近日点付近では活動が盛んになってダスト、ガス共に大量に生成されるけど遠日点付近でも２AU辺りと変わらないほど生成している。彗星って地球から見えないだけで公転軌道上では毎日彗星活動しているんだ。以下、機械翻訳。
彗星 67P の塵とガス生成の定量的説明は謎のまま
概要
彗星核からの塵放出のメカニズムはまだ未解決の問題であり、
熱物理モデルにはガス放出速度と粉塵生成速度の再現に問題がある
同時に。 この研究では、かなり単純な熱物理学の機能を調査します。
チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pのロゼッタ計器による観測と一致するモデル
そしてモデルバリエーションの影響。 マクロ多孔質の表面構造が構成されていると仮定します。
小石の影響を調べ、さまざまなモデルの仮定の影響を調査します。 のシナリオのほかに、
蒸気圧が引張強度を超えたときにどの塵の層が噴出するのかを使用します。
層の氷の減少に応じた人工的な放出メカニズム。 私たちは塵の活動を発見しました
圧力基準に従うことは、引張強さの値が低下しているか、または低下している場合にのみ可能です。
ガス拡散率は、活動が促進されるため、観察されたガス放出速度と一致しません。
CO2によって。 層が完全に堆積したときに塵の活動が引き起こされると仮定した場合にのみ、
H2O で枯渇すると、CO2 対 H2O のガス放出速度の比率は予想どおりの大きさになります。
ただし、塵と水の比率は決して再現されません。 ガス拡散率が低下した場合のみ、
H2O ガス放出速度の傾きは一致していますが、絶対値が低すぎます。 調べる
到達可能な最大圧力を考慮して、ガス不透過性粉塵と同等のモデルを採用しました。
構造。 ここでは、引張強度を桁違いに超える圧力がかかる可能性があります。
H2O-、CO2-、および CO2- の最大活動距離は 3.1 au、8.2 au、および 74 au と推定されました。
それぞれ1cmサイズの塵のCOによる活動。 結論として、塵の背後にあるメカニズム
放出は依然として不明である。
キーワード: 手法: 数値 – 彗星: 一般 – 放射メカニズム: 熱 – 伝導
1 はじめに
彗星の特徴は、観測できる塵やガスの活動です。
彼らの昏睡状態と尾の状態。 ただし、結果として生じる物理的なプロセスは、
活動についてはよく理解されていません。 昇華しているのは明らかです
揮発性物質の量が彗星の活動の鍵となるが、塵はどのように放出されるのか
粒子またはその塊は、現在の理論的、数値的、実験的研究の一部です。 いわゆる凝集性のボトルネック
は、逃げるガス流の低圧が材料と材料の凝集力を克服しなければならないという未解決の問題を説明しています。
塵のような物質を排出する重力 (Keller & Kührt 1993;ジュイットら。 2019）。 彗星では重力は通常無視できるほど小さい。 引張強さで表される凝集力は、
材料特性 (Bischoff et al. 2020) とその構造について
粒度や体積充填率などの用語 (Skorov & Blum)
2012）。 マイクロメートルサイズのダストは、より高い引張強度を持っています。
接触表面積が大きくなるため、ダスト粒子が大きくなります。 圧縮された材料は、多孔質の材料よりも高い引張強度も備えています。
サンプル。 マイクロメートルサイズの塵の凝集体は減少します。
凝集体の接触面積が減少するため、引張強度が低下します。
彗星に関しては、そのような塊または「小石」が影響を与える可能性があります。
重要な役割を果たしており、社会の構成要素となることが広く期待されています。
原始惑星系円盤で形成された彗星 (Blum et al. 2017; Ciarniello
他。 2021年、2022年。 フル2022; ブルームら。 2022年）。
昇華する氷が到達できる圧力は、温度、上にある物質の構造、および温度によって決まります。
氷の素材そのもの。 一酸化炭素は非常に揮発性が高く、
30 ～ 40 K 付近の温度で効率的に昇華しますが、
二酸化炭素は約 100 ～ 120 K の温度を必要とします。 水の氷
180 K 付近で効果的に昇華し始めます。したがって、これらの氷は
太陽からの距離や彗星表面下のさまざまな深さで活動が引き起こされます。 観察的には、活動
彗星の数は 20 天文単位を超える距離でも発見されました (Jewitt et al.
