složení kometární ices

Úvod

Komety patří mezi nejprimitivnější objekty Sluneční Soustavy. Chemické složení jejich ices je zástupce molekulární složení vnějším oblastech sluneční mlhovina (solární protoplanetární disk), kde se tvořil, 4.6 Gyr lety. Toto chemické složení by mělo poskytnout vhled do podmínek vzniku a vývoje rané sluneční soustavy .

jednou z ústředních otázek je, do jaké míry jsou těkavé látky zděděny z mateřského molekulárního mraku, nebo zda je chemie resetována jako součást typické evoluce disku . Další otázkou je, zda je naše Sluneční soustava, nebo některá z jejích charakteristik, běžná nebo podivná. Molekulární identifikace v protoplanetární disky jsou stále řídké, i když vývoj pokračuje, o čemž svědčí nedávné zjištění CH3CN a CH3OH (také složky kometární ices) pomocí Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) .

velký počet molekul, které byly identifikovány v kometární atmosféře, z obou pozemní pozorování a prostor, včetně in situ vyšetřování kometární atmosféry. To zahrnuje velké organické molekuly, které jsou také pozorovány v oblastech tvořících hvězdy. Molekulární abundance ve vztahu k vodě měřené v komatu vykazují silné variace od komety ke kometě (např.) a také se liší podél oběžných drah komet (např. ). Tato chemická rozmanitost může odrážet různé podmínky založení v prvotní sluneční mlhoviny, i když vyvstávají otázky týkající se míry, do které abundances měří v kometární atmosféry jsou reprezentativní primitivní složení jádra ices.

tento článek představuje krátký přehled molekulárních abundancí měřených v kometárních atmosférách ze spektroskopických pozorování dálkového průzkumu Země. Aktualizuje podrobné recenze publikované Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley and Cochran et al. . Spektroskopické výzkumy poskytly informace o 27 molekulách, bez počítání radikálů a izotopologů. Měření s hmotnostní spektrometr ROSINA na palubě Rosetty za následek bohatství nové molekulární identifikace v atmosféře komety 67P/Churyumov–Gerasimenko (Rosetta kometární zoo, obrázek 1), které jsou, až na pár výjimek, dosud nezveřejněné. Publikované výsledky jsou ROSINA detekce N2, O2, glycin, CS2, S3, S4, CH3SH a C2H6S .

Spektroskopické vyšetřování kometární molekuly

Naše současné znalosti o složení komet jaderné ices je v podstatě založena na šetření z kómatu. Přímé vyšetřování ices na povrchu jádra je možné pouze z kosmické lodi. V blízké infračervené oblasti spektra kometární povrchy odhalila spektrální podpisy vodního ledu , CO2 ledu a semi-těkavých organických materiál obsahující COOH chemické skupiny .

o něco více než dvě desítky molekul (bez izotopologů, molekulárních iontů, atomů a radikálů) byly identifikovány v kometárních atmosférách ze spektroskopických pozorování (obrázek 2). Tyto identifikace byly získány přes rádio (20 až 600 tepů za GHz) a blízké infračervené spektroskopie, a, v menší míře, pomocí ultrafialové spektroskopie (viz podrobnosti o nejvíce spektroskopické označení v ). Většina identifikací byla získána pozorováním mimořádně jasných komet C/1995 O1 (Hale-Bopp) A C / 1996 B2 (Hyakutake). Nejnovější objevy jsou glykolaldehyd (CH2OHCHO) a ethanol (C2H5OH), zjištěné v kometa C/2014 Q2 (Lovejoy) z linky v mm rozsahu . Ačkoli většina molekul je pozorována na milimetrových vlnových délkách, infračervená doména poskytuje přístup k molekulám bez dipólového momentu, jako je CO2, CH4 a další symetrické uhlovodíky. Pozorování v ultrafialové a viditelné vlnové délce vzorku podpisů radikály, atomy a ionty, které jsou fotolýza a chemických výrobků z mateřské molekuly uvolněné z jaderné ices. UV spektra umožnila identifikaci S2 a vykazovala silné podpisy CO. Tabulka 1 uvádí seznam 28 molekul (jiné než H2O) zjištěných v kometách a v rozsahu měřených abundances vzhledem k vodě (viz obrázek 2 pro počet komet ve které každá molekula byla zjištěna). Domény vlnových délek, kde jsou pozorovány molekulární podpisy, jsou uvedeny v tabulce 1. Tento seznam zahrnuje CS, SO a NS, které jsou ve skutečnosti radikály. CS a tak jsou fotodisociační produkty CS2 a SO2. Přímé uvolnění SO z jaderných ices je však navrženo z údajů Rosiny . Původ radikálu NS není znám .

