Главная страница

Космічний пил найімовірніше кометного походження під електронним мікроскопом. Менше однієї десятої міліметра в діаметрі, ця пилина складається з мільйонів ще менших кристалів. Хоча хімічно схожа на деякі метеорити, її пухнаста, кристалічна структура відмінна від будь-якого відомого метеорита.

Кометний пил відноситься до космічного пилу кометного походження. Вивчення кометного пилу може надати інформацію про часи формування комет, а отже, як вважається, часи формування Сонячної Системи [1]. Зокрема, довгоперіодичні комети більшу частину свого часу проводять далеко від Сонця, де температура середовища надто мала, щоб відбувалось випаровування. Лише наближаючись до Сонця і тепла комета вивільняє доступний для спостережень та досліджень газ і пил. Кометні пилинки стають видимими завдяки розсіюванню ними сонячного випромінювання, також деяка частина сонячної енергії поглинається і випромінюється в інфрачервоному діапазоні [2].

Докосмічні дослідження

Ісаак Ньютон передбачав комету як тіло, що складається з твердого ядра, що сяє відбитим сонячним світлом, з хвостом, утвореним парами, які виділяються з ядра. Зрештою, думка Ньютона виявилася правильною, але справжня фізична природа комет ще обговорювалася протягом майже трьох століть [3]. У XIX ст. спочатку італійський астроном Скіапареллі (італ. Schiaparelli) висловив теорію, яка поєднує метеорну астрономію з кометною шляхом якщо не ідентичності то спільності походження цих небесних тіл; потім професор Тейт (англ. P.G. Tait) опублікував свою теорію конституції комет, в якій він вважає комету зграєю каменів або метеорів, які частково освітлені Сонцем, а також виділяють світло самостійно через численні зіткнення [4].

Першим вагомим кроком у дослідженні динаміки кометного пилу була робота Бесселя, присвячена дослідженню морфології коми комети Галлея під час її появи 1835 року. У цій роботі Бессель ввів концепцію репульсивної сили направленої від Сонця [5]. У кінці 19 сторіччя Бредіхін ввів поняття, які й дотепер часто використовують при дослідженні формування пилового хвоста комети: синдини (геометричне місце всіх пилинок з однаковими значеннями β, які випускаються безперервно з нульовою відносно ядра швидкістю) і синхрони (геометричне місце пилинок, які були викинуті з комети в один час). На межі 19 і 20 сторіч репульсивна сила була ідентифікована і загально прийнята як тиск сонячного випромінювання.

У 1950 році Віпл запропонував льодоконгломератну модель будови кометного ядра. На її основі, зокрема, пилові частинки викидаються з кометного ядра й прискорюються до своїх усталених швидкостей дією газу, швидкість викиду якого значно більша. Усталена швидкість досягається тоді, коли пил і газ стають динамічно відділені [6]. Перші розробки розв'язання проблем пилогазодинаміки представив Пробштайн. За його розрахунками усталена швидкість досягається на відстані приблизно 20 радіусів ядра, а значення швидкості при температурі газу 200 К становить 0.36–0.74 км/сек [7].