2019年、2021年。 ファーナムら。 2021）。 この活動ができないことは明らかです
水氷のガス放出によって引き起こされます。
昇華以外にも、
エネルギーを消費するだけでなく、エネルギーを放出する相転移も、遷移などの塵の活動において重要な役割を果たしている可能性があります。
アモルファスから結晶質の水氷へ (Prialnik & Merk 2008)。
他の揮発性物質は非晶質の水の氷に閉じ込められる可能性があり、
相変化が起こると放出される(Bar-Nun et al. 1985, 1987)。
この転移は温度が 100 K を超える場合に顕著になります。微粒状の水氷の場合、温度が 100 K を超えると焼結が顕著になります。
効率的な昇華が達成されます (Gundlach et al. 2018b)。 焼結は、接触している氷粒子間の成長するネックを表します。
熱伝導率の変化、それが彗星の役割を果たす可能性がある
アクティビティ。 圧力を高めるには、上にある材料の構造が重要です。 浸透性の低いシステムでは、圧力が高くなる可能性があります。
ガスが容易に逃げるシステムと比較して、
宇宙へ。
彗星表面の引張強度の測定では、数桁の範囲にわたる結果が得られ、次の条件に依存します。
観察された長さのスケール。 彗星物質の引張強度と圧縮強度の測定の概要をご覧いただけます。Biele et al. （2022年）。 彗星の崖崩れの解析
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ (以下、彗星 67P) は、1 Pa 程度の引張強度値を導き出しました (Attree et al. 2018b)。 から
地球の大気中でのミリメートルサイズの彗星流星の分裂の観察、小さな長さの引張強度
規模が推定できる。 彼らが命令に従って所持していることが判明した
1〜10 kPa (Blum et al. 2014)。 半径𝑅の小石の山の場合、
Skorov & Blum (2012) は理論的に引張強さを導き出しました。
𝜎(𝑅) = 𝜎0 Φpack（𝑅/1mm）^−2/3、 (1)
𝜎0 = 1.6 Pa、Φpack がその体積充填率です。
小石の梱包。 したがって、ミリメートルからセンチメートルの小石のサイズの場合、
(Zsom et al. 2010; Lorek et al. 2018)、低引張強度 ≲ 1 Pa
は予想されており、実験的に確認されました (Blum et al. 2014;
ブリセットら。 2016）。 図 1 は、予想される必要なストレスを示しています
表面下の深さに応じて小石の層を解放します
異なる小石半径 𝑅 に対する彗星 67P の変化。 張力も含まれます
式 1 からの強度と、次の条件を仮定した各層の重量
密度 532 kg/m3
重力加速度は 2×10^−4 m/s です。
比較のために重量のみから生じる応力をプロットしています。
半径がセンチメートルサイズまでの小石の場合、重さのみが影響します。
数デシメートルを超える深さでの役割。
小石内部の引張強さは次の値に匹敵します。
流星で見られますが、材料の組成によって異なります。 の中に
実験室では、シリカについて測定されました (〜 kPa、Meisner et al. 2012;
ガンドラックら。 2018a)、水の氷 (〜 kPa、Gundlach et al. 2018a)、
二酸化炭素 (数十から数百 kPa、Fritscher & Teaser 2022)
およびいくつかの有機材料（数百パスカルから数十 kPa、ビショフら。 2020年）。
これらの引張強さの値により、次のことが必要になる場合があります。
凝集力を低下させて粉塵を排出します。 熱加工、せん断
変形 (Matonti et al. 2019) や亀裂の形成が起こる可能性があります。
彗星の活動にとって重要である可能性がある(Jewitt et al. 2019)。 一般に、広範囲の地質現象が観察されています。
彗星について (Sunshine et al. 2016)。 67P彗星にはいくつかの亀裂があった
メートルスケールが観察されました (El-Maarry et al. 2015)。 彼らはできるだろう
これは、熱破壊と組み合わせた焼結プロセスに起因すると考えられます (Auger et al. 2018; Höfner et al. 2017)。 アトリーら。 (2018a)
温度変化によって引き起こされる応力をモデル化し、次のことを発見しました。
応力は通常約 25 cm の深さまで浸透する可能性があります。 これらと
他の地質学的影響により凝集力が低下する可能性があり、
凝集のボトルネック問題を解決します。 しかし、そのようなプロセスについてはさらなる研究が必要です。過去数十年間、多くの研究者が熱物理のモデルに取り組んできました。
図 1. 小石層 (式 1) と層の引張強さの合計
半径 𝑅 = 0.5 mm の小石の層の厚さの関数としての重量
