حساب کاربری
​
زمان تقریبی مطالعه: 3 دقیقه
لینک کوتاه

غبار دنباله‌دار

غبار دنباله‌دار (انگلیسی: Comet dust) به گرد و غبار کیهانی که از یک دنباله‌دار سرچشمه می‌گیرد گفته می‌شود. گردوغبار دنباله‌دار می‌تواند اطلاعاتی در مورد منشأ و شکل‌گیری دنباله‌دار ارائه دهد. هنگامی که زمین از بین فضای آغشته به غبار دنباله‌دار عبور می‌کند، یک بارش شهابی در اتمسفر آن می‌تواند ایجاد شود، برای مثال: گرد و غبار دنباله‌دار هالی منشأ بارش شهابی اوریون بوده‌است.

فهرست

  • ۱ ویژگی‌های فیزیکی
    • ۱.۱ اندازه
    • ۱.۲ ترکیب
  • ۲ منشأ گردوغبار و دنباله‌دار
  • ۳ منابع

ویژگی‌های فیزیکی

اندازه

بیشتر ذرات گرد و غبار دنباله‌دار در اندازهٔ زیر میکرومتر تا اندازهٔ تقریبی حدود میکرومتر است. با این حال، ماندگاری این بخش کوتاه‌مدت است چون فشار تابش باعث می‌شود که آن‌ها از منظومه شمسی بیرون رانده‌شوند یا درون آن به‌صورت چرخش مارپیچ به دور خود بچرخند.

اندازهٔ بزرگ‌تر بعدی کلاس «پفکی» یا «خوشه‌گونه» هایی که از دانه‌های نمونهٔ بالا تشکیل شده‌است. این‌ها دانه‌ها معمولاً ۲۰ تا ۱۰۰ میکرومتری هستند؛ اندازه‌ای که قراردادی نیست، اما این اندازهٔ سنگ‌دانه‌هایی است که مشاهده‌شده، سنگ‌های متخلخلی که آمادهٔ شکستنو/ یا فشردگی هستند.

ذرات بزرگ‌تر ریزشهاب‌واره (میکرو) هستند، نه گرد و غبار. در غیاب تعریف اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی، , گروه‌ها تعاریف خود از گردوغبار را ابداع کردند: کوچک‌تر از ۱۰۰ میکرومتر، 50٬، ۴۰ ٬ 30, and 20 microns, and <10 μm. برخی از آنها گرد و غبار/ برخی از تعریف‌ها تقریبی یا نامفهوم هستند، ۵۰، ۴۰، ۳۰، و ۲۰ میکرون. برخی از این تعاریف گرد و غبار یا ریزشهاب‌سنگ تقریبی یا مبهم هستند، برخی همپوشانی دارند یا متناقض هستند. اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی بیانیه رسمی خود را در سال ۲۰۱۷ منتشر کرد. شهاب‌سنگ‌ها از 30 میکرومتر تا 1 متر هستند، کوچک‌تر از این گرد و غبار است و اصطلاح «میکرومتوروئید» پشتیبانی نمی‌شود (اگرچه میکرومتریت بله). المپیاد جهانی ریاضی از تعریف جدید آگاه شد، اما هنوز تعریف‌های پیشین را در سایت خود نشان می‌دهد. سایت Meteoritical Society تعریف قبلی خود؛ 0.001 سانتی‌متر را حفظ کرده‌است. AMS هیچ تعریف دقیقی ارسال نکرده‌است.

ترکیب

گردوغبار به‌طور کلی در ترکیب‌بندی کندریت است. مونومرهای آن حاوی سیلیکات‌های مافیک مانند الیوین و پیروکسن است. سیلیکات‌ها غنی از فورستریت و آنستاتیت با دمای میعانات بالا هستند. در متراکم شدن سریع آنها با هم نمی‌پیوندند بلکه ذرات بسیار کوچکی را تشکیل می‌دهند، نه آنکه قطره‌وار در هم ادغام شوند.

مانند شهاب‌واره‌های کندریتی این ذرات حاوی سولفید آهن شهاب‌سنگ «Fe (Ni)» و «GEMS» (شیشه با فلز و سولفیدهای جاسازی شده) هستند.

