Die Zusammensetzung des Kometeneises

Einführung

Kometen gehören zu den primitivsten Objekten des Sonnensystems. Die chemische Zusammensetzung ihres Eises ist repräsentativ für die molekulare Zusammensetzung der äußeren Regionen des Sonnennebels (der protoplanetaren Sonnenscheibe), in denen sie sich vor 4, 6 Gyr gebildet haben. Diese chemische Zusammensetzung soll Aufschluss über die Entstehungs- und Entwicklungsbedingungen des frühen Sonnensystems geben.

Eine zentrale Frage ist, inwieweit flüchtige Stoffe von der Muttermolekülwolke vererbt werden oder ob die Chemie im Rahmen der typischen Scheibenentwicklung zurückgesetzt wird. Eine andere Frage ist, ob unser Sonnensystem oder eine seiner Eigenschaften üblich oder eine Kuriosität ist. Molekulare Identifizierungen in protoplanetaren Scheiben sind immer noch spärlich, obwohl der Fortschritt anhält, wie der jüngste Nachweis von CH3CN und CH3OH (ebenfalls Bestandteile von Kometeneis) mit dem Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) zeigt .

Eine große Anzahl von Molekülen wurde in Kometenatmosphären identifiziert, sowohl aus bodengestützten Beobachtungen als auch aus dem Weltraum, einschließlich In-situ-Untersuchungen von Kometenatmosphären. Dazu gehören große organische Moleküle, die auch in Sternentstehungsregionen beobachtet werden. Die in der Koma gemessenen Molekülhäufigkeiten relativ zu Wasser zeigen starke Variationen von Komet zu Komet (z. B. ) und variieren auch entlang der Umlaufbahnen von Kometen (z. B. ). Diese chemische Vielfalt kann unterschiedliche Entstehungsbedingungen im primitiven Sonnennebel widerspiegeln, Es stellen sich jedoch Fragen darüber, inwieweit in Kometenatmosphären gemessene Häufigkeiten für die primitive Zusammensetzung von Kerneis repräsentativ sind.

Dieser Beitrag präsentiert einen kurzen Überblick über molekulare Häufigkeiten, die in Kometenatmosphären aus fernerkundungsspektroskopischen Beobachtungen gemessen wurden. Es aktualisiert die detaillierten Bewertungen von Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley und Cochran et al. . Spektroskopische Untersuchungen haben Informationen über 27 Moleküle geliefert, Radikale und Isotopologe nicht mitgerechnet. Messungen mit dem ROSINA-Massenspektrometer an Bord von Rosetta ergaben eine Fülle neuer molekularer Identifikationen in der Atmosphäre des Kometen 67P / Churyumov–Gerasimenko (der Rosetta-Kometenzoo, Abbildung 1), die bis auf wenige Ausnahmen noch nicht veröffentlicht sind. Veröffentlichte Ergebnisse sind die ROSINA-Nachweise von N2 , O2 , Glycin , CS2, S3, S4, CH3SH und C2H6S .

Spektroskopische Untersuchungen von Kometenmolekülen

Unser heutiges Wissen über die Zusammensetzung von Kometenkerneis basiert im Wesentlichen auf Untersuchungen der Koma. Direkte Untersuchungen von ices auf der Kernoberfläche sind nur von einer Raumsonde aus möglich. Nahinfrarotspektren von Kometenoberflächen zeigten die spektralen Signaturen von Wassereis , CO2-Eis und einem halbflüchtigen organischen Material, das die chemische Gruppe COOH enthält .

