10.15.3.4 Morfologia powierzchni jąder Kometarnych
spotkania z kometą 1P/Halley przez statek kosmiczny Giotto ESA (Reinhard, 1986) i statek kosmiczny Vega Związku Radzieckiego (Sagdeev et al., 1986) oznaczał pierwsze zbliżenie obrazowania małych ciał Układu Słonecznego. Podczas bliskiego spotkania, Halley Multicolor Camera (HMC) na pokładzie statku kosmicznego Giotto koncentruje się na najjaśniejszej części wewnętrznej śpiączki, pokazując sylwetkę dużego, stałego i o nieregularnym kształcie jądra i aktywności pyłu przypominającego strumień, który był znacznie jaśniejszy niż jądro (Keller et al., 1986). Ze względu na jasne dżety na pierwszym planie jądra, trudno było zobaczyć morfologię powierzchni tego kometarnego jądra z tych obrazów. Niemniej jednak stała natura jąder komet jako konglomeratów lodowych, zaproponowana przez Whipple ’ a (1950), została bezpośrednio udowodniona. Po raz pierwszy albedo jądra kometarnego zostało zmierzone na ~ 4%.
od czasu przelotu P / Halley ’ a odbyło się pięć dodatkowych misji kometarnych zwracających obrazy czterech kolejnych jąder komet (Tabela 1). Montaż (nie w skali) komet pokazano na rysunku 15. Dane obrazowe z tych misji kometarnych stworzyły fundament naszego obecnego zrozumienia morfologii powierzchni jąder kometarnych. Podczas gdy komety mają różne ogólne morfologie, istnieje wiele wspólnych cech, w tym doły i tereny pestkowe, gładkie obszary, lodowate plamy i liczne małe, jasne lub ciemne plamy.
rysunek 15. Montaż pięciu komet, które miały styczność ze statkami kosmicznymi (z obrazowaniem). P / Tempel 1 był odwiedzany dwukrotnie. P / Halley był odwiedzany cztery razy (patrz Tabela 1), ale dla jasności pokazujemy tylko zdjęcie Giotto. Biały poziomy pasek w każdym panelu reprezentuje 1 km. Zwróć uwagę na różnorodność morfologii powierzchni. Źródła obrazu: P/Wild 2 jest dzięki uprzejmości NASA/JPL-Caltech (fotoreportaż PIA05571); P/Borrelly jest dzięki uprzejmości NASA/JPL (fotoreportaż PIA03500); P/Tempel 1 (zdjęcie po lewej) jest dzięki uprzejmości NASA/JPL/UMD (fotoreportaż PIA02142); P/Tempel 1 (zdjęcie po prawej) jest dzięki uprzejmości NASA/JPL-Caltech/Cornell (fotoreportaż PIA13860); P/Hartley 2 jest dzięki uprzejmości NASA/JPL-Caltech/UMD (fotoreportaż PIA13570); P/Halley pochodzi z archiwum danych Giotto w planetarnym systemie danych NASA (Keller et al., 1992).
komety mają liczne (prawie) okrągłe zagłębienia z lub bez wypukłych obręczy na swoich powierzchniach, ogólnie nazywane „dołami” ze względu na ich zupełnie inną morfologię od kraterów uderzeniowych na powierzchniach asteroidalnych. Doły są obserwowane na wszystkich czterech jądrach komet o różnych rozmiarach i morfologiach(rysunek 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007,2013a, b). Związane z tym tereny zajmują zwykle dużą część powierzchni komety, z wyjątkiem niektórych regionów, w których występują tereny gładkie. Skumulowane rozkłady wielkości dołów na kometach 9P / Tempel 1 i 81P / Wild 2 mają nachylenia od-1,7 do-2,1 (Thomas et al., 2013a), znacznie różniące się od rozkładu wielkości typowych kraterów uderzeniowych na Księżycu lub asteroidzie (między − 2 a − 4). W związku z tym doły na kometach albo nie wszystkie pochodzą z uderzeń, albo zostały zmodyfikowane po uformowaniu. Doły na komecie P / Tempel 1 mają do kilkuset metrów średnicy i do 25 m głębokości, w większości bez płaskich podłóg. Te NA P / Wild 2 mają większe rozmiary do ~ 1.5 km, W większości z płaskimi piętrami, a niektóre z centralnymi szczytami. Najbardziej charakterystyczną cechą komety P / Wild 2 są prawie pionowe ściany dołów, czasami z nawisami. Podczas gdy niektóre doły z podniesionymi obręczami na niektórych kometach mogą mieć wpływ na pochodzenie (takie jak dwa okrągłe zagłębienia bracketing Deep Impact (DI) mission impact site na komecie P/Tempel 1), większość z nich to prawdopodobnie cechy zapadania się kriowolkanów związane z aktywnością kometarną (Belton and Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) przypisano > 90% dołów do aktywności wybuchu kometarnego.