اندازه‌های گوناگونی از مواد آلی شون (CHON) وجود دارد.اگرچه مواد آلی فراوانی از نظر کیهانی وجود دارد و به‌طور گسترده‌ای وجود آنها در دنباله‌دارها پیش‌بینی شده، اما وجود آنها از نظر طیفی در بیشتر تلسکوپ‌ها مشخص نیست. مواد آلی فقط طی طیف‌سنجی جرمی در حین پروازهای ناوگان هالی تأیید می‌شدند. برخی از مواد آلی به صورت «PAH» (هیدروکربن آروماتیک چندحلقه‌ای) هستند.

ممکن است مقدار بسیار کمی از دانه‌های مواد معدنی پیش‌خورشیدی «presolar (PSG)» نیز در این غبار پیدا شود.

منشأ گردوغبار و دنباله‌دار
نمای میکروسکوپی ذرات غبار دنباله‌دار

مدل‌های مبدأ دنباله دارها عبارتند از:

  1. مدل بین ستاره‌ای،
  2. مدل سامانهٔ خورشیدی،
  3. توده‌های آوار اولیه،
  4. تجمع خرده‌سیاره‌ها در دیسک گردوغبار پیرامون اورانوس - نپتون،
  5. پوسته‌های سرد مواد توسط باد پیش‌ستاره پراکنده شد.

