Кометная пыль
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/82/Comet_dust_microscopic_photo.jpg/300px-Comet_dust_microscopic_photo.jpg)
Кометная пыль — космическая пыль кометного происхождения. Изучение кометной пыли может дать информацию о времени формирования комет, а следовательно, о времени формирования Солнечной системы[1][2]. В частности, долгопериодические кометы большую часть времени находятся далеко от Солнца, где температура среды слишком низкая, чтобы происходило испарение. Лишь приближаясь к Солнцу и теплу, комета высвобождает доступные для наблюдений и исследований газ и пыль. Кометные пылинки становятся видимыми благодаря рассеянию ими солнечного излучения. Также некоторая часть солнечной энергии поглощается и излучается в инфракрасном диапазоне[3]. Яркость отражающей поверхности (каковой является пылинка) пропорциональна её освещённости и отражательной способности. А освещённость от точечного или сферически симметричного источника (которым является Солнце) меняется обратно пропорционально квадрату расстояния от него[4]. Если предположить сферичность пылинки, количество отраженного света зависит от поперечного сечения проекции формы пылевой частицы, а следовательно, пропорциональна квадрату её радиуса[5].
Докосмические исследования
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/65/%D0%A1%D0%B8%D0%BD%D0%B4%D0%B8%D0%BD%D0%B0%D0%BC%D1%8B_%D0%B8_%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%85%D1%80%D0%BE%D0%BD%D1%8B.jpg/300px-%D0%A1%D0%B8%D0%BD%D0%B4%D0%B8%D0%BD%D0%B0%D0%BC%D1%8B_%D0%B8_%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%85%D1%80%D0%BE%D0%BD%D1%8B.jpg)
Первым весомым шагом в исследовании динамики кометной пыли была работа Ф. Бесселя, посвящённая изучению морфологии комы кометы Галлея во время её появления в 1835 году. В этой работе Бессель ввёл концепцию репульсивной (отталкивающей) силы, направленной от Солнца[8]. В конце XIX века русский учёный Ф. Бредихин ввёл понятия, которые и до сих пор часто применяют в исследованиях формирования пылевого хвоста кометы: синдинамы (геометрическое место всех пылинок с одинаковыми значениями β, которые испускаются непрерывно с нулевой относительно ядра скоростью)[9] и синхроны (геометрическое место пылинок, которые были выброшены из кометы в одно время)[10]. На рубеже XIX и XX столетий репульсивная сила была идентифицирована и принята научным сообществом как давление солнечного излучения.
В 1950 году Уиппл предложил модель ядра кометы как смеси льдов с вкраплёнными частицами метеорного вещества (теория «грязного снежка»). В частности, согласно ей, пылевые частицы выбрасываются из кометного ядра и ускоряются до своих установившихся скоростей под действием газа, скорость выброса которого значительно больше. Устоявшаяся скорость достигается тогда, когда пыль и газ становятся динамично отделёнными[11]. Первые решения проблем пылегазодинамики предложил Пробстин. По его подсчётам, устоявшаяся скорость достигается на расстоянии примерно 20 радиусов ядра, а значение скорости при температуре газа 200 К составляет 0,36—0,74 км/с[12].
Космические исследования
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a2/%D0%A1%D1%85%D0%B5%D0%BC%D0%B0_%D1%85%D0%B2%D0%BE%D1%81%D1%82%D0%BE%D0%B2_%D0%BA%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%8B.png/300px-%D0%A1%D1%85%D0%B5%D0%BC%D0%B0_%D1%85%D0%B2%D0%BE%D1%81%D1%82%D0%BE%D0%B2_%D0%BA%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%8B.png)
Становление космической эры дало возможность исследовать кометы за пределами
Состав кометной пыли
Пыльно-ледяной конгломерат на значительных расстояниях от Солнца складывается из силикатного вещества, органики и льда, а их отношение (по массе) составляет примерно 1:1:1[21].
Кометная пыль является неоднородной смесью кристаллических и аморфных (стеклообразных) силикатов (наиболее распространенными являются форстерит (Mg2SiO4) и энстатит (MgSiO3), оливин (Mg, Mn, Fe)2[SiO4]) и пироксены (группа минералов подкласса цепочечных силикатов), органических огнеупорных материалов (из элементов H, C, O и N), незначительного количества оксидов, а также других составляющих, таких как сульфид железа. Наиболее интересный результат, полученный в исследованиях кометы 81P/Вильда 2, — выявление огнеупорных кальций-алюминиевых включений, аналогичных тем, которые содержатся в примитивных метеоритах[22].
