Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Спектральные и фотометрические наблюдения кометы Беннета 1970 П 9
1. Спектры комет 9
2. Монохроматическая и интегральная фотометрия кометы Беннета 1970 П 10
3. Определение характерных пробегов родительских и дочерних молекул циана в голове кометы Беннета 1970 П 22
4. Определение скоростей производства молекул циана в голове кометы Беннета 1970 П 30
5. Скорости производства С-и С^-содержащих соединений 37
6. Определение пылепроизводительности кометы Беннета 1970 П 38
7. Выводы 42
Глава П. Экспериментальное исследование органических соединений - вероятных родительских молекул комет 44
1. Развитие представлений об органическом веществе в кометах 44
2. Гипотеза о генетической связи молекул межзвёздной
среды и кометных ядер 50
3, Экспериментальное исследование распада паров органических соединений под действием электронного удара и УФ-излучения 59
4. Химический состав ядер комет на основе комплексного подхода к проблеме родительских молекул 76
5. Выводы 84
Глава Ш. Экспериментальное исследование металлов в кометах как составной части кометной пыли 86
1. Образование в межзвёздной среде металлосодержа-щих соединений 86
2. Трансформация соединений металлов в кометных льдах 93
3. Экспериментальное исследование некоторых родительских молекул металлов 94
4. Пыль в кометах и её наблюдательное проявление... 108
5. Выводы 112
Глава ІУ. Химический состав и структура кометных ядер с точки зрения наблюдений и лабораторных экспериментов И1*
1. Метод определения химического состава ядер комет П4
2. Реконструкция молекулярного состава ядра кометы Беннета 1970 П. Применение метода 117
3. Химический состав ядер комет 1973 ХП, 1976 ІУ, 1969 IX, 1957 Ш, 1974 Ш 125
4. Сравнительный анализ химического состава ядер новых комет 157
5. Размеры, массы и времена жизни ядер новых комет 14-3
6. Структура ядра кометы Беннета 1970 П с точки зрения наблюдательных и лабораторных данных 151
7. Выводы 159
Заключение 162
Литература 163
Приложение 187
- Спектры комет
- Развитие представлений об органическом веществе в кометах
- Образование в межзвёздной среде металлосодержа-щих соединений
- Метод определения химического состава ядер комет
Введение к работе
Актуальность проблемы. Одним из интересных вопросов современной астрофизики является проблема химического состава ядер комет. Всё многообразие проявления кометной активности является следствием взаимодействия вещества, покидающего ядро кометы, с солнечным излучением.
Наблюдения последних лет - активность комет на далеких гелиоцентрических расстояниях, нерегулярность истечения вещества из ядер, открытие в кометах органических молекул и пыли, возможно, межзвёздного происхождения, показали, что ядра представляют собой, по-видимому, сложные в структурном и в физико-химическом отношении образования. Следовательно, знание химического состава и структуры комет важно как в плане их использования в качестве естественных зондов космического пространства, так и для понимания процессов зарождения и эволюции нашей Солнечной системы.
Поэтому над проблемой химического состава ядер работают сейчас во многих странах мира. Обычно исходят из различных, заранее заданных моделей кометных ядер, и исследуют соответствие таких моделей наблюдениям реальных комет. Однако такой подход приводит к большой неоднозначности результатов.
Возможен иной подход, основанный на определении из монохроматических наблюдений с Земли и в ближнем космосе темпов производства составляющих атмосферы кометы и определении на их основе количества производимых ядром веществ за время одного оборота кометы вокруг Солнца. Тем самым устанавливается химический состав слоя, потерянного ядром за оборот, что позволяет установить элементный состав ядра. Для нахождения вероятного молекулярного состава ядра - б - необходимо знание природы родительских молекул, в установлении которой, помимо наблюдений, важную роль играет лабораторное моделирование кометных явлений.
Основная цель диссертации:
Разработать метод количественных оценок молекулярного состава ядер комет, основанный на фотометрических наблюдениях и лабораторных экспериментах, и провести его апробацию на комете Беннета 1970 П.
