Komeettopöly on komeetta alkuperää olevaa kosmista pölyä . Komeetapölyn tutkiminen voi antaa tietoa komeettojen muodostumisajasta ja siten aurinkokunnan muodostumisajasta [1] [2] . Erityisesti pitkäkestoiset komeetat ovat suurimman osan ajasta kaukana Auringosta , missä ympäristön lämpötila on liian alhainen haihtumaan. Vain lähestyessään aurinkoa ja lämpöä komeetta vapauttaa kaasua ja pölyä havainnointia ja tutkimusta varten. Komeettapölyhiukkaset tulevat näkyviin, koska ne sirottavat auringonsäteilyä. Myös osa auringon energiasta absorboituu ja säteilee infrapuna-alueella [3] . Heijastavan pinnan (joka on pölyhie) kirkkaus on verrannollinen sen valaistukseen ja heijastavuuteen . Ja piste- tai pallosymmetrisestä lähteestä (joka on Aurinko) tuleva valaistus vaihtelee käänteisesti siitä etäisyyden neliön kanssa [4] . Jos oletetaan pölyrakeen pallomaisuus, heijastuneen valon määrä riippuu pölyhiukkasen muodon projektion poikkileikkauksesta ja on siksi verrannollinen sen säteen neliöön [5] .
I. Newton oletti, että komeetta koostuu kiinteästä ytimestä, joka loistaa heijastuneessa auringonvalossa, ja ytimestä vapautuvan höyryn muodostamasta pyrstöstä. Tämä ajatus osoittautui oikeaksi, mutta komeettojen fysikaalisesta luonteesta on keskusteltu lähes kolme vuosisataa [6] . Italialainen tähtitieteilijä D. Schiaparelli ehdotti 1800-luvulla meteorien ja komeettojen yhteistä alkuperää; sitten professori Tet julkaisi teoriansa komeettojen rakenteesta, jossa hän katsoi komeetan koostuvan monista kivistä tai meteoreista, jotka ovat osittain Auringon valaisemia ja osittain säteilevät valoa itsenäisesti lukuisten törmäysten seurauksena . 7] .
Ensimmäinen merkittävä askel komeetapölyn dynamiikan tutkimuksessa oli F. Besselin työ , joka on omistettu Halleyn komeetan kooman morfologian tutkimukselle sen ilmestyessä vuonna 1835. Tässä työssä Bessel esitteli Auringosta poispäin suunnatun hylkivän (hylkivän) voiman käsitteen [8] . Venäläinen tiedemies F. Bredikhin esitteli 1800-luvun lopulla käsitteitä, joita käytetään edelleen usein komeetan pölypyrstön muodostumista koskevissa tutkimuksissa: syndynamit (kaikkien pölyhiukkasten geometrinen sijainti, joilla on samat arvot). β , jotka säteilevät jatkuvasti nollanopeudella suhteessa ytimeen) [9] ja synkronisesti (komeetta samaan aikaan sinkoutuneiden pölyhiukkasten geometrinen sijainti) [10] . 1800- ja 1900-luvun vaihteessa tiedeyhteisö tunnisti ja hyväksyi hylkivän voiman auringon säteilypaineeksi .
Vuonna 1950 Whipple ehdotti mallia komeetan ytimestä jään seoksena meteorisen aineen hiukkasten kanssa ("likaisen lumipallon" teoria). Erityisesti sen mukaan komeetan ytimestä irtoaa pölyhiukkasia ja kiihtyy tasaisiin nopeuksiinsa kaasun vaikutuksesta, jonka poistonopeus on paljon suurempi. Tasainen nopeus saavutetaan, kun pöly ja kaasu erottuvat dynaamisesti [11] . Ensimmäiset ratkaisut pöly - ja kaasudynamiikan ongelmiin ehdotti Probstin . Hänen laskelmiensa mukaan tasainen nopeus saavutetaan noin 20 ydinsäteen etäisyydellä ja nopeuden arvo kaasun lämpötilassa 200 K on 0,36–0,74 km/s [12] .
