stringtranslate.com

Кометная пыль

Кометная пыль относится к космической пыли , которая возникает из кометы . Кометная пыль может дать ключи к происхождению комет. Когда Земля проходит через след кометной пыли, это может вызвать метеорный дождь .

Физические характеристики

Размер

Большая часть пыли, образующейся в результате деятельности комет, имеет размер от субмикрометра [1] до примерно микрометра. [2] [3] Однако эта фракция недолговечна, поскольку давление излучения заставляет ее выдуваться из Солнечной системы [4] [5] или закручиваться по спирали внутрь . [6] [7]

Следующий класс размеров — крупные, «пушистые» [4] [5] или «кластерного типа» [8] агрегаты вышеуказанных зерен. Обычно они имеют размер 20–100 микрометров, размер не произвольный, а наблюдаемый [9], поскольку пористые агрегаты имеют тенденцию к растрескиванию [10] или уплотнению. [8] [11] [12]

Более крупные частицы являются микрометеоритами , [13] [14] а не пылью. [15] [16] В отсутствие определения от МАС , [17] [18] группы разработали свои собственные определения пыли: менее 100 микрометров, [19] 50, [20] 40, [21] 30, [22] и 20 микрометров, [23] и <10 мкм. [24] [25] [26] [16] Некоторые из этих определений пыли/микрометеоритов приблизительны или неоднозначны, [27] [28] [29] некоторые перекрываются или противоречат друг другу. [30] [23] [22]

МАС опубликовал официальное заявление в 2017 году. Метеорные тела имеют размер от 30 микрометров до 1 метра, пыль меньше, а термин «микрометеороид» не рекомендуется (хотя и не микрометеорит). [31] ММО отметила новое определение, [32] но по-прежнему отображает предыдущее определение на своем сайте. [33] Сайт Метеоритного общества сохраняет свое предыдущее определение, 0,001 см. [34] AMS не опубликовала строгого определения. [ 35] [36]

Состав

Пыль, как правило, имеет хондритовый состав. Ее мономеры содержат основные силикаты, такие как оливин и пироксен . [37] Силикаты богаты форстеритом и энстатитом с высокой температурой конденсации . [27] Поскольку они быстро конденсируются, они имеют тенденцию образовывать очень мелкие частицы, а не сливающиеся капли.

Как и в случае с хондритовыми метеороидами, частицы содержат сульфид Fe(Ni) [38] [39] и GEMS (стекло с внедренными металлами и сульфидами) [38]

Присутствуют различные количества органических веществ ( CHON ). [40] [41] [42] Хотя органические вещества широко распространены в космосе и широко предсказывались для их существования в кометах, они спектрально неразличимы в большинстве телескопов. Органические вещества были подтверждены только с помощью масс-спектрометрии во время пролетов комет Галлея . [43] [44] Некоторые органические вещества находятся в форме ПАУ ( полициклических ароматических углеводородов ). [45] [19] [46] [47] [48]

Могут быть обнаружены очень маленькие включения досолнечных зерен (PSG). [27] [48]

Происхождение пыли и комет

Микроскопический вид кометной пылинки

Модели происхождения комет следующие: [49]

  1. межзвездная модель,
  2. модель Солнечной системы,
  3. первобытные груды обломков,
  4. скопление планетезималей в пылевом диске вокруг региона Уран – Нептун ,
  5. холодные оболочки материала, выметенные протозвездным ветром.

Объемные свойства кометной пыли, такие как плотность, а также химический состав, могут различать модели. Например, изотопные соотношения кометной и межзвездной пыли очень похожи, что указывает на общее происхождение.

1) Межзвездная модель утверждает, что льды образовались на пылевых частицах в плотном облаке, предшествовавшем Солнцу . Смесь льда и пыли затем объединилась в комету без заметных химических изменений. Дж. Майо Гринберг впервые предложил эту идею в 1970-х годах. [50] [51]

В модели 2) Солнечной системы льды, которые образовались в межзвездном облаке, сначала испарились как часть аккреционного диска газа и пыли вокруг протосолнца. Испарившиеся льды позже снова затвердели и собрались в кометы. Таким образом, кометы в этой модели будут иметь другой состав, чем те кометы, которые образовались непосредственно из межзвездного льда.