Molekulární abundances a složení rozmanitosti

Od složení kometární atmosféry, hlavní komponenty, kometární jaderné ices jsou vody (asi 80% počtu), následuje CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S a NH3 (obrázek 2). Zkoumání množství CO2 v 17 kometách pomocí kosmického dalekohledu AKARI ukazuje, že CO2 dominuje nad CO ve většině komet . Abundances kometový mateřské molekuly detekované pomocí spektroskopie v rozsahu od méně než 0,01% až 20%, vztaženo na vodu, a obecně klesá s rostoucí složitostí, s výjimkou uhlovodíků (tabulka 1). Některé druhy, jako zkoumavě prokázána pro HNC a H2CO , může být produkován distribuovaných zdrojů plynů (např. obilí); viz nedávné recenzi pro Cochran et al. .

v závislosti na molekule se množství liší faktorem asi tři až 100 (pro CO) mezi kometami (tabulka 1 a obrázek 2). Obrázek 3 ukazuje histogramy hojnosti odvozené z rádiových pozorování s ohledem na dynamické třídy komet. Vzorek zahrnuje 46 komet pozorovaných do roku 2015 a zahrnuje nepublikované hojnosti . Chemická rozmanitost je pozorován, a to jak pro dlouho-období komety pocházejí z Oortova oblaku (Podíváte) a pro Jupiter-rodina komet (JFCs) poskytnuté trans-Neptunian rozptýleného disku (viz obrázek 3). Obrázek 3 ukazuje, že když se vzorek komet zvětší, distribuce hojnosti se blíží Gaussově distribuci bez seskupení komet podle jejich dynamického původu. Podobně, není vidět žádný důkaz o rozdílu v množství CO2 mezi JFC a kometami s dlouhým obdobím . Stručně řečeno, dostupný vzorek molekulárních abundancí naznačuje, že OCC a JFC mají stejnou distribuci složení, s výjimkou CO, který je přítomen v nízkém množství ve všech dosud pozorovaných JFC. To potvrzuje dřívější studie založené na menším vzorku . Chemická rozmanitost je v souladu s dynamických výpočtů v rámci Pěkný model, který naznačuje, že obě Oortův oblak a rozptýlené disku byla naplněna komety tvořil ve stejné oblasti Sluneční Soustavy .

to bylo argumentoval, že komety by mohly být seskupeny do tří kompozičních tříd, na základě množství organických sloučenin . Nicméně, statistické analýzy pomocí G-mode a analýza hlavních komponent techniky provádět sami na základě asi tucet komety a šest molekul pozorovat v rádiu a v infračervené nepřineslo statisticky významné seskupení. Poslední dobou, Dello Russo et al. prezentovány systematickou analýzu směšovací poměry s ohledem na H2O, pro osm druhů (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 a CO) měřit s vysokým rozlišením infračervená spektroskopie v 30 komet mezi lety 1997 a 2013. Tato studie naznačuje, že poměry hojnosti ve vztahu k vodě představují celkové vyčerpání JFC ve srovnání s kometami s dlouhým obdobím. Pozitivní až střední korelace jsou pozorovány mezi druhy. Klastrová analýza vytvořila čtyři skupiny a 11 podskupin. Velikost vzorku však musí být zvýšena, aby se potvrdily tyto vznikající kompoziční třídy.

