the cometary ices

wprowadzenie

komety należą do najbardziej prymitywnych obiektów Układu Słonecznego. Skład chemiczny ich lodów jest reprezentatywny dla składu molekularnego zewnętrznych rejonów mgławicy słonecznej (słonecznego dysku protoplanetarnego), gdzie powstały, 4,6 Gyr temu. Ten skład chemiczny powinien dostarczyć wglądu w warunki powstawania i ewolucji wczesnego Układu Słonecznego .

jednym z głównych pytań jest stopień, w jakim substancje lotne są dziedziczone z macierzystego obłoku molekularnego, lub czy chemia jest resetowana jako część typowej ewolucji dysku . Innym pytaniem jest, czy nasz Układ Słoneczny, lub którekolwiek z jego cech, jest wspólne lub dziwactwo. Identyfikacje molekularne w dyskach protoplanetarnych są nadal rzadkie, choć postęp jest kontynuowany, o czym świadczy niedawne wykrycie CH3CN i CH3OH (również składników lodów kometarnych) przy użyciu Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) .

duża liczba cząsteczek została zidentyfikowana w atmosferach kometarnych, zarówno z obserwacji naziemnych, jak i kosmicznych, w tym badań in situ atmosfer kometarnych. Obejmuje to duże cząsteczki organiczne, które są również obserwowane w regionach gwiazdotwórczych. Obficie molekularne względem wody zmierzone w komie wykazują silne wahania między kometami (np.), a także różnią się wzdłuż Orbit komet (np. ). Ta różnorodność chemiczna może odzwierciedlać różne warunki formowania się prymitywnej mgławicy słonecznej, pojawiają się jednak pytania dotyczące stopnia, w jakim obficie mierzone w atmosferach kometarnych są reprezentatywne dla prymitywnego składu jąder.

w artykule przedstawiono krótki przegląd obfitości molekularnych mierzonych w atmosferach kometarnych na podstawie obserwacji spektroskopowych z teledetekcji. Aktualizuje szczegółowe recenzje opublikowane przez Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley and Cochran et al. . Badania spektroskopowe dostarczyły informacji na temat 27 cząsteczek, nie licząc rodników i izotopów. Pomiary za pomocą spektrometru masowego ROSINA na pokładzie Rosetty zaowocowały wieloma nowymi identyfikacjami molekularnymi w atmosferze komety 67P / Churyumov-Gerasimenko (Rosetta cometary zoo, ryc. Opublikowane wyniki To wykrywanie Rozyny N2, O2, glicyny, CS2, S3, S4, CH3SH i C2H6S .

badania spektroskopowe cząsteczek komet

nasza obecna wiedza o składzie kometarnych lodów jądrowych opiera się zasadniczo na badaniach śpiączki. Bezpośrednie badania ices na powierzchni jądra są możliwe tylko ze statku kosmicznego. Widmo powierzchni kometarnych w bliskiej podczerwieni ujawniło sygnatury widmowe lodu wodnego, lodu CO2 i półlotnego materiału organicznego zawierającego grupę chemiczną COOH .

niewiele ponad dwa tuziny cząsteczek (nie licząc izotopologów, jonów molekularnych, atomów i rodników) zostało zidentyfikowanych w atmosferach kometarnych na podstawie obserwacji spektroskopowych (rysunek 2). Identyfikacje te uzyskano za pomocą spektroskopii radiowej (20-600 GHz) i bliskiej podczerwieni oraz, w mniejszym stopniu, za pomocą spektroskopii ultrafioletowej (zobacz szczegóły większości identyfikacji spektroskopowych w ). Większość identyfikacji uzyskano dzięki obserwacjom wyjątkowo jasnych komet C / 1995 O1 (Hale-Bopp) i C/1996 B2 (Hyakutake). Ostatnie odkrycia to aldehyd glikolowy (CH2OHCHO) i etanolowy (C2H5OH), zidentyfikowane w komecie C/2014 Q2 (Lovejoy) z linii w milimetrach . Chociaż większość cząsteczek obserwuje się przy długości fali milimetrowej, domena podczerwieni daje dostęp do cząsteczek bez momentu dipolowego, takich jak CO2, CH4 i inne symetryczne węglowodory. Obserwacje w zakresie długości fal ultrafioletowych i widzialnych próbek rodników, atomów i jonów będących fotolizą i produktami chemicznymi cząsteczek macierzystych uwolnionych z lodów jądrowych. Widma UV umożliwiły identyfikację S2 i wykazywały silne sygnatury CO. Tabela 1 zawiera wykaz 28 cząsteczek (innych niż H2O) zidentyfikowanych w kometach i zakres mierzonej obfitości w stosunku do wody (patrz rysunek 2 dla liczby komet, w których każda cząsteczka została wykryta). Domeny długości fali, w których obserwuje się sygnatury molekularne, przedstawiono w tabeli 1. Ta lista obejmuje CS, SO I NS, które są w rzeczywistości radykałami. CS I SO są produktami fotooddysocjacji odpowiednio CS2 i SO2. Jednak bezpośrednie uwolnienie SO z ices jądrowych jest sugerowane na podstawie danych ROSINA . Pochodzenie rodnika NS nie jest znane .

