the composition of cometary ices

Introduction

Comets are among the most primitive objects of the Solar System. Niiden kemiallinen koostumus edustaa aurinkosumun uloimpien alueiden (auringon protoplanetaarisen kiekon) molekyylikoostumusta, jossa ne muodostuivat 4,6 Gyr sitten. Tämän kemiallisen koostumuksen pitäisi antaa oivalluksia varhaisen aurinkokunnan muodostumisen ja evoluution olosuhteista .

yksi keskeinen kysymys on, missä määrin haihtuvat aineet periytyvät emomolekyylipilvestä, vai palautuuko kemia osana tyypillistä kiekkoevoluutiota . Toinen kysymys on, onko aurinkokuntamme tai jokin sen ominaispiirteistä yhteinen vai kummallinen. Protoplanetaaristen kiekkojen molekyylitunnistukset ovat vielä harvassa, vaikka edistys jatkuu, mistä on osoituksena äskettäinen CH3CN: n ja ch3oh: n (myös cometary ICESin rakenneosien) havaitseminen Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (Alma) – järjestelmällä .

komeettojen ilmakehistä on tunnistettu suuri määrä molekyylejä sekä maanpäällisistä havainnoista että avaruudesta, mukaan lukien komeettojen ilmakehien in situ-tutkimukset. Tällaisia ovat suuret orgaaniset molekyylit, joita havaitaan myös tähtiä muodostavilla alueilla. Koomassa mitatut molekulaariset pitoisuudet suhteessa veteen osoittavat voimakasta vaihtelua komeetasta toiseen (esim.) ja vaihtelevat myös komeettojen kiertoradoilla (esim. Tämä kemiallinen monimuotoisuus saattaa heijastaa primitiivisen aurinkosumun erilaisia muodostumisolosuhteita, joskin herää kysymyksiä siitä, missä määrin komeettojen ilmakehissä mitatut pitoisuudet edustavat ICES-ytimen alkeellista koostumusta.

tämä paperi esittää lyhyen katsauksen komeettojen ilmakehissä mitattuihin molekyylipitoisuuksiin kaukokartoituksen spektroskooppisista havainnoista. Se päivittää bockelée-Morvan et al. , Mummi & Charnley and Cochran et al. . Spektroskooppiset tutkimukset ovat antaneet tietoa 27 molekyylistä, lukuun ottamatta radikaaleja ja isotopologeja. Rosetta-aluksen Rosina-massaspektrometrillä tehdyt mittaukset johtivat komeetta 67P / Churyumov-Gerasimenkon kaasukehässä lukuisiin uusiin molekyylitunnisteisiin (Rosetta cometary zoo, kuva 1), joita ei muutamaa poikkeusta lukuun ottamatta ole vielä julkaistu. Julkaistut tulokset ovat N2: n , O2: n , glysiinin , CS2: n, S3: n, S4: n, CH3SH: n ja c2h6: n ROSINA-havaintoja .

spektroskooppiset tutkimukset kometaarisista molekyyleistä

nykyinen tietämyksemme cometary nuclear ICESin koostumuksesta perustuu pääosin koomaan liittyviin tutkimuksiin. Ices: n suora tutkimus ydinpinnalla on mahdollista vain avaruusaluksesta käsin. Kometaaristen pintojen Lähi-infrapunaspektrit paljastivat vesijään , CO2-jään ja COOH-kemikaaliryhmän sisältävän puolihöyryisen orgaanisen aineen spektrijäljet .

