10.15.3.4 Surface Morfology on Cometary Nuclei
de ontmoetingen met komeet 1p/Halley door ESA ‘ s Giotto ruimtevaartuig (Reinhard, 1986) en de Sovjet-Unie Vega ruimtevaartuig (Sagdeev et al., 1986) markeerde de eerste close-up beeldvorming van kleine lichamen in het zonnestelsel. Tijdens de close encounter, de Halley Multicolor Camera (HMC) aan boord van de Giotto ruimtevaartuig gecentreerd op het helderste deel van de innerlijke coma, het tonen van het silhouet van een grote, vaste, en onregelmatig gevormde kern en jet-achtige stof activiteit die veel helderder was dan de kern (Keller et al., 1986). Door de heldere stralen op de voorgrond van de kern, was het moeilijk om de oppervlakte morfologie van deze komeetkern te zien aan de hand van deze beelden. Niettemin bleek het vaste karakter van kometaire kernen als ijzige conglomeraten zoals voorgesteld door Whipple (1950) direct juist. En voor het eerst werd het albedo van een komeetkern direct gemeten op ~ 4%.
sinds de P / Halley flybys zijn er vijf extra komeetmissies geweest die disk-resolved images van vier andere komeetkernen retourneerden (Tabel 1). Een montage (niet op schaal) van de kometen is weergegeven in figuur 15. De beeldgegevens van die komeetmissies hebben de basis gevormd van ons huidige begrip van de oppervlakte morfologie van komeetkernen. Hoewel de kometen een verscheidenheid aan algemene morfologieën hebben, zijn er veel gemeenschappelijke kenmerken, waaronder putten en ontpitte terreinen, gladde gebieden, ijzige plekken en tal van kleine, lichte of donkere vlekken.
figuur 15. Montage van de vijf kometen die ruimtevaartuigen hebben ontmoet (met beeldvorming). P / Tempel 1 is twee keer bezocht. P / Halley werd vier keer bezocht (zie Tabel 1) maar voor de duidelijkheid laten we alleen een Giotto foto zien. Witte horizontale balk in elk paneel vertegenwoordigt 1 km. Let op de verscheidenheid aan oppervlaktemorfologieën. Afbeelding bron: P/Wild 2 is met dank aan NASA/JPL-Caltech (Photojournal afbeelding PIA05571); P/Borrelly is met dank aan NASA/JPL (Photojournal afbeelding PIA03500); P/Tempel 1 (foto links) is met dank aan NASA/JPL/UMD (Photojournal PIA02142); P/Tempel 1 (rechter afbeelding) is met dank aan NASA/JPL-Caltech/Cornell (Photojournal afbeelding PIA13860); P/Hartley 2 is met dank aan NASA/JPL-Caltech/UMD (Photojournal afbeelding PIA13570); P/Halley is van de Giotto archiveren van gegevens van de NASA-Planetary Data System (Keller et al., 1992).
kometen hebben talrijke (bijna) cirkelvormige depressies met of zonder verhoogde Velgen op hun oppervlakken, meestal “putjes” genoemd vanwege hun volledig andere morfologie dan botskraters op asteroïde oppervlakken. Pits worden waargenomen op alle vier komeetkernen met verschillende maten en morfologieën (figuur 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a, b). De bijbehorende ontpitte terreinen beslaan meestal een groot deel van het oppervlak van een komeet, behalve in sommige gebieden waar er gladde terreinen zijn. De cumulatieve grootteverdeling van putten op kometen 9P / Tempel 1 en 81P / Wild 2 hebben hellingen tussen-1,7 en-2,1 (Thomas et al., 2013a), significant verschillend van de grootteverdeling van typische inslagkraters op de maan of asteroïden (tussen − 2 en − 4). Daarom komen putten op kometen niet allemaal voort uit inslagen of zijn ze gewijzigd na de vorming. De kuilen op komeet P / Tempel 1 zijn tot een paar honderd meter in diameter en tot 25 meter diep, meestal zonder vlakke vloeren. Die op P / Wild 2 hebben grotere maten tot ~ 1.5 km, meestal met vlakke vloeren en sommige met centrale bergtoppen. Het meest opvallende kenmerk van komeet P / Wild 2 is de bijna verticale wanden van de putten, soms met uitsteeklengtes. Terwijl sommige putten met verhoogde Velgen op sommige kometen inslagoorsprong kunnen hebben (zoals de twee cirkelvormige depressies die de Deep Impact (DI) missie impact site op komeet P/Tempel 1), de meeste van hen zijn waarschijnlijk cryovolcanische ineenstorting kenmerken geassocieerd met komeet activiteit (Belton and Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) toegeschreven > 90% van de pits aan kometaire uitbarsting activiteit.
