Космохимия. Лекция 10, 2018(кометы)

1. Лекция 10 КОМЕТЫ НОВЫЕ ДАННЫЕ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ ДЛЯ КОСМОХИМИИ И КОСМОГОНИИ.

2.

КОМЕТЫ (от греческого kometes – косматый) – небольшие (обычно ~ 10 км)
каменно-ледяные тела, движущиеся из дальних регионов Солнечной
системы по эллиптическим орбитам к Солнцу.
При приближении к Солнцу Комета образует
кόму, а иногда и хвост из газа и пыли.
Кома (coma - волосы) — облако из пыли и газа,
окружающее ядро кометы. Кома кометы имеет почти
шаровую форму и обычно тянется от 100 тыс. до
1,4 млн км.
Комета Хейла-Боппа
Кома
Хвост кометы — вытянутый шлейф из пыли и газа
вещества ядра кометы , образующийся при
приближении кометы к Солнцу и видимый благодаря
рассеянию на нём солнечного света. Обычно
направлен от Солнца – давление солнечного ветра.
хвост
17P/Holmes - справа виден
голубой ионный хвост

3.

КОМЕТЫ СОСРЕДОТОЧЕНЫ В ДВУХ РЕГИОНАХ:
Короткопериодические кометы
Долгопериодические кометы
Предполагается, что в нем
находится ~ 1012 – 1013 тел, но их
М ~ 1 – 3 М .

4.

Кометы, наряду с телами пояса Койпера, являются наиболее
примитивными телами Солнечной системы. Но поскольку кометы подходят
близко к орбите Земли, становясь доступными для изучения, они
представляют большой интерес для космохимии. Кроме того, переход части
вещества ядра кометы в газообразное состояние позволяет количественно
проанализировать их состав
Комета 1Р/Halley — самая яркая
короткопериодическая комета с периодом
75—76 лет. Наблюдается с 240 г. до н.э.
Параметры орбиты:
афелий 35 а.е.,
перигелий 0.6 а.е.

5.

I. Кометы, их состав и физические свойства, условия образования
Ядра комет - это высокопористые (~ 70%) каменно-ледяные тела с ρ ~ 0.5
г/см3 и с эффективным радиусом - для JFCs 0.2 – 15 км, для LPCs 1.6 – 37
км. Поверхность темная (оптическое альбедо 3 – 6%), покрыта пылью и
органическим веществом, на поверхности и вокруг кометного ядра есть
камни разных размеров.
1P/Halley - 16 8 8 км
81P/Wild 2 – 5.5 4.0 3.3 км
19/P Borrelly - 8 4 км
67Р/С-G
4.1 3.2 1.3 км - тело
2.5 2.5 2.0 км - голова
9P/Tempel1- 7.6 9 км
103P/Hartley 2 - 2.2 0.5 км
Кометы, для которых получены фотографии их ядер
5

6.

II. Кометы образовались в дальних транснептуновых областях
околосолнечного протопланетного диска (небулы), поэтому они должны
были в значительной мере сохранить первичное вещество
протосолнечной туманности и потому их изучение так важно.
Солнечная система образовалась из фрагмента межзвездного молекулярного облака,
которое состояло из газа (Н2+Не, 98 мас. %) и пылевых частиц. Ядра пыли - это
силикаты, тугоплавкие органические соединения (CHON), а оболочки - разнообразные
льды, состоящие из C, O, H, N и S.
В околосолнечном диске пылевые частицы объединялись
в агрегаты флаффированной структуры, из которых
затем формировались первичные прото-тела.
6

7.

III. Основные задачи исследования комет.
Определить:
1. массовую долю воды в околосолнечном диске: Mice/Mdust
2. могли ли кометы быть одним из источников летучих на Земле
3. могли ли кометы быть источником органических молекул межзвездного
или иного происхождения, которые бы явились прекурсерами
биологических молекул
4. возможную роль комет в зарождении жизни на Земле и других телах
Солнечной системы, обладающих, или обладавших ранее
поверхностными, или субповерхностными резервуарами жидкой воды
- Марсе, Европе, Титане.
Исследования состава комет проводятся в основном путем
спектроскопических измерений относительных составов кометных
ком.
Измерения ведутся с помощью как наземных (но большие помехи
вносит атмосфера), так и космических телескопов. Но особо
ценными являются исследования комет, проводимые in situ.
7

8.

IV. Основные результаты исследований состава комет in situ
1. Комета Шумейкера-Леви столкнулась с
Юпитером в июле1994 г., предварительно
рассыпавшись на фрагменты. При столкновении
даже небольшого фрагмента возникла вспышка
с температурой 24 000 К, облако газов
поднялось на высоту до 3000 км, в результате
оно стало наблюдаемым с Земли.
2. Комета 1Р/Halley, первая комета,исследованная in
situ. В 1986 г. к комете были запущены пять КА, в том
числе 2 СССР.
Впервые были сделаны снимки кометного ядра.
Комета Галлея 15×8×8 км
Был изучен состав вещества кометы как пылевой
компоненты, имеющей хондритовый состав, так и
ледяной, включающей лед воды (80 мас. %) и
небольшие количества льдов СО (17%), СО2(3%),
следы СН4 и NH3.
Комета имела низкое альбедо (4%) и ρ = 0.6 г/см3
Эти параметры оказались типичными для комет

9.