3) Модель образования комет в виде первичной груды обломков гласит, что кометы собираются в районе, где формировался Юпитер .

Открытие Stardust кристаллических силикатов в пыли кометы Wild 2 подразумевает, что пыль образовалась выше температуры стекла (> 1000 К) во внутренней области диска вокруг горячей молодой звезды и была радиально смешана в солнечной туманности из внутренних областей на большем расстоянии от звезды или пылевой частицы, сконденсированной в истечение эволюционировавших красных гигантов или сверхгигантов. Состав пыли кометы Wild 2 аналогичен составу пыли, обнаруженной во внешних областях аккреционных дисков вокруг недавно образующихся звезд. [52]

Комета и ее пыль позволяют исследовать Солнечную систему за пределами основных планетарных орбит. Кометы различаются по своим орбитам; долгопериодические кометы имеют длинные эллиптические орбиты, случайно наклоненные к плоскости Солнечной системы, и с периодами более 200 лет. Короткопериодические кометы обычно наклонены менее чем на 30 градусов к плоскости Солнечной системы, вращаются вокруг Солнца в том же направлении против часовой стрелки, что и орбиты планет, и имеют периоды менее 200 лет.

Комета будет испытывать ряд разнообразных условий, пересекая свою орбиту. Для комет с большим периодом обращения большую часть времени она будет так далеко от Солнца, что будет слишком холодно для испарения льдов. Когда она проходит через область земной планеты, испарение будет достаточно быстрым, чтобы сдуть мелкие зерна, но самые крупные зерна могут сопротивляться захвату и остаться на ядре кометы , начиная формирование слоя пыли. Вблизи Солнца скорость нагрева и испарения будет настолько велика, что никакая пыль не сможет удерживаться. Поэтому толщина слоев пыли, покрывающих ядра кометы, может указывать на то, насколько близко и как часто перигелий кометы проходит к Солнцу. Если у кометы есть скопление толстых слоев пыли, у нее могут быть частые прохождения перигелия, которые не приближаются слишком близко к Солнцу.

Толстое скопление слоев пыли может быть хорошим описанием всех короткопериодических комет, поскольку слои пыли толщиной порядка метров, как полагают, накапливались на поверхности ядер короткопериодических комет. Накопление слоев пыли с течением времени изменило бы физические характеристики короткопериодической кометы. Слой пыли как препятствует нагреванию кометных льдов Солнцем (пыль непроницаема для солнечного света и является плохим проводником тепла), так и замедляет потерю газов из ядра ниже. Ядро кометы на орбите, типичной для короткопериодических комет, быстро уменьшило бы скорость испарения до такой степени, что ни кома, ни хвост не были бы обнаружены и могли бы показаться астрономам околоземным астероидом с низким альбедо .

Дальнейшие сборки и тела

Частицы пыли, при помощи льдов и органики, образуют «агрегаты» [27] [38] [53] (реже «агломераты» [54] ) размером от 30 до сотен микрометров. Они пушистые, [19] [55] из-за несовершенной упаковки пылевых частиц кластерного типа (крупных) и их последующей несовершенной упаковки в агрегаты. [56]

Следующая категория размеров — галька, масштабом от миллиметров до сантиметров. [57] [58] [59] Галька была обнаружена на 103P/Hartley 2, [60] и получена непосредственно на 67P/Churyumov-Gerasimenko. [59] [57] Астрофизическое использование слова «галька» отличается от его геологического значения . [61] В свою очередь, следующий по величине геологический термин, «булыжник», был пропущен учеными Rosetta . [62]

Еще более крупные тела — это «валуны» (дециметрового масштаба и больше) или «куски». Они редко видны в коме, поскольку давление газа часто недостаточно, чтобы поднять их на значительную высоту или достичь второй космической скорости. [63] [64] [65]

Строительными блоками комет являются предполагаемые кометезимали, [66] аналогичные планетезималям . Были ли фактические кометезимали/планетезимали размером с гальку, [67] с валун [68] или иными, было ключевой темой в исследованиях Солнечной системы и экзопланет. [55] [69] [70] [71]

(Не)правильное использование термина «пыль»