de ogenschijnlijk gladde gebieden op kometen P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) en 103P / Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) zijn waarschijnlijk een van de meest intrigerende kenmerken waargenomen; dergelijke gebieden zijn zichtbaar in figuur 15. Deze terreinen hebben een gladde textuur tot een schaal van 30 m, maar waarschijnlijk ook op een schaal van 5 m, met een iets lagere reflectie dan de omliggende terreinen, en ze zijn meestal zijdelings beperkt. Ze bezetten topografische dieptepunten met hellingen tot een paar graden, suggestief van stromen. De ‘mesas’ op komeet 19P / Borrelly zoals genoemd door Britt et al. (2004) lijken op de gladde gebieden op kometen P/Tempel 1 en P/Hartley 2. Belton and Melosh (2009) stelden een gefluïdiseerd meerfasig transport voor van stof als gevolg van de Sublimatie van materiaal met een hogere vluchtigheid dan water, zoals CO of CO2, van onder het oppervlak als de oorsprong van de gladde gebieden op komeet P/Tempel 1. Bij komeet P / Wild 2 is geen dergelijk glad gebied waargenomen. Belton (2010) gebruikte de gladde gebieden om een evolutionaire opeenvolging van de vier kometen te veronderstellen, waar het oppervlak van komeet P/Wild 2 het vroege stadium in de opeenvolging vertegenwoordigt en geen gladde gebieden heeft ontwikkeld die groot genoeg zijn om zichtbaar te zijn, terwijl het oppervlak van komeet P/Hartley 2 het laatste stadium vertegenwoordigt met het grootste deel van het oppervlak dat door gladde gebieden wordt bedekt.
van de Deep Impact flyby ruimtevaartuigen beelden van de komeet P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) voor het eerst ondubbelzinnig waterijsafzettingen ontdekt op het oppervlak van een komeetkern. Soortgelijke waterijsconcentratie werd opnieuw waargenomen op komeet P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). De ijzige vlekken bedekken minder dan 1% van de totale oppervlakte van kometen en bevatten slechts ongeveer 3-6% waterijs, met typische deeltjesgroottes van ~ 30 µm, veel groter dan die in ejecta waargenomen door diepe Impact (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) en in comet p / Hartley 2 ‘ s coma (Protopapa et al., 2014). Temperatuurmetingen en thermische modellering suggereren dat de waterijsafzettingen thermisch worden ontkoppeld van het vuurvaste stof op het oppervlak (Groussin et al., 2007, 2013). De locaties van de geïdentificeerde ijsafzettingen op kometen P / Tempel 1 en P / Hartley 2 liggen beide in de buurt van de ochtend terminators, wat suggereert dat ze waarschijnlijk condensatie van waterdamp zijn in dagcycli in tegenstelling tot ijs dat vanuit het interieur wordt blootgesteld (die ook veel kleinere deeltjesgroottes zouden hebben; Sunshine et al., 2007). Het is heel goed mogelijk dat de reden voor het definitief ontdekken van waterijs op slechts twee kometen kernen is dat alleen de Deep Impact ruimtevaartuig, onder degenen die kometen hebben bezocht, is uitgerust met een spectrometer die waterijs kan detecteren. Daarom is het redelijk om te speculeren dat waterijs patches zijn waarschijnlijk gemeenschappelijk op komeetkernen.
naast de eerder besproken grootschalige kenmerken, zijn er tal van heldere en donkere vlekken op alle goed afgebeelde komeetkernen (Figuur 16). Sommige van hen lijken albedo functies, zoals sommige heldere plekken op kometen P/Wild 2 en P/Tempel 1. De vlekken kunnen waterijs zijn dat geconcentreerd is in gebieden als gevolg van topografie, maar het is niet mogelijk om hun oorsprong definitief vast te stellen vanwege de beperkte resolutie of de onbeschikbaarheid van spectroscopische gegevens. Aan de andere kant, sommige donkere vlekken kunnen ofwel kleinschalige albedo-functies of kleine, diepe putten of gaten (Nelson et al., 2004).
Figuur 16. Voorbeelden van de heldere en donkere vlekken te zien op komeetvlakken. Afbeeldingen zijn van P/Hartley 2, P/Wild 2, en P / Borrelly, van links naar rechts. De P/Hartley 2 en P / Borrelly beelden zijn dezelfde als die in figuur 15, maar met een beter contrast om de functies te verbeteren. P / Wild 2 image komt uit het Stardust archive of data in het Planetary Data System van NASA (Newburn and Farnham, 2008). Sommige van de lichtpunten kunnen voetpunten zijn voor jets. De donkere vlekken kunnen laag-albedo kenmerken of werkelijke putten.
