Kometna prašina

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Kosmička prašina, najvjerovatnije kometnog porijekla, pod elektronskim mikroskopom . Manje od jedne desetine milimetra u prečniku, ova prašina se sastoji od miliona još manjih kristala. Iako je hemijski sličan nekim meteoritima, njegova pahuljasta, kristalna struktura je drugačija od bilo kojeg poznatog meteorita.

Kometna prašina je kosmička prašina kometnog porekla. Proučavanje kometne prašine može pružiti informacije o vremenu nastanka kometa, a samim tim, kako se vjeruje, vremenu nastanka Sunčevog sistema [1] . Konkretno, dugoperiodične komete su većinu vremena daleko od Sunca , gdje je temperatura okoline preniska da bi došlo do isparavanja. Tek približavajući se Suncu i toplini, kometa oslobađa plin i prašinu koji su dostupni za promatranje i istraživanje. Čestice kometne prašine postaju vidljive zbog njihovog raspršivanja sunčevog zračenja. Također, dio sunčeve energije se apsorbira i emituje u infracrvenom opsegu [2] . Svjetlina reflektirajuće površine (koja je zrnca prašine) proporcionalna je njenoj osvjetljenosti i reflektivnosti . A osvjetljenje iz točkastog ili sferno simetričnog izvora (a to je Sunce) mijenja se obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti od njega [3] . Ako pretpostavimo sferičnost zrna prašine, količina reflektirane svjetlosti ovisi o poprečnom presjeku projekcije oblika čestice prašine, pa je stoga proporcionalna kvadratu njenog polumjera [4] .

Istraživanja prije svemira

Sindinami se obično prikazuju kao geometrijsko mjesto zrna prašine određene veličine ( μ je polumjer zrna prašine u mikrometrima); sinkromi - geometrijsko mjesto zrna prašine različitih veličina, koja su bila oslobođena iz jezgre određeno vrijeme ( d ) unatrag od vremena posmatranja

Isaac Newton je sugerirao da se kometa sastoji od čvrstog jezgra, koje sija reflektovanom sunčevom svjetlošću, i repa formiranog od pare, koja se oslobađa iz jezgra. Na kraju se pokazalo da je Newtonova misao tačna, ali se o fizičkoj prirodi kometa raspravlja već skoro tri stoljeća [5] . U XIX veku. talijanski astronom Schiaparelli iznio je teoriju koja kombinuje meteorsku astronomiju sa astronomijom kometa kroz, ako ne identitet, onda barem zajedničko porijeklo ovih nebeskih tijela; tada je profesor Teth objavio svoju teoriju o strukturi kometa, u kojoj je kometu smatrao jatom kamenja ili meteora, koji su djelomično obasjani Suncem, a dijelom emituju svjetlost neovisno kao rezultat brojnih sudara međusobno [ 6] .

Prvi značajan korak u proučavanju dinamike kometne prašine bio je rad Bessela , posvećen proučavanju morfologije kome Halejeve komete tokom njenog pojavljivanja 1835. godine. U ovom radu, Bessel je uveo koncept odbojne (odbojne) sile usmjerene od Sunca [7] . Krajem 19. veka, ruski naučnik Fjodor Bredikhin uveo je koncepte koji se još uvek često koriste u proučavanju formiranja repa komete prašine: sindinami (geometrijsko mesto svih čestica prašine sa istim β vrednostima, koje se neprekidno emituju sa brzina nula u odnosu na jezgro) i sinhroni (geometrijsko mjesto čestica prašine koje su izbačene iz komete u isto vrijeme) [8] . Na prelazu iz 19. u 20. vek, odbojna sila je identifikovana i prihvaćena od strane naučne zajednice kao pritisak sunčevog zračenja .

Godine 1950. Whipple je predložio model jezgra komete kao mješavine leda sa isprepletenim česticama meteorske materije (teorija "prljavog snijega"). Konkretno, prema njemu, čestice prašine se izbacuju iz jezgra komete i ubrzavaju do svojih stacionarnih brzina pod djelovanjem plina, čija je brzina izbacivanja mnogo veća. Stacionarna brzina se postiže kada se prašina i gas dinamički razdvoje [9] . Prva rješenja problema dinamike prašine i plina predložio je Probstein inž. ... Prema njegovim riječima, stabilna brzina se postiže na udaljenosti od oko 20 polumjera jezgra, a vrijednost brzine pri temperaturi plina od 200 K iznosi 0,36-0,74 km/s [10] .