hieman yli kaksi tusinaa molekyyliä (lukuun ottamatta isotopologeja, molekyyli-ioneja, atomeja ja radikaaleja) on tunnistettu komeettojen ilmakehässä spektroskooppisten havaintojen perusteella (kuva 2). Nämä tunnisteet saatiin Radio (20-600 GHz) ja lähi-infrapuna spektroskopia, ja vähäisemmässä määrin, käyttäen ultravioletti spektroskopia (katso yksityiskohdat useimmat spektroskooppiset tunnisteet ). Suurin osa tunnisteista saatiin havaintojen avulla poikkeuksellisen kirkkaista komeetoista C/1995 O1 (Hale-Bopp) ja C/1996 B2 (Hyakutake). Tuoreimmat löydöt ovat glykolialdehydi (CH2OHCHO) ja etanoli (C2H5OH), jotka on tunnistettu komeetta C/2014 Q2: ssa (Lovejoy) millimetrialueen viivoista . Vaikka useimmat molekyylit havaitaan millimetrin aallonpituuksilla, infrapuna-alue antaa pääsyn molekyyleihin, joilla ei ole dipolimomenttia, kuten CO2, CH4 ja muut symmetriset hiilivedyt. Ultravioletti-ja näkyvän aallonpituusalueen havainnot fotolyysissä olevien radikaalien, atomien ja ionien sekä ydinmolekyyleistä vapautuvien lähtöainemolekyylien kemiallisten tuotteiden näytteet. UV-spektri mahdollisti S2: n tunnistamisen ja osoitti voimakkaita Co: n allekirjoituksia. Taulukossa 1 on luettelo komeetoissa tunnistetuista 28 molekyylistä (muut kuin H2o) ja mitatuista pitoisuuksista suhteessa veteen (KS.kuva 2 niiden komeettojen lukumäärä, joissa kutakin molekyyliä on havaittu). Aallonpituusalueet, joilla molekyylien signeerauksia havaitaan, on ilmoitettu taulukossa 1. Tämä luettelo sisältää CS, SO ja NS, jotka ovat itse asiassa radikaaleja. CS ja niin ovat kuva-dissosiaatio tuotteita CS2 ja SO2, vastaavasti. Rosinan tietojen perusteella on kuitenkin ehdotettu, että SO: ta vapautettaisiin suoraan ydinlaitoksista ices: stä . NS-radikaalin alkuperää ei tunneta.

Molekyylipitoisuudet ja koostumuksen monimuotoisuus

komeettojen ilmaseosten koostumuksesta päätekijät ovat vesi (noin 80% lukumäärästä) ja sen jälkeen CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S ja NH3 (kuva 2). Akari-avaruusteleskoopin avulla tehty tutkimus 17 komeetan CO2: n runsaudesta osoittaa, että CO2 hallitsee CO: ta useimmissa komeetoissa . Spektroskopialla Havaittujen kometaaristen kantamolekyylien pitoisuudet vaihtelevat alle 0, 01%: sta 20%: iin suhteessa veteen, ja ne vähenevät yleensä monimutkaistumisen myötä, lukuun ottamatta hiilivetyjä (taulukko 1). Jotkin lajit , jotka on havainnollisesti osoitettu HNC: n ja H2CO: n osalta, voivat olla peräisin hajautetuista kaasulähteistä (esim.jyvät); KS. Cochranin et al: n tuore katsaus. .

komeettojen pitoisuudet vaihtelevat molekyylistä riippuen noin kolmesta 100: aan (CO) (taulukko 1 ja kuva 2). Kuvassa 3 esitetään radiohavainnoista johdettujen pitoisuuksien histogrammit, kun otetaan huomioon komeettojen dynaamiset luokat. Näytteessä on 46 komeettaa, joita havaittiin vuoteen 2015 asti, ja se sisältää julkaisemattomia pitoisuuksia . Kemiallista monimuotoisuutta havaitaan sekä Oortin pilvestä (OCCs) peräisin olevilla pitkän aikavälin komeetoilla että transneptunisen hajanaisen kiekon toimittamilla Jupiter-perheen komeetoilla (JFC) (kuva 3). Kuva 3 osoittaa, että kun komeettojen otos kasvaa, runsausjakauma lähestyy Gaussin jakaumaa, eikä komeettoja ryhmitellä niiden dynaamisen alkuperän mukaan. Myöskään JFC-yhdisteiden ja pitkän aikavälin komeettojen CO2-pitoisuuksien eroista ei ole näyttöä . Yhteenvetona voidaan todeta, että saatavilla oleva molekulaaristen pitoisuuksien näyte viittaa siihen, että Okkt: llä ja JFC: llä on sama koostumusjakauma, lukuun ottamatta CO: ta, jota esiintyy vähäisessä määrin kaikissa tähän mennessä havaituissa JFC-yhdisteissä. Tämä vahvistaa aikaisemmat tutkimukset, jotka perustuvat pienempään otokseen . Kemiallinen monimuotoisuus on yhtäpitävä Nizzan mallin kehyksessä esitettyjen dynaamisten laskelmien kanssa, joiden mukaan sekä Oortin pilvi että hajanainen Kiekko olivat asuttuja komeettoja, jotka muodostuivat samoille aurinkokunnan alueille .