Etwas mehr als zwei Dutzend Moleküle (ohne Isotopologe, Molekülionen, Atome und Radikale) wurden in Kometenatmosphären aus spektroskopischen Beobachtungen identifiziert (Abbildung 2). Diese Identifikationen wurden durch Radio (20-600 GHz) und Nahinfrarotspektroskopie und in geringerem Maße durch Ultraviolettspektroskopie erhalten (siehe die Details der meisten spektroskopischen Identifikationen in ). Die meisten Identifizierungen wurden durch Beobachtungen der außergewöhnlich hellen Kometen C / 1995 O1 (Hale-Bopp) und C / 1996 B2 (Hyakutake) erhalten. Die jüngsten Entdeckungen sind Glykolaldehyd (CH2OHCHO) und Ethanol (C2H5OH), die im Kometen C / 2014 Q2 (Lovejoy) aus Linien im Millimeterbereich identifiziert wurden . Obwohl die meisten Moleküle bei Millimeterwellenlängen beobachtet werden, bietet der Infrarotbereich Zugang zu Molekülen ohne Dipolmoment wie CO2, CH4 und anderen symmetrischen Kohlenwasserstoffen. Beobachtungen im ultravioletten und sichtbaren Wellenlängenbereich Probensignaturen von Radikalen, Atomen und Ionen, die Photolyse und chemische Produkte von Muttermolekülen sind, die aus dem Kerneis freigesetzt werden. UV-Spektren ermöglichten die Identifizierung von S2 und zeigten starke Signaturen von CO. Tabelle 1 enthält eine Liste von 28 Molekülen (außer H2O), die in Kometen identifiziert wurden, und den Bereich der gemessenen Häufigkeiten relativ zu Wasser (siehe Abbildung 2 für die Anzahl der Kometen, in denen jedes Molekül nachgewiesen wurde). Die Wellenlängenbereiche, in denen die molekularen Signaturen beobachtet werden, sind in Tabelle 1 angegeben. Diese Liste enthält CS, SO und NS, die tatsächlich Radikale sind. CS und SO sind Photodissoziationsprodukte von CS2 bzw. SO2. Aus den ROSINA-Daten wird jedoch eine direkte Freisetzung von SO aus dem nuklearen Eis vorgeschlagen . Der Ursprung des NS-Radikals ist unbekannt .

Molekulare Häufigkeiten und Zusammensetzungsvielfalt

Aus der Zusammensetzung der Kometenatmosphären sind die Hauptbestandteile kometarer Kerneise Wasser (etwa 80% nach Anzahl), gefolgt von CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S und NH3 (Abbildung 2). Eine Untersuchung der CO2-Häufigkeit in 17 Kometen mit dem AKARI-Weltraumteleskop zeigt, dass CO2 in den meisten Kometen gegenüber CO dominiert . Die spektroskopisch nachgewiesenen Häufigkeiten kometarer Ausgangsmoleküle reichen von weniger als 0,01% bis 20% relativ zu Wasser und nehmen im Allgemeinen mit zunehmender Komplexität ab, mit Ausnahme von Kohlenwasserstoffen (Tabelle 1). Einige Arten, wie beobachtend für HNC und H2CO nachgewiesen , können durch verteilte Gasquellen (z. B. Getreide) erzeugt werden; siehe die jüngste Übersicht von Cochran et al. .

Je nach Molekül variieren die Häufigkeiten bei Kometen um den Faktor drei bis 100 (für CO) (Tabelle 1 und Abbildung 2). Abbildung 3 zeigt Histogramme der Häufigkeiten, die aus Radiobeobachtungen abgeleitet wurden, unter Berücksichtigung der dynamischen Klassen von Kometen. Die Probe enthält 46 Kometen, die bis 2015 beobachtet wurden, und enthält unveröffentlichte Häufigkeiten . Die chemische Vielfalt wird sowohl für langperiodische Kometen beobachtet, die aus der Oortschen Wolke (OCCs) stammen, als auch für Kometen der Jupiterfamilie (JFCs), die von der transneptunischen Streuscheibe geliefert werden (Abbildung 3). Abbildung 3 zeigt, dass, wenn die Probe von Kometen größer wird, die Verteilung der Häufigkeiten nähert sich einer Gaußschen Verteilung ohne Gruppierung von Kometen nach ihrem dynamischen Ursprung. Ebenso gibt es keine Hinweise auf einen Unterschied in der CO2-Häufigkeit zwischen JFCs und langperiodischen Kometen . Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die verfügbare Stichprobe der molekularen Häufigkeiten darauf hindeutet, dass OCCs und JFCs die gleiche Zusammensetzungsverteilung aufweisen, mit Ausnahme von CO, das in allen bisher beobachteten JFCs in geringer Häufigkeit vorhanden ist. Dies bestätigt frühere Studien, die auf einer kleineren Stichprobe basieren . Die chemische Vielfalt stimmt mit dynamischen Berechnungen im Rahmen des Nice-Modells überein, was darauf hindeutet, dass sowohl die Oortsche Wolke als auch die Streuscheibe mit Kometen besiedelt waren, die in denselben Regionen des Sonnensystems gebildet wurden .

