左から右へ、Ｐ／Ｈａｒｔｌｅｙ２、Ｐ／Ｗｉｌｄ２、およびＰ／Ｂｏｒｒｅｌｌｙのものである。 P/Hartley2とP/Borrellyの画像は図15の画像と同じですが、コントラストが高く、機能を強化しています。 P/Wild2の画像は、NASAの惑星データシステム（Newburn and Farnham、2008）のデータのStardust archiveからのものです。 明るいスポットのいくつかは、ジェットへのフットポイントである可能性があります。 ダークスポットは、低アルベドの特徴または実際のピットである可能性があります。
彗星の表面は、ガス放出活動のために一定の変化を受けています。 2011年の次のミッションによる彗星P/Tempel1の第二のフライバイは、2005年のディープインパクトフライバイの後の近日点通過だけで、表面形態の明確な変化を示した（図17;Thomas et al. 測光における明らかな変化は同定されなかったが（Ｌｉ ｅ ｔ ａ ｌ．，２ ０ １ ３ａ）、測光における明らかな変化は同定されなかった（Ｌｉ ｅ ｔ ａ ｌ．, 2013). 観測された最も重要な変化は、南極付近の滑らかな領域を少なくとも50m境界するスカープの後退であり、さらに、2005年に明らかにされた少なくとも二つの粗雑な三角形の領域は2011年までに消失し、境界の少なくとも1000mに沿って後退していることを表している。 総体積損失は約2〜4×105m3であり、平均密度が0.47kg/m−3であると仮定すると、8〜16×107kgに相当すると推定されている（Richardson et al., 2007). また、scarpsの近くで発生する集中的なジェット活動があることも注目されている（Farnham et al., 2013). 滑らかな特徴の境界に加えて、この領域のいくつかの小さな明るいアルベドスポット（<30m）は、コントラストと範囲が変化しています。 しかし、それらの小さなサイズ、変化する視幾何学、および異なる撮像機器のために、これらが実際の変化であるか、または異なる照明および視幾何学ま 興味深いことに、DI衝突によって生成された明らかな噴出物ブランケットは、彗星P/Tempel1の表面上で同定することができなかった(Schultz et al., 2013).
図17。 ある軌道から次の軌道への彗星P/テンペル1の表面の変化。 左の画像は2005年のディープインパクトフライバイ、右の画像は2011年のスターダストフライバイからのものです。 その間の6年間で様々な明るい斑点および暗い斑点が現れおよび/または消失している。 Scarpのエッジは明らかに変化し、いくつかの場所で最大50mの範囲を失っています。 この変化は下の三つのパネルに示されており、右のパネルはscarpの痕跡を示しています。
Thomas P,A’Hearn M,Belton MJS,et al. (2013)彗星9P/テンペル1の核:二つのflybysからの形状と地質. イカルス222:453-466、図9、エルゼビアからの許可を得て。
彗星P/Borrelly、P/Wild2、およびP/Tempel1の高解像度の画像は、別の共通の特徴、すなわち内部に延びる可能性のあるユビキタスな表面層 これらの層に基づいて、Ｂｅｌｔｏｎ ｅ ｔ ａ ｌ． (2007)は、Jfcの内部構造を記述するための”talps”モデルまたは”層状パイル”モデルを仮定した。 このモデルでは、核内部は、彗星の原始降着相の間に彗星間の低速衝突によって蓄積された、異なる厚さ、大きさ、およびおそらく組成の層から構成されている。 この仮説は、小惑星の古典的な瓦礫杭モデルとは全く異なる内部構造を提示する（cf. Ｒｉｃｈａｒｄｓｏｎ，２ ０ ０ ２，およびその中の参考文献）。 小惑星の進化は主に太陽系内で起こり、形成後の激しい衝突によって支配され、瓦礫の山の性質につながっていましたが、彗星の進化はおそらく全く異な 我々が今日見ているJFCは、カイパーベルトで〜4Gyの間凍結されていた、すなわち、それらが形成されたと考えられている場所で、重力的に太陽系内に摂動さ ら，２ ０ ０ ４；ＭｏｒｂｉｄｅｌｌｉおよびＢｒｏｗｎ，２ ０ ０ ４）。 JFC軌道の彗星は、軌道のわずか7%しか活動していない(Duncan et al., 2004). したがって、Jfcの進化は、最初にカイパーベルト内の衝突環境によって支配され、その後、繰り返される近日点通過中に揮発性の昇華によって表面上に支配 TalpがJfcの原始的なものである場合、それらの保存は小惑星が受けたよりもはるかに良性の衝突の歴史を示しているようです。 将来の彗星ミッション、特に彗星67P/Churyumov-Gerasimenko(Schulz,2009)の内部構造を研究するために地上貫通レーダーを使用するESAのロゼッタミッションに関するCONSERT実験は、talpsモデルに関する決定的なテストを提供するはずである。