(オレンジ色、一点鎖線)、𝑅 = 5 mm (緑色、実線)、および 𝑅 = 50 mm (赤色、実線)点線)、質量密度を 532 kg/m3 と仮定
そして重力加速度
2 × 10^−4 m/s。 線は、層の厚さに対応する層の厚さで始まります。
小石の直径。 青い破線は、次の影響による圧力を表します。
レイヤーのみの重み。
彗星の状態をシミュレートしようとします (「例えば、ケラーら。 2017年; プリアルニク＆シークス 2017; フルら。 2019年、
2020b、a; 胡ら。 2019年; ガンドラックら。 2020年; ダビデソン2021;デビッドソンら。 2021、2022）。 いくつかのアプローチが使用され、
さまざまなモデルでさまざまな側面が考慮されました。 しかし、
すべての場合において、簡素化または制限を適用する必要がありました。
彗星表面の複雑さと未知の側面。
Davidsson らのモデリング アプローチ。 (2021)できました
で測定された水と二酸化炭素のガス放出率に適合するように
ROSINA装置を使った彗星67P。 彼らは粉塵を氷に変える装置を使用しました
質量比 1 対 2、CO2 存在量 11 ～ 32 パーセント
氷の総質量。 それらのフィッティングパラメータは細孔の長さと
細孔半径を考慮し、水のガス放出により放出されると仮定しました。
粉塵の排出に関する他の基準を持たない同じ質量の粉塵。
彼らのモデルでは、2 つの氷の昇華フロントの深さは
進化し、ダストマントルの厚さは通常 ≲ 2 cm になりました。
CO2 は深さ 1.9 m (南) の遠日点付近で昇華した
半球）および〜 3.8 m（北半球）。 データに適合させるには、
デビッドソンら。 (2021) 近似パラメータの変更が必要でした
進化する空気落下資料で説明された近日点
遠日点通過中、および CO2 による物質の圧縮
昇華。
マッシャーら。 (2019) 67P 上の 2 つの領域の 3D 熱モデルを使用して、接線方向の熱流の影響を調査しました。
そしてその結果を MIRO データと比較しました。 彼らは逸脱を発見した
1D モデルと 3D モデルの間で、下の最初の 5 cm は最大 30 K
表面。 一般に、67P の場合、複雑な形状は次のようになります。
重要な影響力。 マッシャーら。 （2019）は一致することができました
MIRO サブミリ波長の結果は、ミリ波長観測。
別のモデルが Fulle らによって提案されました。 (2019、2020b、a)、
これは、小石自体が存在する小石構造を想定しています。
より小さな凝集体の下部構造を持っています。 このような構成では、
より高い圧力に達する可能性があり、その結果、粉塵活動が継続的に発生します
浸食が脱水よりも優勢な場合。 彼らは侵食を発見した
そして水蒸気の流束は原子核の塵と氷の質量比に依存しません。 粉塵と氷の質量比は脱水速度に影響を与える
それだけ。 水の生成速度は、以下の測定結果とよく一致しています。
彗星 67P (Ciarniello et al. 2021) 塵から氷への移行速度が比較的高い
質量比 > 5 (Fulle et al. 2020a)。
スコロフら。 (2020) 観察された急激な増加が判明した
ガス生成の増加は、南極付近の活性領域の割合の増加によって説明できます。 また、彗星67Pの極日
より深い浸透により、より深い層での昇華が可能になります。
熱波の。 一般に、複雑さには注意する必要があります。
67P彗星の不規則な形状と大きな傾斜により、
多くのエフェクトでは、モデリングでは無視する必要があることがよくあります。
スコロフら。 (2021, 2022) は、気孔率にばらつきがあることを発見しました。
ダスト層は、環境に応じてガス生成量を変化させます。
層の厚さ。 巨視的な空洞や亀裂は影響しません
ガスの発生量が大幅に増加します。
ガンドラックら。 (2020) モデルの結果と観測結果を比較
彗星 67P の近日点の南極領域から、
CO2 の昇華により大きな塵の塊が排出されますが、
水の昇華により小さな塵の集合体が排出されます。 ビショフの作品
他。 (2021) は熱物理モデルに氷を含めていませんでした。
表面温度に注目しているからです。 しかし、彼らは、
微孔質と微細孔を区別できることを示しました。
日中のさまざまな日射量に対する日の出時の表面温度を観察することにより、マクロ多孔質の表面構造を調べます。
この論文では、最初にセクション 2 で熱物理モデルと、上記の以前の研究と比較した変更点を示します。 セクション 3 では、さまざまなアプローチを比較します。
昇華する氷のガス放出速度と塵活動のさまざまな実装をモデル化します。 最大値を調べるには
彗星で到達可能な圧力について、さまざまなアプローチを紹介します。
セクション 4。ガス不透過性粉塵構造と同等のモデルの適応を含みます。 結果を比較して説明します
