Кометний пил

Космічний пил найімовірніше кометного походження під електронним мікроскопом. Менша 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 — космічний пил кометного походження. Вивчення кометного пилу може надати інформацію про час формування комет, а отже, як вважають, часи формування Сонячної системи[1]. Зокрема, довгоперіодичні комети більшу частину часу перебувають далеко від Сонця, де температура середовища надто низька, аби відбувалося 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 й випромінюється в інфрачервоному діапазоні[2]. Яскравість відбивної поверхні (якою є пилинка) пропорційна її освітленості та відбивній здатності. А освітленість від точкового або сферично симетричного джерела (яким є Сонце) змінюється обернено пропорційно квадрату відстані від нього[3]. У припущенні сферичності пилинки, кількість відбитого світла залежить від поперечного перерізу проєкції форми пилової частинки, а отже, пропорційна квадрату її радіуса[4].

Докосмічні дослідження[ред. | ред. код]

Синдини зазвичай зображають у вигляді геометричного місця пилинок певного розміру (μ — радіус пилинки в мікрометрах), синхрони — геометричне місце пилинок різного розміру, які вивільнилися з ядра комети певну кількість діб (d) назад від часу спостереження

Ісаак Ньютон передбачав, що комета складається з твердого ядра, яке сяє відбитим сонячним світлом, і хвоста, утвореного парою, яка виділяється з ядра. Зрештою, думка Ньютона виявилася правильною, але фізичну природу комет обговорювали протягом майже трьох століть[5]. У XIX ст. спочатку італійський астроном Скіапареллі висловив теорію, яка поєднує метеорну астрономію з кометною шляхом якщо не ідентичності, то, принаймні, спільного походження цих небесних тіл; потім професор Тейт (англ. P.G. Tait) опублікував свою теорію будови комет, в якій він вважав комету зграєю каменів або метеорів, які частково освітлені Сонцем, а частково — випромінюють світло самостійно внаслідок численних зіткнень між собою[6].

Першим вагомим кроком у дослідженні динаміки кометного пилу була робота Бесселя, присвячена вивченню морфології коми комети Галлея під час її появи 1835 року. У цій роботі Бессель запровадив концепцію репульсивної сили, спрямованої від Сонця[7]. У кінці 19 сторіччя Бредіхін запровадив поняття, які й дотепер часто застосовують у дослідженнях 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 прийнята науковою спільнотою як тиск сонячного випромінювання.

1950 року Віпл запропонував льодоконгломератну модель будови кометного ядра. Зокрема, згідно з нею, 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 відділеними[8]. Перші розв'язки проблем пилогазодинаміки запропонував 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[9].

Космічні дослідження[ред. | ред. код]

Схема геометричних умов спостереження антихвоста

Розвиток космічної ери дав змогу досліджувати комети поза межами земної атмосфери. Так, у 1986 році було відправлено цілу низку космічних апаратів до комети Галлея. 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)[10]. Велика кількість дрібних пилинок із радіусами менше, ніж 0,1 мкм, які не можна бачити за допомогою наземних спостережень, також були виявлені на місці вимірювань[11]. Мас-спектрометр PUMA, який перебував на борту апарата Vega-1, виявив, що співвідношення органічної та силікатної компонентів пилу в кометі Галлея приблизно рівне одиниці, тобто Mor/Msi=1[12]. Повідомляли, що мінеральні пилинки важчі, ніж органічні, і їх видно ближче до ядра[13]. Жодна з виявлених під час дослідження комети Галлея пилових частинок не складалася з одного єдиного мінералу[14]. 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 розподілені 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[15]. Украй рідко, невдовзі після проходження кометою перигелію, можна спостерігати антихвости, спрямовані в бік Сонця (з погляду спостерігача). Вони містять тільки важкі частинки, зазвичай, 0,01—0,1 см[16]. Схема утворення явища антихвоста 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[17].

Матеріал пилу[ред. | ред. код]

Льодопиловий конгломерат на значних відстанях від Сонця складається із силікатної речовини, органіки і льоду, а їх відношення (за масою) становить приблизно 1:1:1[18].

У міру руху комети до Сонця, лід в ядрі починає сублімувати і комета починає викидати більшу кількість пилу. Викид пилових частинок мікронного розміру починається при температурах, які досягаються на відстані близько 4,3 а.о., а викид пилових частинок міліметрових розмірів, швидше за все, починається на відстанях між 3,4 і 3,2 а.о.[19]

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 складників, таких як сульфід заліза. Найцікавіший результат, отриманий у дослідженнях комети Wild 2, — виявлення вогнетривких кальцій-алюмінієвих включень, аналогічних тим, які містяться в примітивних метеоритах[20].

