10.15.3.4 Overflatemorfologi på Kometkjerner
møtene med kometen 1p/Halley av ESAS Giotto-romfartøy (Reinhard, 1986) og Sovjetunionens Vega-romfartøy (Sagdeev et al.( 1986) markerte den første nærbilder av solsystemet små legemer. Under det nære møtet var Halley Multicolor Camera (HMC) om Bord På giotto-romskipet sentrert på den lyseste delen av den indre koma, og viste silhuetten av en stor, solid og uregelmessig formet kjerne og jetlignende støvaktivitet som var mye lysere enn kjernen (Keller et al., 1986). På grunn av de lyse strålene i forgrunnen av kjernen var det vanskelig å se overflatemorfologien til denne kometenkjernen fra disse bildene. Likevel ble den faste naturen til kometenkjerner som isete konglomerater som foreslått Av Whipple (1950) direkte bevist riktig. Og for første gang ble albedo av en kometkjerne direkte målt til å være ~ 4%.
Siden P / Halley flybys har det vært fem ekstra kometoppdrag som returnerer diskoppløste bilder av fire flere kometkjerner (Tabell 1). En montasje (ikke til skala) av kometene er vist I Figur 15. Bildedataene fra disse kometoppdragene har dannet grunnlaget for vår nåværende forståelse av overflatemorfologien til kometkjerner. Mens kometene har en rekke generelle morfologier, er det mange vanlige trekk, inkludert groper og pitted terreng, glatte områder, isete flekker og mange små, lyse eller mørke flekker.
Figur 15. Montasje av de fem kometene som har hatt romfartøy møter (med bildebehandling). P / Tempel 1 har blitt besøkt to ganger. P / Halley ble besøkt fire ganger (Se Tabell 1) , men for klarhet viser vi bare Et Giotto-bilde. Hvit horisontal bar i hvert panel representerer 1 km. Legg merke til variasjonen av overflatemorfologier. Bildekilder: P/Wild 2 er høflighet NASA/JPL-Caltech (Fotojournal bilde PIA05571); P/Borrelly er høflighet NASA/Jpl (Fotojournal bilde PIA03500); P/Tempel 1 (venstre bilde) er høflighet NASA/jpl/UMD (Fotojournal PIA02142); P/Tempel 1 (høyre bilde) er høflighet NASA/JPL-Caltech/Cornell (Fotojournal bilde PIA13860); P/hartley 2 Er Høflighet nasa/jpl-CALTECH/Umd (Fotojournal bilde PIA13570); P/Halley er FRA GIOTTO ARKIV av data I Nasa Planetary data SYSTEM (KELLER ET AL., 1992).
Kometer har mange (nesten) sirkulære fordypninger med eller uten hevede felger på overflatene, vanligvis kalt «groper» på grunn av deres helt forskjellige morfologi fra nedslagskratre på asteroide overflater. Pits er observert på alle fire kometkjerner med forskjellige størrelser og morfologier (Figur 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a, b). De tilhørende pitted terrengene opptar vanligvis en stor brøkdel av kometens overflate, bortsett fra i noen regioner der det er glatte terreng. Kumulative størrelsesfordelinger av groper PÅ kometer 9P/Tempel 1 OG 81p / Wild 2 har bakker mellom – 1.7 og – 2.1 (Thomas et al., 2013a), vesentlig forskjellig fra størrelsesfordelingen av typiske nedslagskratere på Månen eller asteroider (mellom − 2 og − 4). Derfor, groper på kometer enten ikke alle stammer fra støt eller har blitt endret etter dannelse. Gropene På Comet P/Tempel 1 er opptil noen få hundre meter i diameter og opptil 25 meter i dybden, for det meste uten flate gulv. De på P / Wild 2 har større størrelser opp til ~ 1.5 km, for det meste med flate gulv og noen med sentrale topper. Den mest karakteristiske funksjonen på comet P / Wild 2 er de nesten vertikale veggene i gropene, noen ganger med overheng. Mens noen groper med opphøyde felger på noen kometer kan ha nedslagstall (slik som De to sirkulære fordypningene i nedslagsstedet Deep Impact (DI) på kometen P/Tempel 1), er de fleste av dem sannsynligvis kryovulkaniske kollaps assosiert med kometaktivitet(Belton and Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) tilskrevet > 90% av gropene til komet utbrudd aktivitet.