Поставленная цель предполагает решение следующих задач: обработку фотометрических и спектральных наблюдений кометы Беннета 1970 П и получение скоростей производства составляющих ядра Q и их изменения с f ; выбор химических соединений - вероятных родительских молекул комет - и экспериментальное исследование их эмиссионных спектров; установление природы некоторых возможных родительских молекул металлов и их экспериментальное исследование; реконструкцию вероятного молекулярного состава и структуры ядра кометы Беннета 1970 П, а также состава ядер других комет и их сравнительный анализ.
Научная новизна. Разработан комплексный подход к проблеме родительских молекул комет, основанный на анализе совокупности наблюдательных и экспериментальных данных. В результате удалось существенно ограничить типы органических соединений - возможных родительских молекул комет - и выделить их общие, наиболее характерные классы, которые должны присутствовать в ядрах: альдегиды, нитрилы, спирты, органические кислоты, сахара, амины, аминокислоты. В рамках такого подхода определены возможные родительские молекулы металлов.
Разработан метод определения химического состава ядер комет, основанный на нахождении темпов производства молекул из спектральных и фотометрических данных и определении массы вещества, выброшенной из ядра за один оборот кометы вокруг Солнца.
Проведена апробация разработанного метода на примере ядра новой (в смысле Оорта) кометы Беннета 1970 П. Установлен вероятный молекулярный состав ядра и обилие его основных компонент.
Осуществлена реконструкция химического состава ядер комет Ко-гоутека 1973 ХП, Веста 1976 УІ, Таго-Сато-Косака 1969 IX, Аренда-Ролана 1957 Ш, Брэдфилда 1974- Ш и проведено их сравнительное исследование, показавшее, что их ядра сформировались на одинаковых расстояниях от Протосолнца.
Предложен и апробирован на примере кометы Беннета 1970 П новый метод определения размеров кометных ядер по фотометрическим данным. Определена толщина слоя И , потерянного ядром за оборот кометы вокруг Солнца, и время жизни ядра Тя . Обосновывается предположение о гетерогенной структуре ядра кометы Беннета 1970 П.
Практическая ценность полученных результатов
Ценность разработанного метода состоит в том, что при наличии зависимости скорости производства молекул Q от г* конечный результат (потеря массы) почти не зависит от показателя п. в формуле Q~ const- ir~ , Это практически полностью снимает один из важнейших источников возможных ошибок метода.
Метод позволяет с достаточной степенью точности определять элементный состав ядер комет и проводить их сравнительный анализ с элементным составом других космических объектов, что представляет большой интерес для космогонии.
Реализация метода позволяет непосредственно исследовать дезинтеграцию кометных ядер и оценивать вклад кометного вещества в меж- планетное пылевое облако, что позволяет уяснить динамику, структуру и химический состав его компонент.
Применение разработанного метода к кометам и, в первую оче-редь, к комете Галлея 1982 ь , в совокупности с данными КА, посылаемых к ним, позволит получить о них новые интересные сведения.
Автор выносит на защиту:
Метод реконструкции химического состава ядер комет по спектральным и фотометрическим данным.
Результаты фотометрических и спектральных наблюдений кометы Беннета 1970 П.
Результаты экспериментов по возбуждению эмиссионных спектров некоторых органических соединений - вероятных родительских молекул комет.
Вывод о химическом состоянии металлов в кометах, как составной части кометной пыли.
Результаты реконструкции молекулярного состава и строения кометных ядер по совокупности наблюдательных и лабораторных данных.
Апробация работы. Основные результаты диссертации изложены в 17 статьях. Они докладывались на У Всесоюзной Астроношческой конференции, посвященной 250-летию Академии Наук СССР и 135-летию Главной Астрономической Обсерватории АН СССР в Пулкове (г.Ленинград, 1-4 октября 1974 г.), конкурсе научных работ молодых ученых ФТИ имени А.Ф.Иоффе АН СССР (г.Ленинград, 1979 г.), на Всесоюзных конференциях и совещаниях рабочих групп по физике и динамике малых тел Солнечной системы (Нахичевань, 1979 г.; Душанбе, 1980 г.; Киев, 1981 г.; Душанбе, 1982 г.; Киев, 1983 г.). Работы по теме диссертации обсуждались на научных семинарах в Физико-техническом институте имени А.Ф.Иоффе АН СССР и Главной Астрономической Обсерватории АН СССР в Пулкове.
