10.15.3.4 morfologia suprafeței asupra nucleelor cometare
întâlnirile cu cometa 1P / Halley de către nava spațială Giotto a ESA (Reinhard, 1986) și nava spațială Vega a Uniunii Sovietice (Sagdeev și colab., 1986) a marcat prima imagine de aproape a corpurilor mici ale sistemului solar. În timpul întâlnirii apropiate, Camera multicoloră Halley (HMC) de la bordul navei spațiale Giotto s-a centrat pe cea mai strălucitoare parte a comei interioare, arătând silueta unui nucleu mare, solid și neregulat și a unei activități de praf asemănătoare jetului, care era mult mai strălucitoare decât nucleul (Keller și colab., 1986). Datorită jeturilor luminoase din prim-planul nucleului, a fost dificil să vedem morfologia suprafeței acestui nucleu cometar din aceste imagini. Cu toate acestea, natura solidă a nucleelor cometare ca conglomerate înghețate, așa cum a propus Whipple (1950), s-a dovedit direct corectă. Și pentru prima dată, albedo-ul unui nucleu cometar a fost măsurat direct la ~ 4%.
de la zborurile P / Halley, au existat cinci misiuni cometare suplimentare care au returnat imagini rezolvate pe disc cu încă patru nuclee cometare (Tabelul 1). Un montaj (nu la scară) al cometelor este prezentat în Figura 15. Datele imagistice din acele misiuni cometare au constituit fundamentul înțelegerii noastre actuale a morfologiei suprafeței nucleelor cometare. În timp ce cometele au o varietate de morfologii generale, există multe caracteristici comune, inclusiv gropi și terenuri fără sâmburi, zone netede, pete înghețate și numeroase pete mici, luminoase sau întunecate.
Figura 15. Montajul celor cinci comete care au avut întâlniri cu nave spațiale (cu imagistică). P / Tempel 1 a fost vizitat de două ori. P / Halley a fost vizitat de patru ori (vezi Tabelul 1) dar pentru claritate arătăm doar o imagine Giotto. Bara orizontală albă din fiecare panou reprezintă 1 km. Rețineți varietatea morfologiilor de suprafață. Surse de imagine: P/Wild 2 este curtoazie NASA/JPL-Caltech (imagine Fotojurnal PIA05571); P/Borrelly este curtoazie NASA/JPL (imagine Fotojurnal PIA03500); P/Tempel 1 (imagine stânga) este curtoazie NASA/JPL/UMD (FOTOJURNAL PIA02142); P/Tempel 1 (imagine dreapta) este curtoazie NASA/JPL-Caltech/Cornell (imagine Fotojurnal PIA13860); P/Hartley 2 este curtoazie NASA/JPL-Caltech/UMD (imagine FOTOJURNAL PIA13570); P/Halley este din arhiva Giotto a datelor din Sistemul de date planetare NASA (Keller și colab., 1992).
cometele au numeroase depresiuni (aproape) circulare cu sau fără jante ridicate pe suprafețele lor, denumite în general „gropi” Datorită morfologiei lor complet diferite de craterele de impact de pe suprafețele asteroidale. Gropile sunt observate pe toate cele patru nuclee cometare cu diferite dimensiuni și morfologii (Figura 15; Britt și colab., 2004; Brownlee și colab., 2004; Thomas și colab., 2007, 2013a,b). Terenurile asociate ocupă de obicei o mare parte din suprafața unei comete, cu excepția unor regiuni în care există terenuri netede. Distribuțiile cumulative de dimensiuni ale gropilor de pe cometele 9P / Tempel 1 și 81P/Wild 2 au pante cuprinse între − 1,7 și − 2,1 (Thomas și colab., 2013a), semnificativ diferită de distribuția dimensiunilor craterelor de impact tipice pe lună sau asteroizi (între − 2 și − 4). Prin urmare, gropile de pe comete fie nu provin toate din impacturi, fie au fost modificate după formare. Gropile de pe cometa P / Tempel 1 au un diametru de până la câteva sute de metri și o adâncime de până la 25 m, în mare parte fără podele plate. Cei de pe P / Wild 2 au dimensiuni mai mari până la ~ 1.5 km, cea mai mare parte cu podele plate și unele cu vârfuri centrale. Cea mai distinctivă caracteristică a cometei P/Wild 2 este pereții aproape verticali ai gropilor, uneori cu console. În timp ce unele gropi cu jante ridicate pe unele comete ar putea avea origini de impact (cum ar fi cele două depresiuni circulare care leagă situl de impact al Misiunii Deep Impact (DI) pe cometa P/Tempel 1), majoritatea sunt probabil caracteristici de colaps criovulcanic asociate cu activitatea cometară (Belton și Melosh, 2009; Belton și colab., 2008). Belton și colab. (2013) atribuit > 90% din gropi activității de izbucnire cometară.