chemická rozmanitost komet byla poprvé prokázána spektroskopickými a spektrofotometrickými pozorováními druhů produktů (viz přehled). Druhy produktů jsou mnohem snadněji pozorovatelné než mateřské molekuly, takže byla získána měření hojnosti pro velké množství komet. Ze studie radikálů (OH, CN, C2, C3, NH) v 85 kometách, A ‘ Hearn et al. vyvozoval existenci dvou tříd komet, v závislosti na jejich hojnosti C2 a C3: “typické” komety a komety “vyčerpané uhlíkem”. Zjistili, že asi polovina JFC je vyčerpána C2 a C3, ale podíl OCC ochuzených uhlíkem je menší. V novější studii, Cochran et al. bylo zjištěno, že dvě třetiny vyčerpaných komet byly JFC, zatímco jedna třetina byla dlouhá doba. Kromě toho bylo vyčerpáno vyšší procento JFC (37%) než u komet s dlouhým obdobím (18, 5%). Na základě vzorku 107 komety pozorované a vyroben stejným způsobem, Schleicher & Bair našel sedm tříd komety odlišné v CN, C2 a C3 výrobní ceny ve vztahu k OH.

Diskuse

základní otázkou je, zda pozorované rozmanitosti ve složení kometární atmosféry výsledky z evoluční procesy, nebo je zástupce různých tvorbě podmínek kometární jádra. Je třeba vzít v úvahu několik bodů:

• — kometární hojnost odpovídá celkovým poměrům rychlosti produkce, přičemž jako reference je brána voda. Existují pozorovací důkazy, že (téměř) čistá ledová zrna se uvolňují z kometárního jádra a mohou přispívat k produkci vodní páry. Nejlepším příkladem je kometa 103P / Hartley 2, zkoumaná misí EPOXI. Kusy ledových částic klid na své slunné straně byly vidět v mnoha obrázky a infračervené led podpisy mikrometrické čistý led zrna byly zjištěny . Neobvyklou morfologii OH coma lze vysvětlit produkcí vody z ledových zrn . Dalším příkladem je kometa C / 2009 P1 (Garradd). Nekonzistentní hodnoty pro výrobu vody sazby odvozené z pozorování s malými (infračervené) a velké (rádio) pole pohledu (obrázek 4), může být smířeni s přítomností subliming ledových zrn . Tento proces může přispět k disperzi pozorované v kometárních hojnostech.

• — celkové poměry rychlosti výroby se liší od místních poměrů rychlosti výroby. Produkce plynu podléhá denním výkyvům během rotace jádra, které jsou závislé na molekulách. Kromě toho jsou možné kompoziční heterogenity jádra. Pro ilustraci, mapy H2O a CO2 vnitřního kómatu 67P získané pomocí nástroje VIRTIS na Rosettě při 1,8–2.2 AU pre-přísluní ukazují silnou dichotomii mezi H2O a CO2 rozdělení (viz obrázek 5), s H2O subliming v podstatě z osvětlené rovníkové a severní oblasti, a CO2 plynu v množství od špatně osvětlené jižní polokouli . Jak zdůraznil Fink et al. , poměr celkové produkce CO2/H2O odvozený z těchto map je špatným diagnostickým nástrojem pro místní produkci. Podobné rozdíly v distribuci H2O a CO2 byly pozorovány pro 9P / Tempel 1 . Pro 67P se rozumí, že jsou výsledkem silných rozdílů v podmínkách osvětlení, které zažívají obě hemisféry podél oběžné dráhy komety kvůli silné šikmosti osy rotace. V přísluní, distribuci H2O a CO2 bylo zjištěno, že podobné, jak s molekulami plynu v podstatě z osvětlené jižní polokouli .