Гринберг и Хейдж
Движение пыли
После высвобождения из ядра кометы, динамично не отделенный нейтральный газ и пыль формируют кому. И уже за несколько десятков кометных радиусов от поверхности пыль динамично отделяется от газа[30] и формирует пылевой хвост. Искривление пылевого хвоста в направлении, противоположном движению кометы, происходит благодаря сохранению момента импульса[31]. Тяжёлые пылинки ввиду малого давления солнечного излучения остаются на орбите кометы, а те, что слишком тяжелые, чтобы преодолеть сравнительно небольшую силу притяжения от ядра кометы, падают обратно, на поверхность, становясь частью тугоплавкой мантии[32]. Газ в коме быстро, в течение часов, диссоциирует и ионизируется, ионы под действием солнечного ветра формируют ионный хвост, который занимает пространственно другое положение, чем пылевой хвост, однако, рядом с комой эти хвосты перекрываются, образуя пылевую плазму (ионизированный газ, содержащий частицы пыли, размером от десятков нанометров до сотен микрон)[33].
Путём анализа движения пылевых образований в комах комет учёными найдено значение установившейся скорости пылинок. Так, на гелиоцентрических расстояниях примерно 1 а. е. значения скоростей для кометы 109P/Свифта — Туттля[34] и для кометы 1P/Галлея[35] лежит в пределах 0,4—0,5 км/с. Преодолев путь через пылевой хвост, пылевые частицы попадают в межпланетную среду, и часть из них вновь становится видимой в виде зодиакального света, а некоторая часть выпадает на поверхность планеты Земля. Кометная пыль потенциально могла быть источником наиболее раннего органического материала, который привёл к зарождению жизни на Земле[36].
Кометная пыль движется преимущественно под воздействием двух сил: солнечной гравитации и давления солнечного излучения. Ускорение, вызванное давлением солнечного излучения (FR), в целом принято измерять в единицах ускорения, вызванного солнечной гравитацией (FG) на том же расстоянии. Выражение для этой безразмерной величины, β = FR/FG имеет такой вид: β = 0,57 Qpr/ρa, где, ρ — плотность пылинки, выраженная в граммах на кубический сантиметр, a — радиус пылинки, в микрометрах, Qpr — эффективность радиационного давления, которое зависит от размера, формы и оптических характеристик пылинки[37]. Для кометной пыли эффективность радиационного давления обычно порядка единицы[38]. Если построить зависимость β от радиуса частицы, то максимальное значение β для разных материалов, имеющихся в хвосте кометы, достигается при значениях радиуса, лежащих в диапазоне 0,1—0,2 мкм. Следовательно, для частиц a ≥ 0,2 мкм, Qpr остаётся примерно неизменным, а значение β пропорционально a−1[39].
Вопросу влияния наэлектризованности пылевых частиц на их движение благодаря взаимодействию с межпланетным магнитным полем уделяли внимание в частности Уоллис и Хасан, а также Гораний и Мендис. Они пришли к выводу, что ускорение, вызванное силой Лоренца для частиц a = 0,3 мкм незначительно, для частиц a = 0,1 мкм сравнимо с силой давления солнечного излучения, а для частиц с a ≤ 0,03 мкм оно преобладает[40][41]. Секанина пишет, что значение потенциалов обычно составляет всего несколько вольт на расстояниях более 2·105 км от ядра кометы. В общем, кометная пыль получает или теряет заряд под действием следующих основных эффектов: присоединение электронов и ионов плазмы, что наиболее эффективно при низких температурах плазмы; вторичная электронная эмиссия, которая эффективна при более высоких температурах плазмы (> 105 К); потеря электрического заряда из-за фотоэлектрического эффекта, что играет важную роль в плазме низкой плотности (<103 см−3)[42].
Примечания
- ↑ HubbleSite — Frequently Asked Questions . Дата обращения: 17 сентября 2014. Архивировано 14 июля 2014 года.
- ↑ Сергей Попель. Пыль и пылевая плазма в Солнечной системе . https://elementy.ru. Элементы (2015). Дата обращения: 5 августа 2022. Архивировано 15 сентября 2022 года.
- ↑ K. S. Krishna Swamy Physics of Comets. — 2010
- ↑ Ю. В. Александров, А. М. Грецкий, М. П. Пришляк Астрономия. 11 класс: Книга для учителя. — 2005
- ↑ David J. Lien Optical properties of cometary dust // Scientific Report. — 5. — 1989 Astronomy Abstract Service
- ↑ Fernández, Julio Ángel. Comets: Nature, Dynamics, Origin, and their Cosmogonical Relevance. — Springer, 30 March 2006. — P. 39. — ISBN 978-1-4020-3495-4.
