チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の核の密度は535kg /立方メートル その内マントルが340kg /立方メートル ガス分だけが抜けてスカスカになってると思われる。以下、機械翻訳。
チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pの崖崩壊 – II。 イムホテプとハトホル
2024年 2月29日に受理。
要約
クリフは彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコで崩壊し、比較的原始的な核物質を露出させ、貴重な機会を提供する
氷が豊富な彗星の物質を特徴づけるために。 ここでは、ロゼッタオービター用マイクロ波観測装置（MIRO）による、崩壊した2つの衛星の観測結果です。
あるいは、イムホテプ地域とハトホル地域の崩れかけた崖が集められました。 経験的な日周アンテナ温度曲線
物理的特性に制約を設けるために、熱物理学的および放射伝達モデルを使用して解析されます。
地表近くの物質の層化の度合い。 イムホテプのサイトは、露出した塵と水と氷の混合物で構成されています。
熱慣性 100–160 J m^−2 K^−1s^−1/2
、表面下 11 ± 4 cm に昇華した CO2 氷があります。 その推定年齢は、
これは、2014 年 4 月 27 ～ 30 日に観察された爆発と一致します。 ハトホル遺跡には 0.8 ± 0.2 cm のダストマントルがあり、熱慣性は
40±20J・m^−2K^−1s^−1/2
、深さ 1.0 m 以内には CO2 の氷がなく、マントルのかさ密度は 340 ± 80 kg m^−3 です。
それはより高いです
理論的に予想される 180 ± 10 kg m^−3
、圧縮が行われたことを示唆しています。
キーワード: 伝導 – 拡散 – 放射伝達 – 方法: 数値 – 技術: レーダー天文学 – 彗星: 個別:67P/チュリュモフ – ゲラシメンコ
1 はじめに
67P/チュリュモフ彗星へのロゼッタミッション (Glassmeier et al. 2007; Taylor et al. 2017) 中の最大の驚きの 1 つは、
ゲラシメンコ (以下、67P) は、各核葉の広範な同心円状の層状構造の発見でした (Massironi et al. 2015; Penasa)
他。 2017）。 浸食速度の違いにより、これらの層は、崖や岩の複雑な階段状システムとして地表に現れます。
分光測光的に特異な特性を持つプラトー（Sierks et al. 2015; Thomas et al. 2015）（Ferrari et al. 2018; Tognon et al. 2015）。
2019年; デビッドソンら。 2022b)。 崖は主要な活動源であり、コマジェットのような特徴を生成します (Vincent et al. 2016b,
2017）。 崖の下に頻繁に発生する距骨錐体や岩石 (Pajola et al. 2015) は、以下の範囲の質量消耗が起こっていることを示しています。
小規模な崩壊から100メートル規模の壁の大規模な崩壊まで
セグメント (Pajola et al. 2017a) は彗星の核の重要な部分です
進化。
崖壁の崩壊により、突然深く露出した相対的な
太陽光からほとんど遮蔽された原始的な核物質
大幅に加工されたダストマントル物質による加熱
それは暗く、氷が少なく、耐火性のケイ酸塩と大部分が占めています。
有機物 (Fornasier et al. 2015; Capaccioni et al. 2015; Quirico et al. 2015)
2016年; メネラら。 2020年）。 崩壊は稀なチャンスをもたらす
彗星の物質の氷の成分を研究し、特徴づけるため
核のバルクをよりよく表す物理的特性
表面よりも。 彗星の核についての理解を深める
内部はその形成を理解するために非常に重要です
そして進化、ひいては、その特性を制約します。
それらが形成された太陽星雲。
Davidsson(2024.以下、論文 I) による観測結果を分析した。
マイクロ波機器 Rosetta/MIRO (Gulkis et al. 2007)
崩壊前と崩壊後のアスワンの崖。 フォワードモデリングにより、
特定の原子核モデルの熱物理学、およびその結果の温度プロファイルを放射伝達ソルバーに入力して、
合成アンテナの温度曲線を使用すると、アンテナの温度を制限することができます。
崩壊現場の組成、成層、熱慣性、拡散率、消衰係数、および単一散乱アルベド
これらの曲線が MIRO 観測値と一致するとき。 現在の論文では、このタイプの分析を他の 2 つのサイトに拡張しています。
イムホテプとハトホル (核の地域名と定義については、
トーマスらを参照。 2018）。
論文 I では、崩壊前のアスワン遺跡のダストマントルが、
厚さは少なくとも ℎm ≥ 3 cm、熱慣性は Γ ≈ 30Jm^−2 K^−1 s^−1/2
（以下、MKS）。 崩壊後の資料には、
推定塵/水-氷質量比 𝜇 = 0.9 ± 0.5、拡散率
D = 0.1 平方メートル/s、熱慣性は Γ = 25 ± 15 MKS、および
観察結果は独立して推定されたものと一致していた
二酸化炭素のモル存在量 CO2/H2O = 水に対して 0.32
(Davidsson et al. 2022a)、核のかさ密度 𝜌bulk = 535kg m^−3
(Jorda et al. 2016; Preusker et al. 2017; Pätzold et al. 2017 2019）。 薄い（ℎm ≤ 3 mm）ダストマントルが発達 ～7 か月
崩壊後、Γ = 10–45 MKS の熱慣性を持つ
範囲。 CO2過揮発性物質の昇華フロント深さ(sv)は、5ヶ月後ℎsv = 0.4±0.2cm、7ヶ月後ℎsv = 2.0±0.3cm、
11 か月後、ℎsv = 20 ± 6 cm。 現在の論文では、Imhotep でマテリアルに同様の制約を課すように作られています。
そしてハトホル崩壊現場。
イムホテプ崩壊部位はロゼッタ/OSIRIS で見られます (Keller et al.
2007 年）の画像を図 1 に示します（すべての OSIRIS 画像は NASA Planetary Data System、PDS1 で入手可能です）
）。 コンテキスト画像 (左)
パネル）は大きな葉が優勢で、中央に大きな葉が示されています。
イムホテプの滑らかな平原。 その境界で、風景が広がる場所
地形はますます複雑になり、問題の崖壁が横たわります。 この崩壊現場は、より高いアルベドによって容易に認識できます（右）
パネル）は、ロゼッタが到着したときにすでに存在していました（実際、この画像
到着後 2 週間以内に取得されました）。 図 2 は、多少解像度が向上した別のビューを示しています。 明るい傷跡が現れる
〜 0.76 m px−1 ではかなり特徴がありません
解像度とは対照的に、
それを取り囲む、より荒れた暗い地形。
Imhotep 崩壊領域の RGB カラー合成画像の場合、
Auger et al.の図 7B を参照してください。 (2015) および Pommerol et al.の図 8d。
（2015年）。 このような画像では、明るい領域がスペクトル的に変化していることが明らかになります。
周囲より青い。 OSIRIS間の相互比較
分光測光法とロゼッタ/VIRTIS (Coradini et al. 1998) 分光法は、青みがかった地形が特徴的な約 3 𝜇m を示すことを示しています。
水氷の吸収特性 (Barucci et al. 2016)。 したがって、
崩壊現場には水氷が豊富にあることは明らかであるが、
周囲のダストマントル物質には実質的に存在しません。
分光測光的に青みがかった地形は他の場所でも見られます。 1つ
ロゼッタミッションの初期に注目を集めた特定の地域
トーマスらによって「アルコーブ」と呼ばれたハトホルの一部でした。 （2015年）。
床の間の RGB カラー合成画像を図 5 (左) に示します。
その紙の。 この領域は図 3 にも示されています。
(2015) 崖壁上の 10 m 以下の明るい点について説明し、さらに
基礎となる距骨の 20% にある 2 ～ 5 m の斑点について言及する
周りよりも明るくて青い。 したがって、次のようになります
崖壁は 2014 年に小規模な崩壊が活発に発生していました
8月、氷を多く含む物質が壁に露出し、堆積した
その下の谷底には氷を多く含む残骸があった。 ただし、明らかです
表面積の大部分が暗色で耐火性の物質で覆われていることがわかります。 これは、かつては最近のものに似ていたことを意味する可能性があります
アスワンとイムホテプの崖は崩壊しましたが、現在は老朽化が進んでいます。
ダストマントルはほぼ崩壊前の姿を取り戻していることがわかります。
あるいは、アルコーブは 67P の別のタイプの壁を表しており、大規模な崩壊を起こす傾向はなく、単に 10 m の断片が破壊されるだけです。
一度にブロックします。 しかし、ハトホルの床の間にあることはおそらく関連しているでしょう。
アヌケット地域の特殊な境界に位置します。 境界線は
非常に鋭く、脆い物質のような印象を与えます。
大きな塊が明確な亀裂に沿って切り離されており、その結果、
層序的にアヌケットの内部にある床の間 (El-Maarry et al.