Комета Галлея принадлежит к короткопериодическим кометам, среди
которых различают собственно
короткопериодические кометы, у которых орбитальным период обращения
менее 20 лет и наклонением орбиты 20—30 градусов или менее, относятся к
семейству комет Юпитера. Известно около 400-т комет.
Кометы галлеевского типа - орбитальный период обращения которых, как у
кометы Галлея, составляет от 20 до 200 лет, а наклонение орбиты — от нуля до
более 90 градусов, называются На сегодняшний день известно 54 кометы
галлеевского типа.
Орбит комет неустойчивы, поскольку на движение кометы существенно влияют
негравитационные эффекты. При приближении к Солнцу она испускает струи
газа, приводящие к реактивной отдаче и изменению орбиты. Эти изменения
орбиты могут вызывать отклонения во времени прохождения через перигелий
до четырёх дней.
С кометами связаны метеорные потоки, в частности с кометой 1Р/Halley
связаны метеорные потоки эта-Аквариды и Ориониды.

10.

Метеорный поток (звездопад, звёздный дождь) — совокупность метеоров,
порождённых вторжением в атмосферу Земли роя метеорных тел (более тысячи
метеоров в час). Метеорный поток состоит из метеоров, которые сгорают в
атмосфере и не достигают земли
метеорные потоки наблюдаются в строго определённое время года, когда Земля
проходит точку пересечения орбит Земли и роя, Орбиты некоторых метеорных
роёв очень близки к орбитам существующих или существовавших в прошлом
комет, и по мнению учёных образовались в результате их распада.
Например, Ориониды и эта-Аквариды связаны с кометой Галлея. На настоящий
момент имеют подтверждение 64 метеорных потока

11.

Следующий космический эксперимент - исследование кометы
9P/Tempel 1 (D 7.6 4 км, период обращения 5.5 лет)
проводился с помощью КА NASA Deep Impact 2005 г.
КА Impact состоял из двух модулей Flyby и Impactor. Impactor – медный ударник
весом около 400 кг. Он был выпущен из Flyby, достиг поверхности кометы и ударом
испарил часть ее вещества. В результате этого удара образовался 100-метровый
кратер глубиной 30 м. Минимальное сближение с кометой – 185 км.
Фото кометы, сделанные КА Deep Impact
Удар импактора
Рукотворный кратер (Stardust)
Основные итоги.
1. Плотность ядра кометы 9Р/Темпель 1 = 0.62 г/см3 , что соответствует 80 масс.%
пыли. До этого полагали, что mice > mdust
2. Результаты исследования показали, что пылевая составляющая комет имеет
хондритовый состав, т.е. основные породообразующие элементы находятся в
солнечной пропорции
3. В составе пылевых частиц нашли сложное органическое вещество

12.

В феврале 1999 г. стартовал с Земли КА «Стардаст» («Stardust»), который в
январе 2004 г. приблизился на 230 км к ядру короткопериодической кометы
81Р/Wild 2 (D~ 2 км). Цель эксперимента – сбор пылевой составляющей
кометы и последующая доставка его на Землю. Впервые !
Была создана специальная
ловушка для сбора частиц
пыли из хвоста кометы,
заполненная уникальным
материалом - аэрогелем с
плотностью всего 3 кг/м3.
15 января 2006 г. капсула с зонда «Стардаст» с 45килограммовым контейнером с образцами кометной
пыли от нанаметровых до микронных размеров
вернулась на Землю (к сожалению, капсула при
приземлении разгерметизировалась).

13.

Основные результаты исследования вещества кометы Wild 2
1. В веществе кометы были обнаружены самые древние объекты в
Солнечной системе, образовавшиеся в результате
высокотемпературной конденсации газа допланетного газопылевого
диска – обогащенные Са и Al тугоплавкие включения (CAI) –
экспериментальное доказательство радиального транспорта
вещества в диске.
2. Основная составляющая пылевых частиц имеет хондритовый
состав с солнечным отношением содержаний Mg, Al, Si, S, Ca, Cr,
Mn, Fe, Ni.
2. Обнаружен кристаллический оливин с повышенным содержанием Mg
и Мn.
3. Органическое вещество содержит бόльшее количество N и O, нежели
любое из ранее наблюдаемых в метеоритах и в веществе кометы
Галлея.
4. Впервые обнаружены молекулы метил- и этиламина –
прекурсоры биологических молекул.

