10.15.3.4 Surface Morphology on Cometary Nuclei
the encounters with comet 1P / Halley by ESA’s Giotto spacecraft (Reinhard, 1986) and the Soviet Union’s Vega (Sagdeev et al., 1986) marcou a primeira imagem de close-up de pequenos corpos do sistema solar. Durante o encontro próximo, a Câmara Multicolor de Halley (HMC) a bordo da espaçonave Giotto centrada na parte mais brilhante do coma interno, mostrando a silhueta de um grande, sólido e irregular núcleo e atividade de poeira semelhante ao jato que era muito mais brilhante do que o núcleo (Keller et al., 1986). Devido aos jatos brilhantes no primeiro plano do núcleo, foi difícil ver a morfologia da superfície deste núcleo cometário a partir destas imagens. No entanto, a natureza sólida dos núcleos cometários como conglomerados gelados, como proposto por Whipple (1950) foi diretamente provado correto. E pela primeira vez, o albedo de um núcleo cometário foi diretamente medido em ~ 4%.
desde os flibis P / Halley, houve cinco missões cometárias adicionais retornando imagens com resolução de disco de mais quatro núcleos cometários (Tabela 1). A Figura 15 mostra uma montagem (não à escala) dos cometas. Os dados de imagens dessas missões cometárias formaram a base de nossa compreensão atual da morfologia superficial dos núcleos cometários. Embora os cometas tenham uma variedade de morfologias gerais, existem muitas características comuns, incluindo buracos e terrenos com buracos, áreas lisas, manchas geladas, e numerosos pequenos, brilhantes, ou manchas escuras.
Figura 15. Montagem dos cinco cometas que tiveram encontros com naves espaciais (com imagens). O P / Tempel 1 foi visitado duas vezes. O P/Halley foi visitado quatro vezes (ver Quadro 1), mas para maior clareza apenas mostramos uma imagem de Giotto. A barra horizontal branca em cada painel representa 1 km. Observe a variedade de morfologias superficiais. Fontes de imagem: P/Wild 2 é de cortesia NASA/JPL-Caltech (Photojournal imagem PIA05571); P/Borrelly é de cortesia NASA/JPL (Photojournal imagem PIA03500); P/Tempel 1 (imagem à esquerda) é de cortesia NASA/JPL/UMD (Photojournal PIA02142); P/Tempel 1 (direito de imagem) é de cortesia NASA/JPL-Caltech/Cornell (Photojournal imagem PIA13860); P/Hartley 2 é de cortesia NASA/JPL-Caltech/UMD (Photojournal imagem PIA13570); P/Halley é de Giotto arquivo de dados da NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
Cometas têm vários (quase) circular depressões, com ou sem levantou leve em suas superfícies, geralmente chamado de ‘boxes’, devido à sua completamente diferente morfologia de crateras de impacto em superfícies de asteróides. Pits são observados em todos os quatro núcleos cometários com vários tamanhos e morfologias (Figura 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007, 2013a, b). Os terrains associados geralmente ocupam uma grande fração da superfície de um cometa, exceto em algumas regiões onde existem terrenos lisos. As distribuições de tamanho cumulativo de poços em cometas 9P / Tempel 1 e 81P / Wild 2 têm declives entre-1.7 e-2.1 (Thomas et al., 2013a), significativamente diferente da distribuição de tamanho de crateras de impacto típicas na Lua ou Asteroides (entre − 2 e − 4). Portanto, os poços em cometas ou nem todos se originam de impactos ou foram modificados após a formação. Os poços no cometa P / Tempel 1 têm até algumas centenas de metros de diâmetro e até 25 m de profundidade, principalmente sem pisos planos. Aqueles em P / Wild 2 têm tamanhos maiores até ~ 1.5 km, principalmente com pisos planos e alguns com picos centrais. A característica mais distintiva do cometa P/Wild 2 são as paredes quase verticais das fossas, às vezes com dentes grandes. Enquanto alguns poços com elevada leve em alguns cometas poderiam ter impacto origens (como os dois circular depressões bracketing o Impacto Profundo (DI) missão do local de impacto sobre o cometa P/Tempel 1), a maioria deles são, provavelmente, cryovolcanic colapso características associadas com cometários atividade (Belton e Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) atribuído > 90% dos poços à atividade de explosão cometária.as áreas aparentemente