В лучшем случае «пыль» — это собирательное существительное для негазовой части комы и хвоста(ов). В худшем случае этот термин — английское словоупотребление , хорошо понятное астрономам в этой области, но не широкой публике, учителям и ученым из других областей. [72] Более крупные твердые частицы правильнее называть «обломками» [73] [74] [64] или, для всех негазовых частиц, общими «частицами» [75] [76] [ 44] или «зернами». [77] [56] [22]

Комета 2P/Энке

Энке официально является бедной пылью и богатой газом кометой. [6] [78] [79] Энке на самом деле выбрасывает большую часть своей твердой массы в виде метеороидов или «камней», [6] а не пыли. ISO не обнаружил инфракрасных свидетельств классического кометного пылевого хвоста из-за мелких частиц. [80]

Ссылки

  1. ^ Мукаи, Т.; Мукаи, С.; Кикоучи, С. (1987). «Изменение свойств зерен и выбросы пыли». Симпозиум по разнообразию и сходству комет, ESA SP-278 . Европейское космическое агентство. стр. 427–30.
  2. ^ Грюн, Э.; Массонн; Швем, Г. (1987). «Новые свойства кометной пыли». Симпозиум по разнообразию и сходству комет, ESA SP-278 . Европейское космическое агентство. стр. 305–14.
  3. ^ Фернандес, Дж. (2005). Кометы: природа, динамика, происхождение и их космогоническая значимость . Springer. стр. 66.
  4. ^ ab Southworth, R. (11 ноября 1964 г.). "Распределение зодиакальных частиц". Annals of the New York Academy of Sciences . 119 : 54. doi :10.1111/j.1749-6632.1965.tb47423.x. S2CID  85917931.
  5. ^ ab Fechtig, H. (1982). «Кометная пыль в Солнечной системе». Кометы . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 370.
  6. ^ abc Whipple, Fred (1986). Тайна комет . Cambridge University Press. стр. 143. ISBN 9780521324403.
  7. ^ Дермотт, С. (2001). «Гл. Орбитальная эволюция межпланетной пыли». В Grün E; Gustafson B; Dermott S; Fechtig H (ред.). Межпланетная пыль . SpringerVerlag. стр. 569–39.
  8. ^ ab Золенский, М.; Линдстром, Д. (март 1991 г.). Минералогия 12 крупных «хондритовых» межпланетных пылевых частиц . 1991 LPSC. стр. 161–69.
  9. ^ Ней, Э. (1982). «Оптические и инфракрасные наблюдения ярких комет в диапазоне от 0,5 мкм до 20 мкм». Кометы . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 323.
  10. ^ Симпсон, Дж.; Рабинович, Д.; Туццолино, А.; Ксанфомалити, Л. (1986). «Спектры масс частиц пыли кометы Галлея, распределения потоков и структуры струй, полученные по измерениям на космических аппаратах Вега-1 и Вега-2». Труды 20-го симпозиума ESLAB по исследованию кометы Галлея. Том 2: Пыль и ядро . Европейское космическое агентство. С. 11–16.
  11. ^ Leinert, C; Roser, S; Buitrago, J (1983). «Как поддерживать пространственное распределение межпланетной пыли». Astronomy & Astrophysics . 118 (2): 345–57. Bibcode : 1983A&A...118..345L.
  12. ^ Mukai, T; fechtig, H (июнь 1983). «Эффективная упаковка пушистых частиц». Planetary and Space Science . 31 (6): 655–58. doi :10.1016/0032-0633(83)90006-5.
  13. ^ Рич, У.; Сайкс, М.; Келли, М. (2003). «Крупные частицы из комет с коротким периодом». Практикум по кометной пыли в астрофизике . Хьюстон: Институт Луны и планет.
  14. ^ Келли, М.; Рич, В.; Вудворд, К. (2009). "Поиск крупных частиц, выброшенных из глубокого удара". Глубокий удар как событие мировой обсерватории: синергия в пространстве, времени и длине волны . Берлин-Гейдельберг: Springer-Verlag. стр. 125. ISBN 978-3-540-76959-0.