Istraživanje svemira

Šema geometrijskih uslova za posmatranje antirepa

Pojava svemirskog doba omogućila je istraživanje kometa izvan Zemljine atmosfere . Tako je 1986. nekoliko svemirskih letjelica poslato na Halejevu kometu . Istraživanja provedena svemirskim brodovima pokazala su da su čestice prašine pretežno silikati , ali su uhvaćene i čestice prašine koje se gotovo u potpunosti sastojale od organskog materijala (sastavljenog od atoma vodika , ugljika , dušika i kisika ) [11] . Na mjernom mjestu pronađen je i veliki broj malih zrna prašine poluprečnika manjih od 0,1 µm, koji se mogu vidjeti pomoću promatranja s tla [12] . Maseni spektrometar PUMA, koji se nalazio na brodu Vega-1 , otkrio je da je odnos organskih i silikatnih komponenti prašine u Halejevoj kometi približno jednak jedinici, odnosno M ili / M si = 1 [13] . Prijavljeno je da su zrna mineralne prašine teža od organskih, vidljiva su bliže jezgru [14] . Nijedna od čestica prašine identifikovanih tokom proučavanja Halejeve komete nije se sastojala od jednog minerala [15] . Mjerenja tokova prašine tokom prolaska svemirskih letjelica u blizini jezgara kometa 1P/Haley ( "Giotto" ) i 81P/Wilda 2 ( "Zvjezdana prašina" ) pokazala su prisustvo čestica koje se šire u veoma širokom rasponu veličina, koje imaju ekvivalent radijusi od nanometara do milimetara i raspoređeni približno prema zakonu o stepenu n (a) = a γ ( a je polumjer zrna prašine) s indeksom γ od −2 do −4, ovisno o veličini zrna prašine i njihova lokacija u kometnoj komi [16] . Izuzetno je retko, ubrzo nakon što kometa prođe perihel , da se antirepovi mogu uočiti usmereni prema Suncu (sa tačke gledišta posmatrača). Sadrže samo teške čestice, obično 0,01-0,1 cm [17] . Interesovanje za komete je izazvalo 2014. godine tokom proučavanja komete 67P / Churyumov - Gerasimenko (uključujući hemijski sastav) svemirskog broda Rosetta [18] .

Sastav kometske prašine

Prašnjavo-ledeni konglomerat na znatnim udaljenostima od Sunca sastoji se od silikatne materije, organske materije i leda, a njihov omjer (po masi) je približno 1:1:1 [19] .

Kometna prašina je heterogena mješavina kristalnih i amorfnih (staklastih) silikata (najčešći su forsterit (Mg 2 SiO 4 ) i enstatit (MgSiO 3 ), olivin (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) i piroksena ( grupa minerala potklase lančanih silikata), organski vatrostalni materijali (od elemenata H, C, O i N), manje količine oksida , kao i drugi sastojci poput željeznog sulfida. Najzanimljiviji rezultat dobijen u studijama komete 81P/Wild 2 je identifikacija vatrostalnih inkluzija kalcijuma i aluminijuma, sličnih onima pronađenim u primitivnim meteoritima [20] .

Greenberg i Hage [21] simulirali su prašnjavu komu Halejeve komete . Jedan od rezultata simulacije je fizička veličina koju su dobili autori, a koja se naziva poroznost , P. P = 1-V čvrsto / V ukupno . Ovdje je V solid volumen čvrstog materijala unutar poroznog agregata, V total je njegov ukupni volumen. Dobijena vrijednost poroznosti je P = 0,93 - 0,975. O velikoj poroznosti kometnog prašnjavog materijala svjedoče i gustine jezgara raznih kometa koje su naučnici dobili, kao i uočene gustine mikrometeora. Budući da su agregati prašine vrlo porozni, ne čudi što se neki od njih raspadaju, odnosno fragmentiraju. Michael Kombi inž. vršio modeliranje izofota CCD slika Halleyeve komete i došao do zaključka da fragmentacija igra važnu ulogu u formiranju prašnjave kome Halejeve komete [22] . Da bi objasnili brzi rast tokova prašine u kratkom vremenskom periodu u komi Halejeve komete, Simpson i drugi su takođe predložili fenomen fragmentacije prašine [23] . Konno i dr. Identificirali su toplinski stres i ubrzanje prašine kao moguće izvore fragmentacije [24] . Mehanizam odgovoran za fragmentaciju može biti i djelovanje elektrostatičkih sila na krhka zrna prašine niske vlačne čvrstoće [25] i/ili isparavanje CHON agregata [26] .