- ↑ Amédée Guillemin The world of comets. — 1877 Internet Archive
- ↑ Bessel F.W. Beobachtungen ueber die physische Beschaffenheit des Halley’s Kometen und dadurch veranlasste Bemerkungen. // Astron. Nachr. — 1836. — 13. — P.185-232 Astronomy Abstract Service
- ↑ Орлов, 1944, с. 53.
- ↑ Орлов, 1944, с. 55.
- ↑ Whipple, F.L. A comet model // Astrophysical Journal. — 1950. — 111. — P. 375—394 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 24 марта 2016 на Wayback Machine
- ↑ Probstein R.F. The dusty gasdynamics of comet heads Архивная копия от 6 октября 2014 на Wayback Machine // Problems of Hydrodynamics and Continuum Mechanics / eds F. Bisshopp et al. — Philadelphia: Soc.Ind.Appl.Math. — 1969. — P.568-583
- ↑ Keller, H.U., W.A. Delamere, W.F. Huebner, H.J. Reitsema. H.U. Schmidt, F.L. Whipple, K. Wilhelm. W. Curdt, R. Kramm. N. Thomas, C. Arpigny, C. Barbieri, R.M. Bonnet, S. Cazes, M. Coradini. C.B. Cos-movici, D.W. Hughes, C. Jamar, D. Malaise, K. Schmidt, W.K.H. Schmidt, and P. Seige Cornet P/Halley’s nucleus and its activity // Astron. Astrophys. — 1987. — 187. — P.807 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 21 октября 2019 на Wayback Machine
- ↑ McDonnell, J.A.M., W.M. Alexander, W.M. Burton, E. Bussoletti, G.C. Evans, S.T. Evans, J.G. Firth, R.J.L. Grard, S.F. Green, E. Griin, M.S. Hanner, D.W. Hughes, E. Igenbergs, J. Kissel, H. Kuczera, B.A. Lindblad, Y. Langevin, J.-C. Mandeville, S. Nappo, G.S.A. Pankiewicz, C.H. Perry, G.H. Schwehm, Z. Sekanina, T.J. Stevenson, R.F. Turner, U. Weishaupt, M.K. Wallis, and J.C. Zarnecki The dust distribution within the inner coma of Comet P/Halley 1982i: Encounter by Giotto’s impact detectors // Astron. Astrophys. — 1987. — 187. — P.719 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 21 октября 2019 на Wayback Machine
- ↑ Kissel J., Kruger F.R. The organic component in dust from comet Halley as measured by the PUMA mass spectrometer on board Vega 1 // Nature. — 1987. — 326. — N.6115 — P.755-760 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 16 августа 2017 на Wayback Machine
- ↑ Clark, B.C., L.W. Mason, and J. Kissel Systematics of the CHON and other light-element particle populations in Comet P/Halley // Astron. Astrophys. — 1987. — 187. — P.779 Astronomy Abstract Service
- ↑ Jessberger, E.K., A. Christoforidis, and J. Kissel Aspects of the major element composition of Halley’s dust // Nature. — 1988. — 332. — P.691 Astronomy Abstract Service
- ↑ Kolokolova, L.; Kimura, H. Comet dust as a mixture of aggregates and solid particles: model consistent with ground-based and space-mission results // Earth, Planets and Space. — 2010. — 62. — N. 1. — P. 17-21 Astronomy Abstract Service
- ↑ Sekanina, Z. Progress in our understanding of cometary dust tails // The Study of Comets. IAU Coloq. — 1976. — Part 2. — P. 893—942 Astronomy Abstract Service
- ↑ European Space Agency — Frequently asked questions . Дата обращения: 17 сентября 2014. Архивировано 9 июля 2014 года.