de tilsynelatende glatte områdene På kometer P / Tempel 1 (Thomas Et al., 2007, 2013a) OG 103P / Hartley 2 (Thomas Et al., 2013b) er trolig en av de mest spennende funksjonene observert; slike områder er synlige I Figur 15. Disse terrengene har glatt tekstur opp til 30 m skala, men mest sannsynlig også på en 5 m skala, med litt lavere refleksjon enn de omkringliggende terrengene, og de er vanligvis sideveis begrenset. De okkuperer topografiske nedturer med bakker opp til noen grader, som tyder på strømmer. ‘Mesas’ på kometen 19p / Borrelly som betegnes Av Britt et al. (2004) ser ut til å ligne de glatte områdene På kometene P/Tempel 1 og P/Hartley 2. Belton and Melosh (2009) foreslo en fluidisert flerfasetransport av støv som følge av sublimering av materiale med høyere volatilitet enn vann, SOM CO eller CO2, fra under overflaten som opprinnelsen til de glatte områdene På kometen P/Tempel 1. Ingen slike glatte områder ble observert på kometen P / Wild 2. Belton (2010) brukte de glatte områdene til å hypotese en evolusjonær sekvens av de fire kometene, hvor overflaten Av kometen P / Wild 2 representerer det tidlige stadiet i sekvensen og ikke har utviklet glatte områder som er store nok til å være synlige, mens overflaten av kometen P/Hartley 2 representerer det siste stadiet med den største brøkdel av overflaten dekket av glatte områder.
Fra Deep Impact flyby romfartøy bilder av kometen P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) for første gang utvetydig oppdaget vannisforekomster på overflaten av en kometkjerne. Lignende vanniskonsentrasjon ble igjen observert på kometen P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). De isete flekkene dekker mindre enn 1% av kometenes totale overflatearealer og inneholder bare ca. 3-6% vannis, med typiske partikkelstørrelser på ~ 30 µ, mye større enn de i ejecta observert av Deep Impact (~1 µ) (Sunshine et al., 2007) og i kometen P/Hartley 2s koma (Protopapa et al., 2014). Temperaturmålinger og termisk modellering tyder på at vannisavsetningene er termisk koblet fra det ildfaste støvet på overflaten (Groussin et al., 2007, 2013). Plasseringen av de identifiserte isavsetningene På kometene P/Tempel 1 og P / Hartley 2 er begge nær morgenterminatorene, noe som tyder på at de sannsynligvis kondenserer vanndamp i døgnets sykluser i motsetning til is eksponert fra interiøret (Som også ville ha mye mindre partikkelstørrelser; Sunshine et al., 2007). Det er ganske mulig at årsaken til at vannis blir endelig oppdaget på bare to kometkjerner, er at Bare Deep Impact-romfartøyet, blant de som har besøkt kometer, er utstyrt med et spektrometer som er i stand til å oppdage vannis. Derfor er det rimelig å spekulere i at vannisplaster sannsynligvis er vanlige på kometenkjerner.
I Tillegg til de store egenskapene som er diskutert tidligere, er det mange lyse og mørke flekker på alle godt avbildede kometenkjerner (Figur 16). Noen av dem ser ut til å være albedoegenskaper, for eksempel noen lyse flekker på kometer P / Wild 2 og P / Tempel 1. Flekkene kan være vannis konsentrert i områder på grunn av topografi, men det er ikke mulig å fastslå deres opprinnelse entydig på grunn av begrenset oppløsning eller utilgjengelighet av spektroskopiske data. På den annen side kan noen mørke flekker være enten små albedoegenskaper eller små, dype groper eller hull (Nelson et al., 2004).
Figur 16. Eksempler på lyse og mørke flekker sett på kometoverflater. Bildene er Av P / Hartley 2, P / Wild 2, Og P / Borrelly, fra venstre til høyre. P / Hartley 2-og P / Borrelly-bildene er de samme som de som er sett i Figur 15, men med bedre kontrast for å forbedre funksjonene. P / Wild 2 bildet er Fra Stardust arkiv av data I NASA Planetary Data System (Newburn Og Farnham, 2008). Noen av de lyse flekkene kan være fotpunkter til jetfly. De mørke flekker kan være lav-albedo funksjoner eller faktiske groper.