Kretanje prašine

Rep prašine kao rezultat kretanja čestica prašine. Zanimljivo je da je mišljenje da repovi kometa uvijek usmjereni dalje od Sunca iznio Seneka u svojoj Quaestiones naturoles (Enciklopedija svijeta prirode, napisana oko 65. godine nove ere), uz napomenu: zrake” [27] .

Nakon oslobađanja iz jezgra komete, dinamički nerazdvojeni neutralni gas i prašina formiraju komu . I već nekoliko desetina polumjera komete od površine, prašina se dinamički odvaja od plina [28] i formira rep prašine. Zakrivljenost repa prašine u smjeru suprotnom kretanju komete nastaje zbog očuvanja ugaonog momenta [29] . Teška zrnca prašine, zbog niskog pritiska sunčevog zračenja, ostaju u orbiti komete, a ona koja su preteška da savladaju relativno malu silu gravitacije iz jezgra komete padaju nazad na površinu, postajući dio vatrostalnog omotača [ 30] . Gas u komi brzo, u roku od nekoliko sati, disocira i jonizuje , joni pod dejstvom sunčevog vetra formiraju jonski rep, koji zauzima prostorno drugačiji položaj od repa prašine, međutim, u blizini kome, ovi repovi se preklapaju, formirajući prašnjavi plazma (jonizovani gas koji sadrži čestice prašine, veličine od desetina nanometara do stotina mikrona ) [31] .

Analizirajući kretanje formacija prašine u kometnim komama, naučnici su pronašli vrijednost stabilne brzine zrna prašine. Dakle, dalje heliocentrične udaljenosti od oko 1 AJ. Odnosno, vrijednosti brzina za kometu 109P / Swift - Tuttle [32] i za kometu 1P / Halley [33] leže u rasponu od 0,4-0,5 km / s. Savladavši put kroz rep prašine, čestice prašine ulaze u međuplanetarni medij, a neke od njih ponovo postaju vidljive u obliku zodijačke svjetlosti , a neke padaju na površinu planete Zemlje . Kometna prašina potencijalno bi mogla biti izvor najranijeg organskog materijala koji je doveo do nastanka života na Zemlji [34] .

Kometna prašina se kreće uglavnom pod uticajem dve sile: sunčeve gravitacije i pritiska sunčevog zračenja . Ubrzanje zbog pritiska sunčevog zračenja ( F R ) općenito se mjeri u smislu ubrzanja zbog sunčeve gravitacije ( F G ) na istoj udaljenosti. Izraz za ovu bezdimenzionalnu veličinu, β = F R / F G, ima sljedeći oblik: β = 0,57 Q pr / ρa, gdje je ρ gustina zrna prašine, izražena u gramima po kubnom centimetru, a poluprečnik zrna prašine, u mikrometrima, Q pr je efikasnost tlaka zračenja, koja ovisi o veličini, obliku i optičkim karakteristikama zrna prašine [35] . Za kometnu prašinu, efikasnost pritiska zračenja je obično reda jedinice [36] . Ako konstruiramo ovisnost β o polumjeru čestice, tada se maksimalna vrijednost β za različite materijale prisutne u repu komete postiže pri vrijednostima radijusa koji se nalaze u rasponu od 0,1-0,2 μm. Stoga, za čestice a ≥ 0,2 µm, Q pr ostaje približno nepromijenjen, a vrijednost β je proporcionalna a −1 [37] .

Pitanje uticaja naelektrisanja čestica prašine na njihovo kretanje usled interakcije sa međuplanetarnim magnetnim poljem posvetili su pažnju, posebno, Wallis i Hassan, kao i Goranium i Mendis. Oni su došli do zaključka da je ubrzanje izazvane od strane Lorencova sila za čestice a = 0,3 μm je beznačajna, za čestice a = 0,1 μm je porediti sa silom pritiska sunčevog zračenja, a za čestice s ≤ 0,03 μm to prevladava [ 38 ] , [39] . Sekanina piše da je vrijednost potencijala obično samo nekoliko volti na udaljenosti većoj od 2 · 10 5 km od jezgra komete. Uopšteno govoreći, kometna prašina dobija ili gubi naelektrisanje pod uticajem sledećih glavnih efekata: vezivanja elektrona i jona plazme, što je najefikasnije pri niskim temperaturama plazme; sekundarna elektronska emisija , koja je efikasna na višim temperaturama plazme (> 10 5 K); gubitak električnog naboja zbog fotoelektričnog efekta male gustine, koji igra važnu ulogu u plazmi (<10 3 cm -3) [40] .