2015）。 ただし、それが 1 回限りのものであるかどうかを知る方法はありません。
大きなイベント、またははるかに小規模なイベントの長期にわたるシリーズ。
図 1. 左: 赤い四角内のイムホテプ崩壊部位を示す、彗星 67P の核のコンテキスト画像。 それは大きな葉に位置していますが、
パネルの上 3 分の 1 に小さなローブが見えます。 右: これは、左側のパネルの赤い四角形を拡大したものです。 イムホテプ崩壊現場は明らかに目立つ。
より明るい領域。 どちらのパネルも、2014 年 8 月 16 日に取得された画像 MTP6/n20140816t165914570id4ff22.img (Sierks & the OSIRIS Team 2020a) を示しています。
～1.8m/ px−1
ロゼッタが彗星から103km離れたときの解像度。 軸ラベルはピクセル ID 番号を示します。
図 2. この画像は、やや高い位置にあるイムホテプ崩壊現場を示しています。
画像全体を明るくして視認性を高めるために、図1よりも解像度を上げます。
いくつかの異常に明るいピクセルの放射率が低めに再設定されました。
価値観。 それらは白っぽい地形の中に小さな灰色の斑点として現れ、人工的なものです。 画像 MTP7/n20140905t080224552id4ff71.img (サークスとオシリス)
Team 2020b) は、2014 年 9 月 5 日に取得された、～ 0.76 m px−1
ロゼッタが彗星から 42.8 km にあったときの解像度。
図 3. 左: 赤い四角の中にハトホルのアルコーブを示す、彗星 67P の核のコンテキスト画像。 アヌケットへの鋭い境界線はちょうど平行に走っています
広場の右側にあります。 床の間は小さなローブにあります。 大きな葉のほんの一部が前景の下 3 分の 1 に見えます。
パネル。 小さな葉と大きな葉のこれらの部分の形態的な違いに注目してください。それぞれ、圧密な地形と滑らかな地形によって支配されています。
右: これは、左側のパネルの赤い四角形を拡大したものです。 分光光度法により、ハトホル床の間とその下に異常に明るく青みがかった物質が明らかになりました。
ただし、表面の大部分は黒い塵で覆われています。 どちらのパネルにも画像 MTP7/n20140912t195732364id4ff22.img (Sierks & the OSIRIS Team 2020b) が表示されています。
2014年 9月12日に約 0.53 m/ px で取得されました
ロゼッタが彗星から29.9km離れたときの解像度。
図 4. 2 つの異なるビンの取得中の Imhotep 表示条件の例。 カラースケールは照明のレベルを示し、グレーの領域は
暗闇の中で。 MIRO ビームの FWHM は、赤 (SMM) と青 (MM) の円で示されます。 左: 選択されたビンの観察は 2014 年 12 月に行われました。
15日23時47分09秒（協定世界時）、ロゼッタは彗星から20.4kmの距離にあった。 崩壊領域はほぼ真正面から見られます（出現角度は𝑒 = 13°）
）。 右：
拒否されたビンの観測は、ロゼッタが彗星から 27.7 km の距離にあった 2015 年 1 月 20 日、協定世界時 01 時 27 分 37 秒に行われました。 ここで、崩壊領域は
真横から見た状態であり、ビームを満たしません。
4。討議
時点での推定条件に関する主な最終結論は、
イムホテプとハトホルの崩壊現場は次のように要約できます。
(i) イムホテプ: 2014 年 12 月と 2015 年 1 月に MIRO
MM および SMM データは、𝜇 = 1 を持つモデルで説明できます。
CO2/H2O = 0.3、𝜌かさ = 535 kg/ m^3
、Γ = 100–160 MKS (低い値を優先)、{𝐿p, 𝑟p} = {100, 10} 𝜇m、𝜉 = 1、
𝐸MM = 60 ± 10 m^−1
(上限の範囲を優先)、𝐸SMM = 170±40m^−1
(低い範囲を優先)、𝑤SMM = 0。
塵と水と氷の混合物が地表に露出し、CO2が
は、表面から ℎsv ≈ 11 ± 4 cm の深さに位置します。 ここで、𝜇,CO2/H2O、𝜌bulk = 535 kg / m^3
、{𝐿p、𝑟p}、𝜉は入力パラメータ
以前の研究に基づいていますが、Γ、ℎsv、𝐸MM、𝐸SMM、および 𝑤SMM は
現在の論文では推定されています。
(ii) ハトホル: 2014 年 11 月と 12 月に MIRO MM
SMM データは、𝜇 = 1、𝜌m = 340±80kg / m^3を持つモデルで説明できます。
、Γ = 40 ± 20 MKS、𝐸MM = 20 ± 10 m^−1、𝐸SMM = 160±90m^−1
、𝑤SMM = 0.1。 ダストマントルには厚みがある
ℎm = 0.8 ± 0.2 cm、および CO2 フロント深さの下限
ℎsv≧1.0mです。 𝜇は現在の仕事。
これらの結論は、論文 I のアスワンに関する結論と合わせて、次のことを可能にします。
3 つの特定の核の位置間の類似点と相違点を評価します。 まず、露出した塵と水と氷の混合物
アスワンとイムホテプで特徴付けられました（両方とも大きな葉）。 重要なのは、これらが利用可能な最良の代表者であるということです
深く、あまり加工されていない核物質の。 その程度まで
存在量、密度、および光学特性は、以下によって制限される可能性があります。
現在適用されている方法に大きな違いはありません
アスワンとイムホテプの内部構成の間。 どちらも、塵/水-氷の質量比がほぼ 1、CO2/H2O のモル存在量が 30 パーセント近く、SMM 散乱が存在しないことと一致しています。
𝑐𝜌/𝐸SMM = 2.2 ± 0.2 kJ m^−2 K^−1
。 ここで、比熱容量とは、
𝑐1 = 400 J kg^−1 K^−1
𝑐4 = 1200 J kg^−1 K^−1
それぞれ耐火物と水氷に適用されます（𝑇 = 150 K付近で有効）
Davidsson 2021 で使用された実験室データに基づく)、および平均値を使用
800Jkg^−1 K^−1
混合物用。 唯一の違いは熱慣性に関するものです (Imhotep はアスワンよりも 4 ～ 6 倍高い値を持っています)
ガス拡散率（Imhotep は 2 桁低い）
アスワンよりも高い値）。 どちらも構造特性とみなされる可能性があります
(熱伝導率、つまり熱慣性は、
粒子間の接続性のレベル、拡散率が決定される
細孔間接続による）。 これらの違いが進化的なものであるならば、
CO2昇華フロントの深さの不一致に関連している可能性があります
観察時：アスワンでは0.4±0.2cm、イムホテップでは11±4cm。 アスワンの拡散率が低下しているように見えることに注意してください
二酸化炭素前線が後退したため、イムホテプと同様のレベルに達した
20±6 cm、おそらく共通の時間的行動を示します。
最も新しく露出した表面。 熱慣性の推定範囲
かなり狭い 0.7 ≤ 𝜓 ≤ 0.8 にも簡単に収容できます
間隔（Davidsson 2021 の表 8 を参照）は、熱伝導率が気孔率に強く依存するためです。
ショシャニーら。 （2002年）。 その場合、熱慣性の差は単に
表面近くの気孔率の一時的な変動を構成します。
激しい昇華の時期。 あるいは、これらはより深いものです。
根深い（おそらく原始的な）違いがあり、それはいくつかのことを示唆しているでしょう。
大葉の不均一性のレベル。 ただし、私が警告したいのは、
を裏付けるさらなる証拠が現れるまで、そのような解釈は継続されます。
大きな葉に固有の変動。
第二に、ダストマントルの物質はアスワンで特性評価されました。
大きな葉（古いものと新たに形成された変異体）とハトホルの
小さな葉。 ハトホルの熱慣性 (Γ = 40±20 MKS) は、崩壊前のアスワンの推定値 Γ = 30 MKS と同様です。 崩壊前
アスワンでは 𝑐𝜌/𝐸SMM = 0.2 kJ m^−2 K^−1
そしてかなりのレベルの
SMM 散乱 (𝑤SMM = 0.17–0.20)。 突然の露出で、
根底にある塵/水と氷の混合物により、𝑐𝜌/𝐸SMMが桁違いに増加しました（2.2 ± 0.2 kJ m^−2 K^−1まで）
と SMM の削除
上で述べたように散乱。 マントルが再形成されたとき（ただし、
単に数ミリメートルの厚さであるだけ) 𝑐𝜌/𝐸SMM 値が低下した