Грінберг та Гейдж[21] 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 свідчать 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 ПЗЗ-зображень комети Галлея й дійшов висновку, що велику роль у формуванні пилової коми комети Галлея відіграє фрагментація[22]. Для пояснення швидкого зростання пилових потоків за короткий проміжок часу в комі комети Галлея Сімпсон та інших також запропонували явище фрагментації пилу[23]. Конно і співавтори в ролі можливих джерел для фрагментації назвали тепловий стрес і процес прискорення пилу[24]. Механізмом, відповідальним за фрагментацію, також може бути дія електростатичних сил на крихкі пилинки з малою межею міцності на розрив[25] або (і) випаровування CHON агрегатів[26]

Рух пилу[ред. | ред. код]

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.), зазначивши: «Хвости комет втікають від сонячних променів»[27].

Після вивільнення з ядра комети, динамічно не відділені нейтральний газ і пил формують кому. Та вже за кілька десятків кометних радіусів від поверхні пил динамічно відділяється від газу[28] і формує пиловий хвіст. Викривлення пилового хвоста в напрямку, протилежному руху комети, відбувається завдяки збереженню моменту імпульсу[29]. Важкі пилинки через малий тиск сонячного випромінювання залишаються на орбіті комети, а ті, що надто важкі, аби подолати порівняно невелику силу тяжіння від ядра комети опадають назад, на поверхню, стаючи частиною тугоплавкої мантії[30]. Газ у комі швидко, упродовж годин, дисоціює та іонізується, іони під дією сонячного вітру формують іонний хвіст, який займає просторово інше положення, ніж пиловий хвіст, проте, поруч із комою ці хвости перекриваються, утворюючи пилову плазму (іонізований газ, що містить частинки пилу, розміром від десятків нанометрів до сотень мікронів)[31].

Шляхом аналізу руху пилових утворень у комах комет вченими знайдено значення усталеної швидкості пилинок. Так, на геліоцентричних відстанях приблизно 1 а.о. значення швидкостей для комети 109/P Swift-Tuttle[32] й для комети 1P/Halley[33] лежить у межах 0,4—0,5 км/сек. Подолавши шлях через пиловий хвіст, пилові частинки потрапляють у 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[34].

Кометний пил переважно рухається під впливом двох сил: сонячної гравітації й тиску сонячного випромінювання. Прискорення, спричинене тиском сонячного випромінювання (FR), загалом заведено подавати в одиницях прискорення, викликаного сонячною гравітацією (FG) на тій же відстані. Вираз для цієї безрозмірної величини, β=FR/FG, має такий вигляд: β=0.57Qpr/ρa, де, ρ — густина пилинки, виражена в грамах на кубічний сантиметр, a — радіус пилинки, у мікрометрах, Qpr — ефективність радіаційного тиску, яка залежить від розміру, форми та оптичних характеристик пилинки[35]. Для кометного пилу ефективність радіаційного тиску зазвичай порядку одиниці[36]. Якщо побудувати залежність β від радіуса частинки, то максимальне значення β для різних матеріалів, наявних 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[37].

Питанню впливу наелектризованості пилових частинок на їхній рух завдяки взаємодії з міжпланетним магнітним полем приділяли увагу зокрема Волліс і Хасан, а також Гораний і Мендіс. Вони дійшли висновку, що прискорення, спричинене силою Лоренца, для частинок a=0,3 μm незначне, для частинок a=0,1 μm порівняне з силою тиску сонячного випромінювання, а для частинок з a≤0,03 μm воно переважає[38][39]. Секаніна пише, що значення потенціалів зазвичай становить лише кілька вольт на відстанях більше 2·105 км від ядра комети[40]. Загалом, кометний пил отримує або втрачає заряд під дією таких 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 фотоефект, що відіграє важливу роль у плазмі низької густини (<103 см−3)[41].