Bilješke (uredi)

  1. ↑ HubbleSite - Često postavljana pitanja
  2. ↑ KS Krishna Swamy Physics of Comets. - 2010
  3. ↑ Yu. V. Aleksandrov, A. M. Gretsky, M. P. Prishlyak Astronomy. 11. razred: Knjiga za nastavnika. - 2005
  4. ↑ David J. Lien Optička svojstva kometne prašine // Scientific Report. - 5 . - 1989 Astronomska apstraktna služba
  5. ↑ Julio A. Fernández Comets. - 2006
  6. ↑ Amédée Guillemin Svijet kometa. - 1877 Internet arhiv
  7. ^ Bessel FW Beobachtungen ueber die physische Beschaffenheit des Halley's Kometen und dadurch veranlasste Bemerkungen. // Astron. Nachr. - 1836 .-- 13 . - P.185-232 Astronomska apstraktna služba
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/oisravr/ocherki-istorii-astronomii-v-rossii49.htm Bredikhin i nauka o prirodi kometa]
  9. ↑ Whipple, FL Model komete // Astrophysical Journal. - 1950 .-- 111 . - P. 375-394 Astronomska apstraktna služba
  10. ↑ Probstein RF The dusty gasdynamics of komet heads // Problems of Hydrodynamics and Continuum Mechanics / eds F. Bisshopp et al. - Philadelphia: Soc.Ind.Appl.Math. - 1969. - P.568-583
  11. ↑ Keller, HU, WA Delamere, WF Huebner, HJ Reitsema. HU Schmidt, FL Whipple, K. Wilhelm. W. Curdt, R. Kramm. N. Thomas, C. Arpigny, C. Barbieri, RM Bonnet, S. Cazes, M. Coradini. CB Cos-movici, DW Hughes, C. Jamar, D. Malaise, K. Schmidt, WKH Schmidt i P. Seige Cornet P / Halleyjevo jezgro i njegova aktivnost // Astron. Astrophys. - 1987 .-- 187 . - P.807 Astronomska apstraktna služba
  12. ↑ McDonnell, JAM, WM Alexander, WM Burton, E. Bussoletti, GC Evans, ST Evans, JG Firth, RJL Grard, SF Green, E. Griin, MS Hanner, DW Hughes, E. Igenbergs, J. Kissel, H. Kuczera, BA Lindblad, Y. Langevin, J.-C. Mandeville, S. Nappo, GSA Pankiewicz, CH Perry, GH Schwehm, Z. Sekanina, TJ Stevenson, RF Turner, U. Weishaupt, MK Wallis i JC Zarnecki Raspodjela prašine unutar unutrašnje kome komete P / Halley 1982i: Susret Giottovim detektorima udara // Astron. Astrophys. - 1987 .-- 187 . - P.719 Astronomska apstraktna služba
  13. ↑ Kissel J., Kruger FR Organska komponenta u prašini s Halejeve komete izmjerena masenim spektrometrom PUMA na Vega 1 // Nature. - 1987 .-- 326 . - N.6115 - P.755-760 Astronomska apstraktna služba
  14. ^ Clark, BC, LW Mason, i J. Kissel Sistematika CHON i drugih populacija čestica lakih elemenata u kometi P / Halley // Astron. Astrophys. - 1987 .-- 187 . - P.779 Astronomska apstraktna služba
  15. ↑ Jessberger, EK, Christoforidis A. i J. Kissel Aspekti sastava glavnih elemenata Halejeve prašine // Nature. - 1988 .-- 332 . - P.691 Astronomska apstraktna služba
  16. ↑ Kolokolova, L.; Kimura, H. Kometna prašina kao mješavina agregata i čvrstih čestica: model u skladu s rezultatima zemaljskih i svemirskih misija // Zemlja, planete i svemir. - 2010 .-- 62 . - N. 1. - P. 17-21 Astronomska apstraktna služba
  17. ↑ Sekanina, Z. Napredak u našem razumijevanju repova kometske prašine // The Study of Comets. IAU Coloq. - 1976. - 2. dio. - P. 893-942 Astronomija Abstract Service
  18. ↑ Evropska svemirska agencija - Često postavljana pitanja
  19. ↑ Greenberg JM, Li Aigen Model kometske prašine za beta Pictoris disk // A&A. - 1998 .-- 331 . - P. 291-313 Astronomska apstraktna služba
  20. ↑ MS Hanner, ME Zolensky Mineralogija kometarne prašine // Astromineralogija. Bilješke s predavanja iz fizike. - 2010 .-- 815 . - P.203-232
  21. ↑ Greenberg JM, Hage JI Od međuzvjezdane prašine do kometa - Ujedinjenje opservacijskih ograničenja // Astrophys.J., Part 1. - 1990 .-- 361 . - P.260-274 Astronomska apstraktna služba