（0.4まで 0.3 kJ m^−2 K^−1まで）、 i.e。 つまり、元のレベルに達しませんでした。 特に、SMM 散乱は再確立されませんでした。
これは、マントルがそのような特性を示すためには、一定の厚さおよび/または年齢が必要であることを示しています。 結果として𝑐𝜌/𝐸SMMの減少
マントルの形成は水の氷の除去と一致しており、名目上、比熱容量と嵩密度の両方を削減します。
半分に。 ただし、これは名目上 4 分の 1 の削減に相当します。
一方、観察された低下は約 11 倍です。矛盾は次のとおりである可能性があります。
現実では水の氷が豊富にあるため、推測よりもオブジェクト
ここでは（つまり、彗星の𝜇 < 0.9がある可能性があります）、および/または実質的に低い値です。
フォルステライトと比較した彗星塵の比熱容量
モデルのアナログ、および/または氷の除去後のダストマトリックスの圧縮の結果。 最後のメカニズムでは、
ダストマトリックス圧縮中、不透明度はかさ密度よりも速く増加します (つまり、𝐸SMM は 𝜌 よりも速く増加します)。 ハトホルの塵
マントルには SMM 散乱もあり (𝑤SMM = 0.1)、比較的大きな 𝑐𝜌/𝐸SMM = 1.3 ± 0.7 kJ m^−2 K^−1。 それは約 6 倍です
崩壊前のアスワンマントルよりも高い。 MM 値は次のとおりです。
ハトホルの場合は 〜 5 倍高い (𝑐𝜌/𝐸MM = 9 ± 5 kJ m^−2 K^−1） よりも
崩壊前のアスワンの場合 (𝑐𝜌/𝐸MM = 2.0 ± 0.1 kJ m^−2 K^−1）、注目
再確立されたアスワンマントルの最初の値は 𝑐𝜌/𝐸MM = 2.3 であり、
以降 1.4 kJ m^−2 K^−1。 これは、ハトホルの塵マントルが
密度が高い、および/または比熱容量が高い、および/またはより大きい
アスワンのものよりもマイクロ波放射に対して透明です。
アスワンとハトホルの塵の特性の違いは、
多くの核に共通する可能性のある時間的変動のレベル
場所、つまり。 つまり、それらは通常の変動を表現したものにすぎません。
しかし、崩壊前と崩壊後のアスワンダストマントルの類似点
𝑐𝜌/𝐸SMM および 𝑐𝜌/𝐸MM の値は、時間変動が
それほど重要ではありません。 そうであれば、体系的な物理的および/または
アスワンとハトホルの化学的な違いにより、マントルの挙動が異なっています。 アスワンとハトホルが異なる葉に位置していることを考慮すると、これは興味深い可能性です。
それを思い出してください：小さな葉状の崖はより強いように見えます
大きな葉にあるもの（El-Maarry et al. 2016）。 多角形のブロック
(「グースバンプ」または「土塊」とも呼ばれます。例: Davidsson et al.
2016) 小さな葉のサイズは大きな葉の 2 倍です
(Fornasier et al. 2021); 明るい氷にさらされることは、小さな葉では大きな葉に比べて 6 倍少ないです (Fornasier et al. 2023)。 それ
したがって、追加の場所の MIRO データを分析することが望ましい
両方の葉について、違いが推測されるかどうかを確認する
ここではアスワンとハトホルが体系的です。
Imhotep CO2 フロント深度推定により、
機能のおよその年齢。 この年齢推定は以下に基づいています
論文 I に示されているアスワン崩壊現場の結果。
比較では、熱慣性と
上で説明した拡散率は時間スケールを大幅に変更しません
新たに露出した内部核物質の進化
構成 (𝑐𝜌/𝐸SMM をプロキシとして使用) は似ています。 アスワン
構造は2015年7月10日に崩壊した（オシリス観測に基づく）
大規模な爆発については、Pajola et al.を参照してください。 2017a) とその分析
論文 I における MIRO の観測結果は、CO2 フロントが
5ヶ月後 ℎsv = 0.4 ± 0.2 cm、5ヶ月後 ℎsv = 2.0 ± 0.3 cm
7 か月後、11 か月後には ℎsv = 20 ± 6 cm になります。 イムホテプなら
サイトは同じ時間的進化をたどっており、推定される深さは
現在の作業では ℎsv ≈ 11±4 cm と推定される時間は
2014 年の最後の日の 9 ± 1 か月前、またはおよそ 2014 年中に崩壊する
2014 年 3 月から 5 月までの期間。 OSIRIS カメラは、
接近中の67P彗星の明るさ（当時は未解決）
Tubiana et al. が報告したように、2014 年 3 月から 7 月にかけて （2015年）。
興味深いことに、この彗星はより大きな～0.6等級のバーストを示しました。
2014 年 4 月 27 ～ 30 日に始まり、マグニチュード 0.2 程度の小規模なバーストが発生
2014年6月10日から20日まで。 残りの時間は彗星の等級
はおよそ±0.05等級以内で安定していた。 類似性を考えると
イムホテプ崩壊現場の推定年齢と当時の時刻
より大きな爆発が記録されているが、私はここで、より大きな爆発は、
崩壊によって引き起こされたもので、塵や水の大きな部分が露出しました。
図、図に見られるイムホテプの氷。 1 と 2. 確かに、この提案は
推測であり検証は不可能です。
ハトホルの結果によると、ダストマントルには厚さがある
0.8±0.2cm。 これは平均的なダストマントルと比較できます。
67P彗星の北半球の厚さは次のように推定されます。
Shi によると、日没時のジェットのスイッチオフに基づいて ～ 0.6 cm
他。 (2016)、後光モデルの再現に基づいて ～ 2 cm として
に基づく 67P の経験的な水生成速度曲線の
デビッドソンら。 (2022a)。 また、ハピのある場所では、2014 年 10 月のマントルの厚さはℎm = 2.3 cm でしたが、その後、ℎm = 21 cm まで成長しました。
1 か月後（おそらく既存の氷の存在が原因）
層) Davidsson が提示した MIRO データの分析による
他。 (2022c)、およびアスワンの崩壊前のダストマントルの厚さ
論文 I によれば、ℎm ≥ 3 cm でした。これらの数値を考慮すると、
推定崩壊後のハトホル塵マントルの回復
過去はほぼ、または完全に完了しています。 さらに、
深さ 1.0 m 以上に CO2 が存在することも、崩壊現場が崩壊していることを示唆しています。
ハトホルでは、より顕著な階層化レベルに進化しました
アスワンとイムホテプのものと比較して。 比較のために、乱光によれば、CO2 昇華フロントの平均深さは 3.8 m です。
経験的な CO2 生成速度曲線のモデル再現
Davidsson らによって提示された 67P。 (2022a)。
興味深いことに、かさ密度 𝜌m = 340±80 kg / m^3
推定される
マントル、および想定𝜌bulk = 535 kg / m^3
粉塵や水に対して –
氷混合物 (𝜌bulk = 340 kg / m^3 よりもデータをより正確に再現します)
仮定)、𝜌m = 170– 190kg / m^3の対応する値よりも高くなります。
𝜌bulk = 340–390 kg / m^3
実測𝜌bulk = 535 kg / m^3 のバルク核の場合に予想される
単純にその能力を奪われている
COとCO2。 より高い値は、塵/水と氷の混合物の気孔率 𝜓 = 0.76 から 𝜓 = 0.63 までの圧縮を示唆しています。
ダストマントルの場合、𝜓 = 0.95 ～ 𝜓 = 0.91。 大きな成果としては、
CONSERT とによる測定に基づくロゼッタ ミッション
SESAME-PP は、表面近くの領域が圧縮されているということです。
より深い内部、特に上部メーターと比較して（Ciarletti他。 2015年、2018年。 ブルーエら。 2016年; レトゥイリエら。 2016）。 前
ロゼッタ、デイビッドソンらへ。 (2009) はまた、
密度の不一致に基づく表面近くの圧縮層
レーダーからの推定値 (上部数メートルで有効) および非からの推定値
重力モデリング (バルク原子核に有効)。 現在
ハトホルの結果は、そのグローバルな特性と一致しています。 デビッドソン
他。 (2022c) は、CO2 蒸気圧プロファイルを提案しました。
CO2 フロントの両側で急激に落ち込む (乱反射シミュレーションによる) 原因は、固体内で強制的に移動することです。
塵/水-氷マトリックス (Davidsson et al. 2022a も参照)。 内向き