zonele aparent netede de pe comete P / Tempel 1 (Thomas și colab., 2007, 2013a) și 103P/Hartley 2 (Thomas și colab., 2013b) sunt probabil una dintre cele mai interesante caracteristici observate; astfel de zone sunt vizibile în Figura 15. Aceste terenuri au o textură netedă de până la 30 m scară, dar cel mai probabil și la o scară de 5 m, cu o reflectanță ușor mai mică decât terenurile din jur și sunt de obicei limitate lateral. Acestea ocupă minime topografice cu pante de până la câteva grade, sugestive pentru fluxuri. ‘Mesas’ pe cometa 19P / Borrelly așa cum este numit de Britt și colab. (2004) par a fi similare cu zonele netede de pe cometele P/Tempel 1 și P/Hartley 2. Belton și Melosh (2009) au propus un transport multifazic fluidizat de praf rezultat din sublimarea materialului cu volatilitate mai mare decât apa, cum ar fi CO sau CO2, de sub suprafață ca origine a zonelor netede de pe cometa P/Tempel 1. Nu a fost observată o astfel de zonă netedă pe cometa P/Wild 2. Belton (2010) a folosit zonele netede pentru a ipoteza o secvență evolutivă a celor patru comete, unde suprafața cometei P/Wild 2 reprezintă stadiul incipient al secvenței și nu a dezvoltat zone netede suficient de mari pentru a fi vizibile, în timp ce suprafața cometei P/Hartley 2 reprezintă ultima etapă cu cea mai mare fracțiune de suprafață acoperită de zone netede.
Din imaginile navei spațiale Deep Impact flyby ale cometei P / Tempel 1, Sunshine și colab. (2006) pentru prima dată au descoperit fără echivoc depozitele de gheață de apă pe suprafața unui nucleu cometar. O concentrație similară de gheață de apă a fost observată din nou pe cometa P/Hartley 2 (Sunshine și colab., 2011). Patch-urile de gheață acoperă mai puțin de 1% din suprafața totală a cometelor și conțin doar aproximativ 3-6% gheață de apă, cu dimensiuni tipice ale particulelor de ~ 30 oqqm, mult mai mari decât cele din ejecta observate prin impact profund (~ 1 oqqm) (Sunshine și colab., 2007) și în cometa P/Hartley 2 ‘ s coma (Protopapa și colab., 2014). Măsurătorile de temperatură și modelarea termică sugerează că depozitele de gheață de apă sunt decuplate termic de praful refractar de pe suprafață (Groussin și colab., 2007, 2013). Locațiile depozitelor de gheață identificate pe cometele P / Tempel 1 și P / Hartley 2 sunt ambele în apropierea terminatorilor de dimineață, sugerând că acestea sunt probabil condensarea vaporilor de apă în ciclurile diurne, spre deosebire de gheața expusă din interior (care ar avea și dimensiuni de particule mult mai mici; Sunshine și colab., 2007). Este foarte posibil ca motivul pentru care gheața de apă să fie descoperită definitiv doar pe două nuclee cometare este că doar nava spațială Deep Impact, printre cei care au vizitat cometele, este echipată cu un spectrometru capabil să detecteze gheața de apă. Prin urmare, este rezonabil să speculăm că petele de gheață de apă sunt probabil comune pe nucleele cometare.
În plus față de caracteristicile pe scară largă discutate mai devreme, există numeroase pete luminoase și întunecate pe toate nucleele cometare bine imaginate (figura 16). Unele dintre ele par a fi caracteristici albedo, cum ar fi unele pete luminoase pe cometele P/Wild 2 și P/Tempel 1. Petele ar putea fi gheață de apă concentrată în zone din cauza topografiei, dar nu este posibil să se determine originile lor în mod concludent din cauza rezoluției limitate sau a indisponibilității datelor spectroscopice. Pe de altă parte, unele pete întunecate ar putea fi fie caracteristici albedo la scară mică, fie gropi sau găuri mici, adânci (Nelson și colab., 2004).
figura 16. Exemple de pete luminoase și întunecate văzute pe suprafețele cometare. Imaginile sunt de P / Hartley 2, p / Sălbatic 2, și P / Borrelly, de la stânga la dreapta. Imaginile P/Hartley 2 și P/Borrelly sunt aceleași cu cele văzute în Figura 15, dar cu un contrast mai bun pentru a îmbunătăți caracteristicile. Imaginea P / Wild 2 este din arhiva Stardust a datelor din sistemul de date planetare NASA (Newburn și Farnham, 2008). Unele dintre punctele luminoase ar putea fi puncte de picior pentru jeturi. Petele întunecate ar putea fi caracteristici cu albedo scăzut sau gropi reale.
