4.2. Физические характеристики, строение ядра

4.2. Физические характеристики, строение ядра

В последнее десятилетие наши знания о кометах и о процессах, происходящих на них, значительно расширились. Резкому повышению интереса к кометам способствовали подготовка и проведение международного космического эксперимента — полета космических аппаратов к комете Галлея. Целая флотилия космических станций — советские «Вега-1» и «Вега-2», западноевропейская «Джотто», японская «Суисей» (Планета-А) — исследовала комету Галлея. В ходе этих исследований были получены уникальные данные о составе и физических процессах, происходящих на поверхности ядра кометы, впервые с близкого расстояния было сфотографировано ядро кометы. Данные, полученные с космических станций, в основном подтвердили ледяную модель кометного ядра, разрабатываемую Ф. Уипплом с 1950 г. В книге [Comets II, 2005] обсуждаются четыре модели кометного ядра (рис. 4.6).

^{Рис. 4.6. Модели кометных ядер [Comets II, 2005]: а) — «конгломерат льдов» [Weissman and Kieffer, 1981]; б) — «агрегат фракталов» [Donn and Hughes, 1986]; в) — «изначально смерзшийся щебень» [Weissman, 1986]; г) — «склеенные льды» [Gombosi and Houpis, 1986]}

Низкие оценки плотности кометного ядра, полученные из анализа движения кометы Галлея, можно объяснить кластерным механизмом образования кометного ядра, разработанным Донном (рис. 4.6, модель б) и в дальнейшем развитым Гринбергом. Согласно этому механизму, ядро кометы образуется в результате налипания друг на друга отдельных гранул (зерен), представляющих собой частицы, по составу близкие к углистым хондритам. Промежутки между зернами заполнены легкосублимирующим веществом. По этой модели ядро кометы представляет собой очень рыхлое образование, подобное гигантскому снежному кому, и по структуре близко к частицам межпланетной пыли. В модели в, названной Вейссманом «изначально смерзшийся щебень», предполагается наличие некоторого количества крупных ледяных фрагментов, смерзшихся в единое тело. В момент сближения такого ядра с Солнцем в результате нагрева часть осколков может терять механический контакт и образовывать компактный метеорный рой. Эта модель представляет собой развитие идей Фесенкова о существовании кратных кометных ядер и позволяет объяснить распад ядра кометы Шумейкеров — Леви 9 на несколько десятков фрагментов в окрестности Юпитера в 1992 г. Нельзя исключить, что для части ледяных тел верна модель а, когда ядро представляет собой ледяной монолит. Модель г — «склеенные льды» — была разработана по результатам пролетов космических аппаратов около ядра кометы Галлея.

Альтернативными моделями являются модель каменистого монолита, разработанная Б. Ю. Левиным, и модель кометного ядра в виде облака частиц, которую в разное время и в различных модификациях отстаивали Дубяго [Дубяго, 1942], Воронцов-Вельяминов [Воронцов-Вельяминов, 1945], Рихтер [Richter, 1963] и Литтлтон [Lyttleton, 1977]. Интересна модель Литтлтона, которая дает механизм образования таких роев. Согласно его исследованиям, местом образования подобных роев может быть область антиапекса, где в результате гравитационного действия Солнца должна наблюдаться повышенная концентрация межзвездного вещества. Солнце, двигаясь сквозь межзвездное газопылевое облако, действует подобно гигантской линзе, фокусируя частицы в антиапексной области. Частицы огибают Солнце по гиперболам, пересекающимся в области антиапекса. Столкнувшись в этой области, они частично гасят свои скорости, и если полная скорость будет меньше параболической, то столкнувшаяся материя оказывается захваченной Солнцем.

Однако надо отметить, что и модель каменистого монолита, и модель кометного ядра в виде облака частиц наталкиваются на определенные трудности.

Приведем основные доводы в пользу ледяной модели:

1) негравитационные эффекты в движении комет лучше объясняются ледяной моделью;

2) газопроизводительность ядра должна обеспечивать поток вещества на уровне 10²⁸–10³⁰ молекул в секунду со всей поверхности при гелиоцентрическом расстоянии 1 а.е. и должна оставаться примерно постоянной на интервале нескольких десятков оборотов кометы вокруг Солнца;

3) наблюдения комет, «царапающих Солнце» (имеющих очень небольшое перигелийное расстояние), до и после перигелия дают нижнюю границу размера ядра в несколько метров;

4) приливные силы и световое давление резко ограничивают время существования плотного роя частиц на кометных орбитах.

