Kuyruklu yıldız tozu - Comet dust
Kuyruklu yıldız tozu , bir kuyruklu yıldızdan kaynaklanan kozmik tozu ifade eder . Kuyruklu yıldız tozu, kuyruklu yıldızların kökenine dair ipuçları sağlayabilir. Tüm dünya bir kuyruklu toz iz üzerinden geçer, bu üretebilir meteor duş .
Fiziksel özellikler
Boy
Kuyruklu yıldız faaliyetinden kaynaklanan tozun büyük bir kısmı mikrometre altı ila kabaca mikrometre boyutundadır. Bununla birlikte, radyasyon basıncı bunların Güneş Sistemi'nden dışarı üflenmesine veya içe doğru spiral olmasına neden olduğu için bu fraksiyon kısa ömürlüdür .
Bir sonraki boyut sınıfı, yukarıdaki tanelerin büyük, "kabarık" veya "küme tipi" agregalarıdır. Bunlar tipik olarak 20-100 mikrometredir, rastgele olmayan ancak gözenekli agregalar kırılma veya sıkışma eğiliminde olduğu için gözlemlenen bir boyuttur.
Daha büyük parçacıklar mikrometeoroidlerdir , toz değil. IAU'dan bir tanım olmaması nedeniyle , gruplar kendi toz tanımlarını oluşturdular: 100 mikrometreden küçük, 50, 40, 30 ve 20 mikron ve <10 μm. Bu toz/mikrometeorit tanımlarından bazıları yaklaşık veya belirsizdir, bazıları örtüşen veya kendi içinde çelişkilidir.
IAU 2017'de resmi bir açıklama yaptı. Meteoroidler 30 mikrometre ila 1 metredir, toz daha küçüktür ve "mikrometeoroid" terimi önerilmez (mikrometeorit olmasa da). IMO yeni tanımı kaydetti, ancak yine kendi sitesinde bir önceki tanımını görüntüler. Meteoritical Society sitesi, önceki tanımını, 0.001 cm'yi korur. AMS hiçbir titiz bir tanım yayınladı.
Kompozisyon
Toz, bileşimde genellikle kondritiktir . Monomerleri, olivin ve piroksen gibi mafik silikatlar içerir . Silikatlar, yüksek yoğuşma sıcaklığında forsterit ve enstatit bakımından zengindir . Bunlar hızla yoğunlaştıkça, damlacıkları birleştirmeden çok küçük parçacıklar oluşturma eğilimindedirler.
Kondritik meteoroidlerde olduğu gibi, parçacıklar Fe(Ni) sülfür ve GEMS (gömülü metal ve sülfürlü cam) içerir.
Çeşitli miktarlarda organik ( CHON ) mevcuttur. Organiklerin kozmik olarak bol olmasına ve kuyruklu yıldızlarda var olduğu yaygın olarak tahmin edilmesine rağmen, çoğu teleskopta tayfsal olarak belirsizdirler. Organikler yalnızca Halley uçuşları sırasında kütle spektrometrisi yoluyla doğrulandı . Bazı organikler PAH ( Polisiklik Aromatik Hidrokarbonlar ) formundadır .
Güneş öncesi tanelerin (PSG'ler) çok küçük kapanımları bulunabilir.
Toz ve kuyruklu yıldız kökenli
Kuyruklu yıldızların kökeni için modeller şunlardır:
- yıldızlararası model,
- Güneş Sistemi modeli,
- ilkel moloz yığınları,
- Uranüs - Neptün bölgesi etrafındaki toz diskinde gezegenimsilerin toplanması ,
- önyıldız rüzgarı tarafından süpürülen soğuk malzeme kabukları .
Kuyruklu yıldız tozunun yoğunluk gibi toplu özellikleri ve kimyasal bileşimi modeller arasında ayrım yapabilir. Örneğin, kuyruklu yıldızın ve yıldızlararası tozun izotop oranları , ortak bir kökene işaret edecek şekilde çok benzerdir.
1) yıldızlararası model , Güneş'ten önce gelen yoğun buluttaki toz taneleri üzerinde buzların oluştuğunu söylüyor . Buz ve toz karışımı daha sonra kayda değer bir kimyasal değişiklik olmaksızın bir kuyruklu yıldızda toplandı. J. Mayo Greenberg bu fikri ilk olarak 1970'lerde önerdi.
2) Güneş Sistemi modelinde, yıldızlararası bulutta oluşan buzlar, ilk önce protosun etrafındaki gaz ve toz birikim diskinin bir parçası olarak buharlaştı . Buharlaşan buzlar daha sonra yeniden katılaştı ve kuyruklu yıldızlara dönüştü. Dolayısıyla bu modeldeki kuyruklu yıldızlar, doğrudan yıldızlararası buzdan yapılan kuyruklu yıldızlardan farklı bir bileşime sahip olacak.
3) Kuyruklu yıldız oluşumu için ilkel moloz yığın modeli, kuyruklu yıldızların Jüpiter'in oluştuğu bölgede toplandığını söylüyor .
Stardust'un Wild 2 kuyruklu yıldızının tozundaki kristalin silikatları keşfetmesi, tozun sıcak genç bir yıldızın etrafındaki iç disk bölgesinde cam sıcaklığının (> 1000 K) üzerinde oluştuğunu ve iç bölgelerden güneş nebulasında radyal olarak karıştığını ima eder. yıldızdan veya evrimleşmiş kırmızı devlerin veya üstdevlerin çıkışında yoğunlaşan toz parçacıklarından daha büyük bir mesafe. Wild 2 kuyruklu yıldızının tozunun bileşimi, yeni oluşan yıldızların etrafındaki yığılma disklerinin dış bölgelerinde bulunan tozun bileşimine benzer.