14. Огромное значение в исследовании комет имела миссии Rosetta к комете 67Р/Чурюмова-Герасименко

Основная научная цель миссии Rosetta - выяснить,
могли ли кометы принести жизнь на Землю,
поскольку в двух предыдущих экспериментах в составе пылевой
компоненты было обнаружено органическое вещество.

15.

Комета 67P/ЧурюмоваГерасименко
Короткопериодическая комета
семейства Юпитера
Ядро кометы имеет резко
неправильную форму. Две части
ядра - «тело» и «голова» - соединены
перешейком.
Размер кометы 4.5 км в длину и 3.4 км
в ширину
Открыл комету Клим Чурюмов по
снимкам Светланы Герасименко в
1967 г.
Орбитальные параметры:
Афелий 5.68 а.е.,
Перигелий 1.24 а.е.,
Эксцентриситет – 0.63
большая полуось – 3.5 а.е.
наклонение – 7.12о
Орбитальный период 6.44 года

16.

Характеристики ядра:
плотность – 0.47 г / см3
масса – 1016 г
альбедо – 0.06
Ускорение свободного
падения = 6.8 10-5 м/с3
На коллаже ядро кометы разместили над Бродвеем - в длину ядро
соотносимо с Центральным парком Нью-Йорка на острове Манхэттен (4
км. в длину)

17.

18.

КА Rosetta запущен в марте 2004 г., август 2014 г. - выход на орбиту кометы,
12 ноября 2014 г. – совершена первая в мире мягкая посадка спускаемого
аппарата Philae lander на поверхность кометы. Август 2015 г. - прохождение
перигелия, 30 сентября 2016 г. конец миссии - космический зонд «Розетта»
совершил плановое столкновение с кометой
67-Р (Чурюмова-Герасименко)
r 3 а.е.
r 5 а.е.
r =1.24 а.е.
30 September 2016

19.

20.

Маневры «Розетты»

21.

В начальный период наблюдения, пока активность была минимальна
КА Розетта смогла приблизиться на минимальное расстояние к
комете (8-10 Км) и изучить особенности поверхности ядра кометы.
Поверхность кометы темная (ее альбедо = 0.06), что обусловлено
присутствием на ней сложных органических соединений и
практическим отсутствием чистого льда воды – он скрыт под слоем
нелетучей пыли.
Лишь в области перешейка
присутствует водяной лед,
смешанный с пылью.

22.

Альбедо поверхности всех комет очень низкое
67 P/ ЧурюмоваГерасименко
67Р/C-G
1.24
5.68
5.68
4.5×3.4
0.06
~ 400

23.

Характер поверхности
кометы 67Р оказался
чрезвычайно разнообразным
На поверхности кометы по
морфологическим признакам
выделено 19 областей

24.

Поверхность кометы с расстояния 10 км, (19-24 октября 2014 г., коллаж).
Область
Анубис,
усыпанная
крупными
валунами и
обломками
помельче.
Часть области Атум.
Размеры большого
валуна на краю
трехслойного
обнажения ~30 м.
Слева - часть области Анубис,
в центре - часть изрезанной
области Сет
Справа - часть гладкой
области Хапи
http://blogs.esa.int/rosetta/2015/03/27/cometwatch-around-anubis-and-atum/

25.

Снимки, сделанные в октябре 2014 г. с расстояния 7.8 км
Самый большой валун
кометы - Хеопс. Его
размер достигает 45 м.

26.

Впервые была выявлена слоистая («луковичная») структура
кометы 67Р в масштабе 1-10 м, слои уходят до километра вглубь
Снимки получены с
расстояния h=6 км от
центра ядра
Слои на обнажившихся
поверхности стены
26

27.

Вещество кометы характеризуется микропористостью
(уступ Хатор)
N
a
v
C
a
m
2
0
1
4
1
1
0
6
T
2
0
2
2
5
6
Пористость 70-80%
Микропористость
1
2
Макропористость
27

28.

Обломки консолидированного
материала ядра
кометы 67Р.
Верхний ряд –
- свежие расколы;
Нижний ряд –
- выветрелые
обломки.
28

29.

Характер дегазации
Было уже известно, что газовыделение
происходит не со всей поверхности
кометы, а из депрессий (pits, holes),
площадь которых у 67Р, например,
составлять ~ 10% от общей площади
поверхности кометы. Депрессии
расположены неравномерно. Такие
структуры наблюдались на кометах
1Р/Halley, 19P/Borrelly, 81P/Wild 2:
9P/Tempel, 103P/Hartley 2, 67Р/C-G.
На комете 67Р/C-G в северном полушарии,
было обнаружено 18 депрессий, из них 7
активных - 5 в регионе Set и 2 в регионе
Ma’at.
Активные депрессии в
северном полушарии
кометы 67Р/C-G
29

30.