on esitetty, että komeetat voitaisiin jakaa kolmeen koostumusluokkaan orgaanisten yhdisteiden pitoisuuksien perusteella . Tilastollinen analyysi, jossa käytettiin G-mode-ja pääkomponenttianalyysitekniikoita, joka perustui noin kymmeneen komeettaan ja kuuteen radiossa ja infrapunassa havaittuun molekyyliin, ei kuitenkaan tuottanut tilastollisesti merkittävää ryhmittelyä. Viime aikoina, Dello Russo et al. esitetty systemaattinen analyysi sekoitussuhteista H2O: n suhteen kahdeksalla lajilla (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 ja CO) mitattuna korkean resoluution infrapunaspektroskopialla 30 Komeetassa vuosina 1997-2013. Tämä tutkimus viittaa siihen, että runsaussuhteet suhteessa veteen aiheuttavat JFC-yhdisteiden vähenemistä verrattuna pitkän ajan komeettoihin. Lajien välillä on havaittu positiivisia ja kohtalaisia korrelaatioita. Klusterianalyysi tuotti neljä ryhmää ja 11 alaryhmää. Otoksen kokoa on kuitenkin kasvatettava näiden kehittyvien koostumusluokkien vahvistamiseksi.

komeettojen Kemiallinen monimuotoisuus osoitettiin ensimmäisen kerran tuotelajien spektroskooppisilla ja spektrofotometrisillä havainnoilla (katso katsaus ). Tuotelajit ovat paljon helpommin havaittavia kuin kantamolekyylit, joten runsasmittauksia on saatu suuresta määrästä komeettoja. Tutkimuksesta radikaaleja (OH, CN, C2, C3, NH)85 comets, a ‘ Hearn et al. pääteltiin, että komeettoja on olemassa kahta luokkaa riippuen niiden C2-ja C3-pitoisuuksista: “tyypillisiä” komeettoja ja “hiiliköyhiä” komeettoja. He havaitsivat, että noin puolet JFC-yhdisteistä on C2-ja C3-köyhdytettyjä, mutta hiiliköyhien Okkt: iden murto-osa on pienempi. Tuoreemmassa tutkimuksessa Cochran et al. todettiin, että kaksi kolmasosaa köyhdytetyistä komeetoista oli JFC-yhdisteitä, kun taas kolmasosa oli pitkiä aikoja. Lisäksi JFC-lajeista (37%) hupeni suurempi osuus kuin pitkän ajan komeetoista (18,5%). 107 samalla tavalla havaitun ja tuotetun komeetan otoksen perusteella Schleicher & Bair havaitsi seitsemän komeetaluokkaa, jotka olivat erillisiä CN: n, C2: n ja C3: n tuotantomäärissä suhteessa OH: hon.

Keskustelu

olennainen kysymys on, johtuuko komeettojen ilmakehien koostumuksessa havaittu monimuotoisuus evolutionaarisista prosesseista vai edustaako se komeettojen ytimien erilaisia muodostumisolosuhteita. Useita seikkoja on otettava huomioon:

• — komeettojen pitoisuudet vastaavat kokonaistuotantonopeuden suhdelukuja, ja vertailukohtana käytetään vettä. On olemassa havainnollisia todisteita siitä, että (lähes) puhtaat jäiset jäiset jyvät vapautuvat kometaarisesta ytimestä ja voivat edistää vesihöyryn tuotantoa. Paras esimerkki on epoxi-mission tutkima komeetta 103p/Hartley 2. Aurinkoisella puolellaan sublimoituvia jäisiä hiukkasia on nähty lukuisissa kuvissa ja mikrometristen puhtaiden jääjyvien infrapunajääjälajeja on havaittu . Epätavallinen OH-kooman morfologia selittyy jäisten jyvien tuottamalla vedellä . Toinen esimerkki on comet C/2009 P1 (Garradd). Pienillä (infrapuna) ja suurilla (radio) näkökentillä tehdyistä havainnoista saadut veden tuotantonopeuksien epäjohdonmukaiset arvot (kuva 4) voidaan sovittaa yhteen sublimoituvien jäisten jyvien kanssa . Tämä prosessi voi myötävaikuttaa komeettojen runsaudessa havaittuun dispersioon.