Komeetoppervlakken worden constant gewijzigd door ontgassing. De tweede flyby van komeet P / Tempel 1 door de volgende missie in 2011 slechts één perihelium passage na de diepe Impact flyby in 2005 toonde duidelijke verandering in de oppervlakte morfologie (figuur 17; Thomas et al., 2013a), hoewel er geen duidelijke verandering in fotometrie werd vastgesteld (Li et al., 2013). De belangrijkste verandering die werd waargenomen was de terugtrekking van de scarp die het gladde gebied bij de Zuidpool met ten minste 50 m begrenst. daarnaast verdwenen in 2011 ten minste twee grof driehoekige gebieden die in 2005 zichtbaar waren, wat een teruggang langs ten minste 1000 m van de grens vertegenwoordigde. Geschat wordt dat het totale volume verlies ongeveer 2-4 × 105 m3, overeenkomend met 8-16 × 107 kg, uitgaande van een gemiddelde dichtheid van 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). Er is ook opgemerkt dat er geconcentreerde jet-activiteit van oorsprong in de buurt van de scarps (Farnham et al., 2013). Naast de grens van de gladde kenmerken, zijn verschillende kleine heldere Albedo-vlekken (< 30 m) in de regio veranderd in contrast en omvang. Echter, vanwege hun kleine afmetingen, de veranderende kijkgeometrie, en de verschillende beeldvormingsinstrumenten, blijft het onzeker of dit echte veranderingen zijn of te wijten zijn aan het effect van verschillende belichting en kijkgeometrieën of instrumenteffecten. Interessant is dat er op het oppervlak van de komeet P / Tempel 1 (Schultz et al., 2013).
figuur 17. Veranderingen in het oppervlak van komeet P/Tempel 1 van de ene baan naar de andere. Het linkerbeeld is van de Deep Impact flyby in 2005, en het rechterbeeld is van de Stardust flyby in 2011. Verschillende lichte en donkere vlekken zijn verschenen en / of verdwenen in de tussenliggende 6 jaar. De rand van de scarp is duidelijk veranderd, verliezen tot 50 m van omvang op sommige locaties. Deze verandering wordt getoond in de onderste drie panelen, met het rechter paneel toont de sporen van de scarp.herdrukt uit Thomas P, A ‘ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) de kern van Komeet 9P/Tempel 1: vorm en geologie van twee flybys. Icarus 222: 453-466, figuur 9, met toestemming van Elsevier.
De hoge-resolutie beelden van kometen P/Borrelly, P/Wild 2, en P/Tempel 1 onthullen een ander gemeenschappelijk kenmerk, dat wil zeggen, alomtegenwoordige oppervlaktelaag die zich mogelijk uitstrekt in het interieur. Op basis van deze lagen, Belton et al. (2007) veronderstelde een ’talps’ model of ‘gelaagde stapel’ model om de interne structuur van JFC ‘ s te beschrijven. In dit model zijn de kerninterieurs samengesteld uit lagen van verschillende diktes, maten en mogelijk samenstellingen die werden verzameld tijdens de primordiale accretiefase van kometen door botsingen met lage snelheid tussen kometen. Deze hypothese presenteert een geheel andere interne structuur dan het klassieke puinhopenmodel voor asteroïden (cf. Richardson, 2002, en verwijzingen daarin). Terwijl de evolutie van asteroïden meestal plaatsvond in het binnenste zonnestelsel en werd gedomineerd door intensieve botsingen na hun vorming, wat leidde tot hun puinhopen aard, de evolutie van kometen waarschijnlijk een heel ander pad. JFC ‘ s die we vandaag zien werden bevroren voor ~ 4 Gy in de Kuipergordel, dat wil zeggen, waar ze worden verondersteld te zijn gevormd, voordat ze gravitationeel verstoord in het binnenste zonnestelsel (bijvoorbeeld Duncan and Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli and Brown, 2004). Kometen in JFC-banen zijn slechts 7% van de baan actief (Duncan et al., 2004). Daarom wordt de evolutie van JFC ‘ s eerst gedomineerd door de botsende omgeving in de Kuipergordel en vervolgens op hun oppervlakken door vluchtige sublimatie tijdens herhaalde periheliumpassages. Als talps primordiaal zijn in JFK ‘ s, dan lijkt hun bewaring te wijzen op een veel meer goedaardige botsingsgeschiedenis dan de asteroïden hebben ondergaan. Toekomstige komeetmissies, in het bijzonder het CONSERT-experiment op ESA ‘ s Rosetta–missie, dat gebruik zal maken van grond-penetrerende radar om de interne structuur van komeet 67P/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009) te bestuderen, zouden definitieve tests op het talps-model moeten opleveren.