12 ноября 2014 г. впервые осуществлена мягкая посадка
спускаемого аппарата на поверхность кометы на r 3 а.е.
Зонд (Philae lander) отделился от КА за 70 км от кометы и
через 7 часов достиг ее поверхности, имея скорость ~ 1 м/с.
Отскочив со скорость 0.38 м/с, совершил несколько прыжков
и через 2 часа опустился на поверхность, попав в
расщелину не освещенную Солнцем.
Зонд содержал 10 научных приборов, проработал 57 часов на
аккумуляторных батареях. Успел сделать 6 снимков, взять
образец «почвы» и исследовать его с помощью газового
хроматографа, в составе которых были обнаружены
органические молекулы.
Впервые выявлена
чашуйчатая структура
поверхности в масштабе
~10 см , которая
свидетельствует о
сложных механизмах
образования кометного
ядра
Фото камеры ROLIS зонда Philae
(Schröder et al., 2017).
30

31.

Зонд «Филы» (Philae), содержащий 10 научных
приборов, оказался в расщелине между скал, где
солнечные панели освещались недостаточно для
подзарядки батарей. Спустя 57 часов после
посадки аккумуляторные батареи зонда,
заряженные еще на «Розетте», разрядились.
«Филы» перешел в спящий режим.
Philae попытался пробурить поверхность, но перфоратор оказался
не в состоянии продвинуться дальше, чем на несколько миллиметров
даже на самом высоком уровне мощности.
«Филы» успел взять образец «почвы» и исследовать его с помощью
газового хроматографа, в составе которого обнаружены органические
молекулы.
Был сделан вывод, что поверхность кометы 67Р/Чурюмова-Герасименко
состоит из пыли толщиной 10−20 см и слоя очень прочного льда под ней.
Через 3 дня после посадки контакт с модулем был потерн.

32.

ХИМИЯ КОМЕТ
Межзвездные молекулярные облака состоят из газа (Н2+Не, 98 мас. %) и
пылевых частиц. Их ядра состоят из силикатов, тугоплавких органических
соединений (CHON), а оболочки из разнообразных льдов, состоящих из C,
O, H, N и S.
СН4 СО СН3ОН
Н2О
СО2
H2S
NH3
N2

33.

Изучение состава вещества кометы 67Р показали, что
Основные минералы ядер комет – магнезиальные силикаты – оливины и
пироксены.
Состав поверхности ядра имеет 2 особенности
1 - Практически полное отсутствие льда H2O, лишь в области перешейка
были обнаружены следы присутствия на поверхности кометы водяного льда.
2 - Присутствие на поверхности кометы органических соединений. Было
идентифицировано 16 различных органических веществ, в том числе
метилизоцианат (CH3NCO), ацетон (CH3COCH3), пропионовый альдегид
(CH3CH2COH) и ацетамид (CH3CONH2) - вещества, которых ранее в кометах не
обнаруживали. Некоторые из них, в особенности те, которые содержат углерод–
азотные связи, играют ключевую роль в синтезе аминокислот, сахаров и
нуклеинов, являющихся необходимыми компонентами для зарождения жизни.
Например, формальдегид СН2О (зафиксирован в коме) участвует в
формировании рибозы, производная от которой является компонентом ДНК.
Ледяная компонента - газы. Основные H2O, CO2 и CO, примеси - CH4, C2H4,
CH3ОН, C2H3, также соединения азота HCN, NH3 и N2 и серы – Н2S, SO2, COS.
В период октября 2014 года, когда комета находилась значительном удалении от
Солнца проводились измерения содержаний в коме высоко летучих
компонентов – СО, 36Ar, 38 Ar, N2, О2 . В этот КА «Rosetta» мог находиться на
расстоянии 10 км от ядра кометы.

34.

Особенности кометы 67Р
Из-за наклона оси вращения на комете 67Р
существуют северное и южное полушарии
Северное освещено Солнцем 5.6 года, но в это
время комета находится далеко и Т ее поверхности
низка.
Южное полушарие освещено лишь 0.7 года, но в
это время комета находится вблизи Солнца
(перигелий 1.24 а.е.). Поэтому за каждый пролет
ядро кометы теряет слой вещества в несколько
сотен метров.
Обнажается свежий недегазированный слой

35.

Можно ли корректно сопоставить экспериментальные
данные по составу кометной комы с составом кометного
ядра?
Основные проблемы интерпретации данных,
получаемых при изучении комет.
1. Проблемы, обусловленные динамической историей кометы.
Чем больше было в истории кометы количество пролетов вблизи
Солнца и чем меньше значение перигелия, тем бόльшая масса летучих
выгорает. НО летучие выгорают неравномерно – в бόльшей степени
комета обедняется наиболее летучими – N2 и СО. Отсюда столь
большой разброс данных, например, по соотношению СО/СО2 для
различных комет.
Известно, что комета 67Р находится на современной орбите с 1.24 а.е. с
1959 г. (ранее перигелий находился дальше от Солнца). Период ее
обращения примерно 6 лет и 7 месяцев. За это время она совершила не
менее 8-ми оборотов, сопровождавшихся дегазацией ее верхних слоев
с преимущественной потерей наиболее летучих и наиболее обильных
С и N –содержащих компонентов газовой фазы диска – Ar, N2 и СО; их
сублимация из поверхностных слоев происходит при Т 25 – 30К

36.

