composição dos cometários ices

Introdução

Cometas estão entre os mais objetos primitivos do Sistema Solar. A composição química dos seus gelos é representativa da composição molecular das regiões exteriores da nebulosa solar (o disco protoplanetário solar) onde se formaram, há 4,6 giroscópios. Esta composição química deve fornecer informações sobre as condições de formação e evolução do Sistema Solar inicial .Uma questão central é o grau em que os voláteis são herdados da nuvem molecular original, ou se a química é resetada como parte da evolução típica do disco . Outra questão é se o nosso sistema Solar, ou alguma das suas características, é comum ou uma estranheza. As identificações moleculares em discos protoplanetários ainda são escassas, embora o progresso continue, como demonstrado pela recente detecção de CH3CN e CH3OH (também constituintes de CIEM cometários) usando o Atacama large milímetro/Submillimeter Array (ALMA) .

um grande número de moléculas foram identificadas em atmosferas cometárias, a partir de observações terrestres e espaciais, incluindo investigações in situ de atmosferas cometárias. Isto inclui grandes moléculas orgânicas, que também são observadas em regiões formadoras de estrelas. A abundância Molecular em relação à água medida no coma mostra fortes variações de cometa a Cometa (e.g.), e também variam ao longo das órbitas dos cometas (e.g.). Esta diversidade química pode refletir diferentes condições de formação na nebulosa solar primitiva, embora se coloquem questões sobre a medida em que a abundância medida em atmosferas cometárias é representativa da composição primitiva dos núcleos CIEM.

this paper presents a short review of molecular abundances measured in cometary atmospheres from remote sensing spectroscopic observations. Ele atualiza as revisões detalhadas publicadas por Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley and Cochran et al. . Investigações espectroscópicas forneceram informações sobre 27 moléculas, sem contar com Radicais e isotopólogos. Medições com o espectrômetro de massa de ROSINA a bordo de Rosetta resultaram em uma riqueza de novas identificações moleculares na atmosfera do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko (o zoológico cometário de Rosetta, Figura 1), que ainda não foram publicadas, com algumas exceções. Resultados publicados são as detecções ROSINA de N2 , O2, glycine, CS2, S3, S4, CH3SH e C2H6S .

investigações espectroscópicas de moléculas cometárias

nosso conhecimento atual da composição do CIEM nuclear cometário é essencialmente baseado em investigações do coma. Investigações diretas de CIEM na superfície do núcleo só são possíveis a partir de uma espaçonave. Espectros infravermelhos de superfícies cometárias revelaram as assinaturas espectrais de gelo de água , gelo de CO2 e de um material orgânico semi-Volátil contendo o grupo químico COOH .

a little more than two dozen molecules (not including isotopologues, molecular ions, atoms and radicals) have been identified in cometary atmospheres from spectroscopic observations (figure 2). Estas identificações foram obtidas através de rádio (20-600 GHz) e espectroscopia de infravermelho próximo, e, em menor extensão, usando espectroscopia ultravioleta (Ver detalhes da maioria das identificações espectroscópicas em). A maioria das identificações foram obtidas através de observações dos cometas excepcionalmente brilhantes c / 1995 O1 (Hale-Bopp) e C / 1996 B2 (Hyakutake). As descobertas mais recentes são glicolaldeído (CH2OHCHO) e etanol (C2H5OH), identificados no cometa C/2014 Q2 (Lovejoy) a partir de linhas na faixa milimetre . Embora a maioria das moléculas sejam observadas em comprimentos de onda de milímetros, o domínio infravermelho dá acesso a moléculas sem momento dipolar, como CO2, CH4 e outros hidrocarbonetos simétricos. Observations in the ultraviolet and visible wavelength range sample signatures of radicals, atoms and ions that are photolysis and chemical products of parent molecules released from the nuclear ices. Os espectros UV permitiram a identificação de S2 e mostram fortes assinaturas de CO. O quadro 1 apresenta uma lista de 28 moléculas (com excepção da H2O) identificadas em cometas e a gama de abundâncias medidas em relação à água (ver Figura 2 para o número de cometas em que cada molécula foi detectada). Os domínios de comprimento de onda, onde as assinaturas moleculares são observadas, são indicados na tabela 1. Esta lista inclui CS, SO e NS, que são, de facto, radicais. CS E SO são os produtos de foto-dissociação de CS2 e SO2, respectivamente. No entanto, a libertação directa de SO do CIEM nuclear é sugerida a partir dos dados de ROSINA . A origem do radical NS é desconhecida .

