de samenstelling van komeet ices

Inleiding

kometen behoren tot de meest primitieve objecten van het zonnestelsel. De chemische samenstelling van hun ices is representatief voor de moleculaire samenstelling van de buitenste gebieden van de zonnenevel (de solar protoplanetaire schijf) waar ze gevormd, 4.6 Gyr geleden. Deze chemische samenstelling moet inzicht verschaffen in de omstandigheden van de vorming en evolutie van het vroege zonnestelsel .

een centrale vraag is de mate waarin vluchtige stoffen worden geërfd van de moedermoleculaire wolk, of dat de chemie wordt gereset als onderdeel van de typische schijfevolutie . Een andere vraag is of ons zonnestelsel, of een van zijn kenmerken, is gemeenschappelijk of een eigenaardigheid. Moleculaire identificaties in protoplanetaire schijven zijn nog steeds schaars, hoewel de vooruitgang blijft, zoals blijkt uit de recente detectie van CH3CN en CH3OH (ook bestanddelen van komeetijs) met behulp van de Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) .

een groot aantal moleculen zijn geïdentificeerd in komeetatmosferen, zowel op basis van waarnemingen op de grond als in de ruimte, inclusief in situ-onderzoeken van komeetatmosferen. Dit omvat grote organische molecules, die ook in ster-vormende gebieden worden waargenomen. Moleculaire abundanties ten opzichte van water gemeten in de coma vertonen sterke variaties van komeet tot komeet (B.V.), en variëren ook langs de baan van kometen (b. v.). Deze chemische diversiteit kan verschillende formatieomstandigheden in de primitieve zonnevel weerspiegelen, hoewel er vragen rijzen over de mate waarin abundanties gemeten in kometaire atmosferen representatief zijn voor de primitieve samenstelling van kernijs.

dit artikel geeft een kort overzicht van de moleculaire abundanties gemeten in kometaire atmosferen aan de hand van teledetectie spectroscopische waarnemingen. Het werkt de gedetailleerde beoordelingen gepubliceerd door Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley and Cochran et al. . Spectroscopische onderzoeken hebben informatie opgeleverd over 27 moleculen, radicalen en isotopologen niet meegerekend. Metingen met de Rosina massaspectrometer aan boord van Rosetta resulteerden in een schat aan nieuwe moleculaire identificaties in de atmosfeer van komeet 67P/Churyumov–Gerasimenko (de Rosetta cometary zoo, figuur 1), die, op enkele uitzonderingen na, nog niet gepubliceerd zijn. Gepubliceerde resultaten zijn de ROSINA detecties van N2 , O2 , glycine , CS2, S3, S4, CH3SH en C2H6S .

spectroscopisch onderzoek van komeetmoleculen

onze huidige kennis van de samenstelling van komeetkern ices is hoofdzakelijk gebaseerd op onderzoek van het coma. Rechtstreeks onderzoek van ices op het oppervlak van de kern is alleen mogelijk vanuit een ruimtevaartuig. Bijna-infrarode spectra van komeetoppervlakken onthulden de spectrale signaturen van waterijs, CO2-ijs en van een semi-Vluchtig organisch materiaal dat de COOH chemische groep bevat .

aan de hand van spectroscopische waarnemingen zijn iets meer dan twee dozijn moleculen (isotopologen, moleculaire ionen, atomen en radicalen niet meegerekend) in kometaire atmosferen geïdentificeerd (figuur 2). Deze identificaties werden verkregen door middel van radio (20-600 GHz) en nabij-infrarood spectroscopie, en, in mindere mate, met behulp van ultraviolet spectroscopie (zie de details van de meeste spectroscopische identificaties in ). De meeste identificaties werden verkregen door waarnemingen van de uitzonderlijk heldere kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) en C / 1996 B2 (Hyakutake). De meest recente ontdekkingen zijn glycolaldehyde (CH2OHCHO) en ethanol (C2H5OH), geïdentificeerd in komeet C/2014 Q2 (Lovejoy) uit lijnen in het millimeterbereik . Hoewel de meeste moleculen bij millimetergolflengten worden waargenomen, geeft het infrarode domein toegang tot moleculen zonder dipoolmoment zoals CO2, CH4 en andere symmetrische koolwaterstoffen. Waarnemingen in het ultraviolet en zichtbaar golflengtebereik monstersignaturen van radicalen, atomen en ionen die fotolyse en chemische producten van oudermoleculen vrijkomen uit de nucleaire ices. De UV spectra stonden de identificatie van S2 toe en tonen sterke signaturen van CO. Tabel 1 geeft een lijst van 28 moleculen (anders dan H2O) geïdentificeerd in kometen en het bereik van gemeten abundanties ten opzichte van water (zie figuur 2 Voor het aantal kometen waarin elk molecuul is gedetecteerd). De golflengtedomeinen, waar de moleculaire handtekeningen worden waargenomen, zijn aangegeven in Tabel 1. Deze lijst bevat CS, SO en NS, die in feite radicalen zijn. CS en SO zijn foto-dissociatieproducten van respectievelijk CS2 en SO2. Uit de ROSINA-gegevens blijkt echter dat SO rechtstreeks van het nucleaire ices wordt vrijgegeven . De oorsprong van het NS-radicaal is onbekend .