Космічні дослідження

Схема геометричних умов спостереження антихвоста

Розвиток космічної ери дав можливість досліджувати комети за межами земної атмосфери. Так, був цілий ряд космічних апаратів відправлених до комети Галлея у 1986 році. Дослідження, виконані космічними апаратами показали, що пилові частинки були переважно силікатами, але також були спіймані пилові частинки, які складалися майже повністю з органічного матеріалу (скомпоновані з атомів водню, вуглецю, азоту і кисню) [8]. Велика кількість дрібних пилинок з радіусами менше, ніж 0.1 мкм, які не можна бачити за допомогою наземних спостережень, також були виявлені на місці вимірювань [9]. Мас-спектрометр PUMA, який знаходився на борту апарату Vega-1, виявив, що співвідношення органічної та силікатної компонент пилу в кометі Галлея приблизно рівне одиниці, тобто Mor/Msi=1 [10]. Повідомлялося, що мінеральні пилинки важчі, ніж органічні і їх видно ближче до ядра [11]. Жодна з виявлених під час дослідження комети Галлея пилових частинок не містила одного єдиного мінералу [12]. Виміри потоків пилу під час проходження космічних апаратів поблизу ядер комет 1P/Halley (Giotto) та 81P/Wild 2 (Stardust) показали наявність частинок, які поширюються в дуже широкому діапазоні розмірів, які мають еквівалентні радіуси від нанометрів до міліметрів, і поширюється приблизно за степеневим законом n(a)=aγ(a — радіус пилинки) з індексом, γ від -2 до -4, залежно від розмірів пилинок і їх розташування в комі комети [13]. Тут треба зазначити що вкрай рідко, невдовзі після проходження кометою перигелію можуть спостерігатися направлені в бік сонця, з точки зору спостерігача, антихвости. Вони містять тільки важкі частинки, зазвичай, 0.01—0.1 см [14]. Схема утворення явища антихвіст показана праворуч. Інтерес до комет буде прикутий і в 2014 році під час дослідження комети 67P/Чурюмова-Герасименко (у тому числі хімічного складу) космічним апаратом Розетта [15].

Матеріал пилу

Склад льодопилового конгломерату на значних відстанях від Сонця, згідно з Грінбергом, за відношенням по масі силікатної речовини, органіки і льоду рівний приблизно 1:1:1, відповідно [16].

Кометний пил є неоднорідною сумішшю кристалічних і аморфних (склоподібних) силікатів (найпоширенішими є форстерит (Mg2SiO4) і енстатит (MgSiO3), олівін (Mg,Mn,Fe)2[SiO4]) і піроксени (група мінералів підкласу ланцюгових силікатів), органічних вогнетривких матеріалів (з елементів H, C, O та N.), незначної кількості оксидів, а також інших складових, таких як сульфід заліза. Найбільш цікавий результат, отриманий від дослідження комети Wild 2 це виявлення вогнетривких кальцій-алюмінієвих включень, аналогічних тим, які містяться в примітивних метеоритах [17].

Грінберг та Хейдж [18] здійснили моделювання пилової коми комети Галлея. Одним із результатів моделювання є отримана авторами фізична величина, яка називається пористістю, P. P=1-Vsolid/Vtotal. Тут Vsolid — об'єм твердого матеріалу всередині пористого агрегату, Vtotal — загальний його об'єм. Отримане значення пористості становить P=0.93 – 0.975. Про велику пористість кометного пилового матеріалу говорять також отримані вченими густини ядер різних комет, а також спостережні густини мікрометеорів. Оскільки пилові агрегати є дуже пористими, не дивно, що частина з них розпадається, тобто фрагментує. Міхаель Комбі здійснив моделювання ізофот (ліній однакової яскравості) ПЗЗ-зображень комети Галлея і дійшов до висновку, що велику роль у формуванні пилової коми комети Галлея грає фрагментація [19]. Для пояснення швидкого зростання пилових потоків за короткий проміжок часу в комі комети Галлея Сімпсон та інші також запропонували явище фрагментації пилу [20]. Конно і співавт. в якості можливих джерел для фрагментації назвали тепловий стрес і процес прискорення пилу [21]. Механізмом відповідальним за фрагментацію також може бути дія електростатичних сил на крихкі пилинки з малою межею міцності на розрив [22] або (і) випаровування CHON агрегатів [23]

Рух пилу

Пиловий хвіст як результат руху пилинок. Цікаво, що думку про те, що кометні хвости завжди вказують у бік від Сонця висловив ще Сенека у своїх Quaestiones naturoles (енциклопедія природного світу, написана близько 65 р. н.е.), написавши: «Хвости комет втікають від сонячних променів» [24]

