El polvo de cometa es polvo cósmico de origen cometario . El estudio del polvo cometario puede proporcionar información sobre el tiempo de formación de los cometas y, por tanto, sobre el tiempo de formación del sistema solar [1] [2] . En particular, los cometas de período largo están lejos del Sol la mayor parte del tiempo , donde la temperatura del ambiente es demasiado baja para que ocurra la evaporación. Solo acercándose al Sol y al calor, el cometa libera gas y polvo disponibles para la observación y la investigación. Las partículas de polvo del cometa se vuelven visibles debido a la dispersión de la radiación solar por parte de ellas. Además, parte de la energía solar es absorbida y emitida en el rango infrarrojo [3] . El brillo de una superficie reflectante (que es un grano de polvo) es proporcional a su iluminación y reflectividad . Y la iluminación de una fuente puntual o esféricamente simétrica (que es el Sol) varía inversamente con el cuadrado de la distancia a él [4] . Si asumimos la esfericidad del grano de polvo, la cantidad de luz reflejada depende de la sección transversal de la proyección de la forma de la partícula de polvo y, por lo tanto, es proporcional al cuadrado de su radio [5] .
I. Newton asumió que el cometa consta de un núcleo sólido, que brilla con la luz solar reflejada, y una cola formada por el vapor liberado por el núcleo. Esta idea resultó ser correcta, pero la naturaleza física de los cometas se ha discutido durante casi tres siglos [6] . En el siglo XIX, el astrónomo italiano D. Schiaparelli sugirió un origen común de meteoros y cometas; luego, el profesor Tet publicó su teoría de la estructura de los cometas, en la que consideraba que un cometa está compuesto de muchas piedras o meteoros, que en parte están iluminados por el Sol, y en parte emiten luz de forma independiente como resultado de numerosas colisiones entre sí . 7] .
El primer paso significativo en el estudio de la dinámica del polvo cometario fue el trabajo de F. Bessel , dedicado al estudio de la morfología de la coma del cometa Halley durante su aparición en 1835. En este trabajo, Bessel introdujo el concepto de una fuerza repulsiva (repulsiva) dirigida lejos del Sol [8] . A finales del siglo XIX, el científico ruso F. Bredikhin introdujo conceptos que todavía se utilizan a menudo en los estudios de formación de la cola de polvo de un cometa: syndynams (la ubicación geométrica de todas las partículas de polvo con los mismos valores de β que se emiten de forma continua a velocidad cero con respecto al núcleo) [9] y síncrono (ubicación geométrica de partículas de polvo que fueron expulsadas de un cometa al mismo tiempo) [10] . A finales de los siglos XIX y XX, la fuerza repulsiva fue identificada y aceptada por la comunidad científica como presión de radiación solar .
En 1950, Whipple propuso un modelo del núcleo de un cometa como una mezcla de hielo con partículas intercaladas de materia meteórica (la teoría de la "bola de nieve sucia"). En particular, según él, las partículas de polvo son expulsadas del núcleo del cometa y aceleradas a sus velocidades constantes bajo la influencia del gas, cuya velocidad de expulsión es mucho mayor. La velocidad constante se alcanza cuando el polvo y el gas se separan dinámicamente [11] . Probstin propuso las primeras soluciones a los problemas de la dinámica de polvos y gases . Según sus cálculos, la velocidad constante se alcanza a una distancia de unos 20 radios del núcleo, y el valor de la velocidad a una temperatura del gas de 200 K es de 0,36 a 0,74 km/s [12] .