正面の下の勾配が圧縮を引き起こすと仮説が立てられています。
これが観察された表面近くの圧縮の究極的な理由と考えられています。 (H2O と H2O の両方の) 前面の上の外向きの圧力勾配
および CO2 蒸気）は伝統的に昏睡状態への物質の放出の原因と考えられてきた（Fanale & Salvail 1984 など）。
蒸気がこれらの構造変化を強制できることは明らかです。
ハトホルの SMM 観察が次のように思われることはおそらく重要である。
そのような波長では一定レベルの散乱が必要になります。 似たような
ハピの位置で単一散乱アルベド (𝑤SMM) が取得されました
Davidssonらによる。 (2022b)、さらに熱を増加させる表面の圧縮イベントに関連しているようです。
慣性、MM および SMM 消衰係数、拡散率の低下、
そして、以前に検出できた固体温室効果を除去しました。
散乱は、ミリメートルスケールの小さなスケールの誘電率の変化によって引き起こされると考えられています (Gary & Keihm 1978)。
ゴツゴツ感。 このような塊は、𝜇m サイズのモノマー粒子の最初は均一な混合物がそのような方法で圧縮されると形成されます。
より圧縮されたミリメートルサイズの領域が混合されること
同じようなサイズの低密度領域。 彗星物質の圧縮後のSMM散乱の出現が手がかりを提供する可能性がある
そのようなメディアの小規模な構造がどのように変化するかについて
圧縮された。
イムホテプ崩壊現場の分析では曖昧な結果が得られた
– 塵や水の氷を含む溶液は除外できますが、
MIRO データは、（ほぼ）同等に区別するには十分ではありませんでした
耐火物のみとその両方を混合した耐火物に適したソリューション
CO2 と H2O。 この困難の理由は、
アンテナ温度曲線には回転位相のデータがありませんでした
そうすれば、もつれを解くことができたでしょう。 そうでなかったら
Imhotep サイトの塵の影響を除外した OSIRIS 画像、
粉塵/H2O/CO2 溶液を次のように選択することは不可能であったでしょう。
正しいもの。 この困難と、説明されている同様の困難に基づいて、
Davidsson et al. (2022c) および論文 I、以下の運用および
将来の宇宙船に対する観測上の推奨事項が作成されています
マイクロ波機器を運ぶミッション:
(i) カメラチームとマイクロ波機器チーム間の緊密な連携が必要です。 カメラチームが地域を特定します
リアルタイムで特に興味深いもの (崖の崩壊など) が重要ですが、
そのような情報がマイクロ波機器チームに渡されること
など、他の種類の緊急追跡観察を可能にするため
計装の。 また、ある程度の柔軟性も必要です。
宇宙船の運用、つまり。 e. 機会の目標に時間を割り当てる
観測が計画されている場合には不可能です。
1 か月にわたるブロック、数週間前、関係なく実行される
開発中のイベントへ。
(ii) マイクロ波機器が次のことを観察することが非常に重要です。
彗星の昼夜の大部分の間の特定の場所、
できるだけ多くの回転位相角をカバーするため。 のみ
完全な日周アンテナ温度曲線へのアクセス付き
位置の熱物理パラメータを高精度かつ曖昧さなく決定することは可能でしょうか。 それははるかに良いです
限られた厳選された領域を繰り返し観察するため、
できるだけ多くの領域をカバーしようとして核を継続的にスキャンするよりも
できるだけ接地してください。
(iii) マイクロ波データを分析する試みにより、異なる波長間隔での観測へのアクセスの重要性が明らかになりました。
場合によっては、1 つの物理モデルが
核は MM 測定値を再現しますが、核の別の物理モデルは SMM 測定値を再現します (例:
論文 I のセクション 3.3)。 明らかに、これらの物理モデルはどれも
正しい、そして両方を同時に満たす 3 番目の物理モデル
MM および SMM の観測値を見つける必要があります。 それ以外の場合は false
解決策は彗星の説明を混乱させたり歪めたりする危険性がある
核。
最後に、新たに崩壊した論文 I の結論を繰り返します。
崖の場所は極低温彗星の核にとって最良の選択肢かもしれない
CO2のような超揮発性物質の発見を目的としたサンプルリターンミッション
より簡単に入手できる水氷に加えて。 に基づく
論文 I のアスワンの分析と、現在の研究のイムホテプの分析では、
CO2の氷がなんとか近く（センチメートルからデシメートル）に留まることがわかった
崩壊後最長1年間は地表内に留まります。 氷の抽出
このような深さからの場合は、技術的に複雑でなく、コストも低くなります
可能性のある他の場所をターゲットにするよりも、エンジニアリングソリューションを使用します。
数メートルの材料に穴を開ける必要があります。 それは主に
粉塵を含んだ水の氷に長期間さらされることで、その存在が明らかになる
浅いCO2の。 露出した水氷の希少性と相まって
彗星の他の場所での論文 I と現在の研究は、次のことを示唆しています。
粉塵の発生を防ぐのは、表面近くの CO2 の強力な昇華です。
マントルは形成されませんが、水の氷は自浄能力がありません。
5。結論
この論文は、ロゼッタ/MIROによる彗星の観測を解析しました。
67P/チュリュモフ – ゲラシメンコ、熱物理学の助けを借りて
乱光モデル (Davidsson 2021) と放射伝達モデルのテーマ
(Davidsson et al. 2022c)、物理的な制約を目的としています。
特性（熱慣性、密度、ダストマントルの厚さ、
CO2 昇華フロントの深さ、吸光係数、および単一の
表面近くの彗星の核物質の散乱アルベド）
崖の崩壊現場 - 比較的新しいイムホテプの場所、
比較的古いハトホル床の間。 主な結果は次のように要約されます。
以下に続きます:
(i) イムホテプ崩壊現場（露出した塵/水と氷の混合物）の MIRO 観測は、塵/水と氷の混合物と一致している。
質量比 𝜇 = 1、水に対する CO2 のモル存在量
CO2/H2O = 0.3、内部かさ密度 𝜌bulk = 535 kg / m^3
、熱慣性 Γ = 100–160 MKS (低い値が優先)、
{𝐿p, 𝑟p} = {100, 10} 𝜇m でパラメータ化されたガス拡散率、および
𝜉 = 1、消衰係数 𝐸MM = 60 ± 10 / m
(優先的に上限範囲の場合) および 𝐸SMM = 170 ± 40 / m
(優先的に低い範囲)、および単一散乱アルベド 𝑤MM = 𝑤SMM = 0。
CO2 の氷は、表面から ℎsv ≈ 11 ± 4 cm の深さにあります。
(ii) イムホテップ部位の推定年齢 (発症時 9 ± 1 か月)
観測時間）は、によって観測されたバーストと一致します。
67P彗星に接近中のロゼッタ/オシリス、ここで提案されています
崩壊の時期を2014年4月27日から30日まで特定する。
(iii) MIRO によるハトホルの床の間の観察結果 (主に塵で覆われているが、露出した水の氷の部分が含まれている) は次のとおりです。
𝜇 = 1、𝜌m = 340 ± 80 kg / m^3 と一致、Γ = 40 ± 20 MKS、𝐸MM = 20 ± 10 /m、𝐸SMM = 160 ± 90 / m、𝑤MM = 0、および𝑤SMM = 0.1。
ダストマントルの厚さはℎm = 0.8 ± 0.2 cm、CO2 フロント深さの下限は ℎsv ≥ 1.0 m です。
(iv) ダストマントル密度の増加 (𝜌m = 340 ± 80 kg / m^3)
理論的に予想される 𝜌m = 170–190 kg / m^3 との比較）
表面近くの圧縮を示唆しており、これは以下と一致します。
ロゼッタ/CONSERT および SESAME-PP の測定。
チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pの崖崩壊 – II。 イムホテプとハトホル
2024年 2月29日に受理。
要約
クリフは彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコで崩壊し、比較的原始的な核物質を露出させ、貴重な機会を提供する
氷が豊富な彗星の物質を特徴づけるために。 ここでは、ロゼッタオービター用マイクロ波観測装置（MIRO）による、崩壊した2つの衛星の観測結果です。
あるいは、イムホテプ地域とハトホル地域の崩れかけた崖が集められました。 経験的な日周アンテナ温度曲線