moleculaire abundantie en samenstelling diversiteit

uit de samenstelling van komeetatmosferen zijn de belangrijkste componenten van komeetatmosfeer water (ongeveer 80% in aantal), gevolgd door CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S en NH3 (figuur 2). Een onderzoek naar de CO2-abundantie in 17 kometen met behulp van de Akari ruimtetelescoop toont aan dat CO2 in de meeste kometen overheerst over CO . De abundanties van door spectroscopie gedetecteerde komeetoudermoleculen variëren van minder dan 0,01% tot 20% ten opzichte van water, en nemen over het algemeen af met toenemende complexiteit, behalve voor koolwaterstoffen (tabel 1). Sommige soorten , zoals observationeel aangetoond voor HNC en H2CO , kunnen worden geproduceerd door gedistribueerde bronnen van gassen (bijvoorbeeld korrels); zie het recente overzicht van Cochran et al. .

afhankelijk van het molecuul varieert de abundantie tussen kometen met een factor drie tot 100 (voor CO) (tabel 1 en figuur 2). Figuur 3 toont histogrammen van abundanties afgeleid uit radio observaties, rekening houdend met de dynamische klassen van kometen. De steekproef omvat 46 waargenomen kometen tot 2015, en omvat ongepubliceerde abundanties . Chemische diversiteit wordt waargenomen voor kometen uit de Oortwolk (OCCs) en voor kometen uit de Jupiter-familie (JFC ‘ s) die worden geleverd door de Trans-Neptuniaanse verspreide schijf (figuur 3). Figuur 3 laat zien dat, wanneer de steekproef van kometen groter wordt, de verdeling van abundanties een Gaussiaanse verdeling nadert zonder groepering van kometen volgens hun dynamische oorsprong. Ook is er geen bewijs voor een verschil in CO2-abundantie tussen JFK ‘ s en kometen met een lange periode . Samengevat, stelt de beschikbare steekproef van moleculaire abundances voor dat OCCs en JFCs dezelfde samenstellingsdistributie hebben, behalve betreffende CO, die in lage overvloed in alle tot nu toe waargenomen JFCs aanwezig is. Dit bevestigt eerdere studies op basis van een kleinere steekproef . Chemische diversiteit is consistent met dynamische berekeningen in het kader van het Nice model, wat suggereert dat zowel de Oortwolk als de verstrooide schijf bevolkt waren met kometen gevormd in dezelfde gebieden van het zonnestelsel .

er is geargumenteerd dat kometen kunnen worden gegroepeerd in drie samenstellingsklassen, gebaseerd op de abundanties van organische verbindingen . Echter, een statistische analyse met behulp van G-modus en belangrijkste component analyse technieken uitgevoerd door onszelf op basis van ongeveer een dozijn kometen en zes moleculen waargenomen in de radio en in het infrarood leverde geen statistisch significante groepering. Meer recent, Dello Russo et al. presenteerde een systematische analyse van de mengverhoudingen met betrekking tot H2O voor acht soorten (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 en CO) gemeten met infraroodspectroscopie met hoge resolutie in 30 kometen tussen 1997 en 2013. Deze studie suggereert dat de abundantieverhoudingen ten opzichte van water een algemene uitputting van JFK ‘ s voorstellen in vergelijking met kometen met een lange periode. Tussen soorten worden positieve tot matige correlaties waargenomen. Een clusteranalyse leverde vier groepen en 11 subgroepen op. De grootte van de steekproef moet echter worden verhoogd om deze nieuwe samenstellingsklassen te bevestigen.