suaves dos cometas P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) e 103P / Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) são provavelmente uma das características mais intrigantes observadas; tais áreas são visíveis na Figura 15. Estes terrenos têm textura lisa até 30 m de escala, mas muito provavelmente também a uma escala de 5 m, com uma reflectância ligeiramente inferior à dos terrenos circundantes, e são geralmente confinados lateralmente. Eles ocupam lows topográficos com encostas até alguns graus, sugestivos de fluxos. The ‘mesas’ on comet 19P/Borrelly as termed by Britt et al. (2004) appear to be similar to the smooth areas on comets P/Tempel 1 and P/Hartley 2. Belton and Melosh (2009) proposed a fluidized multiphase transportation of dust resulting from the sublimation of material with higher volatility than water, such as CO or CO2, from beneath the surface as the origin of the smooth areas on comet P/Tempel 1. Não foi observada tal área lisa no cometa P / Wild 2. Belton (2010) utilizou as áreas suaves para a hipótese de uma sequência evolutiva dos quatro cometas, em que a superfície do cometa P/Wild 2 representa a fase inicial da sequência e não desenvolveu suave áreas que são grandes o suficiente para ser visível, enquanto a superfície do cometa P/Hartley 2 representa o último estágio com a maior fração da superfície coberta por áreas suaves.
da sonda espacial Deep Impact flyby images of comet P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) for the first time un ambiguely discovered water ice deposits on the surface of a cometary nucleus. Semelhante concentração de gelo de água foi novamente observada no cometa P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). As manchas geladas cobrem menos de 1% da superfície total dos cometas e contêm apenas cerca de 3-6% de gelo de água, com tamanhos típicos de partículas de ~ 30 µm, muito maior do que as observadas em ejecta por impacto profundo (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) and in comet P / Hartley 2’s coma (Protopapa et al., 2014). Medições de temperatura e modelagem térmica sugerem que os depósitos de gelo de água são termicamente dissociados da poeira refratária na superfície (Groussin et al., 2007, 2013). As localizações dos depósitos de gelo identificados nos cometas P / Tempel 1 e P / Hartley 2 estão ambos perto dos terminadores da manhã, sugerindo que eles são provavelmente condensação de vapor de água em ciclos diurnos, em oposição ao gelo exposto do interior (que teria tamanhos de partículas muito menores, também; Sunshine et al., 2007). É bem possível que a razão para o gelo de água ser definitivamente descoberto em apenas dois núcleos cometários é que apenas a espaçonave de Impacto Profundo, entre aqueles que visitaram cometas, está equipada com um espectrômetro capaz de detectar gelo de água. Portanto, é razoável especular que manchas de gelo de água são provavelmente comuns em núcleos cometários.
In addition to the large-scale features discussed earlier, there are numerous bright and dark spots on all well-imaged cometary nuclei (Figure 16). Alguns deles parecem ser formações de albedo, como alguns pontos brilhantes nos cometas P/Wild 2 e P/Tempel 1. Os pontos podem ser Gelo de água concentrado em áreas devido à topografia, mas não é possível determinar suas origens conclusivamente por causa da resolução limitada ou da indisponibilidade de dados espectroscópicos. Por outro lado, alguns pontos escuros podem ser formações de albedo de pequena escala ou pequenas fossas profundas ou buracos (Nelson et al., 2004).
Figura 16. Exemplos de pontos brilhantes e escuros vistos em superfícies cometárias. As imagens são de P / Hartley 2, P / Wild 2, E P/Borrelly, da esquerda para a direita. As imagens P/Hartley 2 e P/Borrelly são as mesmas que as vistas na Figura 15, mas com melhor contraste para melhorar as características. A imagem P / Wild 2 é do arquivo Stardust de dados do sistema planetário de dados da NASA (Newburn e Farnham, 2008). Alguns dos pontos fortes podem ser pontos de acesso a jactos. As manchas escuras podem ser formações de baixo albedo ou buracos reais.