  15. ^ Бич, М.; Стил, Д. (1995). «Об определении термина «метеороид»". QJR Astron. Soc . 36 : 281–84. Библиографический код : 1995QJRAS..36..281B.Раздел 4. Нижний предел размера: метеорит или пыль?
  16. ^ ab Rubin, A; Grossman, J (март 2010 г.). «Метеорит и метеороид: новые комплексные определения». Meteoritics & Planetary Science . 45 (1): 114–22. Bibcode :2010M&PS...45..114R. doi :10.1111/j.1945-5100.2009.01009.x. S2CID  129972426."...на практике этот термин чаще всего применяется к объектам размером менее 100 мкм. Эти диапазоны размеров необходимо изменить". "Согласно этому определению, ВРП — это частицы размером менее 10 мкм".
  17. ^ Миллман, П. (1961). «Отчет о метеорной терминологии». JR Astron. Soc. Canada . 55 (6): 265."размеры частиц в целом меньше, чем у микрометеоритов"
  18. ^ "Резолюции, принятые A. Генеральной Ассамблеей" (PDF) . Получено 30 июня 2020 г. .Разд. «Комиссия 22 (Метеоры и метеориты / Météores et des Meteorites)»
  19. ^ abc Гринберг, М.; Ли, А. (1997). «Морфологический структурный и химический состав кометных ядер и пыли». Space Science Reviews . 90 : 149–61. doi :10.1023/A:1005298014670. S2CID  189789755.«частицы размером в десятые микрона» «очень пушистые агрегаты»
  20. ^ Клёк, В.; Стадерман, Ф. (1994). Минералогические и химические связи частиц межпланетной пыли, микрометеоритов и метеоритов в . Технический отчет LPI 94-02 Семинар по анализу частиц межпланетной пыли."50 мкм"
  21. ^ Левассер-регурд, А ; Мукаи; Ласуэ; Окада (2007). «Физические свойства кометной и межпланетной пыли». Планетная и космическая наука . 55 (9): 1010–20. Bibcode : 2007P&SS...55.1010L. doi : 10.1016/j.pss.2006.11.014."радиус 20 мкм для верхней границы"
  22. ^ abc Grun, E; Krüger, H; Srama, R (2019). «Рассвет пылевой астрономии». Space Science Reviews . 215 (7): номер 46. arXiv : 1912.00707 . Bibcode : 2019SSRv..215...46G. doi : 10.1007/s11214-019-0610-1. S2CID  208527737.S.3 Многогранные научные наблюдения за пылью "<~ 30 микрометров"
  23. ^ ab Levasseur-Regourd, A ; Mukai, T; Lasue, J; Okada, Y (июнь 2007 г.). "Физические свойства кометной и межпланетной пыли". Planetary and Space Science . 55 (9): 1010–20. Bibcode :2007P&SS...55.1010L. doi :10.1016/j.pss.2006.11.014. "20 мкм для верхнего предела" "50 мкм для верхнего предела"
  24. ^ Брэдли, Дж.; Сэндфорд, С.; Уокер, Р. (1988). «11.1 Частицы межпланетной пыли». Метеориты и ранняя Солнечная система . Издательство Университета Аризоны. стр. 861."~ 10 мкм в диаметре" "~ 10-3 см в диаметре"
  25. ^ Лав, С.; Браунли, Д. (январь 1991 г.). «Нагрев и тепловое преобразование микрометеороидов, входящих в атмосферу Земли». Icarus . 89 (1): 26–43. Bibcode :1991Icar...89...26L. doi :10.1016/0019-1035(91)90085-8."10 мкм"
  26. ^ Коулсон, Д.; Викрамасингхе, Н. (21 августа 2003 г.). «Трение и радиационный нагрев метеороидов микронного размера в верхней атмосфере Земли». Mon. Not. R. Astron. Soc . 343 (4): 1123–30. Bibcode : 2003MNRAS.343.1123C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06478.x . "~10 мкм"