Вивільнившись з ядра комети, динамічно не відділені нейтральний газ і пил формують кому комети. Та вже за кілька десятків кометних радіусів від поверхні пил динамічно відділяється від газу [25] і формує пиловий хвіст. Викривлення пилового хвоста в напрямку, протилежному руху комети відбувається завдяки збереженню моменту імпульсу [26]. Важкі пилинки із-за малого тиску сонячного випромінювання залишаються на орбіті комети, а надто важкі, щоб подолати порівняно невелику силу тяжіння від ядра комети опадають назад на поверхню, стаючи частиною тугоплавкої мантії [27]. Газ у комі швидко, протягом годин, дисоціює та іонізується, іони під дією сонячного вітру формують іонний хвіст, який займає просторово інше положення ніж пиловий хвіст, проте, поруч з комою ці хвости не є окремими, але перекриваються, утворюючи пилову плазму (іонізований газ, що містить частинки пилу, розміром від десятків нанометрів до сотень мікрон) [28].

За допомогою вивчення руху пилових утворень у комах комет вченими знаходились значення усталеної швидкості пилинок. Так, на геліоцентричних відстанях приблизно 1 а.о. значення швидкостей для комети 109/P Swift-Tuttle [29] й для комети 1P/Halley [30] знаходились у межах 0.4-0.5 км/сек. Подолавши свій шлях через пиловий хвіст, пилові частинки потрапляють в міжпланетне середовище і частина з них знову стає видимою у вигляді зодіакального світла, а деяка частина випадає на поверхню планети Земля. Кометний пил потенційно міг бути джерелом найбільш раннього органічного матеріалу, який призвів до зародження життя на Землі [31].

Кометний пил переважно рухається під впливом двох сил: сонячної гравітації й тиску сонячного випромінювання. Прискорення, спричинене тиском сонячного випромінювання (FR) загально прийнято виражати в одиницях прискорення, спричиненого сонячною гравітацією (FG) на тій же відстані. Вираз для цієї безрозмірної величини, β=FR/FG, має наступних вигляд: β=0.57Qpr/ρa, де, ρ — густина пилинки, виражена в грамах у сантиметрі кубічному, a — радіус пилинки, виражена в мікрометрах, Qpr — ефективність радіаційного тиску, яка залежить від розміру, форми та оптичних характеристик пилинки [32]. Для кометного пилу ефективність радіаційного тиску зазвичай порядку одиниці [33]. Якщо побудувати залежність β від радіусу частинки, то максимальне значення β для різних матеріалів, присутніх у хвості комети, досягається при значеннях радіусу, що лежать у діапазоні 0.1 – 0.2 μm. Отже, для частинок a ≥ 0.2 μm, Qpr залишається приблизно незмінним, а значення β пропорційне a-1 [34].

Питанню впливу наелектризованості пилових частинок на їх рух завдяки взаємодії з міжпланетним магнітним полем приділяли увагу зокрема Ўолліс і Хасан та Гораний і Мендіс дійшли до висновку, що прискорення, спричинене силою Лоренца для частинок a=0.3 μm незначне, для частинок a=0.1 μm зрівняне із силою тиску сонячного випромінювання, для частинок з a≤0.03 μm переважне [35], [36]. Секаніна пише, що значення потенціалів зазвичай складає лише кілька вольт на відстанях більше 2·105 км від ядра комети [37]. Загалом, кометний пил отримує або втрачає заряд під дією наступних основних ефектів: приєднання електронів та іонів плазми, яке найбільш ефективне при низьких температурах плазми; вторинна електронна емісія, яка ефективна при більш високих температурах плазми (> 105 К); втрата електричного заряду через фотоелектричний ефект, який відіграє важливу роль при малих густинах плазми (<103 см-3) [38].

