© 2007. The American Astronomical Society. All rights reserved. Primed in U.S.A.
DISCOVERY OF THE ATOMIC IRON TAIL OF COMET McNAUGHT USING THE HELIOSPHERIC IMAGER ON STEREO
M. Fulle, F. Leblanc
INAF–Osservatorio Astronomico Via Tiepolo 11, I-34143 Trieste, Italy; fulle@oats.inaf.it
R. A. Harrison, C. J. Davis
Rutherford Appleton Laboratory, Oxfordshire, UK
C. J. Eyles
University of Birmingham, UK
J. P. Halain
Centre Spatial de Liege, Belgium
R. A. Howard
Naval Research Laboratory, Washington, DC
D. Bockele'e-Morvan
Observatoire de Paris–Meudon, 5 Place Jules Janssen, 92195 Meudon, France
G. Cremonese
INAF–Osservatorio Astronomico, Padova, Italy
T. Scarmato
UAI-CARA, San Costantino di Briatico (VV), Italy
Received 2007 March 22; accepted 2007 April 6; published 2007 April 27
Резюме. У січні 2007, на геліоцентричної відстані r<0.3 а.о., комета McNaught 2006P1 стала найяскравішою кометою після C/Ikeya-Seki 1965S1 і постійно відсліджувалась космічними сонячними обсерваторіями. Ми надаємо сильні докази того, що аркоподібний хвіст, що спостерігався геліосферною набортною камерою космічних апаратів СТЕРЕО є першим з коли-небудь виявлених хвостів, що складається з нейтральних атомів Fe. Ми отримуємо час життя заліза τ=(4.1 ± 0.4)×104 секунди на r=0.25 а.о., що є у згоді з теоретичними прогнозами фотоіонізаційного часу життя. Очікувана температур пилу не узгоджується з сублімацією заліза, що наводить на думку, що атоми заліза утворюються завдяки випаровуванню троіліта.
Ключові слова: комети, McNaught 2006P1
1. Вступ
Комети дають унікальну інформацію про космічний вміст сонячної туманності, яка утворює форму Сонячної системи. Дуже мало даних стосується вміст металу в кометних ядрах, оскільки температури, при яких метали сублімують досягаються рідкісними кометами, що торкають Сонце, і є занадто близько до Сонця, щоб спостерігатись наземних спектроскопи. Зокрема, залізо опосередковано виявлене тільки в спектрах комети Ikeya-Seki 1965S1 (Престон 1967). Лабораторні аналізи проб, зібраних на кометі 81P/Wild 2 показали, що більшість заліза у формі троілітових (FeS) частинок (Zolensky et al. 2006). Чи вірно це для всіх комет? Чи можемо ми використовувати космічні сонячні обсерваторії для виявлення заліза в кометах, що торкають Сонце і вийняти з цих даних фізичні властивості заліза? Ця доповідь намагається відповісти на ці питання. Оскільки температура поверхні Меркурія близька до температуи пилу, що викидався з комети МакНота в перигелії, наші результати можуть виступати зауваженнями до майбутніх космічних місій, таких як Messenger (запущений в 2004 році) і BepiColombo (запуск — 2013 рік).