suprafețele cometare sunt în continuă schimbare datorită activității de degazare. Al doilea zbor al cometei P/Tempel 1 de către următoarea misiune din 2011, la doar un pasaj periheliu după zborul Deep Impact din 2005, a arătat o schimbare clară a morfologiei suprafeței (Figura 17; Thomas și colab., 2013a), deși nu a fost identificată nicio modificare evidentă a fotometriei (Li și colab., 2013). Cea mai semnificativă schimbare observată a fost retragerea scarpei care delimitează zona netedă din apropierea Polului Sud cu cel puțin 50 m. în plus, cel puțin două zone triunghiulare grosiere evidente în 2005 au dispărut până în 2011, reprezentând o întoarcere de-a lungul a cel puțin 1000 m de graniță. Se estimează că pierderea totală de volum a fost de aproximativ 2-4 int 105 m3, corespunzând la 8-16 int 107 kg, presupunând o densitate medie de 0,47 kg/ m− 3 (Richardson și colab., 2007). De asemenea, s-a remarcat faptul că există o activitate concentrată a jetului care provine în apropierea scarp-urilor (Farnham și colab., 2013). În plus față de limita caracteristicilor netede, mai multe mici pete albedo luminoase (< 30 m) din regiune s-au schimbat în contrast și întindere. Cu toate acestea, datorită dimensiunilor mici, geometriei de vizualizare în schimbare și a diferitelor instrumente de imagistică, rămâne incert dacă acestea sunt schimbări reale sau se datorează efectului diferitelor geometrii de iluminare și vizualizare sau efecte ale instrumentului. Interesant, nici o pătură de ejectare evidentă produsă de impactul DI nu a putut fi identificată pe suprafața cometei P/Tempel 1 (Schultz și colab., 2013).
Figura 17. Modificări ale suprafeței cometei P / Tempel 1 de la o orbită la alta. Imaginea din stânga este de la Deep Impact flyby în 2005, iar imaginea din dreapta este de la Stardust flyby în 2011. Diverse pete luminoase și întunecate au apărut și/sau au dispărut în cei 6 ani care au urmat. Marginea scarpului s-a schimbat clar, pierzând până la 50 m de întindere în unele locații. Această modificare este prezentată în partea de jos trei panouri, cu panoul din dreapta care prezintă urmele scarp.
retipărit de la Thomas P, A ‘ Hearn M, Belton MJS și colab. (2013) nucleul cometei 9P/Tempel 1: Formă și Geologie din două flybys. Icar 222: 453-466, Figura 9, cu permisiunea lui Elsevier.
imaginile de înaltă rezoluție ale cometelor P/Borrelly, P/Wild 2 și P/Tempel 1 dezvăluie o altă caracteristică comună, adică stratificarea omniprezentă a suprafeței care se poate extinde în interior. Pe baza acestor straturi, Belton și colab. (2007) a emis ipoteza unui model talps sau a unui model stratificat pentru a descrie structura internă a JFC-urilor. În acest model, interioarele nucleului sunt compuse din straturi de diferite grosimi, dimensiuni și, eventual, compoziții care au fost acumulate în timpul fazei de acumulare primordială a cometelor prin coliziuni cu viteză redusă între cometesimale. Această ipoteză prezintă o structură internă complet diferită de modelul clasic de grămadă de moloz pentru asteroizi (cf. Richardson, 2002 și referințe în acesta). În timp ce evoluția asteroizilor a avut loc în cea mai mare parte în sistemul solar interior și a fost dominată de coliziuni intense după formarea lor, ducând la natura lor de grămadă de moloz, evoluția cometelor a luat probabil o cale complet diferită. JFC-urile pe care le vedem astăzi au fost înghețate pentru ~ 4 Gy în centura Kuiper, adică acolo unde se crede că s-au format, înainte de a fi perturbate gravitațional în sistemul solar interior (de exemplu, Duncan și Levison, 1997; Duncan și colab., 2004; Morbidelli și Brown, 2004). Cometele din orbitele JFC sunt active doar pentru 7% din orbită (Duncan și colab., 2004). Prin urmare, evoluția JFC-urilor este dominată mai întâi de mediul colizional din centura Kuiper și apoi pe suprafețele lor prin sublimare volatilă în timpul pasajelor repetate de periheliu. Dacă talpii sunt primordiali în JFC, atunci conservarea lor pare să indice o istorie colizională mult mai benignă decât au suferit asteroizii. Viitoarele misiuni cometare, în special experimentul CONSERT privind misiunea Rosetta a ESA, care va folosi radarul penetrant la sol pentru a studia structura internă a cometei 67P/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009), ar trebui să furnizeze teste definitive pe modelul talps.