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Frequently Asked Questions. HubbleSite. Архів оригіналу за 14 Липня 2014. Процитовано 15.01.2018.
  2. ↑ K. S. Krishna Swamy. Physics of Comets. — Singapore : World Scientific, 2010. — С. 249.
  3. ↑ Ю. В. Александров, А. М. Грецький, М. П. Пришляк. Астрономія. 11 клас: Книга для вчителя. — Х. : Ранок, 2005. — С. 164. — ISBN 9660802048.
  4. ↑ David J. Lien. Optical properties of cometary dust // Scientific Report. — 1989. — Вип. 5.
  5. ↑ Julio A. Fernández. Comets. — Dordrecht : Springer Science & Business Media, 2006. — С. 39.
  6. ↑ Amédée Guillemin. The world of comets. — London, 1877.
  7. ↑ Bessel F.W. Beobachtungen ueber die physische Beschaffenheit des Halley's Kometen und dadurch veranlasste Bemerkungen // Astronomische nachrichten. — 1836. — Вип. 13. — С. 185–232.
  8. ↑ Whipple, F.L. A comet model // Astrophysical Journal. — 1950. — Вип. 111. — С. 375–394.
  9. ↑ Probstein R.F. The dusty gasdynamics of comet heads // Problems of Hydrodynamics and Continuum Mechanics. — Philadelphia, 1969. — С. 568–583.
  10. ↑ 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, P. Seige Cornet. P/Halley's nucleus and its activity // Astronomy and Astrophysics. — 1987. — Вип. 187. — № 1–2. — С. 807–823.
  11. ↑ 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 [Архівовано 21 Жовтня 2019 у Wayback Machine.]
  12. ↑ 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. — Вип. 32. — № 6115. — С. 755–760.
  13. ↑ Clark, B.C., L.W. Mason, and J. Kissel. Systematics of the CHON and other light-element particle populations in Comet P/Halley // Astronomy and Astrophysics. — 1987. — Вип. 187. — № 1–2. — С. 779–784.
  14. ↑ Jessberger, E.K.; Christoforidis, A.; Kissel J. Aspects of the major element composition of Halley's dust // Nature. — 1988. — Вип. 332. — С. 691–695.
  15. ↑ 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. — Вип. 62. — № 1. — С. 17–21.
  16. ↑ Sekanina, Z. Progress in our understanding of cometary dust tails // The Study of Comets. IAU Coloq. — 1976. — Вип. 2. — С. 893–942.
  17. ↑ European Space Agency — Frequently asked questions. Архів оригіналу за 9 Липня 2014. Процитовано 27 Червня 2014.
  18. ↑ Greenberg J. M., Li Aigen. A comet dust model for the beta Pictoris disk // Astronomy and Astrophysics. — 1998. — Вип. 331. — С. 291–313.
  19. ↑ ESA Science & Technology: Rosetta's target: comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Архів оригіналу за 21 Серпня 2019. Процитовано 30 Вересня 2014.
  20. ↑ M.S. Hanner, M.E. Zolensky The Mineralogy of Cometary Dust // Astromineralogy. Lecture Notes in Physics. — 2010. — 815. — P. 203–232 Google книги [Архівовано 14 Липня 2014 у Wayback Machine.]
  21. ↑ 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
  22. ↑ Michael R. Combi. The fragmentation of dust in the innermost comae of comets: Possible evidence from ground-based images // The Astronomical Journal. — 1994. — Вип. 108. — № 1. — С. 304–312.
  23. ↑ 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 // Advances in Space Research. — 1989. — Вип. 9. — № 3. — С. 259–262.
  24. ↑ Konno, I.; Huebner, W. F.; Boice, D. C. A model of dust fragmentation in near-nucleus jet-like features on Comet P/Halley // Icarus. — 1993. — Вип. 101. — № 1. — С. 84–94.
  25. ↑ Boehnhardt, H.; Fechtig, H. Electrostatic charging and fragmentation of dust near P/Giacobini-Zinner and P/Halley // Astronomy and Astrophysics. — 1987. — Вип. 187. — № 1–2. — С. 824–828.
  26. ↑ 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
  27. ↑ Seneca Quaestiones naturales. — ca. 65 A.D Internet Archive
  28. ↑ 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
  29. ↑ 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
  30. ↑ Department of Earth, Planetary, and Space Sciences. University of California. Архів оригіналу за 26 Листопада 2014. Процитовано 30 Червня 2014.
  31. ↑ Robert L. Merlino Dusty plasmas and applications in space and industry // Plasma Physics Applied. — 2006. — P. 73—110 PDF [Архівовано 20 Січня 2013 у Wayback Machine.]
  32. ↑ 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
  33. ↑ 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 [Архівовано 19 Травня 2017 у Wayback Machine.]
  34. ↑ 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
  35. ↑ Korsun P.P., Kulyk I.V., Ivanova O.V., Afanasiev V.L., Kugel F., Rinner C., Ivashchenko Y.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
  36. ↑ 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
  37. ↑ Fernandez J.A., Jockers K. Nature and origin of comets // Report on progress in physics. — 1983. — 46. — P. 665–772 Astronomy Abstract Service
  38. ↑ 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
  39. ↑ 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
  40. ↑ 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 [Архівовано 14 Липня 2014 у Wayback Machine.]
  41. ↑ 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 [Архівовано 3 Листопада 2017 у Wayback Machine.]


Ця стаття належить до добрих статей української Вікіпедії.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Кометний_пил&oldid=36773345