Disruption of Charged Dust Grains in Cometary Plasma Environments
SHI Zhi-dong, LI Zhong-yuan, CHEN Yao
Department of Earth and Space Science, University of Science and Technology of China, Hefei 230026,
and Advanced Center fop Earth Science and Astronomy, Third World Academy of Science
Received 27 June 1997
Рівноважний потенціал і критерій фрагментації пилу крихких пилових частинок в плазмі розраховані для комети Галлея. Встановлено, що пилинки набувають найбільшого негативного потенціалу та ймовірності руйнування на відстані близько 50000км від комети, де спектр мас пилинок виміряний космічним апаратом був найбільш великим.
Пилові частинки занурені в плазмове середовище можуть отримувати заряд за рахунок зіткнень з частинками плазми та електронної емісії з поверхні пилу. Заряджений пил представляє інтерес тому, що на його рух можуть впливати електромагнітні поля і він може зруйнуватися через електростатичну силу. Розглянемо три основні процеси заряду: збір, вторинна електронна емісія і фотоелектронної емісія у двох видах плазми (H+ та H2O+). У поєднанні з безпосередніми вимірами для комети Галлея, розраховані рівноважні потенціали крихких пилових частинок силікату й вуглецю в кометних середовищах. Електростатична фрагментація зарядженого пилу також проаналізована. Хоча деякі статті зробили деякі розрахунки по кожному окремому аспекті, наші розрахунки дають повну інформацію про зарядженість і фрагментацію пилових частинок на різних відстанях від комети. Ми знайшли, що потенціали пилу показують різкий стрибок, негативний максимум і зміну заряду на деякій спеціальній відстані. Передбачається, що спектр мас пилу виміряний космічним апаратом має тісний зв'язок з зарядженим пилом і його фрагментацієюЗбірний струм термічної плазми на пилових частинках є: JTH=JTH0(1-kRP). Де kRP це ймовірність того, що плазмова частинка буде відбита або поглинута пиловою частинкою, JTH0=a2qn(8πT/m)1/2exp(-qU/T) ; a й U це радіус пилу й поверхневий потенціал, q, n, m, T цe заряд, густина, маса, термічна температура частинок плазми відповідно.
Фотоелектронний струм в сонячному світлі JPH=πa2ηD-2B(U,TPH), де η це значення інтегрального фотоелектричного доходу від сонячної радіації на 1 а.о., D — геліоцентрична відстань, TPH — температура фотоелектронів. B (U, Tx) позначає повернення електрона на поверхню зарядженого пилу, тобто B(U, Tx)=(1+U/Tx)ехр(-U/Tx) для U>0 і B=1 для U<0.
Вторинна електронна емісія це JSE=3.70δMJPHF5(0.25EM/T)B(U,TSE), де F5(x)=x2∫0∞t5exp(-xt2-t)dt, TSE це температура вторинних електронів, δM це максимальний вихід, EM — енергія первинних електронів при δM
Критерій фрагментації пилу такий a≤aT=kT|U|/√δT, де kT=(2ε)-1/2, ε, δT це відносна діелектрична проникність і міцність на розтяг пилового матеріалу, відповідно.
Основуючись на вимірах космічного корабля і теоретичному передбаченні параметрів плазми комети Галлея, густина плазми й температура електронів, використана в наших розрахунках наведена на мал.1.
Для двох видів матеріалу: силікату та вуглецю, ми чисельно розрахували потенціали розв'язанням рівняння сталої зарядженості ∑Jα=0. Типові параметри матеріалів пилу, використані в нашому розрахунку наведені в таблиці 1. Потенціали як функція відстані від комети показані на мал. 2. Для розгляду фрагментації, критичні радіуси пилинок (δT=103 дин/см2) на різних відстанях показані на мал. 3. На правій стороні обгортки цього малюнку ми також вказали критичний радіус, що відповідає найбільшій міцності щодо розтягу (δT=104 дин/см2).
Для всіх випадків, як можна бачити на мал. 2, що потенціал пилу U трішки від'ємний поблизу ядра. На відстані 1000 км, U стрибає від'ємно до -2, - 3 В, а потім мало змінюється до 4000 км. За межами контактної поверхні, сонячна радіація призводить до збільшення електронної температури зі зменшенням густини плазми. Потім U ще збільшується від'ємно і досягає максимального від'ємного значення приблизно в кількох десятках тисячах кілометрів. Потім щільність плазми надалі зменшується, і стає більш важливою фотоелектронна емісія з поверхні пилу. Таким чином, у перехідній області поблизу ударної хвилі, U змінює знак, а потім перетворюється в позитивний заряд. В області сталого сонячного вітру за межами ударної хвилі (близько 600000 км), потенціали наближаються до їх сталого значення: 5 В (для C) і 10 В (для Si).
На мал. 2 можна знайти, що потенціали на пилинках різних матеріалів у різних плазмах істотно відрізняються в області від 20000 до 80000 км між поверхнею контакту і ударною хвилею. Вуглецевий пил має більш негативний потенціал, ніж силікатний. Потенціали пилу більш негативні в H2O+ плазмі, ніж у плазмі H+. У реальному кометному середовищі, в середня іонна маса зростає із зменшенням відстані. Таким чином, результати для H2O+ плазми підходять для внутрішньої кометної атмосфери, в той час як результати для H+ плазми можуть бути використані для зовнішньої коми.
Позиції, де потенціали досягають найбільш від'ємного значення повинні бути відмічені. На мал.3, можна знайти, що відповідні критичні радіуси для фрагментації пилу найбільші на відстані в 46000 км для силікатного пилу та на 57000 км для вуглецевого. Отже, ймовірності фрагментації пилу на цих відстанях найбільші. Велика кількість пилових частинок, що руйнуються в цьому регіоні може змінити спектр мас пилу. Якраз поблизу цих відстаней, космічний апарат спостерігав великі зміни в числі пилинок в кожному мас-каналі. З хорошим запасом впевненості можна припустити, що електростатична руйнація відповідає за це явище.
Заряд на силікатному пилу змінює знак на ≈ 100000 км. То ж електромагнітні сили на пилових частинках змінюють напрямок і рух пилу може стати комплексним хаосом. Тоді великі зміни в значенні кількості частинок може мати місце, як було зафіксовано космічним апаратом.
Поміркувавши, можна передбачити, що міцність на розтяг крихких пилинок в кометних умовах може зменшуватись зі збільшенням радіусу. Отже пилинки можуть бути зруйновані лише тоді, коли їх радіуси менші від критичного радіуса фрагментації, але більші, ніж певний радіус, при якому міцність на розтяг пилу достатньо сильна, щоб запобігти фрагментації. Детальне вивчення зарядженого пилу в кометних середовищах на основі аналізу даних космічних апаратів для комети Галлея ще повинен бути зроблений, яка має посилене значення для недавно спостереженої комети Хейла-Боппа.
Посилання
P. Notni and H. Tiersch, Astron. Astrophys. 187 (1987)796.
E. C. Whipple, Rep. Prog. Phys. 44 (1981) 1197.
H. Balsiger et al., Nature, 321 (1986) 330.
M. L. Marconi and D. A. Mendis, Astrophys. J. 273 (1983) 381.
O. L. Vaisberg et al., Astron. Astrophys. 187 (1987) 753.