Bir kuyruklu yıldız ve tozu, Güneş Sisteminin ana gezegen yörüngelerinin ötesinde araştırılmasına izin verir. Kuyruklu yıldızlar yörüngeleriyle ayırt edilirler; uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar, Güneş Sistemi düzlemine rasgele eğimli ve 200 yıldan fazla periyotları olan uzun eliptik yörüngelere sahiptir. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar genellikle Güneş Sistemi düzlemine 30 dereceden daha az eğimlidir, Güneş'in etrafında gezegenlerin yörüngesiyle aynı saat yönünün tersine döner ve 200 yıldan daha kısa periyotlara sahiptir.
Bir kuyruklu yıldız yörüngesini geçerken bir dizi farklı koşul yaşayacaktır. Uzun dönemli kuyruklu yıldızlar için, çoğu zaman Güneş'ten o kadar uzakta olacak ki, buzların buharlaşmasının gerçekleşmesi için çok soğuk olacaktır. Karasal gezegen bölgesinden geçtiğinde, buharlaşma küçük taneleri havaya uçuracak kadar hızlı olacaktır, ancak en büyük taneler sürüklenmeye direnebilir ve bir toz tabakası oluşturmaya başlayarak kuyruklu yıldız çekirdeğinde geride kalabilir . Güneş'in yakınında, ısınma ve buharlaşma oranı o kadar büyük olacak ki, hiçbir toz tutulamayacak. Bu nedenle, bir kuyruklu yıldızın çekirdeğini kaplayan toz tabakalarının kalınlığı, bir kuyruklu yıldızın günberisinin Güneş'e ne kadar yakın ve ne sıklıkta seyahat ettiğini gösterebilir. Bir kuyruklu yıldızın kalın toz katmanları birikimi varsa, Güneş'e çok yaklaşmayan sık günberi geçişleri olabilir.
Kısa periyotlu kuyruklu yıldız çekirdeklerinin yüzeylerinde metre mertebesinde kalınlıkta toz tabakalarının biriktiği düşünüldüğünden, kalın bir toz katmanları birikimi kısa periyotlu kuyruklu yıldızların tümü için iyi bir tanım olabilir. Toz katmanlarının zamanla birikmesi, kısa periyotlu kuyruklu yıldızın fiziksel karakterini değiştirecektir. Bir toz tabakası, hem kuyruklu yıldız buzlarının Güneş tarafından ısınmasını engeller (toz, güneş ışığı tarafından geçirilemez ve zayıf bir ısı iletkenidir), hem de alttaki çekirdekten gaz kaybını yavaşlatır. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların tipik bir yörüngesindeki bir kuyruklu yıldız çekirdeği, buharlaşma hızını ne bir koma ne de bir kuyruğun saptanamayacağı noktaya kadar hızla düşürür ve gökbilimcilere düşük albedolu bir Dünya'ya yakın asteroit gibi görünebilir .
Diğer topluluklar ve gövdeler
Buzların ve organiklerin yardımıyla toz parçacıkları, 30 ila yüzlerce mikrometrelik "agregalar" (daha az sıklıkla "aglomeralar") oluşturur. Bunlar, küme tipi (büyük) toz parçacıklarının kusurlu bir şekilde paketlenmesi ve ardından bunların kümeler halinde kusurlu paketlenmesi nedeniyle kabarıktır.
Bir sonraki boyut kategorisi, milimetre ila santimetre ölçeğindeki çakıllardır. Çakıl taşları 103P/Hartley 2'de çıkarıldı ve doğrudan 67P/Churyumov-Gerasimenko'da görüntülendi. Kelime "çakıl" nin Astrophysical kullanımı değişmesidir onun jeolojik anlamı . Buna karşılık, bir sonraki daha büyük jeolojik terim olan "arnavut kaldırımı" Rosetta bilim adamları tarafından atlandı .
Daha büyük gövdeler bile "kayalar" (desimetre ölçeği ve üstü) veya "parçalar"dır. Bunlar nadiren komada görülür, çünkü gaz basıncı onları önemli bir irtifaya çıkarmak veya hızdan kaçmak için genellikle yetersizdir.
Kuyruklu yıldızların yapı taşları, gezegenimsiline benzeyen varsayılan kuyruklu yıldızlardır . Gerçek kuyruklu yıldızların/gezegenlerin çakıl ölçeğinde mi, kaya ölçeğinde mi yoksa başka bir şekilde olup olmadığı Güneş Sistemi ve ötegezegen araştırmalarında önemli bir konu olmuştur.
(Yanlış) "Toz" teriminin kullanımı
En iyi ihtimalle, "toz" koma ve kuyruk(lar)ın gaz olmayan kısmı için ortak bir isimdir. En kötü ihtimalle bu terim, alandaki astronomlar tarafından iyi anlaşılan, ancak genel halk, öğretmenler ve diğer alanlardan bilim adamları tarafından anlaşılmayan bir İngilizce kullanımıdır . Daha büyük katılar daha doğru bir şekilde "enkaz" veya tüm gaz olmayanlar için genel "parçacıklar" veya "taneler" olarak adlandırılır.
Comet 2P/Encke
Encke resmen tozdan fakir, gazdan zengin bir kuyruklu yıldızdır. Encke aslında katı kütlesinin çoğunu toz değil meteoroidler veya "kayalar" olarak yayar. ISO, küçük parçacıklar nedeniyle klasik bir kuyruklu yıldız tozu kuyruğunun kızılötesi kanıtını ölçmedi.