セクション 5 のロゼッタ ミッションとその他のモデルからの発見
そしてセクション 6 の展望で終わります。
図 2. モデルバリエーションの概要。 実行時間の容量の制約のため、可能なバリエーションのすべての組み合わせを実行したわけではありませんが、いくつかのバリエーションを選択しました。
最も有望な組み合わせを示します。 (*): 昼夜サイクルがないため、恒久的な照明を使用しないシミュレーションも実行しました。 これらが
ケース I.A.i.2a に対して実行され、さらに、一定の熱伝導率 (10-4 W/(K m) および 10-1 W/(K m)) が適用された 2 つのマクロ多孔質ケースに対して実行されました。
図 3. ケース I.A.i.3a の結果 (温度依存性熱伝導率、スケーリングなし、𝑏 = 10 mm、H2O 枯渇層を 1 日 1 回)。 左: 67P でのロゼッタ測定と比較した、インバウンド軌道でのガス放出とダスト生成率。 右: CO2 と H2O のガス放出速度と比率の比
ロゼッタ測定と比較した、到来軌道での塵の生成速度と H2O のガス放出速度との関係。
6 結論
この研究では、彗星のガス放出と塵の生成速度に対するさまざまなモデルの仮定の影響を調査しました。
温度依存性の熱伝導率と一定の熱伝導率を比較したところ、有意な差は見られませんでした。 したがって、
この研究から、この側面を制約することはできず、次のように結論付けることができます。
温度依存性の影響は少ないことが分かります。
ガス放出のスケーリングの影響も調査しました。
H2O と CO2 の割合を局所体積充填率で計算し、スケーリングなしの場合と比較しました。 ここでも、マイナーなものしか見られませんでした
違い。 体積充填率のスケーリングにより、わずかに
より高い圧力 (図 11 を参照) ですが、私たちのシナリオではこれは
引張強さの値を指定する場合にのみ結果に影響します。
10^−2 Pa と 10^−1 Pa の間の範囲（これ以上は調べませんでした）
調査。
さらに、さまざまな粉塵活動メカニズムを比較しました。
以前に使用されていたメカニズムに加えて、次のときにレイヤーが排出されます。
次のいずれかの蒸気圧が圧力閾値に達します。
氷に人工的な活動メカニズムを導入しました。 ここで、どちらか
一定数のレイヤーは枯渇するとすぐに排出されます
H2O (ケース 2a) または CO2 (ケース 2b)、または彗星の日に 1 回、すべて
氷のない層が排出されます。
いかなることも考慮に入れていないことに留意する必要があります。
67P彗星が示す複雑な形状の特徴を説明します。 シャドーイング
自己発熱は局所的なガス放出速度と粉塵に影響を与える可能性があります
アクティビティ。 シミュレーションによって季節的影響のみに対処しました
常設照明で走行します。 測定されたレートを基準にしました。
ロゼッタは1平方メートルまでであり、実際の照明は取りませんでした
強度または持続時間を考慮してください。 したがって、これらは次のように解釈できます。
赤道のシミュレーションと比較した下限として
平方メートル。
彗星内で到達可能な最大圧力を制限するために、
適応されたモデルを使用してシミュレーションを実行しました。これは、
ガスを通さない防塵構造です。 これでは捜査が出来ない
ガスが宇宙に逃げないため、ガス放出率が低くなります。
要約すると、主な結果は次のとおりです。
• CO2 圧力または枯渇が活動の原因である場合、
ガス放出速度を支配し、水のガス放出速度を上回っていますが、
CO2 氷はそれほど豊富ではありません。 人工の場合のみ、水が存在する場合
消耗は活性、ガス放出の比率に関与します。
速度は観測範囲内に収まります。
• CO2 削減による活動の場合、次のような結果が生じる可能性があります。
水の氷を含む複数の小石層の噴出。
H2O の枯渇による活動は、小石サイズの粉塵のみを排出します。
• 拡散長 𝑏 = 10 mm、小石として予想される
パッキングではガス放出速度の増加勾配に対応できません
対地心距離。 私たちの結果は、どのシナリオでも浅いものです
測定された曲線よりも。 拡散長を まで短くすると、
𝑏 = 10 𝜇m、傾きは観測値と似ていますが、絶対値は
H2O のガス放出率が低すぎます。 常設イルミネーションでも、
観測された近日点のガス放出率は、私たちの実験では達成できません。
モデル。
• 圧力による活動メカニズムの場合、拡散
長さは最大到達圧力にのみ影響します。 選択したしきい値を超えた場合 (すべての場合において CO2 圧力による)、結果として生じるガスと粉塵の生成率は、拡散長さ。
• 小石の予想される引張強度を克服するための圧力
杭やメートルサイズの岩の重量には、
空隙を埋める毛羽立った塵が追加されていない小石の充填と比較して、拡散率が低下 (𝑏 = 0...10 𝜇m) (Fulle & Blum)
2017）。 さらに、達成するには低いガス放出率が必要です。