- ↑ Greenberg J. M., Li Aigen A comet dust model for the beta Pictoris disk // A&A. — 1998. — 331. — P. 291—313 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 21 октября 2019 на Wayback Machine
- ↑ M.S. Hanner, M.E. Zolensky The Mineralogy of Cometary Dust // Astromineralogy. Lecture Notes in Physics. — 2010. — 815. — P.203-232
- ↑ Greenberg J.M., Hage J.I. From interstellar dust to comets — A unification of observational constraints // Astrophys.J., Part 1. — 1990. — 361. — P.260-274 Astronomy Abstract Service
- ↑ Michael R. Combi The fragmentation of dust in the innermost comae of comets: Possible evidence from ground-based images // Astron.J. — 1994. — 108. — N.1 — P. 304—312 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 30 июня 2014 на Wayback Machine
- ↑ Simpson, J. A.; Tuzzolino, A. J.; Ksanfomality, L. V.; Sagdeev, R. Z.; Vaisberg, O. L. Confirmation of dust clusters in the coma of Comet Halley // Adv. Space Res. — 1989. — 9. — N.3 — P. 259—262 Astronomy Abstract Service
- ↑ Ichishiro Konno, W.F. Huebner, D.C. Boice A Model of Dust Fragmentation in Near-Nucleus Jet-like Features in Comet P/Halley // Icarus. — 1993. — 101. — N.1. — P. 84-94 Astronomy Abstract Service
- ↑ Boehnhardt, H.; Fechtig, H. Electrostatic charging and fragmentation of dust near P/Giacobini-Zinner and P/Halley // Astron.Astrophys. — 1987 — 187 — N. 1-2 — P. 824—828 Astronomy Abstract Service
- ↑ Wallis, M. K.; Meredith, N. P.; Rees, D. Gas coma of Comet Giacobini-Zinner — Emission from grains // Adv. Space Res. — 1989. — 9. — N. 3. — P. 213—216 Astronomy Abstract Service
- ↑ Seneca Quaestiones naturales. — ca. 65 A.D Internet Archive
- ↑ Combi, Michael R.; Kabin, Konstantin; Dezeeuw, Darren L.; Gombosi, Tamas I.; Powell, Kenneth G. Dust-Gas Interrelations In Comets: Observations And Theory // Earth, Moon, and Planets. — 1997. — 79. — P.275-306 Astronomy Abstract Service
- ↑ J A Fernandez and K Jockers Nature and origin of comets // Reports on Progress in Physics. — 1983. — 46. — N.6. — P.665-772 IOP Publishing
- ↑ Department of Earth, Planetary, and Space Sciences. University of California . Дата обращения: 17 сентября 2014. Архивировано 26 ноября 2014 года.
- ↑ Robert L. Merlino Dusty plasmas and applications in space and industry // Plasma Physics Applied. — 2006. — P.73—110 PDF Архивная копия от 20 января 2013 на Wayback Machine
- ↑ Sekanina Z. Distribution and activity of discrete emission areas on the nucleus of periodic comet Swift-Tuttle. // Astron.J. — 1981. — 86. — P.1741-1773 Astronomy Abstract Service
- ↑ Sekanina Z., Larson S.M. Coma morphology and dust-emission pattern of periodic Comet Halley. II — Nucleus spin vector and modeling of major dust features in 1910 // Astron.J. — 1984. — 89. — P. 1408—1425 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 19 мая 2017 на Wayback Machine
- ↑ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu Cometary Origin of the Zodiacal Cloud and Carbonaceous Micrometeorites. Implications for Hot Debris Disks // The Astrophysical Journal. — 2010. — 713. — P.816-836
- ↑ Korsun, Pavlo P., Kulyk, Irina V., Ivanova, Oleksandra V., Afanasiev, Viktor L., Kugel, Francois, Rinner, Claudine, Ivashchenko, Yuriy M. Dust tail of the active distant Comet C/2003 WT42 (LINEAR) studied with photometric and spectroscopic observations // Icarus. — 2010. — 210. — N. 2 — P. 916—929 Astronomy Abstract Service
- ↑ Yevgen Grynko Light scattering by cometary dustparticles with sizes large compared tothe wavelength of light // Dissertationzur Erlangung des Doktorgradesder Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultätender Georg-August-Universität zu Göttingen. — 2005
- ↑ Fernandez J. A., Jockers K. Nature and origin of comets // Report on progress in physics. — 1983. — 46. — P. 665—772 Astronomy Abstract Service
- ↑ Wallis M.K. Hassan M.H.A. Electrodynamics of submicron dust in the cometary coma // Astron.Astrophys. — 1983. — 121. — N. 1. — P. 10-14 Astronomy Abstract Service
- ↑ Horanyi M., and Mendis D.A. Trajectories of charged dust grains in the cometary environment // Astrophys.J. — 1985. — 294. — P. 357—368 Astronomy Abstract Service
- ↑ Tiersch, H.; Notni, P. The electric potential on dust particles in comets and in interplanetary space // Astronomische Nachrichten. — 1982. — 310. — N. 1. — P. 67-78 Astronomy Abstract Service Архивная копия от 3 ноября 2017 на Wayback Machine
Литература
- Орлов, Сергей Владимирович. Природа комет. — М.—Л.: Гостехиздат, 1944.