10.15.3.4 Ytmorfologi på kometkärnor
mötena med kometen 1P/Halley av ESA: s Giotto rymdfarkoster (Reinhard, 1986) och Sovjetunionens Vega rymdfarkoster (Sagdeev et al., 1986) markerade den första närbild av små kroppar i solsystemet. Under Närkontakt, Halley Multicolor Camera (HMC) ombord på Giotto rymdfarkoster centrerad på den ljusaste delen av den inre koma, som visar silhuetten av en stor, solid och oregelbundet formad kärna och jetliknande dammaktivitet som var mycket ljusare än kärnan (Keller et al., 1986). På grund av de ljusa strålarna i förgrunden av kärnan var det svårt att se ytmorfologin för denna kometenkärna från dessa bilder. Ändå bevisades den fasta naturen hos kometkärnor som isiga konglomerat som föreslagits av Whipple (1950) direkt korrekt. Och för första gången mättes albedo av en kometenkärna direkt till ~ 4%.
sedan p / Halley flybys har det funnits fem ytterligare kometiska uppdrag som returnerar diskupplösta bilder av ytterligare fyra kometiska kärnor (Tabell 1). En montage (inte i skala) av kometerna visas i Figur 15. Bilddata från dessa kometiska uppdrag har bildat grunden för vår nuvarande förståelse av ytmorfologin hos kometiska kärnor. Medan kometerna har en mängd övergripande morfologier finns det många vanliga funktioner, inklusive gropar och gropade terräng, släta områden, isiga fläckar och många små, ljusa eller mörka fläckar.
figur 15. Montage av de fem kometer som har haft rymdfarkoster möten (med avbildning). P / Tempel 1 har besökts två gånger. P / Halley besöktes fyra gånger (Se tabell 1) men för tydlighetens skull visar vi bara en Giotto-bild. Vit horisontell stapel i varje panel representerar 1 km. Notera mångfalden av ytmorfologier. Bildkällor: P/Wild 2 är artighet NASA/JPL-Caltech (Fotojournal bild PIA05571); P/Borrelly är artighet NASA/JPL (Fotojournal bild PIA03500); P/Tempel 1 (vänster bild) är artighet NASA/JPL/UMD (Fotojournal PIA02142); P/Tempel 1 (höger bild) är artighet NASA/JPL-Caltech/Cornell (Fotojournal bild PIA13860); P/Hartley 2 är artighet NASA/JPL-Caltech/UMD (Fotojournal image PIA13570); p/Halley är från Giotto arkiv av data i NASA Planetary Data System (Keller et al., 1992).
kometer har många (nästan) cirkulära fördjupningar med eller utan upphöjda fälgar på sina ytor, vanligtvis kallade ”gropar” på grund av deras helt olika morfologi från slagkratrar på asteroida ytor. Gropar observeras på alla fyra kometiska kärnor med olika storlekar och morfologier (figur 15; Britt et al., 2004; Brownlee et al., 2004; Thomas et al., 2007,2013a, b). De tillhörande pitted terräng upptar vanligtvis en stor del av en komets yta, utom i vissa regioner där det finns släta terräng. De kumulativa storleksfördelningarna av gropar på kometer 9P/Tempel 1 och 81P/Wild 2 har sluttningar mellan − 1.7 och − 2.1 (Thomas et al., 2013a), väsentligt annorlunda än storleksfördelningen av typiska slagkratrar på månen eller asteroiderna (mellan − 2 och − 4). Därför kommer gropar på kometer antingen inte alla från påverkan eller har modifierats efter bildning. Groparna på comet P / Tempel 1 är upp till några hundra meter i diameter och upp till 25 m djup, mestadels utan plana golv. De på P / Wild 2 har större storlekar upp till ~ 1.5 km, mestadels med platta golv och några med centrala toppar. Den mest utmärkande egenskapen på comet P / Wild 2 är de nästan vertikala väggarna i groparna, ibland med överhäng. Medan vissa gropar med upphöjda fälgar på vissa kometer kan ha inverkan ursprung (såsom de två cirkulära fördjupningarna som klamrar sig på Deep Impact (DI) mission impact site på komet P/Tempel 1), är de flesta förmodligen kryovolkaniska kollapsfunktioner associerade med kometaktivitet (Belton och Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et al. (2013) tillskrivna > 90% av groparna till kometisk utbrottsaktivitet.
