La composizione dei ghiacci cometari

Introduzione

Le comete sono tra gli oggetti più primitivi del Sistema Solare. La composizione chimica dei loro ghiacci è rappresentativa della composizione molecolare delle regioni esterne della nebulosa solare (il disco protoplanetario solare) dove si sono formati, 4,6 Gyr fa. Questa composizione chimica dovrebbe fornire informazioni sulle condizioni di formazione ed evoluzione del primo Sistema solare .

Una questione centrale è il grado in cui i volatili vengono ereditati dalla nube molecolare madre o se la chimica viene ripristinata come parte dell’evoluzione tipica del disco . Un’altra domanda è se il nostro Sistema solare, o una qualsiasi delle sue caratteristiche, è comune o una stranezza. Le identificazioni molecolari nei dischi protoplanetari sono ancora scarse, anche se i progressi continuano, come dimostrato dalla recente rilevazione di CH3CN e CH3OH (anche costituenti dei ghiacci cometari) utilizzando l’Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) .

Un gran numero di molecole sono state identificate in atmosfere cometarie, sia da osservazioni terrestri che spaziali, comprese indagini in situ di atmosfere cometarie. Ciò include grandi molecole organiche, che sono anche osservate nelle regioni di formazione stellare. Le abbondanze molecolari relative all’acqua misurata nel coma mostrano forti variazioni da cometa a cometa (ad esempio ), e variano anche lungo le orbite delle comete (ad esempio ). Questa diversità chimica può riflettere diverse condizioni di formazione nella nebulosa solare primitiva, anche se sorgono domande riguardanti la misura in cui le abbondanze misurate in atmosfere cometarie sono rappresentative della composizione primitiva dei ghiacci del nucleo.

Questo articolo presenta una breve rassegna delle abbondanze molecolari misurate in atmosfere cometarie da osservazioni spettroscopiche di telerilevamento. Aggiorna le recensioni dettagliate pubblicate da Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley e Cochran et al. . Le indagini spettroscopiche hanno fornito informazioni su 27 molecole, senza contare i radicali e gli isotopologi. Le misurazioni con lo spettrometro di massa ROSINA a bordo di Rosetta hanno portato a una ricchezza di nuove identificazioni molecolari nell’atmosfera della cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko (lo zoo cometario di Rosetta, figura 1), che sono, con poche eccezioni, non ancora pubblicate. I risultati pubblicati sono i rilevamenti ROSINA di N2, O2, glicina, CS2, S3, S4, CH3SH e C2H6S .

Indagini spettroscopiche delle molecole cometarie

La nostra attuale conoscenza della composizione dei ciem nucleari cometari si basa essenzialmente sulle indagini del coma. Le indagini dirette dei ghiacci sulla superficie del nucleo sono possibili solo da un veicolo spaziale. Gli spettri nel vicino infrarosso delle superfici cometarie hanno rivelato le firme spettrali di ghiaccio d’acqua , ghiaccio di CO2 e di un materiale organico semi-volatile contenente il gruppo chimico COOH .

Poco più di due dozzine di molecole (esclusi isotopologi, ioni molecolari, atomi e radicali) sono state identificate in atmosfere cometarie da osservazioni spettroscopiche (figura 2). Queste identificazioni sono state ottenute attraverso la spettroscopia radio (20-600 GHz) e nel vicino infrarosso e, in misura minore, utilizzando la spettroscopia ultravioletta (vedere i dettagli della maggior parte delle identificazioni spettroscopiche in ). La maggior parte delle identificazioni sono state ottenute attraverso osservazioni delle comete eccezionalmente luminose C / 1995 O1 (Hale-Bopp) e C/1996 B2 (Hyakutake). Le scoperte più recenti sono la glicolaldeide (CH2OHCHO) e l’etanolo (C2H5OH), identificati nella cometa C/2014 Q2 (Lovejoy) da linee nell’intervallo millimetrico . Sebbene la maggior parte delle molecole siano osservate a lunghezze d’onda millimetriche, il dominio infrarosso dà accesso a molecole senza momento di dipolo come CO2, CH4 e altri idrocarburi simmetrici. Osservazioni nella gamma di lunghezze d’onda ultraviolette e visibili firme di campioni di radicali, atomi e ioni che sono fotolisi e prodotti chimici delle molecole madri rilasciate dai ghiacci nucleari. Gli spettri UV hanno permesso l’identificazione di S2 e mostrano forti firme di CO. La tabella 1 fornisce un elenco di 28 molecole (diverse da H2O) identificate nelle comete e l’intervallo di abbondanze misurate rispetto all’acqua (vedere la figura 2 per il numero di comete in cui ciascuna molecola è stata rilevata). I domini di lunghezza d’onda, dove si osservano le firme molecolari, sono indicati nella tabella 1. Questo elenco include CS, SO e NS, che sono in realtà radicali. CS e COSÌ sono prodotti di foto-dissociazione di CS2 e SO2, rispettivamente. Tuttavia, il rilascio diretto di SO dal ciem nucleare è suggerito dai dati di ROSINA . L’origine del radicale NS è sconosciuta .