Итак, общепринятой моделью ядра кометы в настоящее время является ледяная модель. При приближении ядра кометы к Солнцу ледяное ядро нагревается и начинается испарение газов. Процесс сублимации вещества играет большую роль в определении как физических, так и динамических характеристик ядра. В результате сублимации вещества, как уже отмечалось, возникает достаточно плотная газовая и пылевая атмосфера (кома) кометы. Наличие у комет газовой оболочки позволяет изучать химический состав ядер комет спектроскопическим способом. Уже первые спектроскопические наблюдения показали, что спектры комет состоят из непрерывного фона и эмиссионных молекулярных полос. Непрерывный спектр наблюдается, главным образом, в центральной части головы кометы и в пылевых хвостах. Непрерывный спектр обусловлен рассеянием солнечного света частицами пыли на поверхности ядра и в кометной атмосфере.

По эмиссионным молекулярным полосам в спектре головы кометы различными наблюдателями были отождествлены C₂, CH, CN, NH, NH₂ и OH⁺, в хвосте — CO⁺, CO⁺₂, N⁺₂. Отмечены многочисленные случаи отождествления молекулярных полос с NO, O₂, O⁺₂ и др. Кроме того, предполагается наличие в голове кометы большого количества атомарного водорода. Все молекулы кометных атмосфер, как правило, принадлежат к свободным радикалам и появляются в результате диссоциации и ионизации некоторых первичных, или «материнских», молекул. Всесторонний анализ спектральных данных, выполненный Фаулером, Бальде, Аделем, Свингсом, Арпиньи и многими другими, постепенно сформировал список родительских молекул:

H₂O, CO₂, CH₄, NH₃, C₂H₂.

В дальнейшем этот список постоянно дополнялся. Так, в качестве источников амина и имина Дельземме предлагает гидроксиламин NH₂OH, формамид HCONH₂, глицин NH₂CH₂COOH. В спектрах комет Остина, Леви и Свифта — Туттля обнаружены такие углеродсодержащие вещества, как метанол CH₃OH и формальдегид CH₂O.

В моменты сближений комет с Солнцем в спектрах комет отождествлены некоторые металлы: железо Fe, хром Cr, марганец Mn, никель Ni, кобальт Co и ряд других. В работе Дельземме [Delsemme and Miller, 1971] указан примерный процентный химический состав ядра кометы, который воспроизведен в табл. 4.2.

Таблица 4.2. Химический состав ядра кометы

Как видно из табл. 4.2, кометы состоят из четырех основных элементов: водорода, углерода, азота и кислорода. Для некоторых из них сюда можно добавить серу, обнаруженную в форме молекул S₂ в кометах ИРАС — Араки — Олкока, Черниса и Галлея, и в форме сульфида водорода H₂S в кометах Остина и Леви.

В 1995 г. была открыта комета Хейла — Боппа. Ее особенностью было достаточно большое, более 40 км в диаметре, ядро. Это обусловило большую газопроизводительность и возможность наблюдения кометы в радиоспектре. Во время наблюдений кометы в радиоспектре были обнаружены 8 новых молекул, ранее не наблюдавшихся в кометах: SO, SO₂, H₂CS, HC₃N, HNCO, NCONH₂ [Чурюмов, 2009].

В зависимости от химического состава сублимирующего вещества устанавливаются равновесная температура на поверхности ядра и величина потока сублиманта. В табл. 4.3 приведены газопроизводительность кометы для различных веществ, определяющих процесс сублимации.

Таблица 4.3. Интенсивность сублимации для различных веществ

^{Примечание. Z₀ — число молекул сублимирующего вещества с единичной площадки, находящейся в подсолнечной точке (местное зенитное расстояние Солнца равно 0°), в единицу времени, T₀ — равновесная температура для невращающегося ядра, T₁ — средняя эффективная температура для вращающегося ядра, r₀ — расстояние, на котором процесс сублимации для данного вещества прекращается.}

По данным, полученным с борта «Джотто», были определены примерный процентный состав газовой компоненты комы кометы Галлея: 80 % — водяной пар H₂O; 10–12 % — окись углерода CO; 2 % — метан CH₄; 1,5 % — углекислый газ CO₂; 1–2 % — аммиак NH₃; 1–2 % — формальдегид CH₂O, а также общая газопроизводительность кометы — 18 т/с, и пылепроизводительность — 20 т/с.