物理的特性に制約を設けるために、熱物理学的および放射伝達モデルを使用して解析されます。
地表近くの物質の層化の度合い。 イムホテプのサイトは、露出した塵と水と氷の混合物で構成されています。
熱慣性 100–160 J m^−2 K^−1s^−1/2
、表面下 11 ± 4 cm に昇華した CO2 氷があります。 その推定年齢は、
これは、2014 年 4 月 27 ～ 30 日に観察された爆発と一致します。 ハトホル遺跡には 0.8 ± 0.2 cm のダストマントルがあり、熱慣性は
40±20J・m^−2K^−1s^−1/2
、深さ 1.0 m 以内には CO2 の氷がなく、マントルのかさ密度は 340 ± 80 kg m^−3 です。
それはより高いです
理論的に予想される 180 ± 10 kg m^−3
、圧縮が行われたことを示唆しています。
キーワード: 伝導 – 拡散 – 放射伝達 – 方法: 数値 – 技術: レーダー天文学 – 彗星: 個別:67P/チュリュモフ – ゲラシメンコ
1 はじめに
67P/チュリュモフ彗星へのロゼッタミッション (Glassmeier et al. 2007; Taylor et al. 2017) 中の最大の驚きの 1 つは、
ゲラシメンコ (以下、67P) は、各核葉の広範な同心円状の層状構造の発見でした (Massironi et al. 2015; Penasa)
他。 2017）。 浸食速度の違いにより、これらの層は、崖や岩の複雑な階段状システムとして地表に現れます。
分光測光的に特異な特性を持つプラトー（Sierks et al. 2015; Thomas et al. 2015）（Ferrari et al. 2018; Tognon et al. 2015）。
2019年; デビッドソンら。 2022b)。 崖は主要な活動源であり、コマジェットのような特徴を生成します (Vincent et al. 2016b,
2017）。 崖の下に頻繁に発生する距骨錐体や岩石 (Pajola et al. 2015) は、以下の範囲の質量消耗が起こっていることを示しています。
小規模な崩壊から100メートル規模の壁の大規模な崩壊まで
セグメント (Pajola et al. 2017a) は彗星の核の重要な部分です
進化。
崖壁の崩壊により、突然深く露出した相対的な
太陽光からほとんど遮蔽された原始的な核物質
大幅に加工されたダストマントル物質による加熱
それは暗く、氷が少なく、耐火性のケイ酸塩と大部分が占めています。
有機物 (Fornasier et al. 2015; Capaccioni et al. 2015; Quirico et al. 2015)
2016年; メネラら。 2020年）。 崩壊は稀なチャンスをもたらす
彗星の物質の氷の成分を研究し、特徴づけるため
核のバルクをよりよく表す物理的特性
表面よりも。 彗星の核についての理解を深める
内部はその形成を理解するために非常に重要です
そして進化、ひいては、その特性を制約します。
それらが形成された太陽星雲。
Davidsson(2024.以下、論文 I) による観測結果を分析した。
マイクロ波機器 Rosetta/MIRO (Gulkis et al. 2007)
崩壊前と崩壊後のアスワンの崖。 フォワードモデリングにより、
特定の原子核モデルの熱物理学、およびその結果の温度プロファイルを放射伝達ソルバーに入力して、
合成アンテナの温度曲線を使用すると、アンテナの温度を制限することができます。
崩壊現場の組成、成層、熱慣性、拡散率、消衰係数、および単一散乱アルベド
これらの曲線が MIRO 観測値と一致するとき。 現在の論文では、このタイプの分析を他の 2 つのサイトに拡張しています。
イムホテプとハトホル (核の地域名と定義については、
トーマスらを参照。 2018）。
論文 I では、崩壊前のアスワン遺跡のダストマントルが、
厚さは少なくとも ℎm ≥ 3 cm、熱慣性は Γ ≈ 30Jm^−2 K^−1 s^−1/2
（以下、MKS）。 崩壊後の資料には、
推定塵/水-氷質量比 𝜇 = 0.9 ± 0.5、拡散率
D = 0.1 平方メートル/s、熱慣性は Γ = 25 ± 15 MKS、および
観察結果は独立して推定されたものと一致していた
二酸化炭素のモル存在量 CO2/H2O = 水に対して 0.32
(Davidsson et al. 2022a)、核のかさ密度 𝜌bulk = 535kg m^−3
(Jorda et al. 2016; Preusker et al. 2017; Pätzold et al. 2017 2019）。 薄い（ℎm ≤ 3 mm）ダストマントルが発達 ～7 か月
崩壊後、Γ = 10–45 MKS の熱慣性を持つ
範囲。 CO2過揮発性物質の昇華フロント深さ(sv)は、5ヶ月後ℎsv = 0.4±0.2cm、7ヶ月後ℎsv = 2.0±0.3cm、
11 か月後、ℎsv = 20 ± 6 cm。 現在の論文では、Imhotep でマテリアルに同様の制約を課すように作られています。
そしてハトホル崩壊現場。
イムホテプ崩壊部位はロゼッタ/OSIRIS で見られます (Keller et al.
2007 年）の画像を図 1 に示します（すべての OSIRIS 画像は NASA Planetary Data System、PDS1 で入手可能です）
）。 コンテキスト画像 (左)
パネル）は大きな葉が優勢で、中央に大きな葉が示されています。
イムホテプの滑らかな平原。 その境界で、風景が広がる場所
地形はますます複雑になり、問題の崖壁が横たわります。 この崩壊現場は、より高いアルベドによって容易に認識できます（右）
パネル）は、ロゼッタが到着したときにすでに存在していました（実際、この画像
到着後 2 週間以内に取得されました）。 図 2 は、多少解像度が向上した別のビューを示しています。 明るい傷跡が現れる
〜 0.76 m px−1 ではかなり特徴がありません
解像度とは対照的に、
それを取り囲む、より荒れた暗い地形。
Imhotep 崩壊領域の RGB カラー合成画像の場合、
Auger et al.の図 7B を参照してください。 (2015) および Pommerol et al.の図 8d。
（2015年）。 このような画像では、明るい領域がスペクトル的に変化していることが明らかになります。
周囲より青い。 OSIRIS間の相互比較
分光測光法とロゼッタ/VIRTIS (Coradini et al. 1998) 分光法は、青みがかった地形が特徴的な約 3 𝜇m を示すことを示しています。
水氷の吸収特性 (Barucci et al. 2016)。 したがって、
崩壊現場には水氷が豊富にあることは明らかであるが、
周囲のダストマントル物質には実質的に存在しません。
分光測光的に青みがかった地形は他の場所でも見られます。 1つ
ロゼッタミッションの初期に注目を集めた特定の地域
トーマスらによって「アルコーブ」と呼ばれたハトホルの一部でした。 （2015年）。
床の間の RGB カラー合成画像を図 5 (左) に示します。
その紙の。 この領域は図 3 にも示されています。
(2015) 崖壁上の 10 m 以下の明るい点について説明し、さらに
基礎となる距骨の 20% にある 2 ～ 5 m の斑点について言及する
周りよりも明るくて青い。 したがって、次のようになります
崖壁は 2014 年に小規模な崩壊が活発に発生していました
8月、氷を多く含む物質が壁に露出し、堆積した
その下の谷底には氷を多く含む残骸があった。 ただし、明らかです
表面積の大部分が暗色で耐火性の物質で覆われていることがわかります。 これは、かつては最近のものに似ていたことを意味する可能性があります
アスワンとイムホテプの崖は崩壊しましたが、現在は老朽化が進んでいます。
ダストマントルはほぼ崩壊前の姿を取り戻していることがわかります。
あるいは、アルコーブは 67P の別のタイプの壁を表しており、大規模な崩壊を起こす傾向はなく、単に 10 m の断片が破壊されるだけです。
一度にブロックします。 しかし、ハトホルの床の間にあることはおそらく関連しているでしょう。
アヌケット地域の特殊な境界に位置します。 境界線は
非常に鋭く、脆い物質のような印象を与えます。
大きな塊が明確な亀裂に沿って切り離されており、その結果、
層序的にアヌケットの内部にある床の間 (El-Maarry et al.