2. Проблемы, обусловленные особенностями ориентации
кометы и ее расстоянием от Солнца
Ось вращения ядра кометы 67Р/C-G наклонена на 52° к плоскости ее
орбиты, перигелий е = 0.641.
Синим – ось вращения
Это приводит к тому, что в северном полушарии
кометы лето длится 5 лет и 9 месяцев, но комета в
это время находится далеко от Солнца и нагревается
слабо.
До начала мая была максимально активна область
перешейка. Когда комета Чурюмова-Герасименко
проходила перигелий, эту область скрыла полярная
ночь, поэтому она сохранит водяной лед.
В южном полушарии лето длится только 10
месяцев, но это очень жаркие месяцы,
поскольку в это время комета проходит
перигелий. Из-за этого темпы эрозии северного
и южного полушарий различаются очень
сильно. Поэтому за каждый пролет ядро кометы
теряет слой вещества толщиной до 20-ти метров.
Обнажается свежий недегазированный слой.
Результаты измерения состава комы меняются

37.

Снимок сделан с расстояния 30 км
Северное полушарие
Южное полушарие

38.

Поэтому относительные содержания материнских молекул в коме 67Р
после перигелия на порядок выше, чем до перигелия
Мас.% от Н2 О
100
10
1
0.1
0.01
0.001
CO
CH4
C2H6
H2CO (CH)2OH CH3CHO H2S
SO
CS
S2
NH3
N2
CO2
C2H2 CH3OH HCOOH HCOOCH3 NH2CHO OCS
SO2
CS2
HCN
Ar
O2
ВЫВОД: для комет подобных 67Р представительными могут считаться
данные, полученные в первые недели после прохождения перигелия 38

39.

3. Гетерогенность состава комы
В период наблюдений отдельные участки поверхности освещены
неравномерно, поэтому их активность неодинакова, что хорошо видно из
рисунка - соотношение между СО2 и Н2О в одно и то же время может меняться
от 0.1 до 2, а результат измерений будет зависеть от того, в какой
конкретно точке комы производится измерение. Это же подтверждает
полученный большой разброс значений изотопных отношений 36Ar/38Ar = 5.4 ±
1.4; относительно большой разброс значений объясняется гетерогенностью
комы.,
Следствие – полученные данные по составу комы не позволяют
определить валовое содержание летучих в ядре кометы

40.

Гетерогенность состава кометных ядер, проявляющаяся в
гиперактивности ряда комет, например, комета 103Р/Hartley
(Hartley 2)
Н2О
Комета совершает хаотические перемещения в пространстве, вызванные
внезапно возникающими выбросами из разных регионов - СО2 из торцов, а
Н2О из перешейка. Точки активности расположены неравномерно по
поверхности кометы. Мощность выбросов значительно больше, чем у других
комет.

41.

Гетерогенность состава ядра кометы на примере 67Р проявилась и в том,
что когда вблизи Солнца интенсивный поток газа сдул с поверхности
пыль, то впервые на некоторых участках кометы были зафиксированы
обнажения участков льда воды и даже льда СО2, протяженностью 60-80 м,
но никогда смеси.
Имеем неоднородность состава ядра на масштабе ~ 100 м
Такого же масштаба неоднородность мы наблюдаем в процессе
выветривания
41

42.

Неоднородность на масштабе ~ 100 м мы наблюдается как результат
выветривания, обусловленного различной летучестью аггломератов
Anuket
Aten
Ash
NavCam 20141028T062254
NavCam 20141021T060855
NavCam 20141022T140825
42

43.

4. Особенности газовыделения
Установлено, что дегазация кометы происходит не со всей
поверхности, а лишь с локальных ее участков - струи газа и пыли
вырываются из структур (депрессий), напоминающих колодцы. Было
обнаружено около 20-ти таких структур в северном полушарии,
неравномерно распределенных по поверхности.
Их диаметр варьируется от нескольких десятков до нескольких сотен
метров, а глубина может достигать двухсот метров. Часть колодцев
оказалась активна, активность других в значительной мере снижена, а
некоторые колодцы активности вообще не проявляли.

44.

Общая площадь депрессий
составляет ~ 10% общей площади
кометы ..
Области Ma’at и Seth в северном слабо
измененном полушарии кометы
Seth
Активные «колодцы» в области Seth

45.

Изменение температуры в верхних слоях вещества астероида с течением
времени в зависимости от толщины сухой рыхлой мантии, богатой нелетучей
органикой. Горизонтальными пунктирными линиями показаны температуры
сублимации водяного льда, углекислоты и угарного газа.