Важной физической характеристикой ядра кометы является его масса. Обычно средняя масса комет оценивается как 4 10¹³ кг [Levison et al., 2002]. Но, во-первых, имеется большой разброс в размерах индивидуальных комет. Так, в обзорной работе по современным определениям размеров кометных ядер [Lamy et al., 2005] найдены оценки эффективных радиусов ядер — от 0,2 км до 37 км. Основная проблема заключается в том, что практически отсутствуют прямые определения масс комет. Большинство оценок масс сделано на основе рассмотрения негравитационных ускорений в моделях с большим числом неопределенных параметров. Прямые же измерения масс во время четырех космических миссий были невозможны из-за очень малого влияния кометного притяжения на траектории космических аппаратов [Weissman and Lowry, 2008]. Последние оценки, полученные для кометы Темпеля 1 на основе рассмотрения скорости выброса вещества во время эксперимента Deep Impact, дали массу 4,5 10¹³ кг для объекта с эффективным радиусом 3,0 км [A’Hearn, 2008].

Из-за отсутствия прямых определений массы кометы Галлея и существования некоторой неопределенности в оценке плотности ядра кометы — от 0,2 до 1 г/см³ — масса этой кометы оценивается в пределах 0,6 10¹⁴–4,2 10¹⁴ кг.

Вещество ядра кометы очень пористое (средняя плотность составляет около 0,5 г/см³), его можно сравнить с огромным снежным комом. При приближении кометы к Солнцу под действием солнечной радиации происходит сублимация летучей составляющей ядра, а на его поверхности образуется корка из нелетучего вещества. Иногда под давлением испаряющихся газов часть корки может быть сброшена, что приводит к вспышкам блеска или даже фрагментации кометного ядра. Ядро кометы может полностью распасться с образованием нескольких крупных фрагментов и большого количества более мелких обломков, что, например, произошло с кометой Веста (C/West) при ее приближении к Солнцу в 1976 г. (рис. 4.7).

^{Рис. 4.7. Фрагменты кометы Веста [Колдер, 1984]}

На рис. 4.8 показаны 3 фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3 (73P/Schwassmann — Wachmann), разрушение которой на пять больших фрагментов (A, B, C, D, E) произошло в 1995 г.

^{Рис. 4.8. Три фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3. Изображение получено на Европейской южной обсерватории в Чили 31 января 1996 г. (http://www.eso.org/public/images/eso9608a/)}

При появлении в 2006 г. произошло дальнейшее разрушение крупных фрагментов кометы Швассмана — Вахмана 3. На рис. 4.9 приводятся изображения фрагмента B (слева) и фрагмента G (справа), полученные космическим телескопом Хаббла 18 апреля 2006 г.

Чем больше прохождений вблизи Солнца совершила комета, тем большую часть поверхности может занимать корка, препятствующая дальнейшей сублимации. В конце концов, комета становится «потухшей» и для наблюдателя выглядит так же, как астероид. Такие «потухшие» кометные ядра, как это уже отмечалось, вполне могут быть частью популяции АСЗ.

^{Рис. 4.9. Дезинтеграция кометы Швассмана — Вахмана 3: фрагмент B (слева) и фрагмент G (справа). Снимки получены космическим телескопом Хаббла 18 апреля 2006 г. (http://www.hubblesite.org)}

Возможен и другой сценарий эволюции кометного ядра, когда его размер постепенно уменьшается до превращения кометы в мини-комету, а затем и полной ее дезинтеграции.

Кометные ядра имеют форму, заметно отличающуюся от шарообразной и напоминающую неправильную форму некоторых небольших астероидов. Она вполне может являться результатом неравномерной инсоляции и неравномерного испарения вещества с поверхности ядра, вращающегося вокруг некоторой произвольным образом ориентированной в пространстве оси. В результате испарения вещества меняются моменты инерции ядра, что приводит к сложной эволюции его вращения.

В работе [Jessberger and Kotthaus, 1991] представлены основные физические характеристики кометного вещества и ядра в целом. Некоторые основные физические характеристики ядра кометы приведены в табл. 4.4.

Таблица 4.4. Основные физические характеристики кометного ядра (минимальное, наиболее вероятное и максимальное значения)