2015）。 ただし、それが 1 回限りのものであるかどうかを知る方法はありません。
大きなイベント、またははるかに小規模なイベントの長期にわたるシリーズ。
図 1. 左: 赤い四角内のイムホテプ崩壊部位を示す、彗星 67P の核のコンテキスト画像。 それは大きな葉に位置していますが、
パネルの上 3 分の 1 に小さなローブが見えます。 右: これは、左側のパネルの赤い四角形を拡大したものです。 イムホテプ崩壊現場は明らかに目立つ。
より明るい領域。 どちらのパネルも、2014 年 8 月 16 日に取得された画像 MTP6/n20140816t165914570id4ff22.img (Sierks & the OSIRIS Team 2020a) を示しています。
～1.8m/ px−1
ロゼッタが彗星から103km離れたときの解像度。 軸ラベルはピクセル ID 番号を示します。
図 2. この画像は、やや高い位置にあるイムホテプ崩壊現場を示しています。
画像全体を明るくして視認性を高めるために、図1よりも解像度を上げます。
いくつかの異常に明るいピクセルの放射率が低めに再設定されました。
価値観。 それらは白っぽい地形の中に小さな灰色の斑点として現れ、人工的なものです。 画像 MTP7/n20140905t080224552id4ff71.img (サークスとオシリス)
Team 2020b) は、2014 年 9 月 5 日に取得された、～ 0.76 m px−1
ロゼッタが彗星から 42.8 km にあったときの解像度。
図 3. 左: 赤い四角の中にハトホルのアルコーブを示す、彗星 67P の核のコンテキスト画像。 アヌケットへの鋭い境界線はちょうど平行に走っています
広場の右側にあります。 床の間は小さなローブにあります。 大きな葉のほんの一部が前景の下 3 分の 1 に見えます。
パネル。 小さな葉と大きな葉のこれらの部分の形態的な違いに注目してください。それぞれ、圧密な地形と滑らかな地形によって支配されています。
右: これは、左側のパネルの赤い四角形を拡大したものです。 分光光度法により、ハトホル床の間とその下に異常に明るく青みがかった物質が明らかになりました。
ただし、表面の大部分は黒い塵で覆われています。 どちらのパネルにも画像 MTP7/n20140912t195732364id4ff22.img (Sierks & the OSIRIS Team 2020b) が表示されています。
2014年 9月12日に約 0.53 m/ px で取得されました
ロゼッタが彗星から29.9km離れたときの解像度。
図 4. 2 つの異なるビンの取得中の Imhotep 表示条件の例。 カラースケールは照明のレベルを示し、グレーの領域は
暗闇の中で。 MIRO ビームの FWHM は、赤 (SMM) と青 (MM) の円で示されます。 左: 選択されたビンの観察は 2014 年 12 月に行われました。
15日23時47分09秒（協定世界時）、ロゼッタは彗星から20.4kmの距離にあった。 崩壊領域はほぼ真正面から見られます（出現角度は𝑒 = 13°）
）。 右：
拒否されたビンの観測は、ロゼッタが彗星から 27.7 km の距離にあった 2015 年 1 月 20 日、協定世界時 01 時 27 分 37 秒に行われました。 ここで、崩壊領域は
真横から見た状態であり、ビームを満たしません。
4。討議
時点での推定条件に関する主な最終結論は、
イムホテプとハトホルの崩壊現場は次のように要約できます。
(i) イムホテプ: 2014 年 12 月と 2015 年 1 月に MIRO
MM および SMM データは、𝜇 = 1 を持つモデルで説明できます。
CO2/H2O = 0.3、𝜌かさ = 535 kg/ m^3
、Γ = 100–160 MKS (低い値を優先)、{𝐿p, 𝑟p} = {100, 10} 𝜇m、𝜉 = 1、
𝐸MM = 60 ± 10 m^−1
(上限の範囲を優先)、𝐸SMM = 170±40m^−1
(低い範囲を優先)、𝑤SMM = 0。
塵と水と氷の混合物が地表に露出し、CO2が
は、表面から ℎsv ≈ 11 ± 4 cm の深さに位置します。 ここで、𝜇,CO2/H2O、𝜌bulk = 535 kg / m^3
、{𝐿p、𝑟p}、𝜉は入力パラメータ
以前の研究に基づいていますが、Γ、ℎsv、𝐸MM、𝐸SMM、および 𝑤SMM は
現在の論文では推定されています。
(ii) ハトホル: 2014 年 11 月と 12 月に MIRO MM
SMM データは、𝜇 = 1、𝜌m = 340±80kg / m^3を持つモデルで説明できます。
、Γ = 40 ± 20 MKS、𝐸MM = 20 ± 10 m^−1、𝐸SMM = 160±90m^−1
、𝑤SMM = 0.1。 ダストマントルには厚みがある
ℎm = 0.8 ± 0.2 cm、および CO2 フロント深さの下限
ℎsv≧1.0mです。 𝜇は現在の仕事。
これらの結論は、論文 I のアスワンに関する結論と合わせて、次のことを可能にします。
3 つの特定の核の位置間の類似点と相違点を評価します。 まず、露出した塵と水と氷の混合物
アスワンとイムホテプで特徴付けられました（両方とも大きな葉）。 重要なのは、これらが利用可能な最良の代表者であるということです
深く、あまり加工されていない核物質の。 その程度まで
存在量、密度、および光学特性は、以下によって制限される可能性があります。
現在適用されている方法に大きな違いはありません
アスワンとイムホテプの内部構成の間。 どちらも、塵/水-氷の質量比がほぼ 1、CO2/H2O のモル存在量が 30 パーセント近く、SMM 散乱が存在しないことと一致しています。
𝑐𝜌/𝐸SMM = 2.2 ± 0.2 kJ m^−2 K^−1
。 ここで、比熱容量とは、
𝑐1 = 400 J kg^−1 K^−1
𝑐4 = 1200 J kg^−1 K^−1
それぞれ耐火物と水氷に適用されます（𝑇 = 150 K付近で有効）
Davidsson 2021 で使用された実験室データに基づく)、および平均値を使用
800Jkg^−1 K^−1
混合物用。 唯一の違いは熱慣性に関するものです (Imhotep はアスワンよりも 4 ～ 6 倍高い値を持っています)
ガス拡散率（Imhotep は 2 桁低い）
アスワンよりも高い値）。 どちらも構造特性とみなされる可能性があります
(熱伝導率、つまり熱慣性は、
粒子間の接続性のレベル、拡散率が決定される
細孔間接続による）。 これらの違いが進化的なものであるならば、
CO2昇華フロントの深さの不一致に関連している可能性があります
観察時：アスワンでは0.4±0.2cm、イムホテップでは11±4cm。 アスワンの拡散率が低下しているように見えることに注意してください
二酸化炭素前線が後退したため、イムホテプと同様のレベルに達した
20±6 cm、おそらく共通の時間的行動を示します。
最も新しく露出した表面。 熱慣性の推定範囲
かなり狭い 0.7 ≤ 𝜓 ≤ 0.8 にも簡単に収容できます
間隔（Davidsson 2021 の表 8 を参照）は、熱伝導率が気孔率に強く依存するためです。
ショシャニーら。 （2002年）。 その場合、熱慣性の差は単に
表面近くの気孔率の一時的な変動を構成します。
激しい昇華の時期。 あるいは、これらはより深いものです。
根深い（おそらく原始的な）違いがあり、それはいくつかのことを示唆しているでしょう。
大葉の不均一性のレベル。 ただし、私が警告したいのは、
を裏付けるさらなる証拠が現れるまで、そのような解釈は継続されます。
大きな葉に固有の変動。
第二に、ダストマントルの物質はアスワンで特性評価されました。
大きな葉（古いものと新たに形成された変異体）とハトホルの
小さな葉。 ハトホルの熱慣性 (Γ = 40±20 MKS) は、崩壊前のアスワンの推定値 Γ = 30 MKS と同様です。 崩壊前
アスワンでは 𝑐𝜌/𝐸SMM = 0.2 kJ m^−2 K^−1
そしてかなりのレベルの
SMM 散乱 (𝑤SMM = 0.17–0.20)。 突然の露出で、
根底にある塵/水と氷の混合物により、𝑐𝜌/𝐸SMMが桁違いに増加しました（2.2 ± 0.2 kJ m^−2 K^−1まで）