Abbondanze molecolari e diversità di composizione

Dalla composizione delle atmosfere cometarie, i componenti principali dei ghiacci nucleari cometari sono l’acqua (circa l ‘ 80% per numero), seguita da CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S e NH3 (figura 2). Un’indagine sull’abbondanza di CO2 in 17 comete usando il telescopio spaziale AKARI mostra che la CO2 domina sulla CO nella maggior parte delle comete . Le abbondanze di molecole cometarie rilevate dalla spettroscopia vanno da meno dello 0,01% al 20% rispetto all’acqua e generalmente diminuiscono con l’aumentare della complessità, ad eccezione degli idrocarburi (tabella 1). Alcune specie , come dimostrato osservativamente per HNC e H2CO, possono essere prodotte da fonti distribuite di gas (ad esempio cereali); vedere la recente revisione di Cochran et al. .

A seconda della molecola, le abbondanze variano di un fattore da circa tre a 100 (per CO) tra le comete (tabella 1 e figura 2). La figura 3 mostra gli istogrammi delle abbondanze dedotte dalle osservazioni radio, considerando le classi dinamiche delle comete. Il campione include 46 comete osservate fino al 2015 e incorpora abbondanze inedite . La diversità chimica è osservata sia per le comete a lungo periodo provenienti dalla nube di Oort (OCCs) che per le comete della famiglia di Giove (JFC) fornite dal disco sparso trans-nettuniano (figura 3). La figura 3 mostra che, quando il campione di comete diventa più grande, la distribuzione delle abbondanze si avvicina a una distribuzione gaussiana senza raggruppamenti di comete in base alla loro origine dinamica. Allo stesso modo, non si vede alcuna prova per una differenza nell’abbondanza di CO2 tra JFC e comete a lungo periodo . In sintesi, il campione disponibile di abbondanze molecolari suggerisce che OCCs e JFC hanno la stessa distribuzione di composizione, ad eccezione di CO, che è presente in bassa abbondanza in tutti i JFC osservati finora. Ciò conferma studi precedenti basati su un campione più piccolo . La diversità chimica è coerente con i calcoli dinamici nel telaio del modello Nice, che suggerisce che sia la nube di Oort che il disco sparso erano popolati da comete formate nelle stesse regioni del Sistema solare .

È stato sostenuto che le comete potrebbero essere raggruppate in tre classi compositive, basate sull’abbondanza di composti organici . Tuttavia, un’analisi statistica che utilizza tecniche di analisi G-mode e principal component effettuata da noi stessi sulla base di circa una dozzina di comete e sei molecole osservate nella radio e nell’infrarosso non ha prodotto un raggruppamento statisticamente significativo. Più recentemente, Dello Russo et al. presentata un’analisi sistematica dei rapporti di miscelazione rispetto a H2O per otto specie (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 e CO) misurate con spettroscopia infrarossa ad alta risoluzione in 30 comete tra il 1997 e il 2013. Questo studio suggerisce che i rapporti di abbondanza rispetto all’acqua presentano un esaurimento complessivo nei JFC rispetto alle comete a lungo periodo. Si osservano correlazioni da positive a moderate tra le specie. Un’analisi del cluster ha prodotto quattro gruppi e 11 sottogruppi. Tuttavia, la dimensione del campione deve essere aumentata per confermare queste classi compositive emergenti.