  27. ^ abcd Браунли, Д.; Цоу, П.; Алеон, Дж.; и др. (2006). «81P/Wild 2 под микроскопом». Science . 314 (5806): 1711–6. doi :10.1126/science.1135840. hdl : 1885/33730 . PMID  17170289. S2CID  141128.
  28. ^ Редер, Д. (2010). "5.3.3 Intrplntr Ds Ptcls (Prsl Grs)". Химия в космосе . Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-32689-1."<100мкм; обычно 0,1-20мкм"
  29. ^ Фолко, Л.; Кордье, К. (2015). "9. Микрометеориты". Заметки EMU по минералогии ."10 мкм (Рубин и Гроссман, 2010)""во фракции размером <100 мкм, т.е. в переходе между микрометеоритами и IDP"
  30. ^ Ритмейер, Ф. (октябрь 2002 г.). Содержание металлов в мезосфере и метеорная пыль: анализ выживших метеороидов . 34-я научная ассамблея КОСПАР/2-й Всемирный космический конгресс.«стратосферные межпланетные пылевые частицы (ММП) (2–100 микрон)» «мусор от предшественников ~30–1000 микрон»
  31. ^ «Определения терминов в метеорной астрономии» (PDF) .
  32. ^ Perlerin, V. (26 сентября 2017 г.). "Определения терминов в метеорной астрономии (МАС)" . Получено 30 июня 2020 г. .
  33. ^ "Глоссарий" . Получено 30 июня 2020 г.
  34. ^ Бенуа, П. "Пыль". Архивировано из оригинала 17 июня 2020 г. Получено 30 июня 2020 г."0,001 см в диаметре"
  35. ^ "METEOR FAQS" . Получено 30 июня 2020 г.
  36. ^ "Глоссарий" . Получено 30 июня 2020 г.
  37. ^ Брэдли, Дж.; Браунли, Д.; Веблен, Д. (1983). «Усы и пластинки пироксена в межпланетной пыли: свидетельство роста паровой фазы». Nature . 301 (5900): 473. Bibcode :1983Natur.301..473B. doi :10.1038/301473a0. S2CID  4303275.
  38. ^ abc Zolensky, M; Zega, T; Yano, H; Wirick, S; Westphal, A; Weisberg, M; et al. (15 декабря 2006 г.). «Минералогия и петрология образцов ядра кометы 81P/Wild 2». Science . 314 (5806): 1735–9. Bibcode :2006Sci...314.1735Z. doi :10.1126/science.1135842. hdl : 1885/37338 . OSTI  900163. PMID  17170295. S2CID  25539280.
  39. ^ Золенский, М.; Томас, К. (ноябрь 1995 г.). «Железные и железо-никелевые сульфиды в хондритовых межпланетных пылевых частицах». Geochimica et Cosmochimica Acta . 59 (22): 4707. Bibcode : 1995GeCoA..59.4707Z. doi : 10.1016/0016-7037(95)00329-0.
  40. ^ Kissel, J; Sagdeev, R; Bertaux, J; et al. (1986). "Состав пылевых частиц кометы Галлея по наблюдениям Веги". Nature . 321 : 280. Bibcode :1986Natur.321..280K. doi :10.1038/321280a0. S2CID  122405233.
  41. ^ Kissel, J; Brownlee, D; Büchler, K; et al. (1986). "Состав частиц пыли кометы Галлея по наблюдениям Джотто". Nature . 321 : 336. Bibcode :1986Natur.321..336K. doi :10.1038/321336a0. S2CID  186245081.
  42. ^ Kissel, J; Kruger, F (1987). «Органический компонент в пыли кометы Галлея, измеренный масс-спектрометром PUMA на борту Vega 1». Nature . 326 (6115): 755–60. Bibcode :1987Natur.326..755K. doi : 10.1038/326755a0 . S2CID  4358568.
  43. ^ Лоулер, М.; Браунли, Д. (1992). «CHON как компонент пыли кометы Галлея». Nature . 359 (6398): 810–12. Bibcode :1992Natur.359..810L. doi :10.1038/359810a0. S2CID  4314100.
  44. ^ ab Левассер-Регурд, А ; Агарвал, А; Коттин, Х; Энгранд, К; Флинн, Г; Фулле, М; Гомбоши, Т; и др. (2018). "Кометная пыль". Обзоры космической науки . 214 (3): номер 64. Bibcode : 2018SSRv..214...64L. doi : 10.1007/s11214-018-0496-3. PMC 8793767. PMID 35095119.  S2CID 189791473  . 
