Kometdamm är kosmiskt stoft av kometursprung . Studiet av kometdamm kan ge information om kometernas bildningstid, och därmed om bildningstiden för solsystemet [1] [2] . I synnerhet är kometer med långa perioder långt från solen för det mesta , där temperaturen i miljön är för låg för att avdunstning ska inträffa. Bara när den närmar sig solen och värmen släpper kometen ut gas och damm som är tillgängligt för observation och forskning. Kometdammpartiklar blir synliga på grund av solstrålningens spridning av dem. Även en del av solenergin absorberas och sänds ut i det infraröda området [3] . Ljusstyrkan hos en reflekterande yta (som är ett dammkorn) är proportionell mot dess belysning och reflektionsförmåga . Och belysningen från en punkt eller sfäriskt symmetrisk källa (som är solen) varierar omvänt med kvadraten på avståndet från den [4] . Om vi antar stoftkornets sfäricitet beror mängden reflekterat ljus på tvärsnittet av projektionen av dammpartikelns form, och är därför proportionell mot kvadraten på dess radie [5] .
I. Newton antog att kometen består av en fast kärna, som lyser med reflekterat solljus, och en svans som bildas av ånga som frigörs från kärnan. Denna idé visade sig vara korrekt, men kometernas fysiska natur har diskuterats i nästan tre århundraden [6] . På 1800-talet föreslog den italienske astronomen D. Schiaparelli ett vanligt ursprung för meteorer och kometer; sedan publicerade professor Tet sin teori om kometernas struktur, där han ansåg att en komet var sammansatt av många stenar eller meteorer, som dels är upplysta av solen och dels avger ljus oberoende som ett resultat av många kollisioner med varandra [ 7] .
Det första betydelsefulla steget i studiet av dynamiken hos kometdamm var F. Bessels arbete , ägnat åt studiet av morfologin av koman hos Halleys komet under dess framträdande 1835. I detta arbete introducerade Bessel begreppet en repulsiv (repulsiv) kraft riktad bort från solen [8] . I slutet av 1800-talet introducerade den ryske forskaren F. Bredikhin begrepp som fortfarande ofta används i studier av bildandet av en komets stoftsvans: syndynams (den geometriska platsen för alla dammpartiklar med samma värden av en komet). β som sänds ut kontinuerligt med noll hastighet i förhållande till kärnan) [9] och synkron (geometrisk placering av stoftpartiklar som slungades ut från en komet samtidigt) [10] . Vid sekelskiftet 1800- och 1900-talet identifierades och accepterades den frånstötande kraften av vetenskapssamfundet som solstrålningstryck .
1950 föreslog Whipple en modell av en kometkärna som en blandning av is med insprängda partiklar av meteorisk materia (teorin om "smutsig snöboll"). I synnerhet, enligt den, stöts dammpartiklar ut från kometkärnan och accelereras till sina jämna hastigheter under påverkan av gas, vars utstötningshastighet är mycket högre. Jämn hastighet uppnås när damm och gas separeras dynamiskt [11] . De första lösningarna på problemen med damm- och gasdynamik föreslogs av Probstin . Enligt hans beräkningar uppnås den jämna hastigheten på ett avstånd av cirka 20 kärnradier, och värdet på hastigheten vid en gastemperatur på 200 K är 0,36–0,74 km/s [12] .
Tillkomsten av rymdåldern gjorde det möjligt att utforska kometer utanför jordens atmosfär . Så 1986 skickades ett antal rymdfarkoster till Halleys komet . Studier utförda av rymdfarkoster visade att dammpartiklar till övervägande del var silikater , men dammpartiklar fångades också upp som nästan uteslutande bestod av organiskt material (sammansatt av väte- , kol- , kväve- och syreatomer ) [13] . Ett stort antal små dammkorn med radier mindre än 0,1 µm, som kan ses med markbaserade observationer, hittades också på mätplatsen [14] . Masspektrometern PUMA, som fanns ombord på rymdfarkosten Vega-1 , fann att förhållandet mellan de organiska och silikatdammkomponenterna i Halleys komet är ungefär lika med enhet, det vill säga M eller /M si =1 [15] . Det har rapporterats att mineraldammpartiklar är tyngre än organiska och är synliga närmare kärnan [16] . Ingen av dammpartiklarna som identifierades under studiet av Halleys komet bestod av ett enda mineral [17] . Mätningar av stoftströmmar under passage av rymdfarkoster nära kärnorna av kometerna 1P/Halley (" Giotto ") och 81P/Wilde 2 (" Stardust ") visade närvaron av partiklar som spred sig över ett mycket brett spektrum av storlekar, som har motsvarande radier från nanometer till millimeter och fördelas ungefär enligt effektlagen n(a)=a γ ( a är radien för dammkornet) med indexet, γ från −2 till −4, beroende på dammets storlek korn och deras placering i kometkoma [ 18] . Det är extremt sällsynt, kort efter att kometen har passerat perihelion , att anti-svansar kan observeras peka mot solen (ur observatörens synvinkel). De innehåller bara tunga partiklar, vanligtvis 0,01-0,1 cm3 [19] . Intresset för kometer nitades 2014 under studiet av kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko (inklusive den kemiska sammansättningen) av rymdfarkosten Rosetta [20] .
Ett konglomerat av dammig is på betydande avstånd från solen består av silikatmaterial, organiskt material och is, och deras förhållande (i massa) är ungefär 1:1:1 [21] .