Avaruusajan tulo mahdollisti komeettojen tutkimisen maan ilmakehän ulkopuolella . Joten vuonna 1986 useita avaruusaluksia lähetettiin Halleyn komeetalle . Avaruusaluksilla tehdyt tutkimukset osoittivat, että pölyhiukkaset olivat pääasiassa silikaatteja , mutta havaittiin myös pölyhiukkasia, jotka koostuivat lähes kokonaan orgaanisesta materiaalista (koostuivat vedystä , hiilestä , typpi- ja happiatomeista ) [13] . Mittauspaikalta löydettiin myös suuri määrä pieniä, alle 0,1 µm:n säteitä olevia pölyrakeita, jotka voidaan havaita maanpäällisillä havainnoilla [14] . Massaspektrometri PUMA, joka oli Vega-1- avaruusaluksella , havaitsi, että orgaanisen ja silikaattipölykomponenttien suhde Halleyn komeetassa on suunnilleen yhtä suuri kuin yksikkö, eli M tai /M si =1 [15] . On raportoitu, että mineraalipölyhiukkaset ovat raskaampia kuin orgaaniset ja näkyvät lähempänä ydintä [16] . Yksikään Halleyn komeetan tutkimuksen aikana tunnistetuista pölyhiukkasista ei koostunut yhdestä ainoasta mineraalista [17] . Pölyvirtojen mittaukset avaruusalusten kulkiessa lähellä komeettojen 1P/Halley (" Giotto ") ja 81P/Wilde 2 (" Stardust ") ytimiä osoittivat hiukkasten läsnäolon, jotka leviävät hyvin laajalle kokoalueelle, joilla on vastaavat ominaisuudet. säteet nanometreistä millimetreihin ja ne jakautuvat suunnilleen teholain mukaan n (a)=a γ ( a on pölyrakeen säde) indeksillä γ välillä −2 - −4 pölyn koosta riippuen jyvät ja niiden sijainti komeetan koomassa [18] . On äärimmäisen harvinaista, pian sen jälkeen, kun komeetta on ohittanut perihelin , että antipyrstöjä voidaan havaita osoittavan Aurinkoa kohti (havainnoijan näkökulmasta). Ne sisältävät vain raskaita hiukkasia, yleensä 0,01-0,1 cm3 [19] . Kiinnostus komeettoja kohtaan heräsi vuonna 2014, kun Rosetta - avaruusalus tutki komeetta 67P/Churyumov-Gerasimenko (mukaan lukien kemiallinen koostumus) [20] .
Huomattavilla etäisyyksillä Auringosta oleva pölyinen jääkonglomeraatti koostuu silikaattiaineesta, orgaanisista aineista ja jäästä, ja niiden suhde (massan mukaan) on noin 1:1:1 [21] .
Komeetapöly on epähomogeeninen seos kiteisiä ja amorfisia (lasimaisia) silikaatteja (yleisimpiä ovat forsteriitti (Mg 2 SiO 4 ) ja enstatiitti (MgSiO 3 ), oliviini (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) ja pyrokseeneja ( ryhmä mineraaleja alaluokan ketjusilikaatteja), orgaanisia tulenkestäviä aineita (alkuaineista H, C, O ja N), pieniä määriä oksideja ja muita aineosia, kuten rautasulfidia. Mielenkiintoisin komeetan 81P/Wild 2 tutkimuksissa saatu tulos on tulenkestävän kalsium-alumiinisulkeumat, jotka ovat samanlaisia kuin primitiivisissä meteoriiteissa [22] .
Greenberg ja Hage [23] simuloivat Halleyn komeetan pölykoomaa . Yksi simulaatiotuloksista on tekijöiden saama fysikaalinen suure, jota kutsutaan huokoisuudeksi , P . P=1- Vsolid / Vyht . Tässä V kiintoaine on kiinteän materiaalin tilavuus huokoisen kiviaineksen sisällä, V kokonaismäärä on sen kokonaistilavuus. Tuloksena oleva huokoisuusarvo on P = 0,93 - 0,975. Komeettapölymateriaalin suuresta huokoisuudesta todistavat myös tutkijoiden saamat eri komeettojen ytimien tiheydet sekä havaitut mikrometeorien tiheydet. Koska pölyaggregaatit ovat erittäin huokoisia, ei ole yllättävää, että osa niistä hajoaa eli hajoaa. Combi mallinsi isovalokuvia Halleyn komeetan CCD -kuvista ja päätyi siihen johtopäätökseen, että fragmentaatiolla on tärkeä rooli Halleyn komeetan pölyisen kooman muodostumisessa [24] . Selittääkseen pölyvirtojen nopeaa kasvua lyhyen ajan kuluessa Halleyn komeetan koomassa Simpson ja muut ovat ehdottaneet myös pölyn pirstoutumista [25] . Konno ym. tunnistivat lämpöstressin ja pölykiihtyvyyden mahdollisina pirstoutumisen lähteinä [26] . Sirpaloitumisesta vastuussa oleva mekanismi voi olla myös sähköstaattisten voimien vaikutus hauraisiin pölyrakeisiin, joilla on pieni vetolujuus [ 27] ja/tai CHON-aggregaattien haihtuminen [28] .