2. Спостереження
Запущена в жовтні 2006 року, місія NASA STEREO розроблена, щоб зробити тривимірне спостереження Сонця і його зовнішньої атмосфери, геліосфери (Harrison et al. 2005). Місія складається з двох космічних апаратів поміщених на геліоцентричну орбіту, один рухається попереду Землі другий позаду. Ці два кораблі (названі Ahead і Behind, тобто А і B, відповідно) рухаються на відстані від Землі зі швидкістю, яка збільшується коли кут Земля-Сонце-космічний апарат є 22,5° щороку. Хоча більшість з телескопів на борту кожного космічного апарату направлені на Сонце, один інструмент на кожнім кораблі геліосферна камера (ГК)-встановлена на боці корабля і озирається назад по лінії Сонце-Земля, її мета полягає у виявленні і вивченні спрямованих на Землю викинутих сонцем хмар, відомих як корональні викиди маси (КВМ). Кожен інструмент складається з двох ширококутних камер, що сприймають видиме світло й називаються ГК-1 і ГК-2. ГК-1 має смугу пропускання між 630 і 730 нм і 20° поле зору з центром 13,65° від центру Сонця. ГК-2 камера має смугу пропускання 400-1000 нм і має 70° поле зору з центром 53,35° від центру Сонця. Хоча основна наукова ціль цих інструментів є виявлення КВМ, що впливають на Землю, передбачається, що дані з цих ширококутних камер будуть корисними для багатьох інших супутніх наук, у тому числі спостережень комет (Davis & Harrison 2005). Під час проходження перигелію комети Макнота, що відбулося 2007 Січень 12,8 UT на геліоцентричній відстані r=0.171 а.о. (тобто 2,56×104 км), ГК-1 інструмент на космічному апараті B (ГК-1B) зробили найкращі зображення (Nemiroff & Bonnell 2007) пилового хвоста з багатьма смугами (ймовірно, через фрагментацію крихких частинок), і сильно відокремлені від основного пилового хвоста, аркоподібний хвіст розтягнутий на 3×107 км (рис. 1).3. Моделі аркоподібного хвоста
Перший варіант той, що аркоподібний хвіст - іонний. Кома виділяє іони вздовж орбіти комети, які потім відтягуються сонячним вітром. Малюнок 1 показує хвістову вісь іонів захопленим сонячним вітром зі швидкістю 200, 300, або 400 км/с. Швидкість 400 км/с забезпечує найкращий збіг аркоподібного хвоста на відстані 5×106 км від ядра, а відстані 3×107 км від ядра, найкраще відповідає швидкість 200 км/с. Ці швидкості означатимуть, що сонячний вітер прискорився від 200 км/с для 10,8 січня до 400 км/с для 12.5 січня. Однак ця можливість не узгоджується з аркоподібним хвостом, що спостерігався 13.5 січня (рис. 2), який потребував би прискорення від 250 км/с 12,5 січня до 400 км/с 13.5 січня, і з даними супутника НАСА Advanced Composition Explorer (Stone et al. 1990), який спостерігав приблизно сталу швидкість сонячного вітру 360 км/с в період з січня 12.5 і 15.5, і 600 км/с в період з 15.5 до 20.0 січня. Величезний рівень виділення води наводить на думку, що рівень втрати HCN (Н. Бівер 2007, приватне повідомлення) передбачає таку широку діамагнітну западину, що водні іони (тільки ті, що як відомо, мають емісійні лінії між 630 і 730 нм [Wyckoff 1982; Feldman et al. 2004]) повинні бути фотодисоційовані (Huebner et al. 1992) перш ніж вони зможуть взаємодіяти з сонячним вітром щоб сформувати C/2006P1 іонний хвіст.
Другий варіант такий що хвіст із частинок обумовлений тиском сонячного випромінювання й сили тяжіння. Співвідношення між цими силами це незалежний від відстані від сонця параметр β. Якщо, вздовж орбіти, ядро викидає частинки з постійним значенням β, вісь хвоста точно співпадатиме з лініями названими синдини (Finson & Probstein 1968). Аркоподібний хвіст відповідає синдині з β≈6, що занадто багато для більшості композицій пилу. Тільки чисті сфери графіту з радіусом 80 нм можуть наближатись до таких значень β (Burns et al. 1979). У такому випадку більші частинки графіту, які менш ефективно знищуються сублімацією, повинні спостерігатися між аркоподібним і пиловим хвостом. З іншого боку, субмікронні частинки значно менші довжини хвилі червоного світла, так що у смузі пропускання ГК-1B має відбуватися не сильне розсіювання. Зрештою, такі дрібні частинки, ймовірно, заряджаються й відносяться сонячним вітром. Дуже пористі пилові агрегати може досягати високих значень β, і всі спостереження вказують на те, що пил, ймовірно, пористий у всіх комет. Однак, той факт, що жодна комета не показувала пиловий хвіст з β>1 (Fulle 2004) передбачає, що пористі частинки також мають низькі значення β. Розрахунки β для таких агрегатів поки не доступні (Kolokolova et al. 2004).