La diversità chimica tra le comete è stata dimostrata per la prima volta da osservazioni spettroscopiche e spettrofotometriche di specie di prodotto (vedere la revisione di ). Le specie di prodotto sono molto più facilmente osservabili delle molecole progenitrici, quindi sono state ottenute misurazioni dell’abbondanza per un gran numero di comete. Da uno studio dei radicali (OH, CN, C2, C3, NH) in 85 comete, A’Hearn et al. ha dedotto l’esistenza di due classi di comete, a seconda delle loro abbondanze C2 e C3: comete “tipiche” e comete “impoverite di carbonio”. Hanno scoperto che circa la metà dei JFC sono C2 e C3 impoveriti, ma la frazione di OCCS impoverito di carbonio è più piccola. In uno studio più recente, Cochran et al. ha scoperto che due terzi delle comete esaurite erano JFC mentre un terzo erano di lungo periodo. Inoltre, una percentuale più elevata delle JFC (37%) è stata esaurita rispetto alle comete di lungo periodo (18,5%). Sulla base di un campione di 107 comete osservate e prodotte nello stesso modo, Schleicher & Bair ha trovato sette classi di comete distinte nei tassi di produzione CN, C2 e C3 relativi a OH.

Discussione

Una questione fondamentale è se la diversità osservata nella composizione delle atmosfere cometarie deriva da processi evolutivi o è rappresentativa di varie condizioni di formazione dei nuclei cometari. Diversi punti devono essere presi in considerazione:

• — Le abbondanze cometarie corrispondono ai tassi di produzione totali, con l’acqua presa come riferimento. Ci sono prove osservazionali che i grani ghiacciati (quasi) puri vengono rilasciati dal nucleo cometario e potrebbero contribuire alla produzione di vapore acqueo. Il miglior esempio è per la cometa 103P / Hartley 2, studiata dalla missione EPOXI. Pezzi di particelle ghiacciate che sublimano sul loro lato soleggiato sono stati visti in numerose immagini e sono state rilevate le firme di ghiaccio infrarosso di grani di ghiaccio puro micrometrici . L’insolita morfologia del coma OH può essere spiegata dalla produzione di acqua dai grani ghiacciati . Un altro esempio è la cometa C / 2009 P1 (Garradd). Valori incoerenti per i tassi di produzione dell’acqua derivati da osservazioni con campi visivi piccoli (infrarossi) e grandi (radio) (figura 4) possono essere conciliati con la presenza di grani ghiacciati sublimanti . Questo processo può contribuire alla dispersione osservata nelle abbondanze cometarie.

• — I tassi di produzione totali differiscono dai tassi di produzione locali. La produzione di gas subisce fluttuazioni diurne durante la rotazione del nucleo, che dipendono dalla molecola. Inoltre, sono possibili eterogeneità compositive del nucleo. Per esempio, le mappe H2O e CO2 del coma interno di 67P acquisite con lo strumento VIRTIS su Rosetta a 1.8-2.2 UA pre-perielio mostrano una forte dicotomia tra le distribuzioni H2O e CO2 (figura 5), con H2O che sublima essenzialmente dalle regioni equatoriali e settentrionali illuminate e CO2 che fuoriesce in quantità dall’emisfero australe scarsamente illuminato . Come evidenziato da Fink et al. , il rapporto di tasso di produzione totale di CO2/H2O derivato da queste mappe è uno strumento diagnostico povero per produzione locale. Differenze simili nelle distribuzioni di H2O e CO2 sono state osservate per 9P / Tempel 1 . Per 67P, si intende che derivano dalle forti differenze nelle condizioni di illuminazione sperimentate dai due emisferi lungo l’orbita della cometa a causa della forte obliquità dell’asse di spin. Al perielio, la distribuzione di H2O e CO2 è risultata simile, con entrambe le molecole che escono essenzialmente dall’emisfero australe illuminato .

