Kometní prach je kosmický prach kometárního původu. Studium kometárního prachu může poskytnout informace o době vzniku komet, a tedy o době vzniku sluneční soustavy [1] [2] . Zejména dlouhoperiodické komety jsou většinu času daleko od Slunce , kde je teplota prostředí příliš nízká na to, aby došlo k vypařování. Kometa se pouze přibližuje ke Slunci a teplu a uvolňuje plyn a prach, které jsou k dispozici pro pozorování a výzkum. Částice kometního prachu se stávají viditelnými v důsledku rozptylu slunečního záření jimi. Část sluneční energie je také absorbována a vyzařována v infračerveném rozsahu [3]. Jas odrazného povrchu (což je zrnko prachu) je úměrný jeho osvětlení a odrazivosti . A osvětlení z bodového nebo sféricky symetrického zdroje (což je Slunce) se mění nepřímo s druhou mocninou vzdálenosti od něj [4] . Pokud předpokládáme kulovitost prachového zrna, závisí množství odraženého světla na průřezu průmětu tvaru prachové částice, a proto je úměrné druhé mocnině jejího poloměru [5] .
I. Newton předpokládal, že kometa se skládá z pevného jádra, které svítí odraženým slunečním světlem, a ohonu tvořeného párou uvolněnou z jádra. Tato myšlenka se ukázala jako správná, ale o fyzikální povaze komet se diskutuje téměř tři století [6] . V 19. století navrhl italský astronom D. Schiaparelli společný původ meteorů a komet; poté profesor Tet publikoval svou teorii struktury komet, ve které považoval kometu za složenou z mnoha kamenů nebo meteorů, které jsou částečně osvětleny Sluncem a částečně vyzařují světlo nezávisle v důsledku četných vzájemných kolizí [ 7] .
Prvním významným krokem ve studiu dynamiky kometárního prachu byla práce F. Bessela , věnující se studiu morfologie komy Halleyovy komety při jejím objevení v roce 1835. Bessel v této práci představil koncept odpudivé (odpudivé) síly směřující od Slunce [8] . Na konci 19. století zavedl ruský vědec F. Bredikhin koncepty, které se dodnes často používají při studiích vzniku prachového ohonu komety: syndynamy (geometrická poloha všech prachových částic se stejnými hodnotami β , které jsou emitovány kontinuálně nulovou rychlostí vzhledem k jádru) [9] a synchronní (geometrické umístění prachových částic, které byly vyvrženy z komety ve stejnou dobu) [10] . Na přelomu 19. a 20. století byla odpudivá síla identifikována a vědeckou komunitou přijata jako tlak slunečního záření .
V roce 1950 Whipple navrhl model jádra komety jako směs ledu s rozptýlenými částicemi meteorické hmoty (teorie „špinavé sněhové koule“). Zejména prachové částice jsou podle ní vymrštěny z kometárního jádra a urychlovány na svou ustálenou rychlost pod vlivem plynu, jehož vyhazovací rychlost je mnohem vyšší. Stálé rychlosti je dosaženo, když se prach a plyn dynamicky oddělují [11] . První řešení problémů dynamiky prachu a plynů navrhl Probstin . Podle jeho výpočtů je ustálené rychlosti dosaženo ve vzdálenosti asi 20 poloměrů jádra a hodnota rychlosti při teplotě plynu 200 K je 0,36–0,74 km/s [12] .