ze składu atmosfer kometarnych wynika, że głównymi składnikami kometarnych lodów jądrowych są woda (około 80% liczby), a następnie CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S i NH3 (ryc. 2). Badanie CO2 obfitości w kometach 17 za pomocą teleskopu kosmicznego AKARI pokazuje, że CO2 dominuje nad CO w większości komet . Liczebność cząsteczek macierzystych komet wykrytych spektroskopią waha się od mniej niż 0,01% do 20% w stosunku do wody i generalnie zmniejsza się wraz ze wzrostem złożoności, z wyjątkiem węglowodorów (tabela 1). Niektóre gatunki, jak wykazano obserwacyjnie dla HNC i H2CO, mogą być wytwarzane przez rozproszone źródła gazów (np. ziarna); patrz niedawny przegląd Cochran et al. .

w zależności od cząsteczki, liczebność komet zmienia się o współczynnik około trzech do 100 (dla CO) (Tabela 1 i rysunek 2). Rysunek 3 przedstawia histogramy obfitości wydedukowane na podstawie obserwacji radiowych, biorąc pod uwagę dynamiczne klasy komet. Próbka obejmuje 46 komet zaobserwowanych do 2015 roku i zawiera niepublikowane abundacje . Różnorodność chemiczna jest obserwowana zarówno dla komet długookresowych pochodzących z obłoku Oorta (OCCs), jak i dla komet z rodziny Jowisza (JFC) dostarczanych przez dysk rozproszony trans-Neptuna (ryc. 3). Rysunek 3 pokazuje, że gdy próbka komet staje się większa, rozkład obfitości zbliża się do rozkładu Gaussa bez grupowania komet zgodnie z ich dynamicznym pochodzeniem. Podobnie, nie ma dowodów na różnicę w ilości CO2 między JFC a kometami długookresowymi . Podsumowując, dostępna próbka obfitości molekularnej sugeruje, że OCCs i JFC mają ten sam rozkład składu, z wyjątkiem CO, który jest obecny w niskiej obfitości we wszystkich JFC zaobserwowanych do tej pory. Potwierdza to wcześniejsze badania oparte na mniejszej próbie . Różnorodność chemiczna jest zgodna z dynamicznymi obliczeniami w ramach modelu Nice, co sugeruje, że zarówno obłok Oorta, jak i dysk rozproszony były zamieszkane przez komety utworzone w tych samych regionach Układu Słonecznego .

argumentowano, że komety można podzielić na trzy klasy kompozycyjne, oparte na obfitości związków organicznych . Jednak przeprowadzona przez nas analiza statystyczna z wykorzystaniem trybu G i technik analizy głównych składowych na podstawie około tuzina komet i sześciu cząsteczek obserwowanych w radiu i PODCZERWIENI nie dała statystycznie istotnego zgrupowania. Ostatnio Dello Russo et al. przedstawił systematyczną analizę proporcji mieszania w odniesieniu do H2O dla ośmiu gatunków (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 i CO) mierzonych spektroskopią w podczerwieni o wysokiej rozdzielczości w 30 kometach w latach 1997-2013. Badanie to sugeruje, że współczynniki obfitości w stosunku do wody wykazują całkowite wyczerpanie JFC w porównaniu z kometami długookresowymi. Pomiędzy gatunkami obserwuje się dodatnie lub umiarkowane korelacje. Analiza klastra dała cztery grupy i 11 podgrup. Jednak Rozmiar próbki musi zostać zwiększony, aby potwierdzić te pojawiające się klasy kompozycji.