そのような圧力に対して十分に高い温度が必要です。
昇華の潜熱によって消費されるエネルギーが多すぎます。
• 塵を通してガスが輸送されないモデルでは
67P 上の 1 cm の粉塵層の重さを超える圧力
(図 10 を参照) H2O は 3.1 au 以内、CO2 は到達可能
内部では 8.2 au以内、CO 内部では 74 au以内。 それらの距離は、
それぞれの種の最大活動距離として解釈されます。
彗星の塵放出メカニズムを真に理解するには、
高度なモデリングは実験室での作業に結び付ける必要があり、
彗星の観測。 これらのモデルは効果を考慮している可能性があります
焼結、熱亀裂、その他の現象について説明します。
調査していない。
彗星 67P の塵とガス生成の定量的説明は謎のまま
概要
彗星核からの塵放出のメカニズムはまだ未解決の問題であり、
熱物理モデルにはガス放出速度と粉塵生成速度の再現に問題がある
同時に。 この研究では、かなり単純な熱物理学の機能を調査します。
チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星67Pのロゼッタ計器による観測と一致するモデル
そしてモデルバリエーションの影響。 マクロ多孔質の表面構造が構成されていると仮定します。
小石の影響を調べ、さまざまなモデルの仮定の影響を調査します。 のシナリオのほかに、
蒸気圧が引張強度を超えたときにどの塵の層が噴出するのかを使用します。
層の氷の減少に応じた人工的な放出メカニズム。 私たちは塵の活動を発見しました
圧力基準に従うことは、引張強さの値が低下しているか、または低下している場合にのみ可能です。
ガス拡散率は、活動が促進されるため、観察されたガス放出速度と一致しません。
CO2によって。 層が完全に堆積したときに塵の活動が引き起こされると仮定した場合にのみ、
H2O で枯渇すると、CO2 対 H2O のガス放出速度の比率は予想どおりの大きさになります。
ただし、塵と水の比率は決して再現されません。 ガス拡散率が低下した場合のみ、
H2O ガス放出速度の傾きは一致していますが、絶対値が低すぎます。 調べる
到達可能な最大圧力を考慮して、ガス不透過性粉塵と同等のモデルを採用しました。
構造。 ここでは、引張強度を桁違いに超える圧力がかかる可能性があります。
H2O-、CO2-、および CO2- の最大活動距離は 3.1 au、8.2 au、および 74 au と推定されました。
それぞれ1cmサイズの塵のCOによる活動。 結論として、塵の背後にあるメカニズム
放出は依然として不明である。
キーワード: 手法: 数値 – 彗星: 一般 – 放射メカニズム: 熱 – 伝導
1 はじめに
彗星の特徴は、観測できる塵やガスの活動です。
彼らの昏睡状態と尾の状態。 ただし、結果として生じる物理的なプロセスは、
活動についてはよく理解されていません。 昇華しているのは明らかです
揮発性物質の量が彗星の活動の鍵となるが、塵はどのように放出されるのか
粒子またはその塊は、現在の理論的、数値的、実験的研究の一部です。 いわゆる凝集性のボトルネック
は、逃げるガス流の低圧が材料と材料の凝集力を克服しなければならないという未解決の問題を説明しています。
塵のような物質を排出する重力 (Keller & Kührt 1993;ジュイットら。 2019）。 彗星では重力は通常無視できるほど小さい。 引張強さで表される凝集力は、
材料特性 (Bischoff et al. 2020) とその構造について
粒度や体積充填率などの用語 (Skorov & Blum)
2012）。 マイクロメートルサイズのダストは、より高い引張強度を持っています。
接触表面積が大きくなるため、ダスト粒子が大きくなります。 圧縮された材料は、多孔質の材料よりも高い引張強度も備えています。
サンプル。 マイクロメートルサイズの塵の凝集体は減少します。
凝集体の接触面積が減少するため、引張強度が低下します。
彗星に関しては、そのような塊または「小石」が影響を与える可能性があります。
重要な役割を果たしており、社会の構成要素となることが広く期待されています。
原始惑星系円盤で形成された彗星 (Blum et al. 2017; Ciarniello
他。 2021年、2022年。 フル2022; ブルームら。 2022年）。
昇華する氷が到達できる圧力は、温度、上にある物質の構造、および温度によって決まります。
氷の素材そのもの。 一酸化炭素は非常に揮発性が高く、
30 ～ 40 K 付近の温度で効率的に昇華しますが、
二酸化炭素は約 100 ～ 120 K の温度を必要とします。 水の氷
180 K 付近で効果的に昇華し始めます。したがって、これらの氷は
太陽からの距離や彗星表面下のさまざまな深さで活動が引き起こされます。 観察的には、活動
彗星の数は 20 天文単位を超える距離でも発見されました (Jewitt et al.