kometoverflater er under konstant endring på grunn av utgassingsaktivitet. Den andre forbiflyvningen Av kometen P/Tempel 1 ved neste oppdrag I 2011 bare en perihelionpassasje etter Deep Impact forbiflyvning i 2005 viste klar endring i overflatemorfologi (Figur 17; Thomas et al., 2013a), selv om ingen åpenbar endring i fotometri ble identifisert (Li et al., 2013). Den mest signifikante endringen som ble observert var tilbaketrekningen av scarp som begrenser det glatte området nær sørpolen med minst 50 m. i tillegg forsvant minst to grovt trekantede områder i 2005 i 2011, noe som representerer en backwasting langs minst 1000 m av grensen. Det anslås at totaltapet i volumet var omtrent 2-4 × 105 m3, tilsvarende 8-16 × 107 kg, forutsatt en gjennomsnittlig tetthet på 0.47 kg− m-3 (Richardson et al., 2007). Det har også blitt bemerket at det er konsentrert jetaktivitet som stammer nær scarps (Farnham et al., 2013). I tillegg til grensen til de glatte egenskapene, har flere små lyse albedo-flekker (< 30 m) i regionen endret seg i kontrast og omfang. På grunn av deres små størrelser, den skiftende visningsgeometrien og de forskjellige bildeinstrumentene, er det imidlertid usikkert om disse er reelle endringer eller skyldes effekten av forskjellig belysning og visningsgeometrier eller instrumenteffekter. Interessant, ingen åpenbare ejecta teppe produsert AV di innvirkning kunne identifiseres på overflaten av kometen P/Tempel 1 (Schultz et al., 2013).
Figur 17. Endringer I overflaten Av kometen P / Tempel 1 fra en bane til den neste. Det venstre bildet er Fra Deep Impact flyby i 2005, og det høyre bildet er Fra Stardust flyby i 2011. Ulike lyse og mørke flekker har dukket opp og / eller forsvunnet i de mellomliggende 6 årene. Kanten av scarp har tydelig endret seg, og mister opptil 50 m av omfang på enkelte steder. Denne endringen er vist i de tre nederste panelene, med det høyre panelet som viser sporene til scarp.
Gjengitt Fra Thomas P, A ‘ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) kjernen TIL Kometen 9p / Tempel 1: Form og geologi fra to flybys. Icarus 222: 453-466, Figur 9, med tillatelse Fra Elsevier.
høyoppløselige bilder av kometer P / Borrelly, P / Wild 2 og P / Tempel 1 avslører et annet vanlig trekk, det vil si allestedsnærværende overflatelag som muligens strekker seg inn i interiøret. Basert på disse lagene, Belton et al. (2007) hypotese en ‘talps’ modell eller ‘lagdelt haug’ modell for å beskrive den interne strukturen Av JFCs. I denne modellen består kjernen av lag av forskjellige tykkelser, størrelser og muligens komposisjoner som ble akkumulert under den opprinnelige akkresjonsfasen av kometer gjennom lavhastighetskollisjoner mellom kometesimaler. Denne hypotesen presenterer en helt annen intern struktur fra den klassiske rubble pile-modellen for asteroider (jfr. Richardson, 2002, og referanser deri). Mens utviklingen av asteroider hovedsakelig skjedde i det indre solsystemet og ble dominert av intensive kollisjoner etter dannelsen, noe som førte til deres rubble haug natur, tok utviklingen av kometer sannsynligvis en helt annen vei. JFCs vi ser i dag ble frosset for ~ 4 Gy I Kuiperbeltet, det vil si hvor De antas å ha dannet, før de ble gravitasjonelt forstyrret i det indre solsystemet (F. Eks. Duncan og Levison, 1997; Duncan et al.(2004; Morbidelli Og Brown, 2004). Kometer i JFC baner er aktive for bare 7% av bane (Duncan et al., 2004). Derfor domineres Utviklingen av JFCs først av kollisjonsmiljøet I Kuiperbeltet og deretter på deres overflater ved flyktig sublimering under gjentatte perihelionpassasjer. Hvis talps er primordial I JFCs, synes deres bevaring å indikere en mye mer godartet kollisjonshistorie enn asteroider har gjennomgått. Fremtidige kometoppdrag, spesielt CONSERT-eksperimentet PÅ ESAS Rosetta–oppdrag som vil bruke bakkenetrerende radar for å studere den indre strukturen til kometen 67p/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009), bør gi endelige tester på talps-modellen.