• — kokonaistuotannon suhdeluvut eroavat paikallisista tuotantomääristä. Kaasuntuotannossa tapahtuu vuorokausivaihteluita ytimen pyörimisen aikana, jotka ovat molekyyliriippuvaisia. Lisäksi tumakoostumuksen heterogeenisuus on mahdollista. Kuvituksena VIRTIS–instrumentilla rosettalla hankitut 67P: n sisäisen kooman H2o–ja CO2-kartat 1,8-2.2 AU esiperihelissä on voimakas kahtiajako H2O-ja CO2-jakaumien välillä (kuva 5), H2O sublimoituu lähinnä valaistuilta päiväntasaajan ja pohjoisen alueilta ja CO2 outgassing määrältään huonosti valaistulta eteläiseltä pallonpuoliskolta . Kuten korostivat Fink et al. , näistä kartoista johdettu CO2/H2O-kokonaistuotantonopeussuhde on huono diagnostinen työkalu paikalliseen tuotantoon. Samanlaisia eroja H2O-ja CO2-jakaumissa havaittiin 9P/Tempel 1: llä . 67P: n osalta niiden katsotaan johtuvan voimakkaista valaistusolosuhteiden eroista, joita komeetan kiertoradalla olevat kaksi pallonpuoliskoa kokevat spin-akselin voimakkaan vinouden vuoksi. Perihelissä H2O: n ja CO2: n jakauma todettiin samanlaiseksi, ja molemmat molekyylit olivat pääosin peräisin valaistulta eteläiseltä pallonpuoliskolta .

• — molekulaarisia pitoisuuksia mitataan komeettojen ilmakehissä. Siitä, missä määrin ne edustavat ytimen koostumusta, on tehty monia teoreettisia tutkimuksia. Vaikka komeettojen ytimissä on hyvin alhainen lämpö inertia, jääkoostumuksen odotetaan kerrostuvan maanalaisissa pinnoissa auringolle altistumisen jälkeen, jolloin haihtuvammat lajit asuvat syvemmissä kerroksissa. Kometaaristen ytimien lämpökehitystä ja outgassingia tutkivat mallit osoittavat, että kometaaristen molekyylien outgassing-profiilit riippuvat lukuisista tekijöistä, kuten molekyylin volatiliteetista, ydinmateriaalin lämpöinertiasta, vesijään rakenteen luonteesta, huokoisuudesta ja pölynsidonnasta . Myös muoto -, kiertorata-ja pyörimisakselin kaltevuuteen liittyvät kausittaiset vaikutukset ovat tärkeitä . Kuvassa 6, marboeuf & Schmitt, esitetään tuotantonopeussuhteiden ja komeetan ytimen pitoisuuksien välinen yhteys, kun otetaan huomioon erilaiset oletukset komeettojen tilasta ja haihtuvien aineiden säilymisestä sekä vaipan eri paksuudet. Vähemmän haihtuvien molekyylien, kuten CO2: n, osalta koomaan joutuneiden lajien suhteellinen (H2O: han) pitoisuus pysyy samana kuin tuman alkukoostumus (suhteellinen poikkeama alle 25%) vain perihelikäytävän ympärillä (heliosentrinen etäisyys alle 2-3 AU) vesijään rakenteesta ja kemiallisesta koostumuksesta riippumatta ja edellyttäen, että tumaketta ei peitä kokonaan pölyvaippa. Kooman hyvin haihtuvien molekyylien, kuten CO: n ja CH4: n, suhteellinen pitoisuus pysyy suunnilleen samana kuin alkeellinen tuman koostumus vain klatraattihydraattien hallitsemilla ytimillä. Perihelin ympäristössä kiteisten ja amorfisten vesijäiden rakenteissa tuman vapauttamien erittäin haihtuvien lajien pitoisuudet ovat systemaattisesti pienemmät (jopa yhden suuruusluokan) kuin käsittelemättömien tumien arvot. Pölynsidonnan lisäksi myös pölyn eroosio ovat prosesseja, jotka voivat vaikuttaa voimakkaasti tuotantonopeussuhteisiin. Lähellä periheliä pölyvaipan pinta-ablaatio voi tulla tärkeäksi, mikä siirtää molekyylilajien sublimaation rajapinnat lähemmäs pintaa ja lisää niiden tuotanto-ja koomaan sekoittumisastetta suhteessa veteen . Tätä prosessia on ehdotettu selittämään Rosettasta muutama päivä Perihelin jälkeen havaittua 67P: ssä havaittua CO2 -, CH4-ja OCS-kolonnitiheyssuhteiden voimakasta kasvua .