2019年、2021年。 ファーナムら。 2021）。 この活動ができないことは明らかです
水氷のガス放出によって引き起こされます。
昇華以外にも、
エネルギーを消費するだけでなく、エネルギーを放出する相転移も、遷移などの塵の活動において重要な役割を果たしている可能性があります。
アモルファスから結晶質の水氷へ (Prialnik & Merk 2008)。
他の揮発性物質は非晶質の水の氷に閉じ込められる可能性があり、
相変化が起こると放出される(Bar-Nun et al. 1985, 1987)。
この転移は温度が 100 K を超える場合に顕著になります。微粒状の水氷の場合、温度が 100 K を超えると焼結が顕著になります。
効率的な昇華が達成されます (Gundlach et al. 2018b)。 焼結は、接触している氷粒子間の成長するネックを表します。
熱伝導率の変化、それが彗星の役割を果たす可能性がある
アクティビティ。 圧力を高めるには、上にある材料の構造が重要です。 浸透性の低いシステムでは、圧力が高くなる可能性があります。
ガスが容易に逃げるシステムと比較して、
宇宙へ。
彗星表面の引張強度の測定では、数桁の範囲にわたる結果が得られ、次の条件に依存します。
観察された長さのスケール。 彗星物質の引張強度と圧縮強度の測定の概要をご覧いただけます。Biele et al. （2022年）。 彗星の崖崩れの解析
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ (以下、彗星 67P) は、1 Pa 程度の引張強度値を導き出しました (Attree et al. 2018b)。 から
地球の大気中でのミリメートルサイズの彗星流星の分裂の観察、小さな長さの引張強度
規模が推定できる。 彼らが命令に従って所持していることが判明した
1〜10 kPa (Blum et al. 2014)。 半径𝑅の小石の山の場合、
Skorov & Blum (2012) は理論的に引張強さを導き出しました。
𝜎(𝑅) = 𝜎0 Φpack（𝑅/1mm）^−2/3、 (1)
𝜎0 = 1.6 Pa、Φpack がその体積充填率です。
小石の梱包。 したがって、ミリメートルからセンチメートルの小石のサイズの場合、
(Zsom et al. 2010; Lorek et al. 2018)、低引張強度 ≲ 1 Pa
は予想されており、実験的に確認されました (Blum et al. 2014;
ブリセットら。 2016）。 図 1 は、予想される必要なストレスを示しています
表面下の深さに応じて小石の層を解放します
異なる小石半径 𝑅 に対する彗星 67P の変化。 張力も含まれます
式 1 からの強度と、次の条件を仮定した各層の重量
密度 532 kg/m3
重力加速度は 2×10^−4 m/s です。
比較のために重量のみから生じる応力をプロットしています。
半径がセンチメートルサイズまでの小石の場合、重さのみが影響します。
数デシメートルを超える深さでの役割。
小石内部の引張強さは次の値に匹敵します。
流星で見られますが、材料の組成によって異なります。 の中に
実験室では、シリカについて測定されました (〜 kPa、Meisner et al. 2012;
ガンドラックら。 2018a)、水の氷 (〜 kPa、Gundlach et al. 2018a)、
二酸化炭素 (数十から数百 kPa、Fritscher & Teaser 2022)
およびいくつかの有機材料（数百パスカルから数十 kPa、ビショフら。 2020年）。
これらの引張強さの値により、次のことが必要になる場合があります。
凝集力を低下させて粉塵を排出します。 熱加工、せん断
変形 (Matonti et al. 2019) や亀裂の形成が起こる可能性があります。
彗星の活動にとって重要である可能性がある(Jewitt et al. 2019)。 一般に、広範囲の地質現象が観察されています。
彗星について (Sunshine et al. 2016)。 67P彗星にはいくつかの亀裂があった
メートルスケールが観察されました (El-Maarry et al. 2015)。 彼らはできるだろう
これは、熱破壊と組み合わせた焼結プロセスに起因すると考えられます (Auger et al. 2018; Höfner et al. 2017)。 アトリーら。 (2018a)
温度変化によって引き起こされる応力をモデル化し、次のことを発見しました。
応力は通常約 25 cm の深さまで浸透する可能性があります。 これらと
他の地質学的影響により凝集力が低下する可能性があり、
凝集のボトルネック問題を解決します。 しかし、そのようなプロセスについてはさらなる研究が必要です。過去数十年間、多くの研究者が熱物理のモデルに取り組んできました。
図 1. 小石層 (式 1) と層の引張強さの合計
半径 𝑅 = 0.5 mm の小石の層の厚さの関数としての重量
(オレンジ色、一点鎖線)、𝑅 = 5 mm (緑色、実線)、および 𝑅 = 50 mm (赤色、実線)点線)、質量密度を 532 kg/m3 と仮定
そして重力加速度
2 × 10^−4 m/s。 線は、層の厚さに対応する層の厚さで始まります。