de till synes släta områdena på kometer P / Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) och 103p/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) är förmodligen en av de mest spännande funktionerna som observerats; sådana områden är synliga i Figur 15. Dessa terräng har slät konsistens upp till 30 m skala men troligen också i en 5 m skala, med något lägre reflektans än de omgivande terrängerna, och de är vanligtvis i sidled begränsade. De upptar topografiska nedgångar med sluttningar upp till några grader, vilket tyder på flöden. ’Mesas’ på kometen 19P / Borrelly som benämns av Britt et al. (2004) verkar likna de släta områdena på kometer P/Tempel 1 och P/Hartley 2. Belton och Melosh (2009) föreslog en fluidiserad flerfastransport av damm som härrör från sublimering av material med högre volatilitet än vatten, såsom CO eller CO2, under ytan som ursprunget till de släta områdena på kometen P/Tempel 1. Inget sådant slätt område observerades på kometen P / Wild 2. Belton (2010) använde de släta områdena för att hypotesera en evolutionär sekvens av de fyra kometerna, där ytan på kometen P/Wild 2 representerar det tidiga stadiet i sekvensen och inte har utvecklat släta områden som är tillräckligt stora för att vara synliga, medan ytan på kometen P/Hartley 2 representerar det senaste steget med den största fraktionen av ytan täckt av släta områden.
från Deep Impact flyby rymdfarkoster bilder av kometen P / Tempel 1, Sunshine et al. (2006) för första gången upptäckte otvetydigt vattenis avlagringar på ytan av en kometenkärna. Liknande vatteniskoncentration observerades igen på kometen P / Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). De isiga fläckarna täcker mindre än 1% av de totala ytareorna av kometer och innehåller endast cirka 3-6% vattenis, med typiska partikelstorlekar på ~ 30 oc, mycket större än de i ejecta observerade av djup påverkan (~ 1 oc) (Sunshine et al., 2007) och i kometen P/Hartley 2 ’ s coma (Protopapa et al., 2014). Temperaturmätningar och termisk modellering tyder på att vattenisavlagringarna är termiskt frikopplade från det eldfasta dammet på ytan (Groussin et al., 2007, 2013). Placeringen av de identifierade isavlagringarna på kometer P/Tempel 1 och P/Hartley 2 är båda nära morgonterminatorerna, vilket tyder på att de förmodligen kondenserar vattenånga i dagliga cykler i motsats till is utsatt från det inre (vilket också skulle ha mycket mindre partikelstorlekar; Sunshine et al., 2007). Det är mycket möjligt att orsaken till att vattenis definitivt upptäcks på endast två kometenkärnor är att endast Deep Impact rymdfarkoster, bland de som har besökt kometer, är utrustade med en spektrometer som kan upptäcka vattenis. Därför är det rimligt att spekulera i att vattenisplåster sannolikt är vanliga på kometkärnor.
förutom de storskaliga funktioner som diskuterats tidigare finns det många ljusa och mörka fläckar på alla välbildade kometkärnor (figur 16). Några av dem verkar vara albedo-funktioner, till exempel några ljusa fläckar på kometer P/Wild 2 och P/Tempel 1. Fläckarna kan vara vattenis koncentrerad i områden på grund av topografi, men det är inte möjligt att bestämma deras ursprung slutgiltigt på grund av den begränsade upplösningen eller otillgängligheten av spektroskopiska data. Å andra sidan kan vissa mörka fläckar vara antingen småskaliga albedo-funktioner eller små, djupa gropar eller hål (Nelson et al., 2004).
figur 16. Exempel på de ljusa och mörka fläckarna som ses på kometiska ytor. Bilderna är av P / Hartley 2, P/vild 2 och P / Borrelly, från vänster till höger. P/Hartley 2-och p / Borrelly-bilderna är desamma som de som ses i Figur 15, men med bättre kontrast för att förbättra funktionerna. P / Wild 2-bilden är från Stardust-arkivet av data i NASA Planetary Data System (Newburn och Farnham, 2008). Några av de ljusa fläckarna kan vara fotpunkter till jets. De mörka fläckarna kan vara låg albedo funktioner eller faktiska gropar.
