彗星の氷の起源についての洞察

彗星は分子雲当時から形成されて始原物質の塊のような存在。原始地球に後付けされた微惑星に類似した成分の彗星（後期重爆撃期）。大気と有機物には影響していると思われるが、海洋成分には寄与してない。以下、機械翻訳。
彗星の氷の起源についての洞察
ロゼッタ/ROSINA 質量分析計データ
抽象的な。 ここでは、彗星に向かうESAの探査機ロゼッタに搭載された質量分析分光計ROSINAの主な発見のいくつかをレビューします。
67P/チュリュモフ＝ゲラシメンコ。 ROSINAは2年以上にわたり、彗星の核から昇華するガスの組成を継続的に測定しました。
ROSINA の測定により、起源についての洞察が得られました
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの氷。 得られた分子、元素、および同位体の存在量から、より複雑な組成が明らかになりました。
以前に知られていたよりも。 さらに、これらの測定値のサブセットは、分子のかなりの部分が体内に取り込まれたことを示しています。
彗星は太陽系の形成より前に誕生しました。
キーワード: 彗星科学、彗星物質の起源、ロゼッタミッション、質量分析、彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ
1 ロゼッタミッション
欧州宇宙機関のロゼッタミッションに同行し、徹底的にサポート
チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星（以下、67P）を2年以上調査しました
2014年8月初旬の彗星の到着から始まり、2016年9月の終わりに周回機が核表面に最終降下するまでの数年間。
ロゼッタは核の内部を調査するために派遣され、その表面の物理的プロセス、塵とガスのコマ、およびそれらとの相互作用
太陽風[1]。 特に科学の目標には、「揮発性物質と耐火物の化学的、鉱物学的、同位体組成 彗星の核」と「彗星の活動の発展の研究」。
1.1 67P彗星/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星
67P 彗星は、1959 年に木星に接近して以来、現在の 6.4年の楕円軌道上にある木星族彗星 (JFC) です [2]。 67Pには顕著な特徴があります
衝突合体 [3] の結果であると考えられる二葉状の形状とその傾き
その回転軸のずれにより、顕著な季節的ガス放出が引き起こされます [4]。 二人の間に
ロゼッタが彗星に同行した年、67Pは約1個失われた
その質量の h
ガスの放出とそれに伴う粉塵の質量損失 [5]。 その結果、侵食率は次のようになりました。
特に経験した南半球では数メートルに達する
1.24天文単位の近日点付近で、短いながらも激しい夏が始まります。