Molecular abundâncias de composição e diversidade

a Partir de uma composição de cometários atmosferas, os principais componentes de cometários nuclear ciem são a água (cerca de 80% por número), seguido por CO2, CO, CH3OH, CH4, H2S e NH3 (figura 2). Uma investigação da abundância de CO2 em 17 cometas usando o telescópio espacial AKARI mostra que o CO2 domina sobre CO na maioria dos cometas . A abundância de moléculas-mãe cometárias detectadas pela espectroscopia varia de menos de 0,01% a 20% em relação à água, e geralmente diminuem com complexidade crescente, exceto para os hidrocarbonetos (Tabela 1). Algumas espécies , conforme demonstrado observacionalmente para HNC e H2CO, podem ser produzidas por fontes distribuídas de gases (por exemplo, grãos); ver a recente revisão de Cochran et al. .

dependendo da molécula, a abundância varia por um fator de cerca de três a 100 (para CO) entre cometas (Tabela 1 e Figura 2). A figura 3 mostra histogramas de abundâncias deduzidas das observações de rádio, considerando as classes dinâmicas dos cometas. A amostra inclui 46 cometas observados até 2015, e incorpora abundâncias inéditas . A diversidade química é observada tanto para cometas de longo período originários da nuvem de Oort (OCCs) quanto para cometas da família de Júpiter (JFCs) fornecidos pelo disco disperso transnetuniano (Figura 3). A figura 3 mostra que, quando a amostra de cometas fica maior, a distribuição de abundâncias se aproxima de uma distribuição gaussiana sem agrupamento de cometas de acordo com sua origem dinâmica. Do mesmo modo, não se verifica qualquer diferença na abundância de CO2 entre os JFC e os cometas de longo período . Em resumo, a amostra disponível de abundância molecular sugere que OCCs e JFC têm a mesma distribuição de composição, exceto no que diz respeito ao CO, que está presente em baixa abundância em todos os JFC observados até agora. Isto confirma estudos anteriores baseados numa amostra mais pequena . A diversidade química é consistente com cálculos dinâmicos no quadro do modelo Nice, o que sugere que tanto a nuvem de Oort quanto o disco disperso foram povoados cometas formados nas mesmas regiões do Sistema Solar .

tem sido argumentado que os cometas podem ser agrupados em três classes de composição, com base na abundância de compostos orgânicos . No entanto, uma análise estatística usando o modo-G e as principais técnicas de análise de componentes realizadas por nós mesmos com base em cerca de uma dúzia de cometas e seis moléculas observadas no rádio e no infravermelho não rendeu um agrupamento estatisticamente significativo. Mais recentemente, Dello Russo et al. apresentou uma análise sistemática das razões de mistura em relação à H2O para oito espécies (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 e CO) medidas com espectroscopia infravermelha de alta resolução em 30 cometas entre 1997 e 2013. Este estudo sugere que os rácios de abundância em relação à água apresentam uma depleção global nos JFC em comparação com os cometas de longo período. Observam-se correlações positivas a moderadas entre as espécies. Uma análise de clusters produziu quatro grupos e 11 subgrupos. No entanto, o tamanho da amostra precisa ser aumentado para confirmar essas classes de composição emergentes.