Хвіст сформований нейтральними атомами й відштовхнутий тиском сонячного випромінювання (Fulle 2004) насправді більше відповідає сопстереженням. Нейтральний Na хвіст спостерігався в кометі Хейла-Боппа 1995O1 (Cremonese et al. 1997), але обчислений Na хвіст близький до синдини β≈6 не відповідає аркоподібному хвосту. β нейтральних атомів залежить від тиску сонячного випромінювання, яка пропорційна загальній кількості збуджень в одиницю часу атома, g-фактор (Fulle 2004; Cremonese et al. 1997). Ми вирахували β, як функцію геліоцентричної радіальної швидкості для 13 найпоширеніших хімічних речовин, використавши потік сонячного УФ (Huebner et al. 1992), високороздільний видимий сонячний потік (Kurucz et al. 1984), обидва за умов спокійного Сонця і сили осциляторів для всіх резонансних ліній (Morton 2003, 2004). Для кожного елемента, ми розрахували атомний хвіст, використавши залежну від швидкості β, які потім були підібрані синдинами надаючи нам діапазон еквівалентних сталих значень β відповідно до кожного атомного хвоста. Таблиця 1 показує, що тільки Al і Fe мають еквівалентні сталі β≈6. Хоча Fe резонансні лінії мають довжини хвиль між 194 і 525 нм, Fe має багато спектральних ліній, пов'язаних з переходами від верхнього до нижніх збуджених станів, між 630 і 730 нм (Beristain et al. 1998). Нейтральні емісійні лінії Fe були найсильнішими в спектрах комети 1965S1 Ikeya-Seki, що спостерігалась при r=0,14 а.о. (Preston 1967).
Ми вирахували рух атомів Fe відповідно до Fe β залежної від швидкості. Теоретичний Fe хвіст покрив дуже добре аркоподібний хвіст, як зазначено малюнку 1. В той час як комета покинула ГК-1B поле зору за кілька годин після перигелію, ГК-1A спостерігала комету в період з січня 12.0 до 14.5. Для кожного з цих спостережень, проекція на небо Fe хвоста була розрахована наступним чисельний підходом. Нейтральний Fe хвіст підібраний з усіма наявними зауваженнями, як показано на малюнку 2. Щоб отримати поверхневу яскравість вздовж осі аркоподібного хвоста, ми розглядали ділянки зображення перпендикулярно осі хвоста. Ці ділянки переважають над фоновим пиловим хвостом, окресленим Гаусіаною з параметрами розрахованими для кожного шматочка. Гаусіанівський пиловий хвіст перекриває фон, завдяки чутливості до сонячної корони і кута перегляду, які близька до аркоподібного хвоста, добре описується лінійним градієнтом розрахованим для кожного шматочка. Віднімемо чк гаусівський так і лінійний фони кожного шматочка, отримуючи ділянки з емісією тільки від аркоподібного хвоста, яка забезпечує нам яскравість та ширину хвоста (рис. 3). Остаточне калібрування камери може бути здійснено лише після багатьох тижнів спостережень. Для попереднього калібрування, в ГК-1A зображенні, за січень, 14,0 UT, ми виявили чотири Hipparcos зірочки спектру G0 V-G5 V V-зоряної величини між V=6.11 та V=8.55. ГК-1 смуга пропускання добре апроксимується w смугою пропускання (Tedesco et al. 1982), з нульовим колор індексом V-w для зірок сонячного типу, забезпечуючи V0=19.28±0.13.