Vapautuessaan komeetan ytimestä ei-dynaamisesti erotettu neutraali kaasu ja pöly muodostavat kooman . Ja jo muutaman kymmenen komeetan säteen päässä pinnasta pöly erottuu dynaamisesti kaasusta [30] ja muodostaa pölypyrstön. Pölypyrstön kaarevuus komeetan liikettä vastakkaiseen suuntaan johtuu liikemäärän säilymisestä [31] . Auringon säteilyn alhaisen paineen vuoksi raskaat pölyhiukkaset jäävät komeetan kiertoradalle, ja ne, jotka ovat liian raskaita voittamaan komeetan ytimestä tulevan suhteellisen pienen vetovoiman, putoavat takaisin pintaan ja tulevat osaksi tulenkestävää vaippaa [32] ] . Koomassa oleva kaasu dissosioituu ja ionisoituu nopeasti, muutamassa tunnissa, ionit muodostavat aurinkotuulen vaikutuksesta ionipyrstön, joka on avaruudellisesti eri paikassa kuin pölypyrstö, mutta kooman lähellä nämä hännät menevät päällekkäin muodostaen pölyinen plasma (ionisoitua kaasua, joka sisältää hiukkasia pölyä, jonka koko vaihtelee kymmenistä nanometreistä satoihin mikroneihin ) [33] .
Analysoimalla pölymuodostelmien liikettä komeetta koomassa tutkijat ovat löytäneet pölyhiukkasten tasaisen nopeuden arvon. Eli noin 1 AU :n heliosentrisillä etäisyyksillä . eli komeetan 109P/Swift-Tuttle [34] ja komeetan 1P/Halley [35] nopeudet ovat 0,4–0,5 km/s. Voitettuaan polun pölypyrstön läpi pölyhiukkaset tulevat planeettojen väliseen väliaineeseen, ja osa niistä tulee jälleen näkyviin eläinradan valon muodossa ja osa putoaa Maaplaneetan pinnalle . Komeettapöly voisi mahdollisesti olla varhaisimman orgaanisen materiaalin lähde, joka johti elämän syntymiseen maapallolla [36] .
Komeettapöly liikkuu pääasiassa kahden voiman: auringon painovoiman ja auringon säteilypaineen vaikutuksesta . Auringon painekiihtyvyys ( F R ) mitataan yleensä auringon painovoimakiihtyvyyden ( F G ) yksiköissä samalla etäisyydellä. Tämän dimensiottoman suuren β = F R / F G lauseke on seuraava: β = 0,57 Q pr /ρa, missä ρ on pölyrakeen tiheys grammoina kuutiosenttimetriä kohti, a on pölyn säde pölyrae mikrometreinä, Q pr on säteilypaineen tehokkuus, joka riippuu pölyrakeen koosta, muodosta ja optisista ominaisuuksista [37] . Komeettapölyn säteilypainehyötysuhde on yleensä yksikköluokkaa [38] . Jos konstruoimme β :n riippuvuuden hiukkasen säteestä, niin komeetan pyrstössä olevien eri materiaalien β : n maksimiarvo saavutetaan säteen arvoilla, jotka ovat välillä 0,1–0,2 μm. Siksi hiukkasilla a ≥ 0,2 μm Q pr pysyy suunnilleen muuttumattomana ja β :n arvo on verrannollinen a -1 :een [39] .
Erityisesti Wallis ja Hassan sekä Goraniy ja Mendis kiinnittivät huomiota kysymykseen pölyhiukkasten sähköistymisen vaikutuksesta niiden liikkeeseen vuorovaikutuksen vuoksi planeettojen välisen magneettikentän kanssa. He tulivat siihen tulokseen, että Lorentz-voiman aiheuttama kiihtyvyys hiukkasille a = 0,3 µm on merkityksetön, hiukkasille a = 0,1 µm se on verrattavissa auringon säteilyn painevoimaan ja hiukkasille, joiden ≤ 0,03 µm se vallitsee [ 40 ] [41] . Sekanina kirjoittaa, että potentiaalien arvo on yleensä vain muutama voltti yli 2·10 5 km:n etäisyydellä komeetan ytimestä. Yleensä komeetapöly saa tai menettää varauksen seuraavien päävaikutusten kautta: elektronien ja plasma-ionien kiinnittyminen, mikä on tehokkainta alhaisissa plasmalämpötiloissa; sekundäärinen elektroniemissio , joka on tehokas korkeammissa plasmalämpötiloissa (>10 5 K); sähkövarauksen menetys johtuen valosähköisestä vaikutuksesta , jolla on tärkeä rooli pienitiheyksisessä plasmassa (<10 3 cm −3 ) [42] .
| Komeetat | ||
|---|---|---|
| Rakenne | ||
| Tyypit | ||
| Luettelot | ||
| Katso myös |
| |