• — Le abbondanze molecolari sono misurate in atmosfere cometarie. La misura in cui sono rappresentativi della composizione del nucleo è stata oggetto di molti studi teorici. Sebbene i nuclei cometari presentino un’inerzia termica molto bassa, la stratificazione nella composizione del ghiaccio è prevista nel sottosuolo dopo l’esposizione al Sole, con le specie più volatili che risiedono in strati più profondi. I modelli che studiano l’evoluzione termica e l’degassamento dei nuclei cometari mostrano che i profili di degassamento delle molecole cometarie dipendono da numerosi fattori come la volatilità della molecola, l’inerzia termica del materiale del nucleo, la natura della struttura del ghiaccio d’acqua, la porosità e il rivestimento della polvere . Anche gli effetti stagionali legati alla forma, alle caratteristiche orbitali e all’obliquità dell’asse di rotazione sono importanti . La figura 6 , da Marboeuf & Schmitt, mostra il legame tra i rapporti di velocità di produzione e le abbondanze nel nucleo della cometa per diverse ipotesi sullo stato dei ghiacci cometari e su come i volatili sono intrappolati e diversi spessori del mantello. Per le molecole meno volatili come la CO2, le abbondanze relative (a H2O) delle specie nel coma rimangono simili alla composizione primordiale del nucleo (deviazione relativa inferiore al 25%) solo attorno al passaggio del perielio (distanza eliocentrica inferiore a 2-3 UA), indipendentemente dalla struttura del ghiaccio d’acqua e dalla composizione chimica, e a condizione che il nucleo non sia completamente coperto da un mantello di polvere. Le abbondanze relative di molecole altamente volatili come CO e CH4 nel coma rimangono approssimativamente uguali alla composizione del nucleo primitivo solo per i nuclei dominati da idrati di clatrato. Intorno al perielio, nei casi delle strutture cristalline e amorfe del ghiaccio d’acqua, le abbondanze delle specie altamente volatili rilasciate dal nucleo sono sistematicamente inferiori (fino a un ordine di grandezza) rispetto ai valori del nucleo non trasformati. Non solo la polverizzazione, ma anche l’erosione della polvere sono processi che possono influenzare fortemente i rapporti dei tassi di produzione. Vicino al perielio, l’ablazione superficiale del mantello di polvere può diventare importante, che sposta le interfacce di sublimazione delle specie molecolari più vicine alla superficie e aumenta il loro tasso di produzione e i rapporti di miscelazione del coma rispetto all’acqua . Questo processo è proposto per spiegare il forte aumento dei rapporti di densità della colonna di CO2, CH4 e OCS osservati in 67P da Rosetta pochi giorni dopo il perielio .

• — Alcuni fatti osservazionali potrebbero sostenere una diversità primitiva. La cometa 73P / Schwassmann-Wachmann 3, una cometa della classe carbon-chain-impoverito, ha subito eventi di scissione. Se l’esaurimento fosse solo un effetto evolutivo, da più passaggi al perielio, ci aspetteremmo che fosse confinato principalmente alla superficie e l’interno apparirebbe tipico. Tuttavia, i frammenti sono stati osservati per avere deplezioni identiche a quelle misurate prima della scissione . Inoltre, le stesse abbondanze relative sono state misurate nei due frammenti principali per diverse specie osservate nell’infrarosso e nella radio . Un altro punto che sostiene una diversità correlata all’origine è la composizione media e la diversità di composizione simili misurate per comete a breve e lungo periodo, anche per specie altamente volatili come H2S (ad eccezione del CO, per il quale sono state misurate abbondanze elevate solo nelle comete a lungo periodo). Da questo punto di vista, potremmo aspettarci che le comete a breve periodo siano maggiormente influenzate dagli effetti evolutivi.

Conclusione

Le strumentazioni radio e infrarosse, insieme all’apparizione di comete luminose, hanno permesso l’identificazione di numerose molecole in atmosfere cometarie, mostrando uno stretto legame tra i volatili nelle comete e quelli presenti nelle regioni di formazione stellare. L’elenco delle molecole cometarie identificate sta ora aumentando rapidamente a causa della missione Rosetta. La presenza di composti organici complessi interstellari nelle comete mostra che sono fatti di materiale conservato sintetizzato nelle regioni esterne della nebulosa solare o nelle fasi precedenti della formazione del Sistema solare.

Si osserva una forte diversità nella composizione delle atmosfere cometarie. Ad eccezione di CO, le due classi dinamiche di comete (JFC e OCC) presentano la stessa diversità chimica per quanto riguarda le molecole madri. Non è ancora chiaro se la diversità osservata derivi solo da processi evolutivi o sia rappresentativa (almeno in parte) di varie condizioni di formazione dei nuclei cometari. Ci aspettiamo che la missione di Rosetta aiuti a trovare la risposta a questa domanda fondamentale.

Contributi dell’autore

D. B.-M. ha partecipato all’interpretazione dei dati e ha scritto l’articolo. N.B. effettuato dati radio osservazionali e loro analisi, fornito cifre e rivisto l’articolo. Entrambi gli autori hanno dato l’approvazione definitiva per la pubblicazione.

Interessi concorrenti

Dichiariamo di non avere interessi concorrenti.

Finanziamento

Non abbiamo ricevuto alcun finanziamento per questo studio.

Note a piè di pagina

Un contributo di 14 a un numero di riunione di discussione “Scienza cometaria dopo Rosetta”.