Kometstøv er kosmisk støv af kometoprindelse . Studiet af kometstøv kan give oplysninger om kometernes dannelsestid og dermed om solsystemets dannelsestid [1] [2] . Især langtidskometer er langt fra Solen det meste af tiden , hvor temperaturen i omgivelserne er for lav til, at fordampning kan forekomme. Kun når den nærmer sig Solen og varmen, frigiver kometen gas og støv, der er tilgængeligt for observation og forskning. Kometstøvpartikler bliver synlige på grund af spredning af solstråling fra dem. Også noget af solenergien absorberes og udsendes i det infrarøde område [3] . Lysstyrken af en reflekterende overflade (som er et støvkorn) er proportional med dens belysning og reflektionsevne . Og belysningen fra en punkt eller sfærisk symmetrisk kilde (som er Solen) varierer omvendt med kvadratet på afstanden fra den [4] . Hvis vi antager støvkornets sfæricitet, afhænger mængden af reflekteret lys af tværsnittet af projektionen af formen af støvpartiklen, og er derfor proportional med kvadratet af dens radius [5] .
I. Newton antog, at kometen består af en fast kerne, som skinner med reflekteret sollys, og en hale dannet af damp frigivet fra kernen. Denne idé viste sig at være korrekt, men kometernes fysiske natur er blevet diskuteret i næsten tre århundreder [6] . I det 19. århundrede foreslog den italienske astronom D. Schiaparelli en fælles oprindelse for meteorer og kometer; derefter offentliggjorde professor Tet sin teori om kometernes struktur, hvori han anså en komet for at være sammensat af mange sten eller meteorer, som dels er oplyst af Solen, og dels udsender lys uafhængigt som følge af talrige kollisioner med hinanden [ 7] .
Det første betydningsfulde skridt i studiet af dynamikken i kometstøv var F. Bessels arbejde , dedikeret til studiet af morfologien af koma fra Halleys komet under dens fremkomst i 1835. I dette arbejde introducerede Bessel begrebet en frastødende (frastødende) kraft rettet væk fra Solen [8] . I slutningen af det 19. århundrede introducerede den russiske videnskabsmand F. Bredikhin begreber, der stadig ofte bruges i undersøgelser af dannelsen af en komets støvhale: syndynams (den geometriske placering af alle støvpartikler med samme værdier af en komet). β , der udsendes kontinuerligt med nul hastighed i forhold til kernen) [9] og synkron (geometrisk placering af støvpartikler, der blev udstødt fra en komet på samme tid) [10] . Ved overgangen til det 19. og 20. århundrede blev den frastødende kraft identificeret og accepteret af det videnskabelige samfund som solstrålingstryk .
I 1950 foreslog Whipple en model af en kometkerne som en blanding af is med indblandet partikler af meteorisk stof (den "beskidte snebold"-teori). Især ifølge den udstødes støvpartikler fra kometkernen og accelereres til deres konstante hastigheder under påvirkning af gas, hvis udstødningshastighed er meget højere. Konstant hastighed opnås, når støv og gas bliver dynamisk adskilt [11] . De første løsninger på problemerne med støv- og gasdynamik blev foreslået af Probstin . Ifølge hans beregninger nås den konstante hastighed i en afstand på omkring 20 kerneradier, og værdien af hastigheden ved en gastemperatur på 200 K er 0,36–0,74 km/s [12] .