Nástup kosmického věku umožnil prozkoumat komety mimo zemskou atmosféru . Takže v roce 1986 bylo k Halleyově kometě vysláno několik kosmických lodí . Studie provedené kosmickou lodí ukázaly, že prachové částice byly převážně silikáty , ale byly zachyceny i prachové částice, které byly složeny téměř výhradně z organického materiálu (složeného z atomů vodíku , uhlíku , dusíku a kyslíku ) [13] . V místě měření bylo také nalezeno velké množství malých prachových zrnek s poloměry menšími než 0,1 µm, které lze pozorovat pomocí pozemních pozorování [14] . Hmotnostní spektrometr PUMA, který byl na palubě kosmické lodi Vega-1 , zjistil, že poměr organických a silikátových prachových složek v Halleyově kometě je přibližně roven jednotce, tedy M nebo /M si =1 [15] . Uvádí se, že minerální prachové částice jsou těžší než organické a jsou viditelné blíže k jádru [16] . Žádná z prachových částic identifikovaných během studia Halleyovy komety se neskládala z jediného minerálu [17] . Měření prachových proudů během průchodu kosmické lodi v blízkosti jader komet 1P/Halley („ Giotto “) a 81P/Wilde 2 („ Hvězdný prach “) ukázala přítomnost částic, které se šíří ve velmi širokém rozsahu velikostí, které mají ekvivalentní poloměry od nanometrů po milimetry a jsou rozděleny přibližně podle mocninného zákona n(a)=a γ ( a je poloměr prachového zrna) s indexem, γ od −2 do −4, v závislosti na velikosti prachu zrna a jejich umístění v kometárním kómatu [18] . Je extrémně vzácné, že krátce poté, co kometa projde perihéliem , lze pozorovat antiohony směřující ke Slunci (z pohledu pozorovatele). Obsahují pouze těžké částice, obvykle 0,01-0,1 cm3 [19] . Zájem o komety vzbudil v roce 2014 studium komety 67P/Churyumov-Gerasimenko (včetně chemického složení) sondou Rosetta [20] .
Prašný ledový konglomerát ve značných vzdálenostech od Slunce se skládá ze silikátové hmoty, organických látek a ledu a jejich poměr (hmotnostně) je přibližně 1:1:1 [21] .
Kometní prach je nehomogenní směs krystalických a amorfních (sklovitých) silikátů (nejběžnější jsou forsterit (Mg 2 SiO 4 ) a enstatit (MgSiO 3 ), olivín (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) a pyroxeny ( skupina minerálů podtřídy řetězcových silikátů), organické žáruvzdorné materiály (z prvků H, C, O a N), stopová množství oxidů a další složky, jako je sulfid železa. Nejzajímavějším výsledkem získaným při studiích komety 81P/Wild 2 je objev žáruvzdorných kalcium-hliníkových inkluzí podobných těm, které byly nalezeny v primitivních meteoritech [22] .
Greenberg a Hage [23] simulovali prachovou komu Halleyovy komety . Jedním z výsledků simulace je autory získaná fyzikální veličina, která se nazývá porozita , P . P=1- Vsolid / Vcelkem . Zde V solid je objem pevného materiálu uvnitř porézního agregátu, V total je jeho celkový objem. Výsledná hodnota pórovitosti je P=0,93 - 0,975. O velké pórovitosti materiálu kometárního prachu svědčí i vědci získané hustoty jader různých komet a také pozorované hustoty mikrometeorů. Vzhledem k tomu, že prachové agregáty jsou velmi porézní, není divu, že se některé z nich rozpadají, tedy fragmentují. Combi provedla modelování izofot CCD snímků Halleyovy komety a dospěla k závěru, že fragmentace hraje důležitou roli při vzniku prachové komy Halleyovy komety [24] . K vysvětlení rychlého růstu proudů prachu během krátké doby v komatu Halleyovy komety navrhli Simpson a další také fenomén fragmentace prachu [25] . Konno et al identifikovali tepelné namáhání a zrychlení prachu jako možné zdroje fragmentace [26] . Mechanismem odpovědným za fragmentaci může být také působení elektrostatických sil na křehká prachová zrna s nízkou pevností v tahu [ 27] a/nebo vypařování agregátů CHON [28] .