小石の直径。 青い破線は、次の影響による圧力を表します。
レイヤーのみの重み。
彗星の状態をシミュレートしようとします (「例えば、ケラーら。 2017年; プリアルニク＆シークス 2017; フルら。 2019年、
2020b、a; 胡ら。 2019年; ガンドラックら。 2020年; ダビデソン2021;デビッドソンら。 2021、2022）。 いくつかのアプローチが使用され、
さまざまなモデルでさまざまな側面が考慮されました。 しかし、
すべての場合において、簡素化または制限を適用する必要がありました。
彗星表面の複雑さと未知の側面。
Davidsson らのモデリング アプローチ。 (2021)できました
で測定された水と二酸化炭素のガス放出率に適合するように
ROSINA装置を使った彗星67P。 彼らは粉塵を氷に変える装置を使用しました
質量比 1 対 2、CO2 存在量 11 ～ 32 パーセント
氷の総質量。 それらのフィッティングパラメータは細孔の長さと
細孔半径を考慮し、水のガス放出により放出されると仮定しました。
粉塵の排出に関する他の基準を持たない同じ質量の粉塵。
彼らのモデルでは、2 つの氷の昇華フロントの深さは
進化し、ダストマントルの厚さは通常 ≲ 2 cm になりました。
CO2 は深さ 1.9 m (南) の遠日点付近で昇華した
半球）および〜 3.8 m（北半球）。 データに適合させるには、
デビッドソンら。 (2021) 近似パラメータの変更が必要でした
進化する空気落下資料で説明された近日点
遠日点通過中、および CO2 による物質の圧縮
昇華。
マッシャーら。 (2019) 67P 上の 2 つの領域の 3D 熱モデルを使用して、接線方向の熱流の影響を調査しました。
そしてその結果を MIRO データと比較しました。 彼らは逸脱を発見した
1D モデルと 3D モデルの間で、下の最初の 5 cm は最大 30 K
表面。 一般に、67P の場合、複雑な形状は次のようになります。
重要な影響力。 マッシャーら。 （2019）は一致することができました
MIRO サブミリ波長の結果は、ミリ波長観測。
別のモデルが Fulle らによって提案されました。 (2019、2020b、a)、
これは、小石自体が存在する小石構造を想定しています。
より小さな凝集体の下部構造を持っています。 このような構成では、
より高い圧力に達する可能性があり、その結果、粉塵活動が継続的に発生します
浸食が脱水よりも優勢な場合。 彼らは侵食を発見した
そして水蒸気の流束は原子核の塵と氷の質量比に依存しません。 粉塵と氷の質量比は脱水速度に影響を与える
それだけ。 水の生成速度は、以下の測定結果とよく一致しています。
彗星 67P (Ciarniello et al. 2021) 塵から氷への移行速度が比較的高い
質量比 > 5 (Fulle et al. 2020a)。
スコロフら。 (2020) 観察された急激な増加が判明した
ガス生成の増加は、南極付近の活性領域の割合の増加によって説明できます。 また、彗星67Pの極日
より深い浸透により、より深い層での昇華が可能になります。
熱波の。 一般に、複雑さには注意する必要があります。
67P彗星の不規則な形状と大きな傾斜により、
多くのエフェクトでは、モデリングでは無視する必要があることがよくあります。
スコロフら。 (2021, 2022) は、気孔率にばらつきがあることを発見しました。
ダスト層は、環境に応じてガス生成量を変化させます。
層の厚さ。 巨視的な空洞や亀裂は影響しません
ガスの発生量が大幅に増加します。
ガンドラックら。 (2020) モデルの結果と観測結果を比較
彗星 67P の近日点の南極領域から、
CO2 の昇華により大きな塵の塊が排出されますが、
水の昇華により小さな塵の集合体が排出されます。 ビショフの作品
他。 (2021) は熱物理モデルに氷を含めていませんでした。
表面温度に注目しているからです。 しかし、彼らは、
微孔質と微細孔を区別できることを示しました。
日中のさまざまな日射量に対する日の出時の表面温度を観察することにより、マクロ多孔質の表面構造を調べます。
この論文では、最初にセクション 2 で熱物理モデルと、上記の以前の研究と比較した変更点を示します。 セクション 3 では、さまざまなアプローチを比較します。
昇華する氷のガス放出速度と塵活動のさまざまな実装をモデル化します。 最大値を調べるには
彗星で到達可能な圧力について、さまざまなアプローチを紹介します。
セクション 4。ガス不透過性粉塵構造と同等のモデルの適応を含みます。 結果を比較して説明します
セクション 5 のロゼッタ ミッションとその他のモデルからの発見
そしてセクション 6 の展望で終わります。
図 2. モデルバリエーションの概要。 実行時間の容量の制約のため、可能なバリエーションのすべての組み合わせを実行したわけではありませんが、いくつかのバリエーションを選択しました。
最も有望な組み合わせを示します。 (*): 昼夜サイクルがないため、恒久的な照明を使用しないシミュレーションも実行しました。 これらが