منابع

  1. ↑ Mukai, T.; Mukai, S.; Kikouchi, S. (1987). "Variation of Grain Properties and the Dust Outbursts". Symposium on the Diversity and Similarity of Comets, ESA SP-278. European Space Agency. pp. 427–30.
  2. ↑ Grun, E.; Massonne; Schwehm, G. (1987). "New Properties of Cometary Dust". Symposium on the Diversity and Similarity of Comets, ESA SP-278. European Space Agency. pp. 305–14.
  3. ↑ Fernandez, J. (2005). Comets: Nature, Dynamics, Origins, and their Cosmogonical Relevance. Springer. p. 66.
  4. ↑ Whipple, Fred (1986). The Mystery of Comets. Cambridge University Press. p. 143. ISBN 978-0-521-32440-3.
  5. ↑ Dermott, S (2001). "Ch. Orbital evolution of interplanetary dust". In Grün E; Gustafson B; Dermott S; Fechtig H (eds.). Interplanetary Dust. SpringerVerlag. pp. 569–39.
  6. ↑
  7. ↑
  8. ↑ Zolensky, M.; Lindstrom, D. (Mar 1991). Mineralogy of 12 large 'chondritic' interplanetary dust particles. 1991 LPSC. pp. 161–69.
  9. ↑ Ney, E. (1982). "Optical and Infrared Observations of Bright Comets in the Range 0.5 um to 20 um". Comets. Tucson: University of Arizona Press. p. 323.
  10. ↑ Simpson, J.; Rabinowitz, D.; Tuzzolino, A.; Ksanfomality, L. (1986). "Halley's comet dust particle mass spectra, flux distributions and jet structures derived from measurements on the Vega-1 and Vega-2 spacecraft". ESA Proceedings of the 20th ESLAB Symposium on the Exploration of Halley's Comet. Volume 2: Dust and Nucleus. European Space Agency. pp. 11–16.
  11. ↑ Leinert, C; Roser, S; Buitrago, J (1983). "How to maintain the spatial distribution of interplanetary dust". Astronomy & Astrophysics. 118 (2): 345–57. Bibcode:1983A&A...118..345L.
  12. ↑ {{cite journal |last1=Mukai |first1=T |last2=fechtig |first2=H |date=June 1983 |title=Packing efficient of fluffy particles |journal=Planetary and SpaceScience |volume=31 |issue=6 |pages=655–58|doi=10.1016/0032-0633(83)90006-5
  13. ↑ Reach, W.; Sykes, M.; Kelley, M. (2003). "Large Particles From Short-Period Comets". Workshop on Cometary Dust in Astrophysics. Houston: Lunar and Planetary Institute.
  14. ↑ Kelley, M.; Reach, W.; Woodward, C. (2009). "A Search for Deep Impact's Large Particle Ejecta". Deep Impact as a World Observatory Event: Synergies in Space, Time, and Wavelength. Berlin Heidelberg: Springer-Verlag. p. 125. ISBN 978-3-540-76959-0.
  15. ↑ Beech, M; Steel, D (1995). "On the definition of the term 'meteoroid'". Quart. Journ. Roy. Ast. Soc. 36: 281–84. Bibcode:1995QJRAS..36..281B. Sec. 4 Lower size limit: Meteoroid or dust?
  16. ↑ Rubin, A; Grossman, J (Mar 2010). "Meteorite and meteoroid: New comprehensive definitions". Meteoritics & Planetary Science. 45 (1): 114–22. Bibcode:2010M&PS...45..114R. doi:10.1111/j.1945-5100.2009.01009.x. "...in practice the term is most often applied to objects smaller than approximately 100 um. These size ranges need to be modified." "By this definition, IDPs are particles smaller than 10um.""
  17. ↑ Millman, P (1961). "A Report on Meteor Terminology". Journ. Roy. Ast. Soc. Canada. 55 (6): 265. "particle sizes in general smaller than micrometeorites"
  18. ↑ "Resolutions Adopted A. By The General Assembly" (PDF). Retrieved 30 Jun 2020. Sec. "Commission 22 (Meteors and Meteorites/Météores et des Meteorites)"
  19. ↑ Greenberg, M; Li, A (1997). "Morphological structural and chemical composition of cometary nuclei and dust". Space Science Reviews. 90: 149–61. doi:10.1023/A:1005298014670. S2CID 189789755. "tenth micron particles" "very fluffy aggregates"
  20. ↑ Klöck, W; Staderman, F (1994). Mineralogical and chemical relationships of interplanetary dust particles, micrometeorites, and meteorites in. LPI Technical Report 94-02 Workshop on the analysis of interplanetary dust particles. "50 um"
  21. ↑ Levasseur-regourd, A; mukai; lasue; okada (2007). "physical properties of comet and interplanetary dust". Planetary and Space Science. 55 (9): 1010–20. Bibcode:2007P&SS...55.1010L. doi:10.1016/j.pss.2006.11.014. "a radius of 20 um for the upper cut-off"
  22. ↑ Grun, E; Krüger, H; Srama, R (2019). "The Dawn of Dust Astronomy". Space Science Reviews. 215 (7): number 46. arXiv:1912.00707. Bibcode:2019SSRv..215...46G. doi:10.1007/s11214-019-0610-1. S2CID 208527737. S.3 Multifaceted Scientific Dust Observations "<~ 30 micrometer"
  23. ↑
  24. ↑ Bradley, J; Sandford, S; Walker, R (1988). "11.1 Interplanetary Dust Particles". Meteorites and the Early Solar System. University of Arizona Press. p. 861. "~ 10 um i diamtr" "~ 10-3 سانتی‌متر با قطر"