Див. також

Примітки

  1. HubbleSite — Frequently Asked Questions
  2. K. S. Krishna Swamy Physics of Comets. – 2010 Google книги
  3. Julio A. Fernández Comets. – 2006 Google книги
  4. Amédée Guillemin The world of comets. — 1877 Internet Archive
  5. Bessel F.W. Beobachtungen ueber die physische Beschaffenheit des Halley’s Kometen und dadurch veranlasste Bemerkungen. // Astron. Nachr. – 1836. – 13. – P.185–232 Astronomy Abstract Service
  6. Whipple, F.L. A comet model // Astrophysical Journal. – 1950. – 111. – P. 375-394 Astronomy Abstract Service
  7. Probstein R.F. The dusty gasdynamics of comet heads // Problems of Hydrodynamics and Continuum Mechanics / eds F. Bisshopp et al. – Philadelphia: Soc.Ind.Appl.Math. – 1969. – P.568-583 Google книги
  8. Keller, H.U., W.A. Delamere, W.F. Huebner, H.J. Reitsema. H.U. Schmidt, F.L. Whipple, K. Wilhelm. W. Curdt, R. Kramm. N. Thomas, C. Arpigny, C. Barbieri, R.M. Bonnet, S. Cazes, M. Coradini. C.B. Cos-movici, D.W. Hughes, C. Jamar, D. Malaise, K. Schmidt, W.K.H. Schmidt, and P. Seige Cornet P/Halley's nucleus and its activity // Astron. Astrophys. – 1987. – 187. – P.807 Astronomy Abstract Service
  9. McDonnell, J.A.M., W.M. Alexander, W.M. Burton, E. Bussoletti, G.C. Evans, S.T. Evans, J.G. Firth, R.J.L. Grard, S.F. Green, E. Griin, M.S. Hanner, D.W. Hughes, E. Igenbergs, J. Kissel, H. Kuczera, B.A. Lindblad, Y. Langevin, J.-C. Mandeville, S. Nappo, G.S.A. Pankiewicz, C.H. Perry, G.H. Schwehm, Z. Sekanina, T.J. Stevenson, R.F. Turner, U. Weishaupt, M.K. Wallis, and J.C. Zarnecki The dust distribution within the inner coma of Comet P/Halley 1982i: Encounter by Giotto's impact detectors // Astron. Astrophys. – 1987. – 187. – P.719 Astronomy Abstract Service
  10. Kissel J., Kruger F.R. The organic component in dust from comet Halley as measured by the PUMA mass spectrometer on board Vega 1 // Nature. – 1987. – 326. – N.6115 – P.755–760 Astronomy Abstract Service
  11. Clark, B.C., L.W. Mason, and J. Kissel Systematics of the CHON and other light-element particle populations in Comet P/Halley // Astron. Astrophys. – 1987. – 187. – P.779 Astronomy Abstract Service
  12. Jessberger, E.K., A. Christoforidis, and J. Kissel Aspects of the major element composition of Halley's dust // Nature. – 1988. – 332. – P.691 Astronomy Abstract Service
  13. Kolokolova, L.; Kimura, H. Comet dust as a mixture of aggregates and solid particles: model consistent with ground-based and space-mission results // Earth, Planets and Space. – 2010. – 62. – N.1. – P.17-21 Astronomy Abstract Service
  14. Sekanina, Z. Progress in our understanding of cometary dust tails // The Study of Comets. IAU Coloq. – 1976. – Part 2. – P.893-942 Astronomy Abstract Service
  15. European Space Agency — Frequently asked questions
  16. Greenberg J. M., Li Aigen A comet dust model for the beta Pictoris disk // A&A. – 1998. – 331. – P. 291-313 Astronomy Abstract Service
  17. M.S. Hanner, M.E. Zolensky The Mineralogy of Cometary Dust // Astromineralogy. Lecture Notes in Physics. – 2010. – 815. – P.203-232 Google книги
  18. Greenberg J.M., Hage J.I. From interstellar dust to comets - A unification of observational constraints // Astrophys.J., Part 1. – 1990. – 361. – P.260–274 Astronomy Abstract Service
  19. Michael R. Combi The fragmentation of dust in the innermost comae of comets: Possible evidence from ground-based images // Astron.J. – 1994. – 108. – N.1 – P. 304–312 Astronomy Abstract Service
