彗星核の組成と進化

彗星探査機ロゼッタの観測で彗星核の表面組成や活動についての知識が深まった。以下、機械翻訳。
彗星核の組成と進化
2022年10月6日提出
ロゼッタ・オービターとフィラエ・ランダーのデータのおかげで、彗星核組成に関する我々の知識は大きな進歩を遂げた。67P/CG核の性質を議論し、過去に宇宙ミッションで探査された他の彗星と比較します。彗星核は、氷、鉱物、有機物、塩の集まりによって作られ、その結果、非常に暗くて赤い色の表面になります。太陽から遠く離れると、露出した水と二酸化炭素の氷は、手付かずの地下層の露出や、太陽熱と局所的な地形形態によって駆動される揮発性種の再凝縮が表面上の一時的な存在を維持できる67P / CGのいくつかの場所にしか見られません。核表面は、可変的な厚さのダスト層で覆われているように見える。ほこりの粒は主に脱水状態で現れ、鉱物、有機物、塩の集まりによって作られています。スペクトル分析は、鉱物相がケイ酸塩、きめの細かい不透明度およびアンモニア化塩によって支配されていることを示している。脂肪族基および芳香族基は、強いヒドロキシル基の存在とともに、有機物内で同定される。彗星核の表面組成は、太陽中心の距離と季節の循環とともに進化する:近日点に近づくと、太陽フラックスの増加は揮発性物質の昇華を通して活動を高め、それは今度は表層の浸食、氷の暴露、崖やピットでの活動、張り出しや壁の崩壊、ほこりの動員と再分配を引き起こす。核の異なる形態学的領域にわたって生じる色、組成、および質感の変化の進化は、これらのプロセスと相関している。この章では、ロゼッタミッションで観測された67P/CGの核組成と進化過程を、以前に宇宙ミッションで探査された、または地球から観測された他の彗星との関連で議論する。

図1.— 67P/CG核の色とアルベドマップ。上部パネル: OSIRIS カラー画像 (フィルター B: 480 nm、G: 649 nm、R: 882 nm) 北 (左と中央の画像、Fornasier et al. (2015) から)、および南半球 (右の画像、から
フォルナジエ等。 2016)。空間解像度は約 2.2 m/px です。中央左パネル: での法線アルベドの円柱マップ
OSIRIS による 649 nm (Fornasier et al. 2015 から適応) は、2014年 7月から 8月の観測に由来します。中央右パネル:
円筒図法による北半球の 67P/CG の 19 の地形学的領域の境界。
エル・マーリー等。 （2015）。 Thomas らによる最近の研究では、領域の境界が進化していることに注意してください。 （2018）および
Leon-Dasi等。 (2021)。欠落しているデータは、指定されたエポックで照らされていない南半球を表します。下
パネル: VIRTIS データ (Ciarnielloら。 2015)。 67P/CG核 のすべての円筒形マップは。


図 2.— B-V 対 V-R カラー インデックス図
動的に異なるサブセットを含む、さまざまな小天体集団の色: カイパーベルト天体 (赤い円)、彗星関連天体 (シアンの円)、小惑星のスペクトル
Tholen (1984) で定義されているタイプ (黒い丸で囲まれた文字)
分類システム、ダンディらからのデータ。 （2003）。 の
実線は反射スペクトルの点の軌跡を示します
一定勾配 S0
; 数値は傾きを単位で示します
%kÅ−1の
. 大きな黄色の円は、
太陽。 一部のオーバーラップ ポイントが移動されました (によって
わかりやすくするために 0.005 mag)。 エラーバーは不確実性を示します
それぞれの手段で。 67P/CGを含む彗星のデータ、
表 1 からマゼンタで表示されます。 から適応した図
ジュイット (2015)。


図 3.— によって取得された 67P/CG 核の UV 平均 I/F
2014 年 8 月 14 ～ 15 日の ALICE (黒い曲線) と最適
モデル（赤）。 適合率は99.5%の混合に対応
tholins (オレンジ色の曲線)、0.5% ウォーター アイス (青) とニュートラル
カーボン（グレー）のような黒ずみ剤。 トーリンはモデル化されています
トリトント　ソリン（豊富な79.9%、粒子サイズ 3.5 µm)、タイタン ソリン (0.9%、粒子サイズ)
5.0 μm)、およびアイス ソリン (19.2%、粒径 1.7 μm)。 キャリブレーションの残差は、目に見える急激な変化の原因です
800、975、および 1225 Å で。 スターンらから。 （2015）。


図 4.— VIRTIS からの彗星 67P/CG の核のハイパースペクトル画像 (解像度約 13 m/ピクセル)。 左パネル：I/F
カラー画像 (青 = 0.44 μm、緑 = 0.55 μm、赤 = 0.7 μm)。 中央パネル: I/F カラー画像 (青 = 1.5 μm、緑 =3 μm、赤 = 4.5 μm)。
右パネル: 5x5 ピクセル領域の平均 I/F スペクトルは、左の色付きの十字で示されます
パネル。 0.8 ～ 1 µm 間隔のすべてのスペクトルに共通する特徴は、計器の可視チャンネルと赤外線チャンネルのジャンクション。 フィラッキオーネらから適応。 （2016a）。