Es wurde argumentiert, dass Kometen in drei Zusammensetzungsklassen eingeteilt werden könnten, basierend auf der Häufigkeit organischer Verbindungen . Eine von uns selbst durchgeführte statistische Analyse mit G-Mode- und Hauptkomponentenanalysetechniken basierend auf etwa einem Dutzend Kometen und sechs Molekülen, die im Radio und im Infrarotbereich beobachtet wurden, ergab jedoch keine statistisch signifikante Gruppierung. In jüngerer Zeit haben Dello Russo et al. präsentiert eine systematische Analyse der Mischungsverhältnisse in Bezug auf H2O für acht Spezies (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 und CO), die mit hochauflösender Infrarotspektroskopie in 30 Kometen zwischen 1997 und 2013 gemessen wurden. Diese Studie legt nahe, dass Abundanzverhältnisse relativ zu Wasser eine allgemeine Erschöpfung in JFCs im Vergleich zu langperiodischen Kometen darstellen. Positive bis moderate Korrelationen werden zwischen den Arten beobachtet. Eine Clusteranalyse ergab vier Gruppen und 11 Untergruppen. Die Größe der Stichprobe muss jedoch erhöht werden, um diese aufkommenden Kompositionsklassen zu bestätigen.

Die chemische Vielfalt unter Kometen wurde erstmals durch spektroskopische und spektralphotometrische Beobachtungen von Produktspezies nachgewiesen (siehe Übersicht von ). Produktspezies sind viel leichter beobachtbar als Muttermoleküle, so dass Abundanzmessungen für eine große Anzahl von Kometen erhalten wurden. Aus einer Studie von Radikalen (OH, CN, C2, C3, NH) in 85 Kometen, A’Hearn et al. folgerte die Existenz von zwei Klassen von Kometen, abhängig von ihrer C2- und C3-Häufigkeit: ‘typische’ Kometen und ‘kohlenstoffarme’ Kometen. Sie fanden heraus, dass etwa die Hälfte der JFCs C2- und C3-abgereichert sind, aber der Anteil der Kohlenstoff-abgereicherten OCCs ist kleiner. In einer neueren Studie, Cochran et al. es wurde festgestellt, dass zwei Drittel der abgereicherten Kometen JFCs waren, während ein Drittel Langperioden waren. Darüber hinaus war ein höherer Prozentsatz der JFCs (37%) erschöpft als bei den langperiodischen Kometen (18,5%). Basierend auf einer Stichprobe von 107 Kometen, die auf die gleiche Weise beobachtet und produziert wurden, fand Schleicher & Bair sieben Klassen von Kometen, die sich in den Produktionsraten CN, C2 und C3 relativ zu OH unterschieden.

Diskussion

Eine grundlegende Frage ist, ob die beobachtete Diversität in der Zusammensetzung von Kometenatmosphären aus evolutionären Prozessen resultiert oder repräsentativ für verschiedene Entstehungsbedingungen von Kometenkernen ist. Mehrere Punkte müssen berücksichtigt werden:

• — Kometenhäufigkeiten entsprechen den Verhältnissen der Gesamtproduktionsrate, wobei Wasser als Referenz genommen wird. Es gibt beobachtende Hinweise darauf, dass (fast) reine Eiskörner aus dem Kometenkern freigesetzt werden und zur Wasserdampfproduktion beitragen könnten. Das beste Beispiel ist der Komet 103P / Hartley 2, der von der EPOXI-Mission untersucht wurde. Brocken von Eispartikeln, die auf ihrer Sonnenseite sublimieren, wurden in zahlreichen Bildern gesehen, und die Infrarot-Eissignaturen von mikrometrischen reinen Eiskörnern wurden nachgewiesen . Die ungewöhnliche OH-Koma-Morphologie kann durch die Wasserproduktion aus Eiskörnern erklärt werden . Ein weiteres Beispiel ist der Komet C /2009 P1 (Garradd). Inkonsistente Werte für Wasserproduktionsraten, die aus Beobachtungen mit kleinen (Infrarot-) und großen (Radio-) Sichtfeldern abgeleitet wurden (Abbildung 4), können mit dem Vorhandensein sublimierender Eiskörner in Einklang gebracht werden . Dieser Prozess kann zur Dispersion beitragen, die in Kometenhäufigkeiten beobachtet wird.