ケース I.A.i.2a に対して実行され、さらに、一定の熱伝導率 (10-4 W/(K m) および 10-1 W/(K m)) が適用された 2 つのマクロ多孔質ケースに対して実行されました。
図 3. ケース I.A.i.3a の結果 (温度依存性熱伝導率、スケーリングなし、𝑏 = 10 mm、H2O 枯渇層を 1 日 1 回)。 左: 67P でのロゼッタ測定と比較した、インバウンド軌道でのガス放出とダスト生成率。 右: CO2 と H2O のガス放出速度と比率の比
ロゼッタ測定と比較した、到来軌道での塵の生成速度と H2O のガス放出速度との関係。
6 結論
この研究では、彗星のガス放出と塵の生成速度に対するさまざまなモデルの仮定の影響を調査しました。
温度依存性の熱伝導率と一定の熱伝導率を比較したところ、有意な差は見られませんでした。 したがって、
この研究から、この側面を制約することはできず、次のように結論付けることができます。
温度依存性の影響は少ないことが分かります。
ガス放出のスケーリングの影響も調査しました。
H2O と CO2 の割合を局所体積充填率で計算し、スケーリングなしの場合と比較しました。 ここでも、マイナーなものしか見られませんでした
違い。 体積充填率のスケーリングにより、わずかに
より高い圧力 (図 11 を参照) ですが、私たちのシナリオではこれは
引張強さの値を指定する場合にのみ結果に影響します。
10^−2 Pa と 10^−1 Pa の間の範囲（これ以上は調べませんでした）
調査。
さらに、さまざまな粉塵活動メカニズムを比較しました。
以前に使用されていたメカニズムに加えて、次のときにレイヤーが排出されます。
次のいずれかの蒸気圧が圧力閾値に達します。
氷に人工的な活動メカニズムを導入しました。 ここで、どちらか
一定数のレイヤーは枯渇するとすぐに排出されます
H2O (ケース 2a) または CO2 (ケース 2b)、または彗星の日に 1 回、すべて
氷のない層が排出されます。
いかなることも考慮に入れていないことに留意する必要があります。
67P彗星が示す複雑な形状の特徴を説明します。 シャドーイング
自己発熱は局所的なガス放出速度と粉塵に影響を与える可能性があります
アクティビティ。 シミュレーションによって季節的影響のみに対処しました
常設照明で走行します。 測定されたレートを基準にしました。
ロゼッタは1平方メートルまでであり、実際の照明は取りませんでした
強度または持続時間を考慮してください。 したがって、これらは次のように解釈できます。
赤道のシミュレーションと比較した下限として
平方メートル。
彗星内で到達可能な最大圧力を制限するために、
適応されたモデルを使用してシミュレーションを実行しました。これは、
ガスを通さない防塵構造です。 これでは捜査が出来ない
ガスが宇宙に逃げないため、ガス放出率が低くなります。
要約すると、主な結果は次のとおりです。
• CO2 圧力または枯渇が活動の原因である場合、
ガス放出速度を支配し、水のガス放出速度を上回っていますが、
CO2 氷はそれほど豊富ではありません。 人工の場合のみ、水が存在する場合
消耗は活性、ガス放出の比率に関与します。
速度は観測範囲内に収まります。
• CO2 削減による活動の場合、次のような結果が生じる可能性があります。
水の氷を含む複数の小石層の噴出。
H2O の枯渇による活動は、小石サイズの粉塵のみを排出します。
• 拡散長 𝑏 = 10 mm、小石として予想される
パッキングではガス放出速度の増加勾配に対応できません
対地心距離。 私たちの結果は、どのシナリオでも浅いものです
測定された曲線よりも。 拡散長を まで短くすると、
𝑏 = 10 𝜇m、傾きは観測値と似ていますが、絶対値は
H2O のガス放出率が低すぎます。 常設イルミネーションでも、
観測された近日点のガス放出率は、私たちの実験では達成できません。
モデル。
• 圧力による活動メカニズムの場合、拡散
長さは最大到達圧力にのみ影響します。 選択したしきい値を超えた場合 (すべての場合において CO2 圧力による)、結果として生じるガスと粉塵の生成率は、拡散長さ。
• 小石の予想される引張強度を克服するための圧力
杭やメートルサイズの岩の重量には、
空隙を埋める毛羽立った塵が追加されていない小石の充填と比較して、拡散率が低下 (𝑏 = 0...10 𝜇m) (Fulle & Blum)
2017）。 さらに、達成するには低いガス放出率が必要です。
そのような圧力に対して十分に高い温度が必要です。
昇華の潜熱によって消費されるエネルギーが多すぎます。
• 塵を通してガスが輸送されないモデルでは
67P 上の 1 cm の粉塵層の重さを超える圧力
(図 10 を参照) H2O は 3.1 au 以内、CO2 は到達可能
内部では 8.2 au以内、CO 内部では 74 au以内。 それらの距離は、
それぞれの種の最大活動距離として解釈されます。
彗星の塵放出メカニズムを真に理解するには、
高度なモデリングは実験室での作業に結び付ける必要があり、
彗星の観測。 これらのモデルは効果を考慮している可能性があります
焼結、熱亀裂、その他の現象について説明します。
調査していない。
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