  45. ^ Clemett, S; Maechling, C; Zare, R; Swan, P; Walker, R (1993). «Идентификация сложных ароматических молекул в отдельных частицах межпланетной пыли». Science . 262 (5134): 721–5. Bibcode :1993Sci...262..721C. doi :10.1126/science.262.5134.721. PMID  17812337. S2CID  24398934.
  46. ^ Lisse, C; et al. (2006). "Spitzer spectrumal observations of the deep impact ejecta" (PDF) . Science . 313 (5787): 635–40. Bibcode :2006Sci...313..635L. doi :10.1126/science.1124694. PMID  16840662. S2CID  3024593.
  47. ^ Сэндфорд, С. и др. (2006). «Органика, захваченная с кометы 81P/Wild 2 космическим аппаратом Stardust». Science . 314 (5806): 1720–4. Bibcode :2006Sci...314.1720S. doi :10.1126/science.1135841. PMID  17170291. S2CID  2727481.
  48. ^ ab Келлер, Л.; Байт, С.; Баратта, Г.; Борг, Дж.; Брэдли, Дж.; Браунли, Д.; и др. (15 декабря 2006 г.). «ИК-спектроскопия образцов кометы 81P/Wild 2, возвращенных Stardust». Science . 314 (5806): 1728–31. doi :10.1126/science.1135796. PMID  17170293. S2CID  35413527.
  49. ↑ Science News 149, 1 июня 1996 г., стр. 346–347.
  50. ^ Гринберг, Дж. (1977). «От пыли к кометам». Кометы, астероиды, метеориты: Взаимосвязи, эволюция и происхождение, Труды Тридцать девятого международного коллоквиума . Университет Толедо. С. 491.
  51. ^ Гринберг, Дж. (1982). «Из чего сделаны кометы? Модель, основанная на межзвездной пыли». Кометы . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 131. ISBN 0816507694.
  52. ^ Миллан-Габет, Рафаэль; Мальбет, Фабьен; Акесон, Рэйчел; Лейнерт, Кристоф; Монье, Джон; Уотерс, Ренс (2006). «Окружающая среда молодых звезд в масштабах астрономических единиц». Протозвезды и планеты V : 539. arXiv : astro-ph/0603554 . Bibcode :2007prpl.conf..539M.
  53. ^ Лорек, С.; Гундлах, Б.; Ласерда, П.; Блюм, Дж. (2016). «Образование комет в коллапсирующих галечных облаках: Wh». Астрономия и астрофизика . 587 : A128. arXiv : 1601.05726 . doi : 10.1051/0004-6361/201526565 .«пылинки образуют фрактальные агрегаты»
  54. ^ Mannel, T; Bentley, M; Schmied, R; Jeszenszky, H; Levasseur-Regourd, A ; Romstedt, J; Torkar, K (10 ноября 2016 г.). "Фрактальная кометная пыль — окно в раннюю Солнечную систему". Mon. Not. R. Astron. Soc . 462 (S1): S304-11. Bibcode : 2016MNRAS.462S.304M. doi : 10.1093/mnras/stw2898 .
  55. ^ ab Weissman, P; Asphaug, E; Lowry, S (2004). «Структура и плотность ядер комет». Кометы II . Издательство Университета Аризоны. стр. 337.Тусон "пушистый агрегат"
  56. ^ ab Wooden, D; Ishii, H; Zolensky, M (май 2017 г.). «Кометная пыль: разнообразие примитивных рефрактерных зерен». Philos. Trans. R. Soc. A. 375 ( 2097). Bibcode : 2017RSPTA.37560260W. doi : 10.1098/rsta.2016.0260. PMC 5454228. PMID  28554979. Тема обсуждения «Кометная наука после Розетты», составленная и отредактированная Герайнтом Х. Джонсом, Аланом Фицсиммонсом, Мэтью М. Найтом и Мэттом Г. Г. Т. Тейлором «зерна» «частицы» «иерархические агрегаты» «кластеры» «компактные пористые агрегаты» «высокопористые агрегаты»
  57. ^ ab Blum, J; Gundlach, B; Krause, M; Fulle, M; Johansen, A; Agarwal, J; vonBorstel, I; et al. (июль 2017 г.). "Доказательства образования кометы 67P/Churyumov-Gerasimenko посредством гравитационного коллапса связанного скопления камешков". Mon. Not. R. Astron. Soc . 469 (S2): S755-73. arXiv : 1710.07846 . Bibcode : 2017MNRAS.469S.755B. doi : 10.1093/mnras/stx2741 . S2CID  119230851.