• — muutamat havainnolliset tosiasiat voisivat puoltaa alkeellista monimuotoisuutta. Komeetta 73P/ Schwassmann-Wachmann 3, joka kuuluu hiiliketjujen köyhdyttämäluokkaan, koki jakautumisia. Jos ehtyminen olisi vain evolutiivinen vaikutus, useista perihelikäytävistä, odottaisimme sen rajoittuvan enimmäkseen pinnalle ja sisätilojen näyttävän tyypilliseltä. Sirpaleilla havaittiin kuitenkin olevan samoja painaumia kuin ennen pilkkomista mitatuilla . Lisäksi kahdesta pääfragmentista mitattiin samat suhteelliset pitoisuudet useiden infrapuna-ja radiolajien osalta . Toinen alkuperään liittyvää monimuotoisuutta puoltava seikka on samanlainen keskimääräinen koostumus ja koostumuksen monimuotoisuus, joka on mitattu lyhyen ja pitkän aikavälin komeettojen osalta, jopa erittäin haihtuvien lajien, kuten H2S: n osalta (poikkeuksena CO, jonka pitoisuuksia on mitattu runsaasti vain pitkän aikavälin komeettojen osalta). Tästä näkökulmasta katsottuna voisimme odottaa, että evolutionaariset vaikutukset vaikuttavat enemmän lyhyen ajan komeettoihin.

päätelmä

Radio-ja infrapunavälineet sekä kirkkaiden komeettojen ilmestyminen ovat mahdollistaneet lukuisten molekyylien tunnistamisen komeettojen ilmakehässä, mikä osoittaa komeetoissa olevien haihtuvien aineiden ja tähdenmuodostusalueiden haihtuvien aineiden välisen läheisen yhteyden. Tunnistettujen kometaaristen molekyylien luettelo kasvaa nopeasti Rosetta-tehtävän ansiosta. Tähtienvälisten monimutkaisten orgaanisten yhdisteiden esiintyminen komeetoissa osoittaa, että ne on valmistettu säilyneestä aineesta, joka on syntetisoitu aurinkosumun ulkoalueilla tai aurinkokunnan muodostumisen varhaisemmissa vaiheissa.

komeettojen ilmakehien koostumuksessa on havaittu voimakasta monimuotoisuutta. CO: ta lukuun ottamatta komeettojen kaksi dynaamista luokkaa (JFC ja OCCs) edustavat samaa kemiallista monimuotoisuutta kantamolekyylien osalta. On vielä epäselvää, johtuuko havaittu monimuotoisuus vain evolutionaarisista prosesseista vai edustaako se (ainakin osittain) komeettaytimien erilaisia muodostumisolosuhteita. Odotamme Rosettan tehtävän auttavan löytämään vastauksen tähän peruskysymykseen.

tekijän osuudet

D. B.-M. osallistui aineiston tulkintaan ja kirjoitti artikkelin. Huom. suoritti radiohavaintoaineistoa ja niiden analysointia, toimitti lukuja ja tarkisti artikkelia. Molemmat kirjoittajat antoivat lopullisen hyväksynnän julkaisulle.

kilpailevat intressit

ilmoitamme, ettei meillä ole kilpailevia intressejä.

Rahoitus

emme saaneet rahoitusta tähän tutkimukseen.

alaviitteet

yksi 14 jäsenen panos keskustelutilaisuuteen “Cometary science after Rosetta”.