  25. ↑ Love, S; Brownlee, D (Jan 1991). "Heating and thermal transformation of micrometeoroids entering the Earth's atmosphere". Icarus. 89 (1): 26–43. Bibcode:1991Icar...89...26L. doi:10.1016/0019-1035(91)90085-8. "10 um"
  26. ↑ Coulson, D; Wickramasinghe, N (21 Aug 2003). "Frictional and radiation heating of micron-sized meteoroids in the Earth's upper atmosphere". Mon. Not. R. Astron. Soc. 343 (4): 1123–30. Bibcode:2003MNRAS.343.1123C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06478.x. "~10 um"
  27. ↑ Brownlee, D; Tsou, P; Aléon, J; et al. (2006). "81P/Wild 2 Under a Microscope". Science. 314 (5806): 1711–6. doi:10.1126/science.1135840. PMID 17170289. S2CID 141128.
  28. ↑ Rehder, D (2010). "5.3.3 Intrplntr Ds Ptcls (Prsl Grs)". Chemistry in Space. Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-32689-1. "<100um; typically 0.1-20um"
  29. ↑ Folco, L; Cordier, C (2015). "9. Micrometeorites". EMU Notes in Mineralogy. "10 um (Rubin and Grossman, 2010)""in the <100 um size fraction, i.e. across the transition between micrometeorites and IDPs"
  30. ↑ "Definitions of terms in meteor astronomy" (PDF).
  31. ↑ Perlerin, V. "Definitions of terms in meteor astronomy (IAU)". Retrieved 30 Jun 2020.
  32. ↑ "Glossary". Retrieved 30 Jun 2020.
  33. ↑ Benoit, P. "Dust". Archived from the original on 17 June 2020. Retrieved 30 Jun 2020. "0.001 cm in diameter"
  34. ↑ "METEOR FAQS". Retrieved 30 Jun 2020.
  35. ↑ "Glossary". Retrieved 30 Jun 2020.
  36. ↑ Bradley, J; Brownlee, D; Veblen, D (1983). "Pyroxene whiskers and platelets in interplanetary dust: evidence of vapor phase growth". Nature. 301 (5900): 473. Bibcode:1983Natur.301..473B. doi:10.1038/301473a0. S2CID 4303275.
  37. ↑ Zolensky, M; Zega, T; Yano, H; Wirick, S; Westphal, A; Weisberg, M; et al. (15 Dec 2006). "Mineralogy and Petrology of Comet 81P/Wild 2 Nucleus Samples". Science. 314 (5806): 1735–9. Bibcode:2006Sci...314.1735Z. doi:10.1126/science.1135842. hdl:1885/37338. PMID 17170295. S2CID 25539280.
  38. ↑ Zolensky, M; Thomas, K (Nov 1995). "Iron and iron-nickel sulfides in chondritic interplanetary dust particles". Geochimica et Cosmochimica Acta. 59 (22): 4707. Bibcode:1995GeCoA..59.4707Z. doi:10.1016/0016-7037(95)00329-0.
  39. ↑ Kissel, J; Sagdeev, R; Bertaux, J; et al. (1986). "Composition of comet Halley dust particles from Vega observations". Nature. 321: 280. Bibcode:1986Natur.321..280K. doi:10.1038/321280a0. S2CID 122405233.
  40. ↑ Kissel, J; Brownlee, D; Büchler, K; et al. (1986). "Composition of comet Halley dust particles from Giotto observations". Nature. 321: 336. Bibcode:1986Natur.321..336K. doi:10.1038/321336a0. S2CID 186245081.
  41. ↑ Kissel, J; Kruger, F (1987). "The organic component in dust from comet Halley as measured by the PUMA mass spectrometer on board Vega 1". Nature. 326 (6115): 755–60. Bibcode:1987Natur.326..755K. doi:10.1038/326755a0. S2CID 4358568.
  42. ↑ Lawler, M; Brownlee, D (1992). "CHON as a component of dust from comet Halley". Nature. 359 (6398): 810–12. Bibcode:1992Natur.359..810L. doi:10.1038/359810a0. S2CID 4314100.
  43. ↑ Levasseur-Regourd, A; Agarwal, A; Cottin, H; Engrand, C; Flynn, G; Fulle, M; Gombosi, T; et al. (2018). "Cometary Dust". Space Science Reviews. 214 (3): number 64. Bibcode:2018SSRv..214...64L. doi:10.1007/s11214-018-0496-3. S2CID 189791473.
  44. ↑ Clemett, S; Maechling, C; Zare, R; Swan, P; Walker, R (1993). "Identification of complex aromatic molecules in individual interplanetary dust particles". Science. 262 (5134): 721–5. Bibcode:1993Sci...262..721C. doi:10.1126/science.262.5134.721. PMID 17812337. S2CID 24398934.
  45. ↑ Lisse, C; et al. (2006). "Spitzer spectral observations of the deep impact ejecta" (PDF). Science. 313 (5787): 635–40. Bibcode:2006Sci...313..635L. doi:10.1126/science.1124694. PMID 16840662. S2CID 3024593.
  46. ↑ Sandford, S; et al. (2006). "Organics captured from comet 81P/Wild 2 by the Stardust spacecraft". Science. 314 (5806): 1720–4. Bibcode:2006Sci...314.1720S. doi:10.1126/science.1135841. PMID 17170291. S2CID 2727481.
  47. ↑ Keller, L; Bajt, S; Baratta, G; Borg, J; Bradley, J; Brownlee, D; et al. (15 Dec 2006). "IR Spectroscopy of Comet 81P/Wild 2 Samples Returned by Stardust". Science. 314 (5806): 1728–31. doi:10.1126/science.1135796. PMID 17170293. S2CID 35413527.
    آخرین نظرات
    • اتمسفر
    • زمین
    • زمین
    • زمین
    کلیه حقوق این تارنما متعلق به فرا دانشنامه ویکی بین است.