Praful de cometă este praf cosmic de origine cometă . Studiul prafului de cometă poate oferi informații despre timpul de formare a cometelor și, prin urmare, despre timpul de formare a sistemului solar [1] [2] . În special, cometele cu perioadă lungă sunt departe de Soare de cele mai multe ori , unde temperatura mediului este prea scăzută pentru a avea loc evaporarea. Abia apropiindu-se de Soare și de căldură, cometa eliberează gaz și praf disponibile pentru observație și cercetare. Particulele de praf de cometă devin vizibile datorită împrăștierii radiației solare de către acestea. De asemenea, o parte din energia solară este absorbită și emisă în domeniul infraroșu [3]. Luminozitatea unei suprafețe reflectorizante (care este un grăunte de praf) este proporțională cu iluminarea și reflectivitatea acesteia . Iar iluminarea dintr-o sursă punctuală sau simetrică sferic (care este Soarele) variază invers cu pătratul distanței de la aceasta [4] . Dacă presupunem sfericitatea boabelor de praf, cantitatea de lumină reflectată depinde de secțiunea transversală a proiecției formei particulei de praf și, prin urmare, este proporțională cu pătratul razei sale [5] .
I. Newton a presupus că cometa constă dintr-un nucleu solid, care strălucește cu lumina reflectată a soarelui și o coadă formată din abur eliberat din nucleu. Această idee s-a dovedit a fi corectă, dar natura fizică a cometelor a fost discutată timp de aproape trei secole [6] . În secolul al XIX-lea, astronomul italian D. Schiaparelli a sugerat o origine comună a meteorilor și cometelor; apoi profesorul Tet și-a publicat teoria structurii cometelor, în care considera că o cometă este compusă din multe pietre sau meteori, care sunt parțial iluminate de Soare și parțial emit lumină independent, ca urmare a numeroaselor ciocniri între ele . 7] .
Primul pas semnificativ în studiul dinamicii prafului cometar a fost lucrarea lui F. Bessel , dedicată studiului morfologiei comei cometei Halley în timpul apariției sale în 1835. În această lucrare, Bessel a introdus conceptul de forță respingătoare (de respingere) îndreptată departe de Soare [8] . La sfârșitul secolului al XIX-lea, omul de știință rus F. Bredikhin a introdus concepte care sunt încă adesea folosite în studiile privind formarea cozii de praf a unei comete: syndynams (locația geometrică a tuturor particulelor de praf cu aceleași valori de β care sunt emise continuu la viteza zero în raport cu nucleul) [9] și sincrone (locația geometrică a particulelor de praf care au fost ejectate dintr-o cometă în același timp) [10] . La începutul secolelor al XIX-lea și al XX-lea, forța de respingere a fost identificată și acceptată de comunitatea științifică ca presiunea radiației solare .
În 1950, Whipple a propus un model al nucleului unei comete ca un amestec de gheață cu particule intercalate de materie meteorică (teoria „bulgărelui de zăpadă murdar”). În special, conform acesteia, particulele de praf sunt ejectate din nucleul cometarului și accelerate la viteze constante sub influența gazului, a cărui viteză de ejectare este mult mai mare. Viteza constantă este atinsă atunci când praful și gazul se separă dinamic [11] . Primele soluții la problemele de dinamică a prafului și gazelor au fost propuse de Probstin . Conform calculelor sale, viteza constantă este atinsă la o distanță de aproximativ 20 de raze de miez, iar valoarea vitezei la o temperatură a gazului de 200 K este de 0,36–0,74 km/s [12] .