と SMM の削除
上で述べたように散乱。 マントルが再形成されたとき（ただし、
単に数ミリメートルの厚さであるだけ) 𝑐𝜌/𝐸SMM 値が低下した
（0.4まで 0.3 kJ m^−2 K^−1まで）、 i.e。 つまり、元のレベルに達しませんでした。 特に、SMM 散乱は再確立されませんでした。
これは、マントルがそのような特性を示すためには、一定の厚さおよび/または年齢が必要であることを示しています。 結果として𝑐𝜌/𝐸SMMの減少
マントルの形成は水の氷の除去と一致しており、名目上、比熱容量と嵩密度の両方を削減します。
半分に。 ただし、これは名目上 4 分の 1 の削減に相当します。
一方、観察された低下は約 11 倍です。矛盾は次のとおりである可能性があります。
現実では水の氷が豊富にあるため、推測よりもオブジェクト
ここでは（つまり、彗星の𝜇 < 0.9がある可能性があります）、および/または実質的に低い値です。
フォルステライトと比較した彗星塵の比熱容量
モデルのアナログ、および/または氷の除去後のダストマトリックスの圧縮の結果。 最後のメカニズムでは、
ダストマトリックス圧縮中、不透明度はかさ密度よりも速く増加します (つまり、𝐸SMM は 𝜌 よりも速く増加します)。 ハトホルの塵
マントルには SMM 散乱もあり (𝑤SMM = 0.1)、比較的大きな 𝑐𝜌/𝐸SMM = 1.3 ± 0.7 kJ m^−2 K^−1。 それは約 6 倍です
崩壊前のアスワンマントルよりも高い。 MM 値は次のとおりです。
ハトホルの場合は 〜 5 倍高い (𝑐𝜌/𝐸MM = 9 ± 5 kJ m^−2 K^−1） よりも
崩壊前のアスワンの場合 (𝑐𝜌/𝐸MM = 2.0 ± 0.1 kJ m^−2 K^−1）、注目
再確立されたアスワンマントルの最初の値は 𝑐𝜌/𝐸MM = 2.3 であり、
以降 1.4 kJ m^−2 K^−1。 これは、ハトホルの塵マントルが
密度が高い、および/または比熱容量が高い、および/またはより大きい
アスワンのものよりもマイクロ波放射に対して透明です。
アスワンとハトホルの塵の特性の違いは、
多くの核に共通する可能性のある時間的変動のレベル
場所、つまり。 つまり、それらは通常の変動を表現したものにすぎません。
しかし、崩壊前と崩壊後のアスワンダストマントルの類似点
𝑐𝜌/𝐸SMM および 𝑐𝜌/𝐸MM の値は、時間変動が
それほど重要ではありません。 そうであれば、体系的な物理的および/または
アスワンとハトホルの化学的な違いにより、マントルの挙動が異なっています。 アスワンとハトホルが異なる葉に位置していることを考慮すると、これは興味深い可能性です。
それを思い出してください：小さな葉状の崖はより強いように見えます
大きな葉にあるもの（El-Maarry et al. 2016）。 多角形のブロック
(「グースバンプ」または「土塊」とも呼ばれます。例: Davidsson et al.
2016) 小さな葉のサイズは大きな葉の 2 倍です
(Fornasier et al. 2021); 明るい氷にさらされることは、小さな葉では大きな葉に比べて 6 倍少ないです (Fornasier et al. 2023)。 それ
したがって、追加の場所の MIRO データを分析することが望ましい
両方の葉について、違いが推測されるかどうかを確認する
ここではアスワンとハトホルが体系的です。
Imhotep CO2 フロント深度推定により、
機能のおよその年齢。 この年齢推定は以下に基づいています
論文 I に示されているアスワン崩壊現場の結果。
比較では、熱慣性と
上で説明した拡散率は時間スケールを大幅に変更しません
新たに露出した内部核物質の進化
構成 (𝑐𝜌/𝐸SMM をプロキシとして使用) は似ています。 アスワン
構造は2015年7月10日に崩壊した（オシリス観測に基づく）
大規模な爆発については、Pajola et al.を参照してください。 2017a) とその分析
論文 I における MIRO の観測結果は、CO2 フロントが
5ヶ月後 ℎsv = 0.4 ± 0.2 cm、5ヶ月後 ℎsv = 2.0 ± 0.3 cm
7 か月後、11 か月後には ℎsv = 20 ± 6 cm になります。 イムホテプなら
サイトは同じ時間的進化をたどっており、推定される深さは
現在の作業では ℎsv ≈ 11±4 cm と推定される時間は
2014 年の最後の日の 9 ± 1 か月前、またはおよそ 2014 年中に崩壊する
2014 年 3 月から 5 月までの期間。 OSIRIS カメラは、
接近中の67P彗星の明るさ（当時は未解決）
Tubiana et al. が報告したように、2014 年 3 月から 7 月にかけて （2015年）。
興味深いことに、この彗星はより大きな～0.6等級のバーストを示しました。
2014 年 4 月 27 ～ 30 日に始まり、マグニチュード 0.2 程度の小規模なバーストが発生
2014年6月10日から20日まで。 残りの時間は彗星の等級
はおよそ±0.05等級以内で安定していた。 類似性を考えると
イムホテプ崩壊現場の推定年齢と当時の時刻
より大きな爆発が記録されているが、私はここで、より大きな爆発は、
崩壊によって引き起こされたもので、塵や水の大きな部分が露出しました。
図、図に見られるイムホテプの氷。 1 と 2. 確かに、この提案は
推測であり検証は不可能です。
ハトホルの結果によると、ダストマントルには厚さがある
0.8±0.2cm。 これは平均的なダストマントルと比較できます。
67P彗星の北半球の厚さは次のように推定されます。
Shi によると、日没時のジェットのスイッチオフに基づいて ～ 0.6 cm
他。 (2016)、後光モデルの再現に基づいて ～ 2 cm として
に基づく 67P の経験的な水生成速度曲線の
デビッドソンら。 (2022a)。 また、ハピのある場所では、2014 年 10 月のマントルの厚さはℎm = 2.3 cm でしたが、その後、ℎm = 21 cm まで成長しました。
1 か月後（おそらく既存の氷の存在が原因）
層) Davidsson が提示した MIRO データの分析による
他。 (2022c)、およびアスワンの崩壊前のダストマントルの厚さ
論文 I によれば、ℎm ≥ 3 cm でした。これらの数値を考慮すると、
推定崩壊後のハトホル塵マントルの回復
過去はほぼ、または完全に完了しています。 さらに、
深さ 1.0 m 以上に CO2 が存在することも、崩壊現場が崩壊していることを示唆しています。
ハトホルでは、より顕著な階層化レベルに進化しました
アスワンとイムホテプのものと比較して。 比較のために、乱光によれば、CO2 昇華フロントの平均深さは 3.8 m です。
経験的な CO2 生成速度曲線のモデル再現
Davidsson らによって提示された 67P。 (2022a)。
興味深いことに、かさ密度 𝜌m = 340±80 kg / m^3
推定される
マントル、および想定𝜌bulk = 535 kg / m^3
粉塵や水に対して –
氷混合物 (𝜌bulk = 340 kg / m^3 よりもデータをより正確に再現します)
仮定)、𝜌m = 170– 190kg / m^3の対応する値よりも高くなります。
𝜌bulk = 340–390 kg / m^3
実測𝜌bulk = 535 kg / m^3 のバルク核の場合に予想される
単純にその能力を奪われている
COとCO2。 より高い値は、塵/水と氷の混合物の気孔率 𝜓 = 0.76 から 𝜓 = 0.63 までの圧縮を示唆しています。
ダストマントルの場合、𝜓 = 0.95 ～ 𝜓 = 0.91。 大きな成果としては、
CONSERT とによる測定に基づくロゼッタ ミッション
SESAME-PP は、表面近くの領域が圧縮されているということです。
より深い内部、特に上部メーターと比較して（Ciarletti他。 2015年、2018年。 ブルーエら。 2016年; レトゥイリエら。 2016）。 前
ロゼッタ、デイビッドソンらへ。 (2009) はまた、
密度の不一致に基づく表面近くの圧縮層
レーダーからの推定値 (上部数メートルで有効) および非からの推定値
重力モデリング (バルク原子核に有効)。 現在