Po uvolnění z jádra komety vytvoří nedynamicky oddělený neutrální plyn a prach komu . A již několik desítek poloměrů komety od povrchu se prach dynamicky odděluje od plynu [30] a tvoří prachový ohon. K zakřivení prachového ohonu ve směru opačném k pohybu komety dochází v důsledku zachování momentu hybnosti [31] . Kvůli nízkému tlaku slunečního záření zůstávají na oběžné dráze komety těžké prachové částice a ty, které jsou příliš těžké na to, aby překonaly relativně malou přitažlivou sílu jádra komety, padají zpět na povrch a stávají se součástí žáruvzdorného pláště [32 ] . Plyn v kómatu se rychle, během hodin disociuje a ionizuje , ionty působením slunečního větru tvoří iontový ohon, který zaujímá prostorově jinou polohu než prachový ohon, avšak v blízkosti kómatu se tyto ohony překrývají a tvoří prašné plazma (ionizovaný plyn obsahující částice prachu o velikosti od desítek nanometrů do stovek mikronů ) [33] .
Analýzou pohybu prachových formací v komatu komety vědci zjistili hodnotu stálé rychlosti prachových částic. Tedy na heliocentrické vzdálenosti asi 1 AU. tj. rychlosti pro kometu 109P/Swift-Tuttle [34] a pro kometu 1P/Halley [35] leží v rozmezí 0,4–0,5 km/s. Po překonání cesty prachovým ohonem se prachové částice dostanou do meziplanetárního prostředí a některé z nich se opět stanou viditelnými ve formě zodiakálního světla a některé dopadnou na povrch planety Země . Kometní prach by mohl být potenciálně zdrojem nejstaršího organického materiálu , který vedl ke vzniku života na Zemi [36] .
Kometní prach se pohybuje primárně pod vlivem dvou sil: sluneční gravitace a tlaku slunečního záření . Sluneční tlakové zrychlení ( FR ) se obecně měří v jednotkách slunečního gravitačního zrychlení ( FG ) ve stejné vzdálenosti. Výraz pro tuto bezrozměrnou veličinu, β = F R / F G , je následující: β = 0,57 Q pr /ρa, kde ρ je hustota prachového zrna, vyjádřená v gramech na centimetr krychlový, a je poloměr prachové zrno, v mikrometrech, Q pr je účinnost radiačního tlaku, která závisí na velikosti, tvaru a optických vlastnostech prachového zrna [37] . Pro kometární prach je účinnost radiačního tlaku obvykle v řádu jednotek [38] . Pokud sestrojíme závislost β na poloměru částice, pak maximální hodnoty β pro různé materiály přítomné v ohonu komety dosáhneme při hodnotách poloměru ležících v rozmezí 0,1–0,2 μm. Proto pro částice a ≥ 0,2 μm zůstává Q pr přibližně nezměněné a hodnota β je úměrná a −1 [39] .
Otázku vlivu elektrifikace prachových částic na jejich pohyb v důsledku interakce s meziplanetárním magnetickým polem věnovali zejména Wallis a Hassan, dále Goraniy a Mendis. Došli k závěru, že zrychlení způsobené Lorentzovou silou pro částice a = 0,3 µm je nevýznamné, pro částice a = 0,1 µm je srovnatelné s tlakovou silou slunečního záření a pro částice s a ≤ 0,03 µm převažuje [ 40] [41] . Sekanina píše, že hodnota potenciálů je obvykle jen několik voltů ve vzdálenostech větších než 2·10 5 km od jádra komety. Obecně platí, že kometární prach získává nebo ztrácí náboj prostřednictvím následujících hlavních efektů: připojení elektronů a iontů plazmatu, které je nejúčinnější při nízkých teplotách plazmatu; sekundární emise elektronů , která je účinná při vyšších teplotách plazmatu (>10 5 K); ztráta elektrického náboje v důsledku fotoelektrického jevu , který hraje důležitou roli v plazmatu s nízkou hustotou (<10 3 cm −3 ) [42] .
| Komety | ||
|---|---|---|
| Struktura | ||
| Typy | ||
| Seznamy | ||
| viz také |
| |