Apariția erei spațiale a făcut posibilă explorarea cometelor în afara atmosferei terestre . Deci, în 1986, o serie de nave spațiale au fost trimise către cometa Halley . Studiile efectuate de navele spațiale au arătat că particulele de praf erau predominant silicați , dar au fost prinse și particule de praf care erau compuse aproape în întregime din material organic (compus din atomi de hidrogen , carbon , azot și oxigen ) [13] . Un număr mare de granule mici de praf cu raze mai mici de 0,1 µm, care pot fi observate cu ajutorul observațiilor la sol, au fost de asemenea găsite la locul de măsurare [14] . Spectrometrul de masă PUMA, care se afla la bordul navei Vega-1 , a constatat că raportul dintre componentele de praf organic și silicat din cometa Halley este aproximativ egal cu unitatea, adică M sau /M si =1 [15] . S-a raportat că particulele de praf mineral sunt mai grele decât cele organice și sunt vizibile mai aproape de miez [16] . Niciuna dintre particulele de praf identificate în timpul studiului cometei Halley nu a constat dintr-un singur mineral [17] . Măsurătorile fluxurilor de praf în timpul trecerii navelor spațiale în apropierea nucleelor cometelor 1P/Halley (" Giotto ") și 81P/Wilde 2 (" Stardust ") au arătat prezența particulelor care se răspândesc pe o gamă foarte largă de dimensiuni, care au echivalente. raze de la nanometri la milimetri și sunt distribuite aproximativ conform legii puterii n(a)=a γ ( a este raza bobul de praf) cu indicele, γ de la −2 la −4, în funcție de mărimea prafului boabele și localizarea lor în coma cometă [18] . Este extrem de rar, la scurt timp după ce cometa a trecut de periheliu , ca anti-cozi să poată fi observate îndreptate spre Soare (din punctul de vedere al observatorului). Acestea conțin doar particule grele, de obicei 0,01-0,1 cm3 [19] . Interesul pentru comete a fost nituit în 2014 în timpul studiului cometei 67P/Churyumov-Gerasimenko (inclusiv compoziția chimică) de către sonda spațială Rosetta [20] .
Un conglomerat de gheață praf, aflat la distanțe considerabile de Soare, este compus din materie silicatică, substanțe organice și gheață, iar raportul lor (în masă) este de aproximativ 1:1:1 [21] .
Praful de cometă este un amestec neomogen de silicați cristalini și amorfi (sticlosi) (cele mai frecvente sunt forsterita (Mg 2 SiO 4 ) și enstatita (MgSiO 3 ), olivina (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) și piroxenii ( un grup de minerale din subclasa silicați cu lanț), refractare organice (din elementele H, C, O și N), urme de oxizi și alți constituenți, cum ar fi sulfura de fier. Cel mai interesant rezultat obținut în studiile cometei 81P/Wild 2 este descoperirea incluziunilor refractare calciu-aluminiu similare cu cele găsite în meteoriții primitivi [22] .
Greenberg și Hage [23] au simulat coma de praf a cometei Halley . Unul dintre rezultatele simulării este mărimea fizică obținută de autori, care se numește porozitate , P . P=1- Vsolid / Vtotal . Aici V solid este volumul de material solid din interiorul agregatului poros, V total este volumul total al acestuia. Valoarea porozității rezultată este P=0,93 - 0,975. Porozitatea mare a materialului de praf cometar este evidențiată și de densitățile nucleelor diferitelor comete obținute de oamenii de știință, precum și de densitățile observate ale micrometeorilor. Deoarece agregatele de praf sunt foarte poroase, nu este de mirare că unele dintre ele se dezintegrează, adică se fragmentează. Combi a efectuat modelarea izofotografiilor imaginilor CCD ale cometei Halley și a ajuns la concluzia că fragmentarea joacă un rol important în formarea comei prăfuite a cometei Halley [24] . Pentru a explica creșterea rapidă a fluxurilor de praf pe o perioadă scurtă de timp în coma cometei Halley, Simpson și alții au propus, de asemenea, fenomenul de fragmentare a prafului [25] . Konno și colaboratorii au identificat stresul termic și accelerarea prafului ca posibile surse de fragmentare [26] . Mecanismul responsabil de fragmentare poate fi și acțiunea forțelor electrostatice asupra granulelor de praf fragile cu o rezistență scăzută la tracțiune [ 27] și/sau evaporarea agregatelor CHON [28] .