a diversidade química entre cometas foi demonstrada pela primeira vez a partir de observações espectroscópicas e espectrofotométricas de espécies de produtos (ver a revisão de ). As espécies de produtos são muito mais facilmente observáveis do que as moléculas progenitoras, de modo que medições de Abundância para um grande número de cometas foram obtidas. A partir de um estudo de radicais (OH, CN, C2, C3, NH) em 85 cometas, A’Hearn et al. inferiu a existência de duas classes de cometas, dependendo de suas abundâncias C2 E C3: cometas “típicos” e cometas “sem carbono”. Eles descobriram que cerca de metade dos JFCs são C2 E C3 esgotados, mas a fração de OCCs esgotados de carbono é menor. Num estudo mais recente, Cochran et al. constatou-se que dois terços dos cometas esgotados eram JFCs, enquanto um terço era longo período. Além disso, uma percentagem mais elevada dos CCM (37%) foi esgotada do que dos cometas de longo prazo (18,5%). Com base numa amostra de 107 cometas observados e produzidos da mesma forma, Schleicher & Bair encontrou sete classes de cometas distintas nas taxas de produção CN, C2 e C3 em relação ao OH.

Discussão

Uma questão fundamental é se a diversidade observada na composição dos cometários atmosferas resulta de processos evolutivos, ou é representante de várias condições de formação de núcleos cometários. Há que ter em conta vários aspectos.:

• — a abundância de cometários corresponde a rácios da taxa de produção total, sendo a água considerada como referência. Há evidências observacionais de que grãos de gelo (quase) puros são liberados do núcleo cometário e podem contribuir para a produção de vapor de água. O melhor exemplo é para o cometa 103P/Hartley 2, investigado pela missão EPOXI. Pedaços de partículas de gelo sublimando em seu lado ensolarado foram vistos em numerosas imagens e as assinaturas de gelo infravermelho de grãos de gelo puro micrométricos foram detectadas . A incomum morfologia do Oh coma pode ser explicada pela produção de água a partir de grãos de gelo . Outro exemplo é o cometa C / 2009 P1 (Garradd). Valores inconsistentes para as taxas de produção de água derivados de observações com pequenos campos de visão (infravermelhos) e grandes campos de Visão (Rádio) (Figura 4) podem ser conciliados com a presença de grãos de gelo sublimados . Este processo pode contribuir para a dispersão observada na abundância de cometas.

• — os rácios da taxa de produção Total diferem dos rácios da taxa de produção local. A produção de gás sofre flutuações diurnas durante a rotação do núcleo, que são dependentes da molécula. Além disso, heterogeneidade da composição do núcleo é possível. Para ilustração, Os mapas de H2O e CO2 do coma interno de 67P adquiridos com o instrumento VIRTIS em Rosetta a 1,8–2.2 AU pré-periélio mostra uma forte dicotomia entre as distribuições de H2O e CO2 (Figura 5), com a sublimação de H2O essencialmente a partir das regiões equatoriais e do Norte iluminadas, e a saída de CO2 em quantidade do Hemisfério Sul mal iluminado . Como sublinhado por Fink et al. , a razão da taxa de produção total de CO2/H2O derivada destes mapas é uma ferramenta de diagnóstico deficiente para a produção local. Observaram-se diferenças semelhantes nas distribuições de H2O e CO2 para o 9P/Tempel 1 . Para 67P, eles são entendidos como resultado das fortes diferenças nas condições de iluminação experimentadas pelos dois hemisférios ao longo da órbita do cometa por causa da forte obliquidade do eixo de rotação. No periélio, a distribuição de H2O e CO2 foi encontrada como similar, com ambas as moléculas superando essencialmente do Hemisfério Sul iluminado .