Kometiska ytor är under ständig förändring på grund av utgasningsaktivitet. Den andra flybyen av kometen P / Tempel 1 vid nästa uppdrag 2011 bara en periheliumpassage efter Deep Impact flyby 2005 visade tydlig förändring i ytmorfologi (figur 17; Thomas et al., 2013a), även om ingen uppenbar förändring av fotometri identifierades (Li et al., 2013). Den mest signifikanta förändringen som observerades var reträtten av den skarpa avgränsningen av det släta området nära Sydpolen med minst 50 m. dessutom försvann minst två grovt triangulära områden som uppenbarades 2005 2011, vilket representerade en backwasting längs minst 1000 m av gränsen. Det uppskattas att den totala volymförlusten var ca 2-4 105 m3, motsvarande 8-16 107 kg 107 kg, förutsatt en genomsnittlig densitet av 0,47 kg/ m− 3 (Richardson et al., 2007). Det har också noterats att det finns koncentrerad jetaktivitet med ursprung i närheten av scarps (Farnham et al., 2013). Förutom gränsen för de släta funktionerna har flera små ljusa albedo-fläckar (< 30 m) i regionen förändrats i kontrast och omfattning. Men på grund av deras små storlekar, den förändrade visningsgeometrin och de olika bildinstrumenten är det fortfarande osäkert om dessa är verkliga förändringar eller beror på effekten av olika belysnings-och betraktningsgeometrier eller instrumenteffekter. Intressant nog kunde ingen uppenbar ejecta-filt producerad av DI-påverkan identifieras på ytan av kometen P/Tempel 1 (Schultz et al., 2013).
figur 17. Förändringar i ytan på kometen P / Tempel 1 från en bana till nästa. Den vänstra bilden är från Deep Impact flyby 2005, och den högra bilden är från Stardust flyby 2011. Olika ljusa och mörka fläckar har dykt upp och/eller försvunnit under de mellanliggande 6 åren. Kanten på skarpen har tydligt förändrats och förlorat upp till 50 m utsträckning på vissa platser. Denna förändring visas i de nedre tre panelerna, med den högra panelen som visar spåren av scarp.
återtryckt från Thomas P, A ’ Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) kärnan i kometen 9P/Tempel 1: form och geologi från två flybys. Icarus 222: 453-466, Figur 9, med tillstånd från Elsevier.
de högupplösta bilderna av kometer P/Borrelly, P/Wild 2 och P/Tempel 1 avslöjar en annan vanlig funktion, det vill säga allestädes närvarande ytskikt som eventuellt sträcker sig in i interiören. Baserat på dessa lager, Belton et al. (2007) antog en ’talps’ – modell eller ’layered pile’ – modell för att beskriva den interna strukturen hos JFC. I denna modell består nucleus interiors av lager av olika tjocklekar, storlekar och eventuellt kompositioner som ackumulerades under den primordiala ackretionsfasen av kometer genom låghastighetskollisioner mellan kometesimaler. Denna hypotes presenterar en helt annan inre struktur från den klassiska rubble pile-modellen för asteroider (jfr. Richardson, 2002, och referenser däri). Medan utvecklingen av asteroider mestadels inträffade i det inre solsystemet och dominerades av intensiva kollisioner efter deras bildning, vilket ledde till deras rubble pile-natur, tog utvecklingen av kometer förmodligen en helt annan väg. JFC: er som vi ser idag frystes för ~ 4 Gy i Kuiperbältet, det vill säga där de tros ha bildats innan de gravitationellt stördes in i det inre solsystemet (t.ex. Duncan och Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli och Brown, 2004). Kometer i JFC-banor är aktiva för endast 7% av banan (Duncan et al., 2004). Därför domineras utvecklingen av JFC först av kollisionsmiljön i Kuiperbältet och sedan på deras ytor genom Flyktig sublimering under upprepade periheliumpassager. Om talps är primordiala i JFC, verkar deras bevarande indikera en mycket mer godartad kollisionshistoria än asteroiderna har genomgått. Framtida kometiska uppdrag, särskilt CONSERT-experimentet på ESA: s Rosetta–uppdrag som kommer att använda markpenetrerande radar för att studera den inre strukturen hos kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko (Schulz, 2009), bör ge definitiva tester på talps-modellen.