• — molekulární abundance se měří v kometárních atmosférách. Rozsah, v jakém jsou reprezentativní pro složení jádra, byl předmětem mnoha teoretických studií. Přestože kometární jádra představují velmi nízká tepelná setrvačnost, stratifikace v ledu složení se očekává, že v podpovrchových vrstev po expozici na Slunci, s více volatilní druhy žijící v hlubších vrstvách. Modely zkoumající tepelné evoluce a odplyňování kometární jádra ukazují, že outgassing profily kometární molekul závisí na mnoha faktorech, jako jsou molekuly volatility, tepelné setrvačnosti jádra materiálu, přírody, vody, ledu, struktura, pórovitost a prachu, opláštění . Sezónní účinky související s tvarem, orbitálními charakteristikami a šikmostí osy rotace jsou také důležité . Obrázek 6, z Marboeuf & Schmitt , ukazuje souvislost mezi výrobní rychlost poměry a abundances v jádru komety za různých předpokladů o stavu kometární ices a jak těkavé látky jsou v pasti, a různé plášť tloušťky. Pro méně těkavé molekuly, jako CO2, relativní (H2O) abundances druhů v kómatu zůstat podobné prvotní složení jádra (relativní odchylka menší než 25%), pouze kolem přísluní průchod (heliocentrické vzdálenosti menší než 2-3 AU), bez ohledu na vodní led strukturu a chemické složení, a za předpokladu, že jádro není plně pokryty prachem plášť. Relativní abundances vysoce těkavých molekul, jako jsou CO a CH4 v kómatu zůstat přibližně rovná primitivní jádro složení pouze pro jádra dominuje clathrate hydrates. Kolem přísluní, v případě krystalického a amorfního vodního ledu struktur, abundances vysoce těkavé druhů uvolňuje z jádra jsou systematicky nižší (až o jeden řád), než nezpracované jádro hodnoty. Nejen prachové mantlování, ale také eroze prachu jsou procesy, které mohou silně ovlivnit poměry rychlosti výroby. Poblíž přísluní, povrchová ablace prachu, plášť se může stát důležitým, který se pohybuje na rozhraní sublimace molekulárních druhů blíže k povrchu, a zvyšuje jejich rychlost výroby a kóma směšovací poměry vzhledem k vodě . Tento proces je navržen tak, aby vysvětlil silné zvýšení poměrů hustoty kolony CO2, CH4 a OCS pozorované v 67P z Rosetty několik dní po perihelionu .

• — několik pozorovacích faktů by mohlo argumentovat primitivní rozmanitostí. Kometa 73P / Schwassmann-Wachmann 3, kometa ve třídě vyčerpané uhlíkovým řetězcem, prošla dělicími událostmi. Pokud by vyčerpání bylo jen evolučním efektem, z více perihelionových pasáží bychom očekávali, že bude omezeno převážně na povrch a interiér bude vypadat typický. Nicméně, fragmenty byly pozorovány vyčerpanosti totožné s naměřenými před rozdělením . Kromě toho byly stejné relativní hojnosti měřeny ve dvou hlavních fragmentech pro několik druhů pozorovaných v infračerveném a rádiu . Dalším bodem argumentoval pro rozmanitost týkající se původu je podobný na mysli složení a složení rozmanitost měří pro krátké období a dlouho-období komety, a to i pro vysoce těkavé druhů, jako jsou H2S (výjimkou jsou CO, pro které vysoká abundances byly měřeny pouze v dlouhé-období komety). Z tohoto hlediska bychom mohli očekávat, že krátkodobé komety budou více ovlivněny evolučními účinky.

Závěr

Rádiové a infračervené měřicí, spolu s zjevení jasné komety, umožnily identifikovat řadu molekul v kometární atmosféře, což ukazuje na úzké spojení mezi těkavé látky v kometách a přítomné v hvězdotvorné oblasti. Seznam identifikovaných kometárních molekul nyní rychle roste díky misi Rosetta. Přítomnost mezihvězdných komplexních organických sloučenin v kometách ukazuje, že jsou vyrobeny ze konzervovaného materiálu syntetizovaného ve vnějších oblastech sluneční mlhoviny nebo v dřívějších fázích tvorby sluneční soustavy.

ve složení kometárních atmosfér je pozorována silná rozmanitost. Kromě CO představují dvě dynamické třídy komet (JFC a OCCs) stejnou chemickou rozmanitost, pokud jde o mateřské molekuly. Zda pozorované rozmanitost výsledky pouze z evoluční procesy, nebo je reprezentativní (alespoň částečně) z různých tvorbě podmínek kometární jádra je stále nejasná. Očekáváme, že mise Rosetta pomůže při hledání odpovědi na tuto zásadní otázku.

Autor příspěvků

D. B.-M. se účastnil interpretace dat, a napsal článek. N. B. provedl rádiové pozorovací údaje a jejich analýzu, poskytl údaje a revidoval článek. Oba autoři dali konečný souhlas k publikaci.

konkurenční zájmy

prohlašujeme, že nemáme žádné konkurenční zájmy.

financování

na tuto studii jsme nedostali žádné finanční prostředky.

Poznámky pod čarou

Jeden příspěvek z 14 na diskusní setkání téma Kometární vědy po Rosetta’.