"더러운 눈덩이"또는 "아이디 더트볼"이든 혜성은 물 얼음이 풍부합니다. 그러나 오늘날까지는 기원, 형성 및 진화 과정과 같은 혜성 물 얼음의 본질에 대해서는 알려진 바가 거의 없습니다. 예를 들어, 충분한 수질 가스가 혼수 상태에서 발견 될 수 있지만, 관찰 된 모든 혜성 핵은 어둡고 반사율이 낮습니다.
일부 혜성 표면에서는 제한된 양의 수 얼음만이 감지되었습니다. 그 이유는 무엇입니까? 왜 우리는 물을 감지 할 수 있지만 핵 표면에서는 거의 볼 수 없습니까? 얼음은 어디에 있습니까?
Orbiter Rosetta는 우리 에게이 미스터리를 정리할 수있는 단서를 제공 할 수 있습니다. 현장, 장기 관찰 및 측정으로, 물 얼음은 Comet 67p/Churyumov-Gerasimenko의 표면에 작은 패치 또는 밝은 반점으로 확인되었습니다. 또한, 후퇴하는 그림자에 가까운 얇은 서리도 관찰되었습니다. 혜성 표면의 관찰 된 얼음을 설명하기 위해 혜성의 물 얼음주기의 가능한 이론이 제안되었습니다.
- 일몰 후 최상층에서 지하층 층으로부터의 얼음 승화;
- 추운 지역의 내부 코마 퇴적물의 백 플럭스.
전자 (지하 표면) 얼음 승화 메커니즘은 Comet 67p/Churyumov-Gerasimenko에 관한 많은 최근 작품들에 의해 널리 받아 들여지고 채택되었으며, 후자는 광범위하게 탐색되지 않았다. 응축 가스 분자는 잠재 에너지를 방출하여 표면을 가열 할 수 있기 때문에 대부분의 연구는 주로 핵의 열 물리적 모델에 대해 COMA 증착을 고려합니다. 일부 단순화 된 모델은 핵 표면의 어두운 부분의 축합을 고려하여 핵 주위의 질량 수송을 검사하는 데 사용되었지만 시뮬레이션 및 관찰 결과와의 비교를위한보다 정확하고 현대적인 모델이 여전히 필요합니다.
.최근의 연구 (1)는 Rosetta의 희귀 한 가스 역학 및 데이터를 도입하여 수치 적으로 67p의 내부 가스 혼수 상태의 응축 과정에 접근했습니다. 저자는 여러 사례를 설계하여 수분 증착이 다른 조명 영역 및 지형과 같은 다양한 표면 조건으로 어떻게 분배되는지 확인했습니다. 시뮬레이션 결과는 첫째, 핵 표면의 밤이 아닌 일간의 그림자 영역에서 수증기 응축을 가질 가능성이 높다는 것을 보여줍니다. 이는 증착이 백 플럭스에서 나오기 때문에 분자간 충돌로 인해 가스 분자 만 근처에서 표면에 도달 할 수 있기 때문입니다. 나이트 사이드에는 거의 아웃소싱 활동이 없으므로 일정량의 백 플럭스를 제공하지 못합니다. 둘째, 혜성의 목 영역은 오목한 지형으로 인해 물 증착에 선호되는 또 다른 장소입니다.
마지막으로, 근처에 근거리 환경에서 코마 응축으로부터 얻은 증착은 지하 표면 승화의 축합으로부터 얼음 축적과 비슷한 것으로 나타 났으며, 이는 COMA 요약 메커니즘이 Perihelion 통과 동안 67p의 물주기에서 중요한 역할을 할 수 있음을 시사한다.
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이러한 발견은 최근 저널 Planetary and Space Science 에 발표 된 Comet 67p/Churyumov-Gerasimenko의 핵으로 내부 가스 혼수 상태에서 수증기 증착이라는 제목의 기사에 설명되어 있습니다. . 이 작업은 Macau Science and Technology University, I.L. Lai (National Central University)의 I.L. Lai와 스위스 베른 대학교 (University of Bern)의 전 동료들에 의해 수행되었습니다.