図 5.— 67P/CG 平均測光パラメータ: 非対称係数 b (上のパネル) と単一散乱アルベド w
(中央) 4 つのマクロ領域から派生:「頭」(オレンジ)、
「首」(青)、「胴体」(緑)、「尻」(赤) 定義通り
下のパネルの地図で。 黒い曲線はb と w の平均値。 スペクトル プロットのグレー バンド
インスツルメント オーダー ソート フィルターのジャンクションの位置を示します。 破線のボックスはジャンクションに対応します
可視および赤外線スペクトルチャネルと機器の迷光。 Ciarnielloらから適応。 (2015)

5。結論
彗星の核は原始物質の宝庫 ISMで合成され、原始太陽で処理されるディスク。そのため、それらは保存できる冷たいタイムカプセルです。
今日まで原始的な物質を発見し、それらの探査を通じて、条件を理解する可能性を私たちに提供します
私たちの太陽系の形成中に発生します。に
この目的を達成するために、Rosetta ミッションが実装されました。
測定が行われた革新的なアプローチ 推理を目指した幅広い手法を徹底
オービターとフィラエからの67P/CG合成
さまざまな日心距離で着陸します。この点において、
Rosetta ミッションは、彗星科学のゲームチェンジャーでした。
ここまでで説明した Rosetta データの分析は、以前の彗星宇宙ミッションの文脈での章、
彗星の性質についていくつかの重要な手がかりを与えてくれます
氷、有機物、塩分、鉱物からなる高分子集合体と適合する物質。
一緒に縛られています。揮発性種は 核上の氷として測定され、特徴付けられます。
昏睡中のガスを複数の機器で測定する場合、不揮発性部分の測定は達成するのがはるかに複雑になります。現在のところ、ガス種とダストの元素組成をどのように調整するかはまだ不明です
その場観測機器（ROSINA、COSIMA、PTOLEMY、COSAC) と VIS-IR 波長 (VIRTIS、OSIRIS) での核の光学特性。芳香族と脂肪族の両方を示す複雑な有機物
結合し、ケイ酸塩、硫化鉄、炭素、アンモニア化塩などのミネラルとよく混ざっているように見えます。すべてのミキシング
これらの材料は、低アルベドと赤色をもたらします。
原子核全体を覆う塵。太陽から遠く離れたとき、表面の大部分は非常に脱水されているように見えます。
水の氷の残留量が 1 % 以下であること。
非氷性物質の組成は、彗星の起源をさかのぼることを可能にします: 有機芳香族および脂肪族物質およびケイ酸塩を含む耐火物の性質、
太陽系以前の物質と類似点があります。 CH3 非対称ストレッチ (3.38 µm) のより強い強度
CH2 (3.42 µm) への変化は、観測された特性に似ています。
原始炭素質コンドライトの ISM および IOM で。
また、ヒドロキシル化マグネシウムシリケートの 2.8 µm OH バンドは、彗星間の遺伝的リンクの可能性を示しています。
非晶質ケイ酸塩が keV-MeV エネルギー陽子によって照射される耐火物および ISM。しかもロゼッタの
結果は、彗星状昏睡状態で観測された明らかな窒素の枯渇が、半揮発性のアンモニア化塩に隔離されていることを説明することを可能にします。この点で、彗星は
VIS-IR 波長で観測された他の小惑星や太陽系外天体との類推は、これらすべての天体の間の進化のつながりを示唆しています。これらの証拠が示す
彗星の組成を理解するために必要なこと
統計を改善するため (これまでのところ、宇宙ミッションで探査された彗星は 6つだけです)、および小惑星との比較、太陽系外天体と ISM データ。
Rosetta ミッションは複数の (そして予想外の) 状況に直面しました
67P/CG を探索する際の課題: 非常に低いアルベド、
核の複雑な形状と形態、進化
太陽熱の変化の原因となる活動
コマの中の塵とガスの環境は、原子核の直接的な決定に反する要因でした。
構成。さらに、フィラエの非名目上陸
ミッションの計画と科学をさらに複雑にします。
結果の解釈。同様の困難が残ります
リモートに依存する将来の彗星ミッションに備えて
センシングおよび現場ペイロード。それらを克服するために
より野心的な探査アプローチを実装することにより、彗星探査のパラダイムシフトが必要です。
極低温サンプルリターンを採用することにより、元の彗星物質を含むサンプルが氷と耐火部分を変更せずに地球に返され、
複数の分析技術を用いて組成分析を行う (Bockelée-Morvan et al. 2021)。類似サンプル
多くの未解決の問題に光を当てることを可能にする宇宙化学コミュニティの「聖杯」となるでしょう。
彗星の物質組成と太陽を決定することは別として
または太陽系以前の起源、それは彗星を理解することを可能にするでしょう
形成メカニズム、内部構造、ダスト対氷比
プレバイオティクス分子の存在。