El advenimiento de la era espacial hizo posible la exploración de cometas fuera de la atmósfera terrestre . Entonces, en 1986, se enviaron varias naves espaciales al cometa Halley . Los estudios realizados por naves espaciales mostraron que las partículas de polvo eran predominantemente silicatos , pero también se atraparon partículas de polvo que estaban compuestas casi en su totalidad por material orgánico (compuesto por átomos de hidrógeno , carbono , nitrógeno y oxígeno ) [13] . En el sitio de medición también se encontró una gran cantidad de pequeños granos de polvo con radios inferiores a 0,1 µm, que se pueden ver utilizando observaciones terrestres [14] . El espectrómetro de masas PUMA, que estaba a bordo de la nave espacial Vega-1 , encontró que la relación de los componentes de polvo orgánico y de silicato en el cometa Halley es aproximadamente igual a la unidad, es decir, M o /M si =1 [15] . Se ha informado que las partículas de polvo mineral son más pesadas que las orgánicas y son visibles más cerca del núcleo [16] . Ninguna de las partículas de polvo identificadas durante el estudio del cometa Halley consistía en un solo mineral [17] . Las mediciones de corrientes de polvo durante el paso de naves espaciales cerca de los núcleos de los cometas 1P/Halley (" Giotto ") y 81P/Wilde 2 (" Stardust ") mostraron la presencia de partículas que se distribuyen en una gama muy amplia de tamaños, que tienen equivalente radios de nanómetros a milímetros y se distribuyen aproximadamente de acuerdo con la ley de potencia n(a)=a γ ( a es el radio del grano de polvo) con el índice, γ de −2 a −4, dependiendo del tamaño del polvo granos y su ubicación en el coma cometario [18] . Es extremadamente raro, poco después de que el cometa haya pasado el perihelio , que se puedan observar anti-colas apuntando hacia el Sol (desde el punto de vista del observador). Contienen solo partículas pesadas, normalmente de 0,01 a 0,1 cm3 [19] . El interés por los cometas se despertó en 2014 durante el estudio del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (incluida la composición química) por parte de la nave espacial Rosetta [20] .
Un conglomerado de hielo polvoriento a distancias considerables del Sol está compuesto de materia de silicato, materia orgánica y hielo, y su proporción (en masa) es de aproximadamente 1:1:1 [21] .
El polvo de cometa es una mezcla no homogénea de silicatos cristalinos y amorfos (vidriosos) (los más comunes son forsterita (Mg 2 SiO 4 ) y enstatita (MgSiO 3 ), olivino (Mg, Mn, Fe) 2 [SiO 4 ]) y piroxenos ( un grupo de minerales de la subclase silicatos de cadena), refractarios orgánicos (de los elementos H, C, O y N), pequeñas cantidades de óxidos y otros constituyentes como el sulfuro de hierro. El resultado más interesante obtenido en los estudios del cometa 81P/Wild 2 es el descubrimiento de inclusiones refractarias de calcio y aluminio similares a las que se encuentran en los meteoritos primitivos [22] .
Greenberg y Hage [23] simularon el coma de polvo del cometa Halley . Uno de los resultados de la simulación es la cantidad física obtenida por los autores, que se denomina porosidad , P. P=1- Vsólido / Vtotal . Aquí V sólido es el volumen de material sólido dentro del agregado poroso, V total es su volumen total. El valor de porosidad resultante es P=0,93 - 0,975. La gran porosidad del material de polvo cometario también se evidencia por las densidades de los núcleos de varios cometas obtenidas por los científicos, así como por las densidades observadas de micrometeoros. Dado que los agregados de polvo son muy porosos, no es de extrañar que algunos de ellos se desintegren, es decir, se fragmenten. Combi llevó a cabo el modelado de isofotos de imágenes CCD del cometa Halley y llegó a la conclusión de que la fragmentación juega un papel importante en la formación de la coma polvorienta del cometa Halley [24] . Para explicar el rápido crecimiento de las corrientes de polvo durante un corto período de tiempo en la coma del cometa Halley, Simpson y otros también propusieron el fenómeno de la fragmentación del polvo [25] . Konno y otros identificaron el estrés por calor y la aceleración del polvo como posibles fuentes de fragmentación [26] . El mecanismo responsable de la fragmentación también puede ser la acción de fuerzas electrostáticas sobre granos de polvo quebradizos con baja resistencia a la tracción [ 27] y/o la evaporación de agregados de CHON [28] .