różnorodność chemiczna komet została po raz pierwszy wykazana na podstawie obserwacji spektroskopowych i widmowo-fotometrycznych gatunków produktów (patrz przegląd ). Gatunki produktów są znacznie łatwiejsze do zaobserwowania niż cząsteczki macierzyste, dzięki czemu uzyskano pomiary liczebności dużej liczby komet. Z badania rodników (OH, CN, C2, C3, NH)w 85 kometach, A ‘ Hearn et al. wnioskował o istnieniu dwóch klas komet, w zależności od ich liczebności C2 i C3: komet “typowych” i komet “pozbawionych węgla”. Odkryli, że około połowa JFC to zubożone C2 i C3, ale frakcja OCC zubożonych węglem jest mniejsza. W nowszym badaniu, Cochran et al. okazało się, że dwie trzecie uszczuplonych komet to JFC, podczas gdy jedna trzecia to długi okres. Ponadto wyższy odsetek JFC (37%) był uszczuplony niż komet długookresowych (18,5%). Opierając się na próbie 107 komet zaobserwowanych i wyprodukowanych w ten sam sposób, Schleicher & Bair odkrył siedem klas komet różniących się wskaźnikami produkcji CN, C2 i C3 w stosunku do OH.

dyskusja

podstawowym pytaniem jest, czy obserwowana różnorodność w składzie atmosfer kometarnych wynika z procesów ewolucyjnych, czy też jest reprezentatywna dla różnych warunków formowania jąder kometarnych. Należy wziąć pod uwagę kilka kwestii:

• — obficie komet odpowiadają całkowitemu wskaźnikowi produkcji, z wodą jako punktem odniesienia. Istnieją dowody obserwacyjne, że (prawie) czyste ziarna lodowe uwalniane są z jądra kometarnego i mogą przyczyniać się do produkcji pary wodnej. Najlepszym przykładem jest kometa 103P / Hartley 2, badana przez misję EPOXI. Fragmenty lodowych cząstek sublimujących po słonecznej stronie były widoczne na licznych zdjęciach i wykryto podczerwone sygnatury lodu mikrometrycznych czystych ziaren lodu . Niezwykłą morfologię Oh coma można wytłumaczyć produkcją wody z lodowatych ziaren . Innym przykładem jest kometa C / 2009 P1 (Garradd). Niespójne wartości szybkości produkcji wody pochodzące z obserwacji z małymi (podczerwonymi) i dużymi (radiowymi) polami widzenia (ryc. 4) można pogodzić z obecnością sublimujących ziaren lodowych . Proces ten może przyczynić się do dyspersji obserwowanej w kometach.

• — wskaźniki całkowitej produkcji różnią się od wskaźników lokalnej produkcji. Produkcja gazu podlega dobowym fluktuacjom podczas rotacji jądra, które są zależne od cząsteczek. Ponadto możliwe są niejednorodności składu jąder. Dla ilustracji, mapy H2o i CO2 wewnętrznej śpiączki 67P uzyskane za pomocą instrumentu VIRTIS na Rosetcie w temperaturze 1,8-2.Przed Peryhelium 2 AU wykazuje silną dychotomię między rozkładami H2o i CO2 (ryc. 5), przy czym H2O sublimuje zasadniczo z oświetlonych regionów równikowych i północnych, a CO2 odgazowuje się w ilości ze słabo oświetlonej półkuli południowej . Jak podkreślają Fink et al. , wskaźnik całkowitej produkcji CO2/H2O pochodzący z tych map jest słabym narzędziem diagnostycznym dla lokalnej produkcji. Podobne różnice w rozkładach H2O i CO2 zaobserwowano dla 9P / Tempel 1 . W przypadku 67P uważa się, że są one wynikiem silnych różnic w warunkach oświetlenia występujących przez dwie półkule wzdłuż orbity komety z powodu silnej ukośności osi wirowania. W peryhelium stwierdzono, że rozkład H2O I CO2 jest podobny, przy czym obie cząsteczki wydzielają się zasadniczo z oświetlonej półkuli południowej .