Rumalderens fremkomst gjorde det muligt at udforske kometer uden for jordens atmosfære . Så i 1986 blev en række rumfartøjer sendt til Halleys komet . Undersøgelser udført af rumfartøjer viste, at støvpartikler overvejende var silikater , men der blev også fanget støvpartikler, der næsten udelukkende var sammensat af organisk materiale (sammensat af brint- , kulstof- , nitrogen- og oxygenatomer ) [13] . Et stort antal små støvkorn med radier mindre end 0,1 µm, som kan ses ved hjælp af jordbaserede observationer, blev også fundet på målestedet [14] . Massespektrometeret PUMA, som var om bord på Vega-1 rumfartøjet , fandt ud af, at forholdet mellem de organiske og silikatstøvkomponenter i Halleys komet er omtrent lig med enhed, det vil sige M eller /M si =1 [15] . Det er blevet rapporteret, at mineralstøvpartikler er tungere end organiske og er synlige tættere på kernen [16] . Ingen af de støvpartikler, der blev identificeret under undersøgelsen af Halleys komet, bestod af et enkelt mineral [17] . Målinger af støvstrømme under passage af rumfartøjer nær kernerne af kometerne 1P/Halley (" Giotto ") og 81P/Wilde 2 (" Stardust ") viste tilstedeværelsen af partikler, der spredte sig over et meget bredt område af størrelser, som har tilsvarende radius fra nanometer til millimeter og er fordelt tilnærmelsesvis efter magtloven n(a)=a γ ( a er radius af støvkornet) med indekset, γ fra −2 til −4, afhængig af støvets størrelse korn og deres placering i kometkoma [ 18] . Det er ekstremt sjældent, kort efter at kometen har passeret perihelium , at antihale kan observeres, der peger mod Solen (set fra observatørens synspunkt). De indeholder kun tunge partikler, normalt 0,01-0,1 cm3 [19] . Interessen for kometer blev nittet i 2014 under undersøgelsen af kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko (inklusive den kemiske sammensætning) af Rosetta - rumfartøjet [20] .
Et støvet-is-konglomerat i betydelige afstande fra Solen er sammensat af silikatstof, organiske stoffer og is, og deres forhold (efter masse) er cirka 1:1:1 [21] .
Kometstøv er en inhomogen blanding af krystallinske og amorfe (glasagtige) silikater (de mest almindelige er forsterit (Mg 2 SiO 4 ) og enstatit (MgSiO 3 ), olivin (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) og pyroxener ( en gruppe mineraler fra underklassen kædesilikater), organiske ildfaste materialer (fra grundstofferne H, C, O og N), spormængder af oxider og andre bestanddele såsom jernsulfid. Det mest interessante resultat opnået i studier af kometen 81P/Wild 2 er opdagelsen af ildfaste calcium-aluminium-indeslutninger, der ligner dem, der findes i primitive meteoritter [22] .
Greenberg og Hage [23] simulerede støvkomaen fra Halleys komet . Et af simuleringsresultaterne er den fysiske mængde opnået af forfatterne, som kaldes porøsitet , P . P=1- Vsolid / Vtotal . Her er V fast stof volumen af fast materiale inde i det porøse aggregat, V total er dets samlede volumen. Den resulterende porøsitetsværdi er P=0,93 - 0,975. Den store porøsitet af kometstøvmaterialet er også bevist af tæthederne af kernerne i forskellige kometer opnået af videnskabsmænd, såvel som de observerede tætheder af mikrometeorer. Da støvaggregater er meget porøse, er det ikke overraskende, at nogle af dem går i opløsning, det vil sige fragmenterer. Combi udførte modellering af isofotos af CCD -billeder af Halleys komet og kom til den konklusion, at fragmentering spiller en vigtig rolle i dannelsen af Halleys komets støvede koma [24] . For at forklare den hurtige vækst af støvstrømme over en kort periode i koma af Halleys komet, har Simpson og andre også foreslået fænomenet støvfragmentering [25] . Konno et al. identificerede varmestress og støvacceleration som mulige kilder til fragmentering [26] . Mekanismen, der er ansvarlig for fragmentering, kan også være virkningen af elektrostatiske kræfter på skøre støvkorn med lav trækstyrke [ 27] og/eller fordampning af CHON-aggregater [28] .