pozornie gładkie obszary na kometach P/Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) i 103P/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) są prawdopodobnie jedną z najbardziej intrygujących obserwowanych cech; takie obszary są widoczne na rysunku 15. Tereny te mają gładką teksturę do 30 m skali, ale najprawdopodobniej również w skali 5 m, z nieco niższym współczynnikiem odbicia niż tereny otaczające, i są zwykle boczne ograniczone. Zajmują Niziny topograficzne o zboczach do kilku stopni, sugerujące przepływy. „Mesas” na komecie 19P / Borrelly, jak określili Britt et al. (2004) wydają się podobne do gładkich obszarów komet P/Tempel 1 I P/Hartley 2. Belton i Melosh (2009) zaproponowali fluidyzację wielofazowego transportu pyłu powstałego w wyniku sublimacji materiału o większej lotności niż woda, takiego jak co lub CO2, spod powierzchni jako początek gładkich obszarów na komecie P/Tempel 1. Na komecie P/Wild 2 nie zaobserwowano takiego gładkiego obszaru. Belton (2010) użył gładkich obszarów do hipotezy ewolucyjnej sekwencji czterech komet, Gdzie powierzchnia komety P/Wild 2 reprezentuje wczesny etap sekwencji i nie rozwinęła gładkich obszarów, które są wystarczająco duże, aby były widoczne, podczas gdy powierzchnia komety P/Hartley 2 reprezentuje ostatni etap z największą częścią powierzchni pokrytej gładkimi obszarami.
z głębokiego uderzenia zdjęcia sondy kosmicznej komety P/Tempel 1, Sunshine i in. (2006) po raz pierwszy jednoznacznie odkrył złoża lodu wodnego na powierzchni jądra kometarnego. Podobne stężenie lodu wodnego ponownie zaobserwowano na komecie P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). Lodowate plamy pokrywają mniej niż 1% całkowitej powierzchni komet i zawierają tylko około 3-6% lodu wodnego, z typowymi rozmiarami cząstek ~ 30 µm, znacznie większymi niż te w ejeccie obserwowane przez Głębokie uderzenie (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) oraz w śpiączce komety P/Hartley 2 (Protopapa et al., 2014). Pomiary temperatury i modelowanie termiczne sugerują, że osady lodu wodnego są termicznie oddzielone od pyłu ogniotrwałego na powierzchni (Groussin et al., 2007, 2013). Lokalizacje zidentyfikowanych złóż lodu na kometach P / Tempel 1 I P / Hartley 2 znajdują się w pobliżu porannych Terminatorów, co sugeruje, że prawdopodobnie są to kondensacje pary wodnej w cyklach dobowych w przeciwieństwie do lodu wystawionego z wnętrza (który miałby również znacznie mniejsze rozmiary cząstek; Sunshine et al., 2007). Jest całkiem możliwe, że powodem ostatecznego odkrycia lodu wodnego tylko na dwóch jądrach komet jest to, że tylko statek kosmiczny Deep Impact, wśród tych, którzy odwiedzili komety, jest wyposażony w spektrometr zdolny do wykrywania lodu wodnego. Dlatego uzasadnione jest spekulowanie, że plamy lodu wodnego są prawdopodobnie powszechne na jądrach komet.
oprócz omówionych wcześniej cech na dużą skalę, na wszystkich dobrze zobrazowanych jądrach komet występują liczne jasne i ciemne plamy (ryc. 16). Niektóre z nich wydają się być cechami albedo, jak niektóre jasne plamy na kometach P/Wild 2 I P/Tempel 1. Plamy mogą być lodem wodnym skoncentrowanym na obszarach ze względu na topografię, ale nie jest możliwe ustalenie ich pochodzenia z powodu ograniczonej rozdzielczości lub niedostępności danych spektroskopowych. Z drugiej strony, niektóre ciemne plamy mogą być albo małe cechy albedo lub małe, głębokie doły lub dziury(Nelson et al., 2004).