• — obficie molekularne są mierzone w atmosferach kometarnych. Stopień, w jakim są one reprezentatywne dla składu jądra, był przedmiotem wielu badań teoretycznych. Chociaż jądra komet mają bardzo niską bezwładność cieplną, spodziewa się stratyfikacji w składzie lodu w podpowierzchni po ekspozycji na słońce, przy czym bardziej lotne gatunki zamieszkują głębsze warstwy. Modele badające ewolucję termiczną i odgazowanie jąder kometarnych pokazują, że profile odgazowania cząsteczek kometarnych zależą od wielu czynników, takich jak zmienność cząsteczki, bezwładność cieplna materiału jądra, natura struktury lodu wodnego, porowatość i jarzmo pyłu . Ważne są również sezonowe efekty związane z kształtem, charakterystyką orbitalną i skośnością osi spinu . Rysunek 6, z Marboeuf & Schmitt, pokazuje związek między współczynnikami szybkości produkcji i obfitością w jądrze komety dla różnych założeń dotyczących stanu lodów kometarnych i tego, jak substancje lotne są uwięzione, oraz różnych grubości płaszcza. Dla mniej lotnych cząsteczek, takich jak CO2, względna (do H2O) obfitość gatunków w śpiączce pozostaje podobna do pierwotnego składu jądra (względne odchylenie mniejsze niż 25%) tylko wokół przejścia Peryhelium (odległość heliocentryczna mniejsza niż 2-3 AU), niezależnie od struktury lodu wodnego i składu chemicznego, i pod warunkiem, że jądro nie jest w pełni pokryte płaszczem pyłowym. Względna obfitość wysoce lotnych cząsteczek, takich jak CO i CH4 w śpiączce, pozostaje w przybliżeniu równa prymitywnemu składowi jądra tylko dla jąder zdominowanych przez hydraty klatratu. Wokół peryhelium, w przypadkach krystalicznych i amorficznych struktur lodu wodnego, obfitość wysoce lotnych gatunków uwalnianych przez jądro jest systematycznie niższa (nawet o jeden rząd wielkości) niż wartości nieprzetworzonego jądra. Procesy, które mogą mieć duży wpływ na wskaźniki wydajności produkcji, to nie tylko korozja pyłu, ale również erozja pyłu. W pobliżu peryhelium ważna może stać się ablacja powierzchniowa płaszcza pyłu, co przesuwa płaszczyznę sublimacji gatunków molekularnych bliżej powierzchni oraz zwiększa ich szybkość produkcji i proporcje mieszania w stosunku do wody . Proces ten proponuje się wyjaśnić silny wzrost wskaźników gęstości kolumn CO2, CH4 i OCS obserwowany w 67P z Rosetta kilka dni po Peryhelium .

• — kilka faktów obserwacyjnych może przemawiać za prymitywną różnorodnością. Kometa 73P / Schwassmann-Wachmann 3-Kometa należąca do klasy komet z łańcuchem węglowym. Gdyby uszczuplenie było tylko efektem ewolucyjnym, z wielu przejść Peryhelium spodziewalibyśmy się, że będzie ono ograniczone głównie do powierzchni, a wnętrze wydaje się typowe. Zaobserwowano jednak, że fragmenty mają odkształcenia identyczne z tymi mierzonymi przed rozszczepieniem . Ponadto te same względne obficie mierzono w dwóch głównych fragmentach dla kilku gatunków obserwowanych w podczerwieni i radiu . Innym argumentem przemawiającym za różnorodnością związaną z pochodzeniem jest podobna średnia skład i różnorodność składu mierzona dla komet krótkookresowych i długookresowych, nawet dla wysoce lotnych gatunków, takich jak H2S (wyjątkiem jest CO, dla którego wysokie obficie mierzono tylko w kometach długookresowych). Z tego punktu widzenia możemy oczekiwać, że komety krótkookresowe będą bardziej dotknięte efektami ewolucyjnymi.

wnioski

oprzyrządowanie radiowe i podczerwone, wraz z pojawieniem się jasnych komet, pozwoliły na identyfikację licznych cząsteczek w atmosferach kometarnych, wykazując ścisły związek między lotnymi w kometach i obecnymi w regionach formowania gwiazd. Lista zidentyfikowanych cząsteczek komet gwałtownie rośnie dzięki misji Rosetta. Obecność międzygwiezdnych złożonych związków organicznych w kometach pokazuje, że są one zbudowane z zachowanego materiału syntetyzowanego w zewnętrznych rejonach mgławicy słonecznej lub we wcześniejszych stadiach formowania się Układu Słonecznego.

obserwuje się dużą różnorodność w składzie atmosfer kometarnych. Z wyjątkiem CO, dwie dynamiczne klasy komet (JFC i OCCs) prezentują taką samą różnorodność chemiczną jak cząsteczki macierzyste. Nie wiadomo, czy obserwowana różnorodność wynika jedynie z procesów ewolucyjnych, czy też jest reprezentatywna (przynajmniej częściowo) dla różnych warunków formowania jąder komet. Oczekujemy, że Misja Rosetta pomoże w znalezieniu odpowiedzi na to fundamentalne pytanie.

wkład autora

N. B. przeprowadził dane obserwacyjne radiowe i ich analizę, dostarczył dane liczbowe i poprawił artykuł. Obaj autorzy wyrazili ostateczną zgodę na publikację.

konkurencyjne interesy

deklarujemy, że nie mamy konkurencyjnych interesów.

dofinansowanie

nie otrzymaliśmy dofinansowania na to badanie.

Przypisy

jeden wkład z 14 do numeru spotkania dyskusyjnego “nauka Kometarna po Rosetcie”.