4. Результати й висновки
Яскравість хвоста наведена на малюнку 3 може бути підібрана відповідно до теорії пилового хвоста (Fulle 2004). Спостережна яскравість зменшується на кілька порядків швидше, ніж очікується для пилових хвостів. Це сильне свідчення проти гіпотези пилового (графіту чи пористих частинок) хвоста. Підтримка залізного хвоста фактично отримана шляхом моделювання спостережної яскравості хвоста з теорією хвоста з нейтральних атомів (Fulle 2004; Cremonese et al. 1997), яка пояснює час життя τ до іонізації. Всі профілі аркоподібного хвоста спостережені в період з січня 12,0 по 14,5 найкраще змодельовані таким же іонізаційним часом життя τ=(4.1±0.4)×104с. на усередненій відстані хвоста r≈0.25а.о. (рис. 3). Цей факт підтверджує, що фонове зображення було правильно відняте з даних і дозволяє припустити, що швидкість втрати Fe залишається приблизно постійною при r≲0.25 а.о.. Оскільки τ залежить як r², ми отримаємо τ=(6.6±0.6)×105с. на r=1а.о.. Таблиця 1 наводить час життя до фотоіонізації найпоширеніших хімічних речовин розрахованих з використанням того ж сонячного потоку як перед цим і теоретичний поперечний перетин (Verner et al. 1996). Беручи до уваги невизначеність потоку сонячного EUV-UV і поперечного перетину фотоіонізації, фотоіонізаційний час життя Fe відповідає дуже добре спостережному значенню τ, тоді як час життя алюмінію в 400 раз коротший. Наш розрахунок Na часу життя узгоджується з τ=1,7×105с. для 1а.о. (Cremonese et al. 1997). Якщо вважати спектральний індекс нульовим, яскравість Fe хвоста стає 10-8δ Jy/sr (де δ - циліндрична густина атома Fe; рис 3.), так що наша попередня калібруванльна пропозиція швидкості втрати Fe QFe≈10301/с≈1030≈10-1QH2O C/1995O1 в перигелії (Bockelee-Morvan et al. 2004). Якщо ми приймемо відношення пилу до газу χ≈10 спостережуване в 1Р/Галея (Fulle 2004), так як Afp C/2006P1 у 10 разів вище, ніж у C/1995O1 в перигелії (Sostero 2007), отримаємо QFe≈10-3Qdust (або навіть менше, якщо χ<10), що узгоджується з вмістом Fe в зразках пилу комети (Zolensky та ін. 2006).
Ширина хвоста відповідає швидкості викиду атомів Fe з коми 1.5±0.2 км/с, що узгоджується з доступними HCN спектрами (Biver 2007, приватне спілкування) і гідродинамічною моделлю коми при r≤0.2 а.о. (Crifo et al. 2004). Атоми заліза можуть бути вивільнені з поверхні ядра і/або з пилу, а потім прискорені до швидкості газу у коми, де відбувається велика кількість зіткнень. Атоми заліза можуть сублімувати з пористих троілітових частинок (Zolensky et al. 2006), припускаючи температуру пилу T>680К (FeS температура конденсації [Pollack et al. 1994]) на r≤0.2 а.о., згідно з чорного тіла екстраполяцією температури пилу, що спостерігалася для комети 1Р/Галея (Tokunaga et al. 1988). Всі дані по температурі пилу (Kolokolova et al. 2004) несумісні з прямою сублімацією металевого заліза, яке вимагає температури T>1000К (Knacke et al. 1991) на r≤0.2 а.о.. Троіліт може бути найбільш поширеним сульфідом не тільки в кометах. Кора Меркурія може мати склад, схожий на мінеральні комплекси знайдені в аходритах (Burbine et al. 2002), з троілітом як найпоширенішим сульфідом, як правило, його вміст знаходиться в межах від 1% об'єму до 7% об'єму Шалоувотерського аходрита. Яскравопомітні плями, що їх видно на полюсах Меркурія можуть бути пов'язані з об'ємним розсіянням простої сірки (Sprague et al. 1995), присутньої в реголіті як сульфід заліза.