ハトホルの結果は、そのグローバルな特性と一致しています。 デビッドソン
他。 (2022c) は、CO2 蒸気圧プロファイルを提案しました。
CO2 フロントの両側で急激に落ち込む (乱反射シミュレーションによる) 原因は、固体内で強制的に移動することです。
塵/水-氷マトリックス (Davidsson et al. 2022a も参照)。 内向き
正面の下の勾配が圧縮を引き起こすと仮説が立てられています。
これが観察された表面近くの圧縮の究極的な理由と考えられています。 (H2O と H2O の両方の) 前面の上の外向きの圧力勾配
および CO2 蒸気）は伝統的に昏睡状態への物質の放出の原因と考えられてきた（Fanale & Salvail 1984 など）。
蒸気がこれらの構造変化を強制できることは明らかです。
ハトホルの SMM 観察が次のように思われることはおそらく重要である。
そのような波長では一定レベルの散乱が必要になります。 似たような
ハピの位置で単一散乱アルベド (𝑤SMM) が取得されました
Davidssonらによる。 (2022b)、さらに熱を増加させる表面の圧縮イベントに関連しているようです。
慣性、MM および SMM 消衰係数、拡散率の低下、
そして、以前に検出できた固体温室効果を除去しました。
散乱は、ミリメートルスケールの小さなスケールの誘電率の変化によって引き起こされると考えられています (Gary & Keihm 1978)。
ゴツゴツ感。 このような塊は、𝜇m サイズのモノマー粒子の最初は均一な混合物がそのような方法で圧縮されると形成されます。
より圧縮されたミリメートルサイズの領域が混合されること
同じようなサイズの低密度領域。 彗星物質の圧縮後のSMM散乱の出現が手がかりを提供する可能性がある
そのようなメディアの小規模な構造がどのように変化するかについて
圧縮された。
イムホテプ崩壊現場の分析では曖昧な結果が得られた
– 塵や水の氷を含む溶液は除外できますが、
MIRO データは、（ほぼ）同等に区別するには十分ではありませんでした
耐火物のみとその両方を混合した耐火物に適したソリューション
CO2 と H2O。 この困難の理由は、
アンテナ温度曲線には回転位相のデータがありませんでした
そうすれば、もつれを解くことができたでしょう。 そうでなかったら
Imhotep サイトの塵の影響を除外した OSIRIS 画像、
粉塵/H2O/CO2 溶液を次のように選択することは不可能であったでしょう。
正しいもの。 この困難と、説明されている同様の困難に基づいて、
Davidsson et al. (2022c) および論文 I、以下の運用および
将来の宇宙船に対する観測上の推奨事項が作成されています
マイクロ波機器を運ぶミッション:
(i) カメラチームとマイクロ波機器チーム間の緊密な連携が必要です。 カメラチームが地域を特定します
リアルタイムで特に興味深いもの (崖の崩壊など) が重要ですが、
そのような情報がマイクロ波機器チームに渡されること
など、他の種類の緊急追跡観察を可能にするため
計装の。 また、ある程度の柔軟性も必要です。
宇宙船の運用、つまり。 e. 機会の目標に時間を割り当てる
観測が計画されている場合には不可能です。
1 か月にわたるブロック、数週間前、関係なく実行される
開発中のイベントへ。
(ii) マイクロ波機器が次のことを観察することが非常に重要です。
彗星の昼夜の大部分の間の特定の場所、
できるだけ多くの回転位相角をカバーするため。 のみ
完全な日周アンテナ温度曲線へのアクセス付き
位置の熱物理パラメータを高精度かつ曖昧さなく決定することは可能でしょうか。 それははるかに良いです
限られた厳選された領域を繰り返し観察するため、
できるだけ多くの領域をカバーしようとして核を継続的にスキャンするよりも
できるだけ接地してください。
(iii) マイクロ波データを分析する試みにより、異なる波長間隔での観測へのアクセスの重要性が明らかになりました。
場合によっては、1 つの物理モデルが
核は MM 測定値を再現しますが、核の別の物理モデルは SMM 測定値を再現します (例:
論文 I のセクション 3.3)。 明らかに、これらの物理モデルはどれも
正しい、そして両方を同時に満たす 3 番目の物理モデル
MM および SMM の観測値を見つける必要があります。 それ以外の場合は false
解決策は彗星の説明を混乱させたり歪めたりする危険性がある
核。
最後に、新たに崩壊した論文 I の結論を繰り返します。
崖の場所は極低温彗星の核にとって最良の選択肢かもしれない
CO2のような超揮発性物質の発見を目的としたサンプルリターンミッション
より簡単に入手できる水氷に加えて。 に基づく
論文 I のアスワンの分析と、現在の研究のイムホテプの分析では、
CO2の氷がなんとか近く（センチメートルからデシメートル）に留まることがわかった
崩壊後最長1年間は地表内に留まります。 氷の抽出
このような深さからの場合は、技術的に複雑でなく、コストも低くなります
可能性のある他の場所をターゲットにするよりも、エンジニアリングソリューションを使用します。
数メートルの材料に穴を開ける必要があります。 それは主に
粉塵を含んだ水の氷に長期間さらされることで、その存在が明らかになる
浅いCO2の。 露出した水氷の希少性と相まって
彗星の他の場所での論文 I と現在の研究は、次のことを示唆しています。
粉塵の発生を防ぐのは、表面近くの CO2 の強力な昇華です。
マントルは形成されませんが、水の氷は自浄能力がありません。
5。結論
この論文は、ロゼッタ/MIROによる彗星の観測を解析しました。
67P/チュリュモフ – ゲラシメンコ、熱物理学の助けを借りて
乱光モデル (Davidsson 2021) と放射伝達モデルのテーマ
(Davidsson et al. 2022c)、物理的な制約を目的としています。
特性（熱慣性、密度、ダストマントルの厚さ、
CO2 昇華フロントの深さ、吸光係数、および単一の
表面近くの彗星の核物質の散乱アルベド）
崖の崩壊現場 - 比較的新しいイムホテプの場所、
比較的古いハトホル床の間。 主な結果は次のように要約されます。
以下に続きます:
(i) イムホテプ崩壊現場（露出した塵/水と氷の混合物）の MIRO 観測は、塵/水と氷の混合物と一致している。
質量比 𝜇 = 1、水に対する CO2 のモル存在量
CO2/H2O = 0.3、内部かさ密度 𝜌bulk = 535 kg / m^3
、熱慣性 Γ = 100–160 MKS (低い値が優先)、
{𝐿p, 𝑟p} = {100, 10} 𝜇m でパラメータ化されたガス拡散率、および
𝜉 = 1、消衰係数 𝐸MM = 60 ± 10 / m
(優先的に上限範囲の場合) および 𝐸SMM = 170 ± 40 / m
(優先的に低い範囲)、および単一散乱アルベド 𝑤MM = 𝑤SMM = 0。
CO2 の氷は、表面から ℎsv ≈ 11 ± 4 cm の深さにあります。
(ii) イムホテップ部位の推定年齢 (発症時 9 ± 1 か月)
観測時間）は、によって観測されたバーストと一致します。
67P彗星に接近中のロゼッタ/オシリス、ここで提案されています
崩壊の時期を2014年4月27日から30日まで特定する。
(iii) MIRO によるハトホルの床の間の観察結果 (主に塵で覆われているが、露出した水の氷の部分が含まれている) は次のとおりです。
𝜇 = 1、𝜌m = 340 ± 80 kg / m^3 と一致、Γ = 40 ± 20 MKS、𝐸MM = 20 ± 10 /m、𝐸SMM = 160 ± 90 / m、𝑤MM = 0、および𝑤SMM = 0.1。
ダストマントルの厚さはℎm = 0.8 ± 0.2 cm、CO2 フロント深さの下限は ℎsv ≥ 1.0 m です。
(iv) ダストマントル密度の増加 (𝜌m = 340 ± 80 kg / m^3)
理論的に予想される 𝜌m = 170–190 kg / m^3 との比較）
表面近くの圧縮を示唆しており、これは以下と一致します。
ロゼッタ/CONSERT および SESAME-PP の測定。
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