La eliberarea din nucleul cometei, gazul neutru neseparat dinamic și praful formează o comă . Și deja la câteva zeci de raze de cometă de la suprafață, praful se separă dinamic de gaz [30] și formează o coadă de praf. Curbura cozii de praf în direcția opusă mișcării cometei are loc datorită conservării momentului unghiular [31] . Datorită presiunii scăzute a radiației solare , particulele grele de praf rămân pe orbita cometei, iar cele care sunt prea grele pentru a depăși forța relativ mică de atracție din nucleul cometei cad înapoi la suprafață, devenind parte a mantalei refractare [32]. ] . Gazul aflat în comă rapid, în câteva ore, se disociază și se ionizează , ionii sub acțiunea vântului solar formează o coadă ionică, care ocupă o poziție diferită din punct de vedere spațial față de coada de praf, totuși, în apropierea comei, aceste cozi se suprapun, formând un plasmă prăfuită (gaz ionizat care conține particule de praf, cu dimensiuni variind de la zeci de nanometri la sute de microni ) [33] .
Analizând mișcarea formațiunilor de praf în coma de cometă, oamenii de știință au găsit valoarea vitezei constante a particulelor de praf. Deci, la distanțe heliocentrice de aproximativ 1 UA. adică, vitezele pentru cometa 109P/Swift-Tuttle [34] și pentru cometa 1P/Halley [35] se află în intervalul 0,4–0,5 km/s. După ce au depășit calea prin coada de praf, particulele de praf intră în mediul interplanetar, iar unele dintre ele devin din nou vizibile sub formă de lumină zodiacală , iar unele cad pe suprafața planetei Pământ . Praful de cometă ar putea fi sursa celui mai timpuriu material organic care a dus la originea vieții pe Pământ [36] .
Praful de cometă se mișcă în primul rând sub influența a două forțe: gravitația solară și presiunea radiației solare . Accelerația presiunii solare ( F R ) se măsoară în general în unități de accelerație gravitațională solară ( F G ) la aceeași distanță. Expresia acestei mărimi adimensionale, β = F R / F G , este următoarea: β = 0,57 Q pr /ρa, unde, ρ este densitatea granulului de praf, exprimată în grame pe centimetru cub, a este raza lui boabele de praf, în micrometri, Q pr este eficiența presiunii de radiație, care depinde de mărimea, forma și caracteristicile optice ale granulului de praf [37] . Pentru praful cometar, eficiența presiunii radiației este de obicei de ordinul unității [38] . Dacă construim dependența lui β de raza particulei, atunci valoarea maximă a lui β pentru diferite materiale prezente în coada cometei este atinsă la valori ale razei situate în intervalul 0,1-0,2 μm. Prin urmare, pentru particulele a ≥ 0,2 μm, Q pr rămâne aproximativ neschimbat, iar valoarea lui β este proporțională cu a -1 [39] .
Problema influenței electrificării particulelor de praf asupra mișcării lor datorită interacțiunii cu câmpul magnetic interplanetar a fost acordată atenției, în special, de Wallis și Hassan, precum și de Goraniy și Mendis. Ei au ajuns la concluzia că accelerația cauzată de forța Lorentz pentru particulele a = 0,3 µm este nesemnificativă, pentru particulele a = 0,1 µm este comparabilă cu forța de presiune a radiației solare, iar pentru particulele cu a ≤ 0,03 µm predomină [ 40 ] [41] . Sekanina scrie că valoarea potențialelor este de obicei de doar câțiva volți la distanțe mai mari de 2·10 5 km de nucleul cometei. În general, praful cometar câștigă sau pierde încărcătură prin următoarele efecte principale: atașarea electronilor și ionilor de plasmă, care este cel mai eficient la temperaturi scăzute ale plasmei; emisie secundară de electroni , care este eficientă la temperaturi mai ridicate ale plasmei (>10 5 K); pierderea sarcinii electrice din cauza efectului fotoelectric , care joacă un rol important în plasmă de joasă densitate (<10 3 cm −3 ) [42] .
| Comete | ||
|---|---|---|
| Structura | ||
| Tipuri | ||
| Liste | ||
| Vezi si |
| |