  20. Simpson, J. A.; Tuzzolino, A. J.; Ksanfomality, L. V.; Sagdeev, R. Z.; Vaisberg, O. L. Confirmation of dust clusters in the coma of Comet Halley // Adv. Space Res. – 1989. – 9. – N.3 – P. 259-262 Astronomy Abstract Service
  21. Ichishiro Konno, W.F. Huebner, D.C. Boice A Model of Dust Fragmentation in Near-Nucleus Jet-like Features in Comet P/Halley // Icarus. – 1993. – 101. – N.1. – P. 84–94 Astronomy Abstract Service
  22. Boehnhardt, H.; Fechtig, H. Electrostatic charging and fragmentation of dust near P/Giacobini-Zinner and P/Halley // Astron.Astrophys. – 1987 – 187 – N. 1-2 – P. 824–828 Astronomy Abstract Service
  23. Wallis, M. K.; Meredith, N. P.; Rees, D. Gas coma of Comet Giacobini-Zinner - Emission from grains // Adv. Space Res. – 1989. – 9. – N. 3. – P. 213–216 Astronomy Abstract Service
  24. Seneca Quaestiones naturales. – ca. 65 A.D Internet Archive
  25. Combi, Michael R.; Kabin, Konstantin; Dezeeuw, Darren L.; Gombosi, Tamas I.; Powell, Kenneth G. Dust-Gas Interrelations In Comets: Observations And Theory // Earth, Moon, and Planets. – 1997. – 79. – P.275-306 Astronomy Abstract Service
  26. J A Fernandez and K Jockers Nature and origin of comets // Reports on Progress in Physics. – 1983. – 46. – N.6. – P.665-772 IOP Publishing
  27. Department of Earth, Planetary, and Space Sciences. University of California
  28. Robert L. Merlino Dusty plasmas and applications in space and industry // Plasma Physics Applied. – 2006. – P.73—110 PDF
  29. Sekanina Z. Distribution and activity of discrete emission areas on the nucleus of periodic comet Swift-Tuttle. // Astron.J. – 1981. – 86. – P.1741–1773 Astronomy Abstract Service
  30. Sekanina Z., Larson S.M. Coma morphology and dust-emission pattern of periodic Comet Halley. II – Nucleus spin vector and modeling of major dust features in 1910 // Astron.J. – 1984. – 89. – P. 1408–1425 Astronomy Abstract Service
  31. Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu Cometary Origin of the Zodiacal Cloud and Carbonaceous Micrometeorites. Implications for Hot Debris Disks // The Astrophysical Journal. – 2010. – 713. – P.816-836
  32. Korsun, Pavlo P., Kulyk, Irina V., Ivanova, Oleksandra V., Afanasiev, Viktor L., Kugel, Francois, Rinner, Claudine, Ivashchenko, Yuriy M. Dust tail of the active distant Comet C/2003 WT42 (LINEAR) studied with photometric and spectroscopic observations // Icarus. – 2010. – 210. – N.2 – P.916-929 Astronomy Abstract Service
  33. Yevgen Grynko Light scattering by cometary dustparticles with sizes large compared tothe wavelength of light // Dissertationzur Erlangung des Doktorgradesder Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultätender Georg-August-Universität zu Göttingen. – 2005
  34. Fernandez J.A., Jockers K. Nature and origin of comets // Report on progress in physics. – 1983. – 46. – P.665–772 Astronomy Abstract Service
  35. Wallis M.K. Hassan M.H.A. Electrodynamics of submicron dust in the cometary coma // Astron.Astrophys. – 1983. – 121. – N.1. – P.10–14 Astronomy Abstract Service
  36. Horanyi M., and Mendis D.A. Trajectories of charged dust grains in the cometary environment // Astrophys.J. – 1985. – 294. – P.357–368 Astronomy Abstract Service
  37. Sekanina Z., Hanner M.S., Jessberger E.K., Fomenkova M. Cometary dust // Interplanetary Dust / Eds. E.Gruen, B.A.S.Gustafson, S.F.Dermott, H.Fechtig — 2001. — P. 95–161 Google книги
  38. Tiersch, H.; Notni, P. The electric potential on dust particles in comets and in interplanetary space // Astronomische Nachrichten. – 1982. – 310. – N.1. – P. 67–78 Astronomy Abstract Service

Шаблон:Кандидат в добрі статті