Al liberarse del núcleo del cometa, el gas neutro y el polvo no separados dinámicamente forman una coma . Y ya a unas pocas decenas de radios de cometas de la superficie, el polvo se separa dinámicamente del gas [30] y forma una cola de polvo. La curvatura de la cola de polvo en la dirección opuesta al movimiento del cometa ocurre debido a la conservación del momento angular [31] . Debido a la baja presión de la radiación solar , las partículas de polvo pesado permanecen en la órbita del cometa, y aquellas que son demasiado pesadas para vencer la fuerza de atracción relativamente pequeña del núcleo del cometa, vuelven a la superficie y se convierten en parte del manto refractario [32]. ] . El gas en coma rápidamente, en cuestión de horas, se disocia y se ioniza , los iones bajo la acción del viento solar forman una cola de iones, que ocupa una posición espacial diferente a la cola de polvo, sin embargo, cerca de la coma, estas colas se superponen, formando una cola de iones. plasma polvoriento (gas ionizado que contiene partículas de polvo, que varían en tamaño desde decenas de nanómetros hasta cientos de micrones ) [33] .
Al analizar el movimiento de las formaciones de polvo en el coma de un cometa, los científicos han encontrado el valor de la velocidad constante de las partículas de polvo. Entonces, a distancias heliocéntricas de alrededor de 1 UA. es decir, las velocidades del cometa 109P/Swift-Tuttle [34] y del cometa 1P/Halley [35] se encuentran entre 0,4 y 0,5 km/s. Habiendo superado el camino a través de la cola de polvo, las partículas de polvo ingresan al medio interplanetario, y algunas de ellas vuelven a ser visibles en forma de luz zodiacal , y algunas caen sobre la superficie del planeta Tierra . El polvo de cometa podría ser potencialmente la fuente del material orgánico más antiguo que condujo al origen de la vida en la Tierra [36] .
El polvo del cometa se mueve principalmente bajo la influencia de dos fuerzas: la gravedad solar y la presión de la radiación solar . La aceleración de la presión solar ( F R ) generalmente se mide en unidades de aceleración de la gravedad solar ( F G ) a la misma distancia. La expresión para esta cantidad adimensional, β = F R / F G , es la siguiente: β = 0.57 Q pr /ρa, donde, ρ es la densidad del grano de polvo, expresada en gramos por centímetro cúbico, a es el radio de el grano de polvo, en micrómetros, Q pr es la eficiencia de la presión de radiación, que depende del tamaño, la forma y las características ópticas del grano de polvo [37] . Para el polvo cometario, la eficiencia de la presión de radiación suele ser del orden de la unidad [38] . Si construimos la dependencia de β en el radio de la partícula, entonces el valor máximo de β para varios materiales presentes en la cola del cometa se logra en valores del radio que se encuentran en el rango de 0,1 a 0,2 μm. Por lo tanto, para partículas a ≥ 0.2 μm, Q pr permanece aproximadamente sin cambios, y el valor de β es proporcional a a −1 [39] .
Wallis y Hassan, así como Goraniy y Mendis prestaron atención a la cuestión de la influencia de la electrificación de las partículas de polvo en su movimiento debido a la interacción con el campo magnético interplanetario. Llegaron a la conclusión de que la aceleración provocada por la fuerza de Lorentz para partículas a = 0,3 µm es insignificante, para partículas a = 0,1 µm es comparable a la fuerza de presión de la radiación solar, y para partículas con a ≤ 0,03 µm prevalece [ 40 ] [41] . Sekanina escribe que el valor de los potenciales suele ser de unos pocos voltios a distancias superiores a 2·10 5 km del núcleo del cometa. En general, el polvo cometario gana o pierde carga a través de los siguientes efectos principales: la unión de electrones e iones de plasma, que es más eficaz a bajas temperaturas de plasma; emisión de electrones secundarios , que es eficaz a temperaturas de plasma más altas (>10 5 K); pérdida de carga eléctrica debido al efecto fotoeléctrico , que juega un papel importante en el plasma de baja densidad (<10 3 cm - 3 ) [42] .
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