de chemische diversiteit onder kometen werd voor het eerst aangetoond aan de hand van spectroscopische en spectrofotometrische waarnemingen van productsoorten (zie het overzicht van ). Productsoorten zijn veel gemakkelijker waarneembaar dan oudermoleculen, zodat abundantiemetingen voor een groot aantal kometen zijn verkregen. Uit een studie van radicalen (OH, CN, C2, C3, NH) in 85 kometen, A ‘ Hearn et al. de conclusie luidde dat er twee klassen kometen bestaan, afhankelijk van hun C2-en C3-abundantie: ‘typische’ kometen en ‘koolstofarme’ kometen. Ze vonden dat ongeveer de helft van de JFC ‘ s C2 en C3 zijn uitgeput, maar de fractie van koolstof-uitgeputte OCCs is kleiner. In een meer recente studie, Cochran et al. vond dat twee derde van de uitgeputte kometen JFK ‘ s waren, terwijl een derde lange periode was. Bovendien was een hoger percentage van de JFK ‘ s (37%) uitgeput dan van de kometen met een lange periode (18,5%). Op basis van een steekproef van 107 kometen die op dezelfde wijze werden waargenomen en geproduceerd, vond Schleicher & Bair zeven klassen kometen die verschillen in de CN -, C2-en C3-productiecijfers ten opzichte van OH.

discussie

een fundamentele vraag is of de waargenomen diversiteit in de samenstelling van komeetatmosferen het gevolg is van evolutionaire processen of representatief is voor verschillende formatieomstandigheden van komeetkernen. Verschillende punten moeten in aanmerking worden genomen:

• — Kometaire abundanties komen overeen met de totale productiesnelheidsratio ‘ s, waarbij water als referentie wordt genomen. Er is observationeel bewijs dat (bijna) zuivere ijskorrels vrijkomen uit de komeetkern en kunnen bijdragen aan de productie van waterdamp. Het beste voorbeeld is komeet 103P / Hartley 2, onderzocht door de EPOXI missie. Brokken ijzige deeltjes die sublimeren aan hun zonnige kant zijn gezien in tal van beelden en de infrarode ijssignaturen van micrometrische zuivere ijskorrels zijn gedetecteerd . De ongebruikelijke Oh coma morfologie kan worden verklaard door de waterproductie van ijzige korrels . Een ander voorbeeld is de komeet C / 2009 P1 (Garradd). Inconsistente waarden voor waterproductiesnelheden afgeleid van waarnemingen met kleine (infrarood) en grote (radio) gezichtsvelden (figuur 4) kunnen worden verzoend met de aanwezigheid van sublimerende ijskorrels . Dit proces kan bijdragen tot de verspreiding waargenomen in kometaire abundanties.

• — De ratio ‘ s van de totale productie verschillen van die van de lokale productie. De gasproductie ondergaat dagfluctuaties tijdens kernrotatie, die molecule afhankelijk zijn. Daarnaast zijn Nucleus compositorische heterogeniteiten mogelijk. Ter illustratie, de H2o en CO2 kaarten van de innerlijke coma van 67P verkregen met het VIRTIS instrument op Rosetta op 1.8-2.2 AU pre-perihelium vertonen een sterke dichotomie tussen de H2o-en CO2-verdelingen (figuur 5), waarbij H2o hoofdzakelijk sublimeert uit de verlichte equatoriale en noordelijke gebieden, en CO2-ontgassing in hoeveelheid uit het slecht verlichte zuidelijk halfrond . Zoals benadrukt door Fink et al. , is de verhouding CO2/H2O totale productiesnelheid afgeleid van deze kaarten een slecht diagnostisch instrument voor lokale productie. Vergelijkbare verschillen in H2o-en CO2-verdelingen werden waargenomen voor 9P/Tempel 1 . Voor 67P wordt ervan uitgegaan dat ze het gevolg zijn van de sterke verschillen in verlichtingscondities van de twee hemisferen langs de baan van de komeet vanwege de sterke schuinheid van de Spinas. Bij perihelium bleek de verdeling van H2O en CO2 gelijk te zijn, waarbij beide moleculen hoofdzakelijk uit het verlichte zuidelijk halfrond ontgassen .