Kometdamm är en inhomogen blandning av kristallina och amorfa (glasartade) silikater (de vanligaste är forsterit (Mg 2 SiO 4 ) och enstatit (MgSiO 3 ), olivin (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) och pyroxener ( en grupp mineraler av underklassen kedjesilikater), organiska eldfasta material (från grundämnena H, C, O och N), spårmängder av oxider och andra beståndsdelar som järnsulfid. Det mest intressanta resultatet som erhållits i studier av kometen 81P/Wild 2 är upptäckten av eldfasta kalcium-aluminiuminneslutningar liknande de som finns i primitiva meteoriter [22] .
Greenberg och Hage [23] simulerade dammkoma från Halleys komet . Ett av simuleringsresultaten är den fysiska kvantitet som erhållits av författarna, som kallas porositet , P . P=1- Vsolid / Vtotal . Här är V fast material volymen av fast material inuti det porösa ballasten, V total är dess totala volym. Det resulterande porositetsvärdet är P=0,93 - 0,975. Den stora porositeten hos kometdammmaterialet bevisas också av densiteterna hos kärnorna hos olika kometer som erhållits av forskare, såväl som de observerade tätheterna hos mikrometeorer. Eftersom stoftaggregat är mycket porösa är det inte förvånande att vissa av dem sönderfaller, det vill säga fragmenteras. Combi utförde modellering av isofoton av CCD -bilder av Halleys komet och kom till slutsatsen att fragmentering spelar en viktig roll i bildandet av Halleys komets dammiga koma [24] . För att förklara den snabba tillväxten av stoftströmmar under en kort tidsperiod i koma av Halleys komet, har Simpson och andra också föreslagit fenomenet dammfragmentering [25] . Konno et al identifierade värmestress och dammacceleration som möjliga källor till fragmentering [26] . Mekanismen som ansvarar för fragmentering kan också vara verkan av elektrostatiska krafter på sköra dammkorn med låg draghållfasthet [ 27] och/eller förångning av CHON-aggregat [28] .
När den frigörs från kometens kärna bildar den icke-dynamiskt separerade neutrala gasen och dammet en koma . Och redan några tiotals kometradier från ytan separeras dammet dynamiskt från gasen [30] och bildar en stoftsvans. Krökningen av stoftsvansen i motsatt riktning mot kometens rörelse uppstår på grund av bevarandet av rörelsemängd [31] . På grund av det låga trycket från solstrålningen stannar tunga dammpartiklar kvar i kometens bana, och de som är för tunga för att övervinna den relativt lilla attraktionskraften från kometens kärna faller tillbaka till ytan och blir en del av den eldfasta manteln [32 ] . Gasen i koma snabbt, inom några timmar, dissocierar och joniseras , joner under inverkan av solvinden bildar en jonsvans, som intar en rumsligt annorlunda position än dammstjärten, men nära koman överlappar dessa svansar och bildar en dammig plasma (joniserad gas som innehåller partiklar damm, i storlek från tiotals nanometer till hundratals mikron ) [33] .
Genom att analysera rörelsen av dammformationer i kometkoma har forskare hittat värdet av dammpartiklarnas jämna hastighet. Så vid heliocentriska avstånd på cirka 1 AU. dvs. hastigheterna för kometen 109P/Swift-Tuttle [34] och för kometen 1P/Halley [35] ligger inom 0,4–0,5 km/s. Efter att ha övervunnit vägen genom stoftsvansen kommer dammpartiklar in i det interplanetära mediet, och några av dem blir igen synliga i form av zodiakalljus , och några faller på ytan av planeten Jorden . Kometdamm kan potentiellt vara källan till det tidigaste organiska materialet som ledde till uppkomsten av liv på jorden [36] .
Kometdamm rör sig främst under inverkan av två krafter: solgravitation och solstrålningstryck . Soltrycksacceleration ( FR ) mäts i allmänhet i enheter av solkraftsacceleration ( F G ) på samma avstånd. Uttrycket för denna dimensionslösa kvantitet, β = F R / F G , är som följer: β = 0,57 Q pr /ρa, där ρ är densiteten av dammkornet, uttryckt i gram per kubikcentimeter, a är radien av dammkornet, i mikrometer, Q pr är effektiviteten av strålningstrycket, vilket beror på storleken, formen och optiska egenskaperna hos dammkornen [37] . För kometdamm är strålningstryckseffektiviteten vanligtvis i storleksordningen enhet [38] . Om vi konstruerar beroendet av β på partikelns radie, så uppnås det maximala värdet av β för olika material som finns i kometens svans vid värden på radien som ligger i intervallet 0,1–0,2 μm. Därför, för partiklar a ≥ 0,2 μm, förblir Q pr ungefär oförändrad, och värdet på β är proportionellt mot a -1 [39] .
Frågan om påverkan av elektrifieringen av dammpartiklar på deras rörelse på grund av interaktion med det interplanetära magnetfältet uppmärksammades särskilt av Wallis och Hassan, såväl som Goraniy och Mendis. De kom till slutsatsen att accelerationen orsakad av Lorentzkraften för partiklar a = 0,3 µm är obetydlig, för partiklar a = 0,1 µm är den jämförbar med tryckkraften från solstrålning, och för partiklar med ≤ 0,03 µm råder den [ 40 ] [41] . Sekanina skriver att potentialernas värde vanligtvis bara är några få volt på avstånd större än 2·10 5 km från kometens kärna. I allmänhet vinner eller förlorar kometdamm laddning genom följande huvudeffekter: vidhäftning av elektroner och plasmajoner, vilket är mest effektivt vid låga plasmatemperaturer; sekundär elektronemission , som är effektiv vid högre plasmatemperaturer (>10 5 K); förlust av elektrisk laddning på grund av den fotoelektriska effekten , som spelar en viktig roll i plasma med låg densitet (<10 3 cm −3 ) [42] .
| Kometer | ||
|---|---|---|
| Strukturera | ||
| Typer | ||
| Listor | ||
| se även |
| |