Спектры комет
Первые спектроскопические наблюдения Донати, Скиапарелли,Хег-гинса, Бредихина и др. показали, что кометные спектры состоят из непрерывного фона и молекулярных эмиссий. В конце XIX - начале XX века, когда в головах комет были отождествлены первые полосы С?, СН, CN , а в хвостах - полосы N2 и СО, воспроизводимые в земных лабораториях в специфических условиях (низкие давления, малые плотности вещества и т.д.), стало ясно, что подобные условия реализуются и в кометах. С развитием лабораторной спектроскопии постепенно были отождествлены и детально изучены все кометные эмиссии, наблюдаемые в видимой области. Было установлено, что они принадлежат радикалам, ион-радикалам и молекулам - фрагментам каких-то более сложных материнских молекул.
Запуски ракет и спутников принесли новые удивительные результаты. Были открыты водородные и гидроксилыше гало [149,150,138], существование которых предполагалось ранее, и ион-молекула Н20+ [2ц245]. В последние годы был открыт ряд новых атомарных и молекулярных эмиссий: С, 0 [173,248], S , CS[23б], НСО, Н2$+ [155], S2[l28]. Расширение диапазона наблюдений на ИК- и микроволновую области позволило открыть ИК-излучение кометнои пыли, приписываемое силикатной природе частиц, и первые органические молекулы CH3CN [24l] и HCN[l88]. Весьма вероятным представляется наличие Н2СО, HCO,NH в соответствии с предварительным отождествлением, сделанным Г.Герцбергом \ЪЪ\. Совсем недавно были открыты молекулы МН5 [ІЗІ] и Н20 l29]. К особой группе следует отнести эмиссии металлов, которые появляются на небольших гелиоцентрических расстояниях. В сводной таблице I приводятся эмиссии, наблюдаемые в различных частях кометы.
Развитие представлений об органическом веществе в кометах
Классическая физическая модель ядра-конгломерата представляет синтез старых "ледяной и "каменистой" моделей. Она положена в основу всех современных моделей, отличающихся друг от друга теми или иными особенностями.
а) Согласно наиболее распространенной модели Уиппла [246,250] - ядро - это конгломерат каменистых частиц и льдов различной химической природы: НгО ,СОг , Л///? , С//4 , CZNZ и др. При многократном прохождении кометой перигелия поверхностный слой постепенно обогащается тугоплавкой компонентой, сквозь которую диффундиру ют газы, образующиеся при сублимации льдов.
б) Разновидностью модели Уиппла является "пятнистая" модель, предложенная Всехсвятским [16]. Здесь ядро - это каменистая глыба, частично покрытая льдами.
в) Дальнейшим развитием модели Уиппла явилась модель Свингса и Дельземма [238]. В ней "родительские льды" присутствовали не в виде чистых льдов, а в виде замерзших гидратов вида MnHzO , где М - родительская молекула, vHzQ - несколько молекул воды. Гидраты имеют почти одинаковую теплоту испарения и сублимируют с той же скоростью, что и водяной лед. Эта модель снимала противоречие между скоростями сублимации замерзших газов различной летучести. Ее недостаток состоит в том, что для образования подобных гидратов требуются весьма специфичные условия, по-видимому, невы - 45 полнимые в космосе при образовании комет.
г) Донн и Юри рб8] предположили, что в твердом ледяном ядре существуют в свободном состоянии радикалы, где они появились в результате вымораживания межпланетных газов, состоящих из этих радикалов. Однако для объяснения наблюдаемых эмиссий и вспышек блесна концентрация свободных радикалов должна быть очень высокой, что нереально, ввиду их быстрой рекомбинации до устойчивых молекул.
Наряду с вышеперечисленными моделями продолжают существовать ряд моделей, отрицающих монолитное кометное ядро. Согласно этим моделям, ядра комет представляют собой или рой снежинок, или скопление громадного количества каменно-ледяных частиц [212]. Такие ядра можно рассматривать лишь в качестве изящных моделей, ибо в реальных кометах они невозможны или маловероятны.