• — Die Gesamtproduktionsraten unterscheiden sich von den lokalen Produktionsraten. Die Gasproduktion unterliegt während der Kernrotation täglichen Schwankungen, die molekülabhängig sind. Darüber hinaus sind unterschiedliche kompositorische Heterogenitäten möglich. Zur Veranschaulichung die H2O– und CO2-Karten der inneren Koma von 67P, die mit dem VIRTIS-Instrument auf Rosetta bei 1,8-2 aufgenommen wurden.2 AU-Präperihel zeigen eine starke Dichotomie zwischen der H2O- und der CO2-Verteilung (Abbildung 5), wobei H2O im Wesentlichen aus den beleuchteten äquatorialen und nördlichen Regionen sublimiert und CO2 quantitativ aus der schlecht beleuchteten südlichen Hemisphäre ausgast . Wie von Fink et al. , das CO2/H2O-Gesamtproduktionsratenverhältnis, das von diesen Karten abgeleitet wird, ist ein schlechtes Diagnosewerkzeug für die lokale Produktion. Ähnliche Unterschiede in der H2O- und CO2-Verteilung wurden für 9P/Tempel 1 beobachtet. Für 67P resultieren sie aus den starken Unterschieden in den Beleuchtungsbedingungen, die die beiden Hemisphären entlang der Umlaufbahn des Kometen aufgrund der starken Schrägstellung der Spinachse erfahren. Im Perihel war die Verteilung von H2O und CO2 ähnlich, wobei beide Moleküle im Wesentlichen aus der beleuchteten südlichen Hemisphäre ausgasten .

• — Molekülhäufigkeiten werden in Kometenatmosphären gemessen. Inwieweit sie für die Kernzusammensetzung repräsentativ sind, war Gegenstand vieler theoretischer Studien. Obwohl Kometenkerne eine sehr geringe thermische Trägheit aufweisen, wird im Untergrund nach Sonneneinstrahlung eine Schichtung in der Eiszusammensetzung erwartet, wobei die flüchtigeren Arten in tieferen Schichten leben. Modelle, die die thermische Entwicklung und das Ausgasen von Kometenkernen untersuchen, zeigen, dass die Ausgasprofile von Kometenmolekülen von zahlreichen Faktoren abhängen, wie der Molekülflüchtigkeit, der thermischen Trägheit des Kernmaterials, der Art der Wassereisstruktur, der Porosität und der Staubhülle . Saisonale Effekte in Bezug auf Form, Orbitaleigenschaften und Schrägstellung der Spinachse sind ebenfalls wichtig . Abbildung 6 von Marboeuf & Schmitt zeigt den Zusammenhang zwischen Produktionsratenverhältnissen und den Häufigkeiten im Kometenkern für verschiedene Annahmen über den Zustand des Kometeneises und wie flüchtige Stoffe eingeschlossen werden, und unterschiedliche Manteldicken. Für die weniger flüchtigen Moleküle wie CO2 bleiben die relativen (zu H2O) Häufigkeiten der Arten in der Koma der ursprünglichen Zusammensetzung des Kerns (relative Abweichung weniger als 25%) nur um den Periheldurchgang (heliozentrische Entfernung weniger als 2-3 AU) ähnlich, unabhängig von der Wassereisstruktur und der chemischen Zusammensetzung und vorausgesetzt, dass der Kern nicht vollständig von einem Staubmantel bedeckt ist. Die relativen Häufigkeiten von leichtflüchtigen Molekülen wie CO und CH4 In der Koma bleiben nur für Kerne, die von Clathrathydraten dominiert werden, ungefähr gleich der primitiven Kernzusammensetzung. Um das Perihel herum, in den Fällen der kristallinen und amorphen Wassereisstrukturen, sind die Häufigkeiten der vom Kern freigesetzten leichtflüchtigen Spezies systematisch niedriger (um bis zu eine Größenordnung) als die unverarbeiteten Kernwerte. Nicht nur die Staubummantelung, sondern auch die Stauberosion sind Prozesse, die die Produktionsraten stark beeinflussen können. In der Nähe des Perihels kann die Oberflächenablation des Staubmantels wichtig werden, was die Grenzflächen der Sublimation molekularer Spezies näher an die Oberfläche bringt und ihre Produktionsrate und ihre Mischungsverhältnisse relativ zu Wasser erhöht . Dieser Prozess wird vorgeschlagen, um den starken Anstieg der Säulendichteverhältnisse von CO2, CH4 und OCS zu erklären, der einige Tage nach dem Perihel in 67P von Rosetta beobachtet wurde .