46.

5. Зависимость удельной молярной интенсивности выделения H2Oгаз
(Q(r), мол м-2 с-1) от расстояния до Солнца для 6-ти комет до и после
прохождения перигелия (по Marboeuf, Schmitt, 2014) .
Р 0.1 а.е.
C /2
00 2
V1
(N
EA
T)
10
Р=1.04 а.е.
21P/Glacobini-Zinner
19P/Borrelly
Р=1.35 а.е.
Р 0.12 а.е.
C/
20
21
10
P
96
09
P1
/M
h
ac
(G
a
rra
ho
dd
)
1
lz
Q(H2 O), моль м -2с -1
22
до перигелия
1. На
одном r для разных комет
после перигелия
19P/Borrelly
Q
различается до 3-х порядков.
2. Для
комет
C/2002 t7
(LINEAR) NEAT и Marchholz,
Q
выше
после перигелия.
C/2009
P1 (Garradd)
3. УC/2002
кометы
V1 (NEAT) 19Р/Borrelly не
наблюдается
различий в
21P/Giacobini-Zinner
интенсивности
газовыделения до и
C/1995 O1 (Hale-Bopp)
после
перигелия.
96P/Machholz 1
4. У комет Linear, Garrad, Hale-Bopp
Q выше до перигелия.
20
10
C /1 9
95 O
1 (Ha
l e -B o
до перигелия
после перигелия
19P/Borrelly
C/2002 t7 (LINEAR)
C/2009 P1 (Garradd)
C/2002 V1 (NEAT)
21P/Giacobini-Zinner
C/1995 O1 (Hale-Bopp)
96P/Machholz 1
pp)
19
10
C/2002 t7
(LINEAR)
18
10
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
Расстояние до Солнца, а.е.
2.5
3.0
3.5

47.

6. Низкая теплопроводность вещества ядра кометы из-за его
высокой пористости (~ 70%).
Дегазация может происходить из разных по глубине слоев ядра кометы
TsublH2O ~140K
HCN Front
Luspay-Kuti et al., 2015

48.

То, что газовыделение происходит не с поверхности, а из внутреннего слоя
подтверждается и тем фактом, что газовыделение даже самых
высоколетучих компонентов (Ar, N2) начинается на значительно более
близких радиальных расстояниях от Солнца, чем это можно было бы
ожидать, исходя из сопоставления температур абсолютно черного тела,
которыми в первом приближении можно считать ядра комет, и
равновесных температур сублимации льдов основных материнских
молекул кометных ядер
T, K
300
M a rs
200
H O
2
100
J u p ite r
C H 3O H
C O2
70
S a tu rn
N H3
U ra n
N e p tu n e
50
P lu to
CO
A r, N2
10
1
10
R a d ia l d is ta n c e , A .E .
100

49.

7. Влияние степень эрозии кометы на состав
ее комы на примере кометы Энке (2P/Encke)
Мас.% от Н2 О
1E+2
1E+1
Галея (НТС)
103P/Hartley 2
73P/SW3/C
73P/SW3/B
2P/Encke
9P/Tempel 1
6P/d'Arrest
17P/Holmes
21P/Giaccbini-Zinner
67Р/Чурюмова-Герасименко.
1E+0
Перигелий – 0.33 а.е.
Афелий
– 4.1 а.е.
Период обращения – 3.3 года
С момента открытия в 1786 г.
комета Энке потеряла 85 %
массы и сейчас имеет D = 2 км.
Эррозии подвергаются только
внешние слои кометного ядра
1E-1
1E-2
CO
CH4
C2H6
H2CO
CO2
C2H2
CH3OH

50.

8. Вторичные процессы, проходящие в теле ядра кометы
Для 67Р была получена высокая корреляции между содержаниями 36Ar и
N2. Мольное соотношение 36Ar/N2= (9.1 ± 0.3) × 10−3
Это свидетельствует не только о том, что летучести этих компонентов близки,
но и о том, что механизм их аккумуляции в твердой фазе был аналогичным –
скорее всего сорбция аморфным льдом.
В то же время корреляции между содержаниями СО и 36Ar, как и СО и N2
установлено не было. Это может говорить о каких-то вторичных процессах,
протекавших в теле кометы, возможно связанных с изменением структуры льда
воды с аморфной на кристаллическую с образованием клатратного гидрата
СО·5.75H2O, температура сублимации которого составляет уже ~ 60К.

51.