  22. ↑ Michael R. Combi Fragmentacija prašine u najdubljim kome kometa: Mogući dokazi sa zemaljskih slika // Astron J. - 1994 .-- 108 . - N.1 - P. 304-312 Astronomska apstraktna služba
  23. ↑ Simpson, JA; Tuzzolino, AJ; Ksanfomality, LV; Sagdeev, RZ; Vaisberg, OL Potvrda klastera prašine u komi Halejeve komete // Adv. Space Res. - 1989 .-- 9 . - N.3 - P. 259-262 Astronomska apstraktna služba
  24. ↑ Ichishiro Konno, WF Huebner, DC Boice Model fragmentacije prašine u mlaznim karakteristikama blizu jezgre u kometi P / Halley Icarus //. - 1993 .-- 101 . - N.1. - P. 84-94 Astronomska apstraktna služba
  25. ↑ Boehnhardt, H.; Fechtig, H. Elektrostatičko punjenje i fragmentacija prašine u blizini P / Giacobini-Zinner i P / Halley // Astron.Astrophys. - 1987 - 187 - N. 1-2 - P. 824-828 Astronomija Abstract Service
  26. ↑ Wallis, MK; Meredith, NP; Rees, D. Plinska koma kometa Giacobini-Zinner - Emisija iz žitarica // Adv. Space Res. - 1989 .-- 9 . - N. 3. - P. 213-216 Astronomska apstraktna služba
  27. ↑ Seneca Quaestiones naturales. - ca. 65 AD Internet arhiv
  28. ↑ Combi, Michael R.; Kabin, Konstantin; Dezeeuw, Darren L.; Gombosi, Tamaš I.; Powell, Kenneth G. Međuodnosi prašine i plina u kometama: zapažanja i teorija // Zemlja, Mjesec i planete. - 1997 .-- 79 . - P.275-306 Astronomska apstraktna služba
  29. ↑ JA Fernandez i K Jockers Priroda i porijeklo kometa // Reports on Progress in Physics. - 1983 .-- 46 . - N.6. - P.665-772 IOP Publishing
  30. ↑ Odsjek za nauku o Zemlji, planeti i svemiru. Univerzitet u Kaliforniji
  31. ^ Robert L. Merlino Prašnjave plazme i primjene u svemiru i industriji // Plasma Physics Applied. - 2006. - P.73-110 PDF
  32. ↑ Sekanina Z. Raspodjela i aktivnost diskretnih emisionih područja na jezgru periodične komete Swift-Tuttle. // Astron.J. - 1981 .-- 86 . - P.1741-1773 Astronomska apstraktna služba
  33. ↑ Sekanina Z., Larson SM Morfologija kome i obrazac emisije prašine periodične Halejeve komete. II - Vektor okretanja jezgra i modeliranje glavnih karakteristika prašine 1910. // Astron J. - 1984. - 89. - P. 1408-1425 Astronomija Abstract Service
  34. ↑ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieuova kometa Porijeklo zodijačkog oblaka i ugljičnih mikrometeorita. Implikacije za diskove vrućih krhotina // The Astrophysical Journal. - 2010 .-- 713 . - P.816-836
  35. ↑ Korsun, Pavlo P., Kulyk, Irina V., Ivanova, Oleksandra V., Afanasiev, Viktor L., Kugel, Francois, Rinner, Claudine, Ivashchenko, Yuriy M. Prašni rep aktivne udaljene komete C / 2003 WT42 ( LINEAR) proučavana fotometrijskim i spektroskopskim opažanjima // Icarus. - 2010 .-- 210 . — N. 2 — P. 916–929 Astronomy Abstract Service
  36. ↑ 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
  37. ↑ Fernandez JA, Jockers K. Nature and origin of comets // Report on progress in physics. — 1983. — 46 . — P. 665–772 Astronomy Abstract Service
  38. ↑ Wallis MK Hassan MHA Electrodynamics of submicron dust in the cometary coma // Astron.Astrophys. — 1983. — 121 . — N. 1. — P. 10–14 Astronomy Abstract Service
  39. ↑ Horanyi M., and Mendis DA Trajectories of charged dust grains in the cometary environment // Astrophys.J. — 1985. — 294 . — P. 357–368 Astronomy Abstract Service
  40. ↑ 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
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Кометная_пыль&oldid=108024805