• — Ein paar beobachtende Fakten könnten für eine primitive Vielfalt sprechen. Komet 73P / Schwassmann-Wachmann 3, ein Komet der kohlenstoffkettenarmen Klasse, erlebte Spaltungsereignisse. Wenn die Verarmung nur ein evolutionärer Effekt von mehreren Perihelpassagen wäre, würden wir erwarten, dass sie sich hauptsächlich auf die Oberfläche beschränkt und das Innere typisch erscheint. Es wurde jedoch beobachtet, dass die Fragmente Verarmungen aufwiesen, die mit denen identisch waren, die vor der Spaltung gemessen wurden . Darüber hinaus wurden die gleichen relativen Häufigkeiten in den beiden Hauptfragmenten für mehrere im Infrarot- und Radiobereich beobachtete Arten gemessen . Ein weiterer Punkt, der für eine Diversität in Bezug auf den Ursprung spricht, ist die ähnliche mittlere Zusammensetzung und Zusammensetzungsvielfalt, die für kurzperiodische und langperiodische Kometen gemessen wurde, selbst für hochflüchtige Arten wie H2S (die Ausnahme ist CO, für die hohe Häufigkeiten nur in langperiodischen Kometen gemessen wurden). Von diesem Standpunkt aus könnten wir erwarten, dass kurzperiodische Kometen stärker von evolutionären Effekten betroffen sind.

Schlussfolgerung

Radio- und Infrarotinstrumente haben zusammen mit der Erscheinung heller Kometen die Identifizierung zahlreicher Moleküle in Kometenatmosphären ermöglicht, was eine enge Verbindung zwischen flüchtigen Bestandteilen in Kometen und solchen in Sternentstehungsregionen zeigt. Die Liste der identifizierten Kometenmoleküle nimmt aufgrund der Rosetta-Mission rapide zu. Das Vorhandensein interstellarer komplexer organischer Verbindungen in Kometen zeigt, dass sie aus konserviertem Material bestehen, das in den äußeren Regionen des Sonnennebels oder in früheren Stadien der Entstehung des Sonnensystems synthetisiert wurde.

Eine starke Diversität wird in der Zusammensetzung der Kometenatmosphären beobachtet. Mit Ausnahme von CO weisen die beiden dynamischen Klassen von Kometen (JFCs und OKCs) die gleiche chemische Vielfalt auf, was die Elternmoleküle betrifft. Ob die beobachtete Diversität nur aus evolutionären Prozessen resultiert oder (zumindest teilweise) repräsentativ für verschiedene Entstehungsbedingungen von Kometenkernen ist, ist noch unklar. Wir erwarten, dass die Rosetta-Mission dabei helfen wird, die Antwort auf diese grundlegende Frage zu finden.

Beiträge des Autors

D.B.-M. beteiligte sich an der Interpretation der Daten und schrieb den Artikel. N.B. führte Radiobetrachtungsdaten und deren Analyse durch, lieferte Zahlen und überarbeitete den Artikel. Beide Autoren gaben die endgültige Genehmigung zur Veröffentlichung.

Konkurrierende Interessen

Wir erklären, dass wir keine konkurrierenden Interessen haben.

Finanzierung

Wir haben keine Finanzierung für diese Studie erhalten.

Fußnoten

Ein Beitrag von 14 zu einem Diskussionstreffen zum Thema ‘Cometary science after Rosetta’.