Rysunek 16. Przykłady jasnych i ciemnych plam widocznych na powierzchniach komet. Obrazy są z P / Hartley 2, P/Wild 2 I P / Borrelly, od lewej do prawej. Obrazy P / Hartley 2 I P / Borrelly są takie same jak te widoczne na rysunku 15, ale z lepszym kontrastem w celu zwiększenia funkcji. Obraz P / Wild 2 pochodzi z archiwum danych Gwiezdnego pyłu w planetarnym systemie danych NASA (Newburn and Farnham, 2008). Niektóre z jasnych plam mogą być stopami do odrzutowców. Ciemne plamy mogą być cechami o niskim albedo lub rzeczywistymi jamami.
powierzchnie komet ulegają ciągłym zmianom z powodu aktywności odgazowywania. Drugi przelot komety P/Tempel 1 przez kolejną misję w 2011 roku tylko jedno przejście Peryhelium po przelocie głębokiego uderzenia w 2005 roku wykazało wyraźną zmianę morfologii powierzchni (rysunek 17; Thomas et al., 2013a), chociaż nie stwierdzono wyraźnych zmian w fotometrii (Li et al., 2013). Najistotniejszą obserwowaną zmianą było cofnięcie się skarpy ograniczającej gładki obszar w pobliżu bieguna południowego o co najmniej 50 m. ponadto, co najmniej dwa trójkątne obszary widoczne w 2005 roku zniknęły do 2011 roku, reprezentując cofanie wzdłuż co najmniej 1000 m granicy. Szacuje się, że całkowita utrata objętości wynosiła około 2-4 × 105 m3, co odpowiada 8-16 × 107 kg, przy założeniu średniej gęstości 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). Zauważono również, że w pobliżu Skarp występuje skoncentrowana aktywność dżetów (Farnham et al., 2013). Oprócz granicy cech gładkich, kilka małych jasnych plam albedo (< 30 m) w regionie zmieniło kontrast i zasięg. Jednak ze względu na ich małe rozmiary, zmieniającą się geometrię oglądania i różne instrumenty obrazowania, pozostaje niepewne, czy są to rzeczywiste zmiany, czy wynikają z wpływu różnych geometrii oświetlenia i oglądania lub efektów instrumentów. Co ciekawe, na powierzchni komety P/Tempel 1 nie można było zidentyfikować widocznego koca ejecta powstałego w wyniku uderzenia DI(Schultz et al., 2013).
rysunek 17. Zmiany powierzchni komety P / Tempel 1 z jednej orbity na drugą. Lewy obraz pochodzi z lotu Deep Impact w 2005 roku, a prawy z lotu Stardust w 2011 roku. Różne jasne i ciemne plamy pojawiły się i / lub zniknęły w ciągu 6 lat. Krawędź skarpy wyraźnie się zmieniła, tracąc w niektórych miejscach do 50 m zasięgu. Zmiana ta jest pokazana na trzech dolnych panelach, z prawym panelem pokazującym ślady skarpy.
przedruk z Thomas P, A ’ Hearn m, Belton MJS, et al. (2013) jądro komety 9P/Tempel 1: Shape and geology from two flybys. Ikarus 222: 453-466, Rysunek 9, za zgodą Elsevier.
obrazy komet P/Borrelly, P/Wild 2 I P/Tempel 1 w wysokiej rozdzielczości ujawniają kolejną wspólną cechę, czyli wszechobecne warstwowanie powierzchni, które prawdopodobnie rozciąga się do wnętrza. Na podstawie tych warstw, Belton et al. (2007) postawił hipotezę modelu „talps” lub modelu „layered pile”, aby opisać wewnętrzną strukturę JFC. W tym modelu wnętrze jądra składa się z warstw o różnych grubościach, rozmiarach i być może kompozycjach, które zostały nagromadzone podczas pierwotnej fazy akrecji komet przez kolizje komet o niskiej prędkości. Hipoteza ta przedstawia zupełnie inną strukturę wewnętrzną od klasycznego modelu Planetoid (por. Richardson, 2002, i odniesienia w nim). Podczas gdy ewolucja Planetoid miała miejsce głównie w wewnętrznym układzie słonecznym i była zdominowana przez intensywne kolizje po ich utworzeniu, prowadzące do ich zgliszczowego charakteru, ewolucja komet prawdopodobnie obrała zupełnie inną ścieżkę. JFC, które widzimy dzisiaj, zostały zamrożone przez ~ 4 Gy W Pasie Kuipera, czyli tam, gdzie uważa się, że uformowały się, zanim zostały grawitacyjnie zakłócone w wewnętrznym układzie słonecznym (np. Duncan and Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli i Brown, 2004). Komety na orbitach JFC są aktywne tylko dla 7% orbity (Duncan et al., 2004). Dlatego ewolucja JFC jest najpierw zdominowana przez środowisko kolizyjne w pasie Kuipera, a następnie na ich powierzchni przez lotną sublimację podczas powtarzających się przejść Peryhelium. Jeśli talpy są pierwotne w JFC, to ich zachowanie wydaje się wskazywać na znacznie łagodniejszą historię kolizyjną niż asteroidy. Przyszłe misje kometarne, w szczególności eksperyment CONSERT na misji Rosetta ESA, który będzie wykorzystywał radar penetrujący ziemię do badania wewnętrznej struktury komety 67P/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009), powinny dostarczyć ostatecznych testów modelu talps.