Посилання
Beristain, G., Edwards, S., & Kwan, J. 1998, ApJ, 499, 828
Bockelee-Morvan, D., Crovisier, J., Mumma, M. J., & Weaver, H. A. 2004, in Comets II, ed. M. C. Festou, H. U. Keller, & H. A. Weaver (Tucson: Univ. Arizona Press), 391
Burbine, T. H., McCoy, T. J., Nittler, L. R., Benedix, G. K., Cloutis, E. A., & Dickinson, T. L. 2002, Meteoritics Planet. Sci., 37, 1233
Burns, J. A., Lamy, P. L., & Soter, S. 1979, Icarus, 40, 1
Cremonese, G., et al. 1997, ApJ, 490, L199
Crifo, J. F., Fulle, M., Komle, N. I., & Szego, K. 2004, in Comets II, ed. M. C. Festou, H. U. Keller, & H. A. Weaver (Tucson: Univ. Arizona Press), 471
Davis, C. J., & Harrison, R. A. 2005, Adv. Space Res., 36, 1524
Feldman, P. D., Cochran, A. L., & Combi, M. R. 2004, in Comets II, ed. M. C. Festou, H. U. Keller, & H. A. Weaver (Tucson: Univ. Arizona Press), 425
Finson, M. L., & Probstein, R. F. 1968, ApJ, 154, 327
Fulle, M. 2004, in Comets II, ed. M. C. Festou, H. U. Keller, & H. A. Weaver (Tucson: Univ. Arizona Press), 565
Harrison, R. A., Davis, C. J., & Eyles, C. J. 2005, Adv. Space Res., 36, 1512
Huebner, W. F., Keady, J. J., & Lyon, S. P. 1992, Ap&SS, 195, 1
Knacke, O., Kubaschewski, O., & Hesselmann, K. 1991, Thermochemical Properties of Inorganics Substances (New York: Springer)
Kolokolova, L., Hanner, M. S., Levasseur-Regourd, A. C., & Gustafson, B. A. S. 2004, in Comets II, ed. M. C. Festou, H. U. Keller, & H. A. Weaver (Tucson: Univ. Arizona Press), 577
Kurucz, R. L., Furenlid, I., Brault, J., & Testerman, L. 1984, Solar Flux Atlas from 296 to 1300 nm (National Solar Observatory Atlas, No. 1) (Sunspot: NSO)
Morton, D. C. 2003, ApJS, 149, 205
Morton, D. C. 2004, ApJS, 151, 403
Nemiroff, R., & Bonnell, J. 2007, Astronomy Picture of the Day, http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070117.html
Pollack, J. B., Hollenbach, D., Beckwith, S., Simonelli, D. P., Roush, T., & Fong, W. 1994, ApJ, 421, 615
Preston, G. W. 1967, ApJ, 147, 718
Sostero, G. 2007, Cometary Data Archive for Amateur Astronomers, http://cara.uai.it
Sprague, H. A. L., Hunten, D. M., & Lodders, K. 1995, Icarus, 118, 211
Stone, E. C., et al. 1990, in AIP Conf. Proc. 203, Particle Astrophysics: The NASA Cosmic Ray Program for the 1990s and Beyond, ed. M. V. Jones, F. J. Kerr, & J. F. Ormes (New York: AIP), 48
Tedesco, E. F., Tholen, D. J., & Zellner, B. 1982, AJ, 87, 1585
Tokunaga, A., Golish, T., Griep, D., Kaminski, C., & Hanner, M. S. 1988, AJ, 96, 1971
Verner, D. A., Ferland, G. J., Korista, K. T., & Yakovlev, D. G. 1996, ApJ, 465, 487
Wyckoff, S. 1982, in Comets, ed. L. L. Wilkening (Tucson: Univ. Arizona Press), 3
Zolensky, M. E., et al. 2006, Science, 314, 1735