Влияние этих и других факторов привело к тому, что значения
относительных содержаний материнских молекул в комах как
долгопериодических (LPC), так и короткопериодических комет (JFC)
(мас.% от МН2О) демонстрируют большой разброс.
Между составом ком LPCs & JFCs различий не наблюдается
Мас.% от Н2 О
100
10
LPC:
C/1995 O1 (Hale-Bopp)
C/1996 B2 (Hyakutake)
C/2001 A2 (LINEAR)
C/2007 W1 (Boattini)
C/2012 F6 (Lemmon)
C/2013 R1 (Lovejoy)
комета Галея (НТС)
JFC
103P/Hartley 2
73P/SW3/C
73P/SW3/B
2P/Encke
9P/Tempel 1
6P/d'Arrest
17P/Holmes
21P/Giaccbini-Zinner
67/C-G
1
0.1
0.01
0.001
CO
CO2
CH4
C2H6
H2CO (CH)2OH CH3CHO H2S
SO
CS
S2
NH3
N2
C2H2 CH3OH HCOOH HCOOCH3 NH2CHO OCS
SO2
CS2
HCN
Ar
O2

52.

Основные вопросы космогонии, вытекающие
из результатов исследования комет.
1. Регион образования комет. До недавнего времени было принято считать, что
кометы образовались в транснептуновом регионе, причем кометы образовавшиеся в
ближней его части под влиянием резонансных воздействий газовых планет-гигантов
были вытеснены в регион пояса Эджворта-Койпера (30-50 а.е.), который стал
источником короткопериодических комет. В то же время кометы, образовавшиеся во
внешней части транснептуновой области, были выброшены на периферию
Солнечной системы, сформировав вместе с межпланетной пылью на радиальных
расстояниях r ~ 50-100 тыс. а.е. Облака Орта – источника долгопериодических комет.
Имевшиеся на тот момент изотопные данные по значению D/H в молекуле воды,
экспериментально определенные для 13-ти долгопериодических комет подтверждали
эту точку зрения – все значения D/H оказались близкими значению для
протосолнечной небулы.
-3 D/H
10
в молекуле Н2О
(~1 wt.% of PSN)
кометы
JFC
3
1.5
-4
10
Энцелад
плюмы
Н2О
HDOг + H2 = H 2Oг+ HD
Вода Земли
VSMOW
[ ОН- ]
С хондритов
snow-line
5
LPC
PSN - Proto
solar nebula

53.

Схема миграции кометных тел на заключительной стадии
образования планет-гигантов и их вхождении в резонанс 2:5
на Солнце
к Облаку Оорта
(долгопериодические кометы)
Пояс Койпера
Источник
короткопериодических комет
Юпитер
Сатурн
5-15 а.е.
Нептун Уран Транснептуновый регион
30
40 а.е.
Орбитальный резонанс – это ситуация, при которой периоды обращения двух
небесных тел соотносятся как небольшие натуральные числа. В результате эти
тела периодически сближаются, возникающие вследствие этого изменения силы
гравитационного взаимодействия этих тел могут дестабилизировать их орбиты.

54.

Первый удар этой теории был нанесен в 2011 г. публикацией результатов
экспериментально определенных значений изотопного состава водорода в
молекуле воды впервые полученных для короткопериодической кометы –
оказалось, что у кометы семейства Юпитера 103P/Hartley 2 значение D/H
практически совпадает с земным. Вскоре было опубликовано значение верхнего
предела отношения D/H для еще одной кометы семейства Юпитера 45P/HondaMrkos-Pajdušakova, которое оказалось также близко земному океаническому
стандарту (VSMOW).
Новые данные породили несколько теорий, объясняющих
неравномерное распределение D/H по радиусу околосолнечного газопылевого
диска, но все они не были достаточно убедительны, к тому же в 2015 г. появились
данные для третьей кометы семейства Юпитера - 67P/Churyumov-Gerasimenko, у
которой значение D/H оказалось более чем втрое выше VSMOW.
-3 D/H
10
в молекуле Н2О
(~1 wt.% of PSN)
кометы
JFC
3
1.5
-4
10
Энцелад
плюмы
Н2О
HDOг + H2 = H 2Oг+ HD
Вода Земли
VSMOW
[ ОН- ]
С хондритов
snow-line
5
LPC
PSN - Proto
solar nebula

55.

-3 D/H
10
в молекуле Н2О
(~1 wt.% of PSN)
кометы
JFC
1.5
Энцелад
плюмы
Н2О
HDOг + H2 = H 2Oг+ HD
3
Вода Земли
VSMOW
[ ОН- ]
С хондритов
LPC
snow-line
5
PSN - Proto
solar nebula
-4
10
Значения изотопных отношений водорода в молекуле воды в различных объектах Солнечной
системе: - значения D/H для долгопериодических комет; 1-3 - значения D/H для комет
семейства Юпитера 103P/Hartley, 45P/Honda-Mrkos-Pajdušakova и 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Объяснить этот факт в рамках существующих моделей возможно, если
предположить, что семейство короткопериодических комет может
пополняться за счет LPCs, при этом вопрос о D/H других двух комет
семейства Юпитера остается по-прежнему открытым.

56.