• — a abundância Molecular é medida em atmosferas cometárias. A medida em que eles são representativos da composição do núcleo tem sido objeto de muitos estudos teóricos. Embora os núcleos cometários apresentem uma inércia térmica muito baixa, a estratificação na composição do gelo é esperada na subsuperfície após a exposição ao sol, com as espécies mais voláteis residindo em camadas mais profundas. Modelos que investigam a evolução térmica e a desgaseificação dos núcleos cometários mostram que os perfis de desgaseificação das moléculas cometárias dependem de inúmeros fatores como a volatilidade molecular, inércia térmica do material do núcleo, natureza da estrutura do Gelo de água, porosidade e camada de poeira . Os efeitos sazonais relacionados com a forma, características orbitais e obliquidade do eixo de rotação também são importantes . A figura 6 , de Marboeuf & Schmitt, mostra a ligação entre as taxas de produção e a abundância no núcleo do cometa por diferentes pressupostos sobre o estado do gelo cometário e como os voláteis estão presos, e diferentes espessuras do manto. Para os menos moléculas voláteis, tais como o CO2, o relativo (a H2O) abundâncias das espécies em coma permanecem semelhantes ao primordial composição do núcleo (relativo desvio inferior a 25%) apenas em torno do periélio passagem (heliocêntrico distância inferior a 2-3 AU), independentemente de água gelo a estrutura e a composição química, e desde que o núcleo não está totalmente coberta por um manto de poeira. A abundância relativa de moléculas altamente voláteis como CO e CH4 no coma permanece aproximadamente igual à composição primitiva do núcleo apenas para núcleos dominados por hidratos de clatrato. Em torno do periélio, nos casos das estruturas de gelo de água cristalina e amorfa, a abundância das espécies altamente voláteis libertadas pelo núcleo é sistematicamente menor (até uma ordem de magnitude) do que os valores não processados do núcleo. Não só a aglomeração de poeiras, mas também a erosão de poeiras são processos que podem afetar fortemente as taxas de produção. Perto do periélio, a ablação superficial do manto de poeira pode se tornar importante, o que move as interfaces de sublimação de espécies moleculares mais perto da superfície, e aumenta sua taxa de produção e proporção de mistura de coma em relação à água . Este processo é proposto para explicar o forte aumento das razões de densidade da coluna de CO2, CH4 e OCS observado em 67P a partir de Rosetta alguns dias após o periélio .

• — alguns fatos observacionais podem argumentar por uma diversidade primitiva. O cometa 73P / Schwassmann-Wachmann 3, um cometa na classe de esgotamento da cadeia de carbono, passou por eventos de divisão. Se o esgotamento fosse apenas um efeito evolucionário, a partir de múltiplas passagens do periélio, esperaríamos que fosse confinado principalmente à superfície e que o interior parecesse típico. No entanto, observou-se que os fragmentos tinham espoliações idênticas às medidas antes da divisão . Além disso, a mesma abundância relativa foi medida nos dois fragmentos principais para várias espécies observadas no infravermelho e no rádio . Outro ponto que defende uma diversidade relacionada com a origem é a mesma composição média e diversidade de composição medida para cometas de curto e longo período, mesmo para espécies altamente voláteis como o H2S (a exceção é o CO, para o qual a abundância elevada foi medida apenas em cometas de longo período). Deste ponto de vista, podemos esperar que os cometas de curto período sejam mais afetados pelos efeitos evolucionários.

Conclusão

Rádio e infravermelho, instrumentações, juntamente com a aparição de brilhantes cometas, têm permitido a identificação de numerosas moléculas cometários atmosferas, mostrando uma estreita ligação entre as substâncias voláteis em cometas e aqueles presentes na formação de estrelas regiões. A lista de moléculas cometárias identificadas está agora a aumentar rapidamente devido à missão Rosetta. A presença de compostos orgânicos complexos interestelares em cometas mostra que eles são feitos de material preservado sintetizado nas regiões externas da nebulosa solar ou nos estágios iniciais da formação do Sistema Solar.

observa-se uma forte diversidade na composição das atmosferas cometárias. Com exceção de CO, as duas classes dinâmicas de cometas (JFCs e OCCs) apresentam a mesma diversidade química no que diz respeito às moléculas progenitoras. Ainda não é claro se a diversidade observada resulta apenas de processos evolutivos ou é representativa (pelo menos parcialmente) de várias condições de formação de núcleos cometários. Esperamos que a missão Rosetta ajude a encontrar a resposta para esta questão fundamental.

contribuições do autor

D. B.-M. participou na interpretação dos dados e escreveu o artigo. N. B. realizou os dados de observação rádio e a sua análise, forneceu valores e reviu o artigo. Ambos os autores deram aprovação final para publicação.

interesses Concorrentes

declaramos que não temos interesses concorrentes.

financiamento

não recebemos financiamento para este estudo.

notas

uma contribuição de 14 para uma reunião de discussão “Ciência cometária após Roseta”.