Ved frigivelse fra kometens kerne danner den ikke-dynamisk adskilte neutrale gas og støv et koma . Og allerede et par snesevis af kometradier fra overfladen adskiller støvet sig dynamisk fra gassen [30] og danner en støvhale. Støvhalens krumning i den modsatte retning af kometens bevægelse opstår på grund af bevarelsen af vinkelmomentum [31] . På grund af det lave tryk fra solstråling forbliver tunge støvpartikler i kometens kredsløb, og de, der er for tunge til at overvinde den relativt lille tiltrækningskraft fra kometens kerne falder tilbage til overfladen og bliver en del af den ildfaste kappe [32 ] . Gassen i koma dissocierer hurtigt, inden for timer, og ioniserer , ioner under påvirkning af solvinden danner en ionhale, som indtager en rumligt anden position end støvhalen, men nær koma, overlapper disse haler og danner en støvet plasma (ioniseret gas indeholdende støvpartikler, der varierer i størrelse fra snesevis af nanometer til hundredvis af mikron ) [33] .
Ved at analysere bevægelsen af støvformationer i kometkoma har forskere fundet værdien af støvpartiklernes konstante hastighed. Så ved heliocentriske afstande på omkring 1 AU. dvs. hastighederne for kometen 109P/Swift-Tuttle [34] og for kometen 1P/Halley [35] ligger inden for 0,4-0,5 km/s. Efter at have overvundet stien gennem støvhalen, trænger støvpartikler ind i det interplanetariske medium, og nogle af dem bliver igen synlige i form af stjernetegnslys , og nogle falder på overfladen af planeten Jorden . Kometstøv kunne potentielt være kilden til det tidligste organiske materiale , der førte til livets oprindelse på Jorden [36] .
Kometstøv bevæger sig primært under påvirkning af to kræfter: Solens tyngdekraft og solstrålingstryk . Soltryksacceleration ( FR ) måles generelt i enheder af solar tyngdekraftacceleration ( F G ) på samme afstand . Udtrykket for denne dimensionsløse mængde, β = F R / F G , er som følger: β = 0,57 Q pr /ρa, hvor ρ er densiteten af støvkornet, udtrykt i gram pr. kubikcentimeter, a er radius af støvkornet, i mikrometer, Q pr er effektiviteten af strålingstrykket, som afhænger af størrelsen, formen og optiske egenskaber af støvkornet [37] . For kometstøv er strålingstrykeffektiviteten normalt i størrelsesordenen enhed [38] . Hvis vi konstruerer afhængigheden af β af partiklens radius, så opnås den maksimale værdi af β for forskellige materialer til stede i kometens hale ved værdier af radius, der ligger i området 0,1-0,2 μm. Derfor forbliver Q pr for partikler a ≥ 0,2 μm omtrent uændret, og værdien af β er proportional med a -1 [39] .
Spørgsmålet om indflydelsen af elektrificeringen af støvpartikler på deres bevægelse på grund af interaktion med det interplanetariske magnetfelt blev opmærksom på, især af Wallis og Hassan, såvel som Goraniy og Mendis. De kom til den konklusion, at accelerationen forårsaget af Lorentz-kraften for partikler a = 0,3 µm er ubetydelig, for partikler a = 0,1 µm er den sammenlignelig med trykkraften fra solstråling, og for partikler med en ≤ 0,03 µm er den fremherskende [ 40 ] [41] . Sekanina skriver, at værdien af potentialerne normalt kun er nogle få volt ved afstande større end 2·10 5 km fra kometens kerne. Generelt vinder eller mister kometstøv ladning gennem følgende hovedeffekter: vedhæftning af elektroner og plasmaioner, hvilket er mest effektivt ved lave plasmatemperaturer; sekundær elektronemission , som er effektiv ved højere plasmatemperaturer (>10 5 K); tab af elektrisk ladning på grund af den fotoelektriske effekt , som spiller en vigtig rolle i plasma med lav densitet (<10 3 cm −3 ) [42] .
| Kometer | ||
|---|---|---|
| Struktur | ||
| Typer | ||
| Lister | ||
| se også |
| |