Поэтому из всего обилия предложенных моделей лишь модель ядра-конгломерата Уиппла хорошо объясняет развитие многих кометных явлений и по этой причине является общепринятой. В рамках этой модели в последние годы предложено большое число конкретных составов ядер (таблица 8). В этой таблице, взятой нами из работы [164], обобщены некоторые модели кометных ядер (без тугоплавкой компоненты).Она отражает эволюцию моделей ядер по мере расширения состава их компонент. Все эти модели были получены в рамках "обратной задачи11 -(модель - наблюдения). Наибольший интерес представляет химичесний состав ядра, где в качестве родительских молекул рассматриваются межзвездные молекулы (последний столбец).
Образование в межзвёздной среде металлосодержа-щих соединений
Эмиссии металлов, кроме натрия, появляются на малых гелиоцентрических расстояниях. Немногочисленность имеющихся наблюдательных данных связана как с редкостью тесных сближений комет с Солнцем, так и с трудностью проведения наблюдений в этих условиях.
Линии металлов (натрий, железо) впервые наблюдались в спектре Большой Сентябрьской кометы 1882 года [91]. Впоследствии Орлов проанализировал результаты наблюдений кометы 1882 П и отождествил линии никеля f9l]. Из молекулярных полос видны были полосы Свана,которые в перигелии наблюдались с большим трудом ( = 0,00775 а.е.
. Множество линий металлов оставалось до недавних пор неиден-тифицированным .
Второй кометой, у которой наблюдалось большое количество линий металлов, была комета Икейя-Секи 1965 УШ ( = 0,00779 а.е. [17]). Фотографии спектра кометы содержали линии металлов, слабый непрерывный спектр и молекулярные полосы циана [225,235]. Надежно зарегистрированные атомы металлов приводятся в таблице I.
б) Механизм образования
В межзвездной среде газ почти равномерно перемешан с пылью,состоящей из частиц размером I0"3 - Ю бсм ["26,27]. Газ, основная масса которого приходится на водород и гелий [26], состоит также из нейтральных и ионизованных атомов и молекул. Химический состав пылинок весьма проблематичен и оживленно дискутируется.
Как полагают, они состоят из соединений таких элементов как Si , 1-е t » О, С. Наблюдаемая полоса поглощения на Я = 2200 А приписывается графитовым пылинкам [253].
Линии металлов, наблюдаемые в спектрах поглощения далеких звезд, принадлежат межзвездным атомам, в частности, NA 1,/(1, 4 І, Са П, 7/ І, Ге I и др. Обращают на себя внимание линии в области Я 4400-6850 А , природа которых неизвестна. Анализ показывает, что они не принадлежат ни к молекулярным, ни к атомарным. Предполагают, что их появление обусловлено абсорбцией межзвездного газа металлическими частицами 2,169]. В частности, полосы диффузного поглощения в указанной области приписывают ионам переходных металлов (например, е ), взаимодействующим с ионами полисульфидов ( Ss , Sf ) в оксидных решетках [172]. Благодаря абсорбции атомов и молекул на пылинках, на их поверхности происходят различные химические превращения. При этом само вещество пылинок может определенным образом трансформироваться с образованием химических соединений, среди которых непременно должны быть соединения металлов.
Метод определения химического состава ядер комет
До сих пор при попытках определения химического состава ядер комет обычно исходили из различных заранее заданных моделей ядра и исследовали их соответствие наблюдениям реальных комет [190, 259]. Однако такой подход приводил к несогласующимся между собой результатам.
Одним из обещающих путей решения сложной и трудоемкой задачи определения химического состава ядер комет, помимо намечаемого их зондирования с помощью космических аппаратов, является определение скоростей производства основных компонент ядра f8l]. Суть метода заключается в следующем. Интегрированием скоростей производства основных компонент ядра за период обращения кометы можно определить потери массы этих компонент и ядра в целом за одно пери-гелийное прохождение. Полагая, что химический состав потерянных слоев отражает состав ядра в целом, можно считать полученные оценки характерными для всего ядра.
Принципиальная возможность использования такого подхода была ясна уже давно, но им не решались пользоваться ввиду большой неопределенности показателя # в соотношении которым обычно представляют изменение Q вдоль орбиты кометы [l24,I5I,I52,I96,207j. Однако трудности с плохим знанием показателя ті оказываются преодолимыми, т.к. конечный результат, как будет показано ниже, получается весьма слабо зависящим от п , и, следовательно, метод приобретает "права гражданства".