1.2 ROSINA イオンおよび中性ガス質量分析計スイート
ロゼッタは、ROSINA、
イオンおよび中性分析用のロゼッタ オービター分光計。 ROSINA は、二重集束質量分析計 DFMS、
リフレクトロン型飛行時間型質量分析計 RTOF、COmet
圧力センサー COPS [6]。 RTOF、DFMS、COPS では中性ガスが流入します。
電子衝撃により機器がイオン化した。 DFMS では、静電気のセット
特定の質量/電荷を持つイオンを選択するために磁場が使用されました。
マイクロチャンネルプレート（MCP）検出器での検出。 RTOF では、イオンは
鋭いパルスによって抽出され、MCP 検出器までの飛行時間が測定され、質量/電荷に変換されました。 COPS では、新しく形成されたイオンの流れ
が測定され、局所的な中性ガス密度に関係します。
2 ROSINA の起源に関する測定
彗星67Pの物質
ROSINA は、ロゼッタ ミッションのいくつかの科学目標に取り組むことに専念しました。
67P の氷の起源と彗星との相互作用に焦点を当てます。
日[6]。 この目的のために、DFMS、RTOF、および COPS 測定が使用されました。
揮発性物質の化学組成と同位体組成を決定する
彗星が広範囲をカバーしている間、コマ状態を監視し、ガスの放出を監視しました。
太陽系内部の太陽中心距離。 ROSINAを手術しました
ロゼッタミッションを通してほぼ継続的に。 体内の主なガスは、
67P のコマは H2O、CO2、CO であり、その後に多数のマイナー種が続きました
[7]、そのうちのいくつかは彗星で初めて測定されました。 以下では、
彗星物質の起源に関する主要な測定結果のサブセットは、
議論されるだろう。
2.1 酸素分子
まず、ロゼッタミッションの早い段階で、驚くべき量の O2 が発生しました。
H2Oに関して(3.80±0.85)%程度の相対存在量が見出された
67Pはコマ状態にある[8]。 近日点付近と全体で積分した比率
ミッションは同等で、それぞれ (3.1±1.1)% [7] と (2.3±0.5)% [9] でした。
ESAのジョット彗星接近中性質量分析計データの再分析
1986 年の 1P/Halley は、同様の O2/H2O 比 (3.70±1.7)% を示しました [10]。 これ
O2 は彗星の中でかなり一般的な種である可能性があることを示唆しています。 さらに、測定結果は、非常に高いにもかかわらず、O2 が H2O とかなりよく相関していることを示しました。
昇華温度が異なる[11]。 考えられるいくつかの形成メカニズム
O2 の影響については議論されましたが、水氷の放射線分解などのプロセスも議論されました [12]。
水の氷の脱着中の不均化[13]、または核または塵粒子の酸化表面と高エネルギー水イオンのイーリー・リデアル反応[14]のように思われる
両方の分子に見られる異なる酸素同位体比と矛盾している
(表1を参照)。 さらに、軌道ごとの数メートルの浸食 [15] により、継続的に露出しています。
彗星の内部から採取された新鮮な物質で、物質の加工が制限されている
化学反応や放射線照射などによって。 そして水イオンの流れも
観測された O2 量を説明するには低すぎます [16]。 さらに有望なのが、
前太陽起源 [17]、おそらくガス粒子化学によるもの [18]。
2.2 揮発性の高い種
CO、N2、CH4、O2 [11] などの一連の揮発性の高い種は、
ロゼッタミッション中ずっとコマ状態にあった。 67PのようなJFCが予想される
数回の飛行の間に、上部数100メートルで最大60Kの加熱を受けたと考えられます。
JFCになる前に約7天文単位のケンタウルス軌道上で100万年を過ごした[19]。 これ
揮発性の高い種である希ガスが徐々に拡散し、消失する可能性があります。
ネオンなどは検出されませんでした[20]。 確かに、67Pはかなり枯渇しているようです
オールト雲彗星と比較した揮発性種 [17]。 一方でエロージョンは
プロセスは、次のことを考慮して、再び新鮮な材料へのアクセスを提供する可能性があります。
彗星はすでに数回太陽系内部を訪れています[2]。 それにしても、これらは
測定によれば、67P のような彗星は、より大きな彗星の一部ではなかったことが示されています。
母体であるため、放射性加熱などにより暖かい[21]。 追加
67P の低温起源と貯蔵の証拠についてはセクション 2.4 で後述します。
しかし、これらのいくつかは非常に危険であることを考えると、状況はさらに複雑になります。
揮発性種はサブパーセントレベルで存在します。 その結果、ガスの放出が
挙動は主要な揮発性物質である H2Oと CO2に強く影響されます。 純粋でありながら
CH4や N2などの種で構成される氷は、それらの影響によりすでに失われている可能性があります。
高い揮発性、H2Oと CO2に捕捉されたフラクションの共脱着 (または損失)
H2O などの相転移に関連するもの) がリリースの鍵となる可能性があります [22]。


図 1. 彗星 67P (x 軸) と ISM 内のいくつかの天体の相対存在量
(y 軸)。 左: O 含有種、メタノール、CH4O に正規化。 中：Nベアリング
シアン化水素、CHN に正規化された種。 右: 正規化された S 含有化合物
硫化カルボニル (COS) との完全な相関が黒い固体に沿って見つかります。
破線間の係数 10 以内。 データは [7、29、30] から取得されました。
ROSINA で区別できない場合は異性体を合計しました。


表 1. ROSINA が測定した 67P 彗星の同位体比
[17,41,46,51,52,53,54,55,56]。 色は、増加したもの（赤）、同等のもの（緑）、または
対応する原始太陽系と比較して、より低い（青色）重同位体存在量
比率 [57,58,59]。 硫黄同位体のサブセットが複数の期間で測定されました
ロゼッタミッション中。

3 要約と結論
ROSINA のいくつかの重要な測定結果は、67Pの氷が継承されていることを示しています。
私たちの太陽系の形成に先立つ段階から [17]: 相対存在量
彗星のコマで測定された分子は、彗星のコマで測定された分子と類似している
ISM [29,30]。 さらに、単一重水素化と二重重水素化の D/H 比
水、豊富な酸素、および揮発性の高い種の存在が示唆されます。
法人化以来、彗星物質の処理は限られている[41、43、62]。
原始太陽比と比較した一連の揮発性種の同位体比の顕著な違いは、太陽体内での物質の混合が示唆されています。
彗星に組み込まれる前のシステムはかなり制限されていました [17,62]。 また、
67P のような彗星は、地球の大気圏 [49] やプレバイオティクスの有機物在庫 [26] に大きく貢献した可能性があるが、海洋 [61,26]地球環境にはそれほど貢献していない