  58. ^ Кретке, К; Левисон, Х (декабрь 2015 г.). «Доказательства наличия Pbs в Cms». Icarus . 262 : 9–13. arXiv : 1509.00754 . doi :10.1016/j.icarus.2015.08.017. S2CID  117797138.
  59. ^ аб Фулле, М; Альтобелли, Н.; Буратти, Б; Шукроун, М; Фульшиньони, М; Грюн, Э; Тейлор, М; и др. (ноябрь 2016 г.). «Неожиданные и важные открытия в комете 67P/Чурюмова-Герасименко: междисциплинарный взгляд». Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 462 : С2-8. Бибкод : 2016MNRAS.462S...2F. дои : 10.1093/mnras/stw1663 ."камешки размером в см"
  60. ^ Hermalyn, B; Farnham, T; Collins, S; Kelley, M; A'Hearn, M; Bodewits, D; Carcich, B; et al. (2013). «Обнаружение, локализация и динамика крупных ледяных частиц, окружающих комету 103P/Hartley 2». Icarus . 222 (2): 625–33. Bibcode :2013Icar..222..625H. doi :10.1016/j.icarus.2012.09.030.«пыль, лед и сотни отдельных частиц размером от миллиметра до дециметра».
  61. ^ Dones, L; Brasser, R; Kaib, N; Rickman, H (2015). «Происхождение и эволюция кометных резервуаров». Space Science Reviews . 197 (1–4): 191–69. Bibcode : 2015SSRv..197..191D. doi : 10.1007/s11214-015-0223-2. S2CID  123931232.«поэтому астрофизическое использование слова «галька» отличается от его геологического значения».
  62. ^ Pajola, M; et al. (2016). «Распределение размеров и частот валунов/галечников Agilkia: совместные наблюдения OSIRIS и ROLIS за поверхностью 67P». Mon. Not. R. Astron. Soc . 462 : S242–52. Bibcode : 2016MNRAS.462S.242P. doi : 10.1093/mnras/stw2720 . hdl : 10261/150386 .«Поскольку внутри команды Rosetta слово «булыжники» никогда не использовалось, хотя использовалось слово «галька»… мы предлагаем здесь использовать слово «галька» для диапазона 0,25 м > размер > 0,002 м. Ниже 0,002 м используется термин «частица».
  63. ^ Пуле, Ф.; Луккетти, А.; Бибринг, Дж.; Картер, Дж.; Гонде и др. (2016). «Происхождение местных структур на месте посадки аппарата Philae и их влияние на». Mon. Not. R. Astron. Soc . 462 : S23. doi : 10.1093/mnras/stw1959 .
  64. ^ ab Pajola, M; Luccheti, A; Fulle, M; Mottola, S; Hamm, M; Da Deppo, V (2017). "Распределение размеров гальки/валунов на Sais: окончательное место посадки Rosetta на комете 67P/Чурюмова-Герасименко". Mon. Not. R. Astron. Soc . 469 : S636. Bibcode : 2017MNRAS.469S.636P. doi : 10.1093/mnras/stx1620 ."выброшенные куски диаметром более нескольких метров""куски радиусом до 0,4 м"
  65. ^ Гюттлер, К; Маннель, Т; Ротунди, А; Меруан, С; Фулле, М; Бокели-Морван, Д; ласуэ, Дж; и др. (2019). «Синтез морфологического описания кометной пыли кометы 67P/Чурюмова-Герасименко». Астрономия и астрофизика . 630 : А24. arXiv : 1902.10634 . Бибкод : 2019A&A...630A..24G. дои : 10.1051/0004-6361/201834751. S2CID  119074609."маленькие, дециметровые валуны"
  66. ^ A'Hearn, M (2006). «Откуда кометы?». Science . 314 (5806): 1708–9. Bibcode : 2006Sci...314.1708A. doi : 10.1126/science.1137083. PMID  17170287. S2CID  43461600.
  67. ^ Лорек, С.; Ласерда, П.; Блюм, Дж. (2018). «Локальный рост агрегатов, смешанных с пылью и льдом, как строительных блоков в солнечной туманности». Астрономия и астрофизика . 611 : A18. doi : 10.1051/0004-6361/201630175 .