Еще одна космогоническая проблема возникла при изучении строения
комет, в том числе кометы 67Р/C-G.
Оказалось, что их ядра состоят из отдельных фрагментов, которые принято
именовать rubble piles. Вопрос состоит в следующем: такое строение было
изначально присуще кометным ядрам или они образовались в результате
столкновительных процессов. Это имеет первостепенное значение для
интерпретации наблюдательных данных комет, поскольку если их строение
изначально было таковым, то кометы действительно являются чрезвычайно
древними объектами и отражают химические, минералогические и физические
свойства Солнечной туманности, что позволяют использовать кометные
данные при описании ранних стадий эволюции газопылевого протопланетного
диска [Davidsson et al., 2016]. Если же ядра комет возникли в результате
столкновительных процессов мелкомасштабных тел (такой модели
придерживаются авторы [Morbidelli, Rickman, 15 ], то следует признать, что
некоторые кометные ядра могли образоваться совсем недавно, например,
5 105 лет назад, в поясе Эджворта-Койпера или в рассеянном диске. Если это
так, то процессу аккумуляции кометных ядер могли предшествовать тепловая
эволюция транс-нептуновых объектов, разрушение при столкновениях и
повторное гравитационное объединение. В этом случае кометы не обязательно
сохраняют информацию об условиях в ранней Солнечной системе и
получаемые при их изучении данные могут иметь ограниченное значение.

57.

Проблема осложняется еще и тем, что раннему образованию кометных ядер
фрагментированной структуры препятствовали динамические условия в
транснептуновом регионе, поскольку там одновременно должны были формироваться и
весьма крупные объекты диаметром ~ 1000 км и более, которые с неизбежностью
должны были либо поглощать, либо разрушать кометные ядра, характерный размер
которых составляет ~ 10 км. Кроме того, не ясен физический механизм образования
столь малых объектов, к тому же имеющих и сохранивших впоследствии достаточно
рыхлую пористую структуру, поскольку традиционно рассматриваемый механизм
гравитационой неустойчивости приводит к формированию более крупных тел.
В работе [Davidsson et al., 2016] предлагается комбинированный механизм
формирования крупных и мелких тел в одном (транснептуновом) регионе. Он
заключается в том, что сначала по механизму потоковой неустойчивости достаточно
быстро формируются крупные транснептуновые объекты с начальными размерами тел
<~400 км, которые поглощают основную часть мелкомасштабных объектов. За счет
малого времени формирования и при значительных размерах образующихся тел в них
мог происходить внутренний разогрев за счет 26Al, что приводило к значительному
уплотнению и водным изменениям их вещества. Затем, когда плотность в диске
уменьшалась, данный механизм прекращал свое действие. Из оставшихся в свободном
виде мелкомасштабных объектов, масса которых составляла небольшой процент от
массы диска, вырастали тела размером кометных ядер уже по механизму
иерархического роста. Согласно расчетам авторов, малые кометы (D ~ <10 км),
образовывались за время ~ 3 млн. лет, в то время как большие кометы выросли за
значительно более длительный срок. Низкие скорости при образовании кометных ядер
обусловили их высокую пористость. Такой механизм объясняет многие особенности, но
и оставляет нерешенным значительное количество вопросов. В частности, состав и
обилие летучих, как показывают экспериментальные данные, не зависит от размера
комет, что противоречит предложенной модели..

58.

О том, что каждая комета имеет собственную индивидуальность, о чем
китайские астрономы знали уже 3.5 тысячи лет назад, показывая, что
форма ядра и комы у каждая комета разная

59.

Механизм потоковой неустойчивости был открыт недавно (Youdin & Goodman
2005; Johansen et al. 2007; Wahlberg, Jansson & Johansen 2014). Согласно этому
механизму формирования планетезималей потоковая неустойчивость
(streaming instability) может наступать раньше, чем гравитационная
неустойчивость. Потоковая неустойчивость вызвана тем, что пылевые частицы,
движущиеся по орбите быстрее, чем газ, ускоряют его, замедляясь сами,
благодаря лобовому сопротивлению. Из-за сохранения углового момента
происходит дрейф частиц по радиусу внутрь, а газа наружу. Линейное
возмущение этих двух противоположно направленных радиальных движений
(потоков) имеет одну растущую моду, соответствующую уплотнению пылевой
фазы (Youdin, Goodman. 2005). Численное моделирование показывает, что для
крупных пылевых агрегатов с числом Стокса St ~ 0.3 в диске с массовым
содержанием твердого вещества Z=0.02 (выше протосолнечного, равного Z=0.015)
и с учетом взаимных столкновений плотность пылевой фазы может превысить в
100–300 раз плотность газа в средней плоскости (Johansen и др., 2012). В таком
случае плотность превышает критическое значение для гравитационной
неустойчивости, и дальше идет гравитационный коллапс сгустков, минуя стадию
гравитационной неустойчивости.