as superfícies Cometárias estão em constante alteração devido à actividade de desgaseificação. O segundo sobrevoo do cometa P / Tempel 1 pela próxima missão em 2011, apenas uma passagem do periélio após o sobrevoo do impacto profundo em 2005, mostrou clara mudança na morfologia da superfície (Figura 17; Thomas et al., 2013a), embora não tenha sido identificada nenhuma mudança óbvia na fotometria (Li et al., 2013). A mudança mais significativa observada foi o recuo do scarp delimitando a área lisa perto do polo sul em pelo menos 50 m. Além disso, pelo menos duas áreas cruelmente triangulares evidentes em 2005 desapareceram em 2011, representando um retrocesso ao longo de pelo menos 1000 m da fronteira. Estima− se que a perda total de volume foi de cerca de 2-4 × 105 m3, correspondendo a 8-16 × 107 kg, assumindo uma densidade média de 0,47 kg/ m-3 (Richardson et al., 2007). Também foi observado que há uma atividade concentrada de jato originando perto dos scarps (Farnham et al., 2013). Além do limite das características lisas, vários pequenos pontos de albedo brilhantes (< 30 m) na região mudaram em contraste e extensão. No entanto, devido aos seus pequenos tamanhos, a mudança da geometria de visualização e os diferentes instrumentos de imagem, permanece incerto se estas são mudanças reais ou são devido ao efeito de diferentes iluminação e visualização geometrias ou efeitos de instrumentos. Curiosamente, nenhum cobertor ejecta óbvio produzido pelo impacto DI poderia ser identificado na superfície do cometa P / Tempel 1 (Schultz et al., 2013).
Figura 17. Mudanças na superfície do cometa P / Tempel 1 de uma órbita para a seguinte. A imagem esquerda é a partir do voo de Impacto Profundo em 2005, ea imagem direita é a partir do voo de poeira estelar em 2011. Vários pontos brilhantes e escuros apareceram e / ou desapareceram nos seis anos seguintes. A borda do scarp mudou claramente, perdendo até 50 m de extensão em alguns locais. Esta mudança é mostrada nos três painéis inferiores, com o painel direito mostrando os traços do scarp.
Reprinted from Thomas P, A’Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) the nucleus of Comet 9P/Tempel 1: Shape and geology from two flybys. Icarus 222: 453-466, Figura 9, com permissão de Elsevier.
As imagens de alta resolução de cometas P/Borrelly, P/Wild 2, e P/Tempel 1 revelar outra característica comum, que é, onipresente superfície de camadas que possivelmente se estende para o interior. Baseado nestas camadas, Belton et al. (2007) hipotetized a ‘talps’ model or ‘layered pile’ model to describe the internal structure of JFCs. Neste modelo, os interiores do núcleo são compostos por camadas de diferentes espessuras, tamanhos e possivelmente composições que foram acumuladas durante a fase de acreção primordial dos cometas através de colisões de baixa velocidade entre cometas. Esta hipótese apresenta uma estrutura interna completamente diferente do modelo clássico de pilha de escombros para asteroides (cf. Richardson, 2002, e suas referências). Enquanto a evolução dos asteroides ocorreu principalmente no sistema solar interior e foi dominada por colisões intensivas após sua formação, levando à sua natureza pilha de escombros, a evolução dos cometas provavelmente tomou um caminho completamente diferente. JFC que vemos hoje foram congelados por ~ 4 Gy no Cinturão de Kuiper, ou seja, onde se pensa que eles se formaram, antes de serem gravitacionalmente perturbados no sistema solar interno (por exemplo, Duncan e Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli and Brown, 2004). Os cometas em órbitas JFC estão ativos por apenas 7% da órbita (Duncan et al., 2004). Portanto, a evolução do JFCs é primeiramente dominada pelo ambiente collisional no Cinturão de Kuiper e, em seguida, em suas superfícies por sublimação volátil durante repetidas passagens do periélio. Se as garras são primordiais em JFCs, então a sua preservação parece indicar uma história colisional muito mais benigna do que os asteróides sofreram. Futuras missões cometárias, especialmente o experimento CONSERT na missão Rosetta da ESA que utilizará radares penetrantes no solo para estudar a estrutura interna do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko (Schulz, 2009), deve fornecer testes definitivos sobre o modelo talps.