• — moleculaire abundanties worden gemeten in kometaire atmosferen. De mate waarin zij representatief zijn voor de kernsamenstelling is het onderwerp geweest van vele theoretische studies. Hoewel komeetkernen een zeer lage thermische traagheid vertonen, wordt stratificatie in de ijscompositie verwacht in de ondergrond na blootstelling aan de zon, waarbij de meer vluchtige soorten in diepere lagen leven. Modellen die de thermische evolutie en ontgassing van komeetkernen onderzoeken, tonen aan dat de ontgassingsprofielen van komeetmoleculen afhankelijk zijn van tal van factoren zoals de molecuulvolatiliteit, de thermische inertie van het kernmateriaal, de aard van de waterijsstructuur, de porositeit en de stofdeklaag . Seizoensgebonden effecten met betrekking tot vorm, orbitale kenmerken en spin as schuine zijn ook belangrijk . Figuur 6 , van Marboeuf & Schmitt, toont het verband tussen de productiesnelheidsratio ‘ s en de abundanties in de komeetkern voor verschillende veronderstellingen over de toestand van komeetijs en hoe vluchtige stoffen worden gevangen, en verschillende manteldiktes. Voor de minder vluchtige moleculen zoals CO2 blijft de relatieve (tot H2O) abundantie van soorten in coma gelijk aan de oorspronkelijke samenstelling van de kern (relatieve afwijking minder dan 25%) alleen rond de periheliumpassage (heliocentrische afstand minder dan 2-3 ae), ongeacht de waterijsstructuur en de chemische samenstelling, en op voorwaarde dat de kern niet volledig door een stofmantel wordt bedekt. De relatieve abundanties van zeer vluchtige moleculen zoals CO en CH4 in de coma blijven ongeveer gelijk aan de primitieve kernsamenstelling alleen voor kernen gedomineerd door clathraathydraten. Rond perihelium, in het geval van de kristallijne en amorfe waterijsstructuren, zijn de abundanties van de zeer vluchtige soorten die door de kern vrijkomen systematisch lager (tot één orde van grootte) dan de onverwerkte kernwaarden. Niet alleen het afdekken van stof, maar ook de erosie van stof zijn processen die de productiesnelheidsverhoudingen sterk kunnen beïnvloeden. In de buurt van het perihelium kan de oppervlakte-ablatie van de stofmantel belangrijk worden, waardoor de sublimatie-interfaces van moleculaire soorten dichter bij het oppervlak worden gebracht en hun produktiesnelheid en coma-mengverhoudingen ten opzichte van water worden verhoogd . Dit proces wordt voorgesteld om de sterke toename van de kolomdichtheidsratio ‘ s van CO2, CH4 en OCS te verklaren die werd waargenomen bij 67P van Rosetta enkele dagen na perihelium .

• — een paar observationele feiten kunnen pleiten voor een primitieve diversiteit. Komeet 73P / Schwassmann-Wachmann 3, een komeet in de klasse met koolstofketens, onderging splitsingen. Als de uitputting slechts een evolutionair effect was, vanuit meerdere periheliumpassages, zouden we verwachten dat het voornamelijk beperkt zou zijn tot het oppervlak en het inwendige zou typisch lijken. Nochtans, werden de fragmenten waargenomen om depletions identiek te hebben aan die gemeten alvorens te splitsen . Bovendien werden dezelfde relatieve abundanties gemeten in de twee belangrijkste fragmenten voor verschillende soorten waargenomen in het infrarood en de radio . Een ander punt dat pleit voor een diversiteit gerelateerd aan de oorsprong is de vergelijkbare gemiddelde samenstelling en samenstelling diversiteit gemeten voor korte-periode en lange-periode kometen, zelfs voor zeer vluchtige soorten zoals H2S (met uitzondering van CO, waarvoor hoge abundanties zijn alleen gemeten in lange-periode kometen). Vanuit dit standpunt kunnen we verwachten dat kometen van korte duur meer worden beïnvloed door evolutionaire effecten.

conclusie

Radio-en infraroodinstrumenten, samen met de verschijning van heldere kometen, hebben de identificatie van talrijke moleculen in kometaire atmosferen mogelijk gemaakt, waaruit een nauw verband blijkt tussen vluchtige stoffen in kometen en die aanwezig zijn in stervormende gebieden. De lijst van geà dentificeerde komeetmoleculen neemt nu snel toe door de Rosetta-missie. De aanwezigheid van interstellaire complexe organische verbindingen in kometen toont aan dat ze gemaakt zijn van geconserveerd materiaal dat gesynthetiseerd is in de buitenste gebieden van de zonnenevel of in de vroege stadia van de vorming van het zonnestelsel.

de samenstelling van de komeetatmosferen is sterk uiteenlopend. Behalve CO, presenteren de twee dynamische klassen van kometen (JFC ‘ s en OCS) dezelfde chemische diversiteit wat oudermoleculen betreft. Of de waargenomen diversiteit alleen het gevolg is van evolutionaire processen of representatief is (ten minste gedeeltelijk) van verschillende formatievoorwaarden van komeetkernen is nog onduidelijk. We verwachten dat de missie van Rosetta helpt bij het vinden van het antwoord op deze fundamentele vraag.

Auteursbijdragen

D. B.-M. nam deel aan de interpretatie van de gegevens en schreef het artikel. N. B. verrichtte Radio observationele gegevens en hun analyse, verstrekte cijfers en herziene het artikel. Beide auteurs gaven de definitieve goedkeuring voor publicatie.

concurrerende belangen

wij verklaren geen concurrerende belangen te hebben.

financiering

wij hebben geen financiering voor deze studie ontvangen.

voetnoten

Eén bijdrage van 14 aan het discussieonderwerp “Cometary science after Rosetta”.