  68. ^ Weissman, P; A'Hearn, M (ноябрь 2015 г.). Аккреция кометных ядер в солнечной туманности: валуны, а не камешки . 2015 AAS-47th DPS Meeting. AAS/Division for Planetary Sciences Meeting Abstracts #47 . Vol. 309, no. 5. p. 309.05. Bibcode : 2015DPS....4730905W.
  69. ^ Фулле, М.; Блюм, Дж. (2017). «Фрактальная пыль ограничивает историю столкновений комет». Mon. Not. R. Astron. Soc . 469 : S39. Bibcode : 2017MNRAS.469S..39F. doi : 10.1093/mnras/stx971 .
  70. ^ Ламбрехтс, М.; Йохансен, А. (2018). «Формирование ядер планет-гигантов из радиального потока гальки в протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика .
  71. ^ Левассер-Регур, А .; Баруто, К.; Ласю, Дж.; Милли, Дж.; Ренар, Дж. (2020). «Связующие исследования крошечных метеороидов, зодиакальной пыли, кометной пыли и околозвездных дисков». Планетная и космическая наука . 186 : 104896. arXiv : 2003.03116 . Bibcode : 2020P&SS..18604896L. doi : 10.1016/j.pss.2020.104896. S2CID  212628560.
  72. ^ Боровичка, Дж. (2016). «Об определении метеороида, астероида и связанных с ними терминов». WGN, Журнал ИМО . 44 : 31.
  73. ^ Хаджук, А (1991). «Эволюция кометного мусора: физические аспекты». Кометы в эпоху после Галлея, т. 1. Клювер. стр. 593–606.
  74. ^ Агарвал, Дж.; А'Херн, М.; Винсент, Дж.; Гюттлер, К.; и др. (ноябрь 2016 г.). «Ускорение отдельных агрегатов дециметрового размера в нижней коме кометы 67P/Чурюмова-Герасименко». Mon. Not. R. Astron. Soc . 462 (S1): S78-88. arXiv : 1608.07933 . Bibcode : 2016MNRAS.462S..78A. doi : 10.1093/mnras/stw2179 . S2CID  52036763.
  75. ^ Стерн, С.; Джексон, А.; Бойс, Д. (1994). «Численное моделирование орбит частиц вокруг 2060 Хирона». Astronomical Journal . 107 (2): 765–71. Bibcode : 1994AJ....107..765S. doi : 10.1086/116896.
  76. ^ Эконому, Т.; Грин, С.; Браунли, Д.; Кларк, Б. (2013). «Измерения DFMI во время пролета кометы 9P/Tempel 1 с помощью Stardust-NExT» (PDF) . Icarus . 222 (2): 526–39. doi :10.1016/j.icarus.2012.09.019.«облака частиц, образующиеся в результате фрагментации более крупных выбрасываемых агрегатов»
  77. ^ Ротунди, А.; Сиркс, Х.; Делле Корте, В.; Фулле, М.; и др. (23 января 2015 г.). «Кометная наука. Измерения пыли в коме кометы 67P/Чурюмова-Герасименко, приближающейся к Солнцу». Science . 347 (6220): 3905. doi : 10.1126/science.aaa3905 . PMID  25613898. S2CID  206634190."зерна"
  78. ^ Newburn, R; Spinrad, H (декабрь 1985 г.). «Спектрофотометрия семнадцати комет. II — Континуум». Astronomical Journal . 90 : 2591–2608. Bibcode : 1985AJ.....90.2591N. doi : 10.1086/113965.
  79. ^ Секанина, З (1988). «Асимметрия выделения газа периодических комет Энке I - явления 1924–1984». Астрономический журнал . 95 (3): 911. Бибкод : 1988AJ.....95..911S. дои : 10.1086/114689."очень низкое содержание пыли"чрезвычайно низкое содержание пыли"
  80. ^ Рич, В.; Сайкс, М.; Лиен, Д.; Дэвис, Дж. (2000). «Формирование метеороидов Энке и пылевого следа». Icarus . 148 (1): 80. arXiv : astro-ph/0007146 . Bibcode : 2000Icar..148...80R. doi : 10.1006/icar.2000.6478. S2CID  18509697.} "Обилие крупных частиц вблизи кометы представляет значительную опасность для космических аппаратов. Нет никаких доказательств наличия классического кометного пылевого хвоста из-за мелких частиц".