АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2009, том 43, № 5, с. 459-469
УДК 523.44
ФИЗИКО-МЕХАНИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА КОМЕТНЫХ ЯДЕР
© 2009 г. Е. Н. Слшта
Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва Поступила в редакцию 15.06.2007 г. После исправления 02.04.2009 г.
Приводится подробное описание физико-механических свойств вещества кометных ядер. По сравнению с другими телами Солнечной системы ядра комет характеризуются самыми низкими прочностными свойствами. Предел прочности на растяжение кометного вещества и в целом кометных ядер примерно соответствует величине около 2 кПа. Анализ, выполненный на основе реологической модели самогравитирующего трехосного твердого тела, показал, что ядра комет с размером меньше 50-60 км (это, практически, все известные кометы) характеризуются постоянным пределом прочности на растяжение, который определяется только составом и структурой вещества. Эффективный предел прочности на растяжение тел с размером больше 50-60 км определяется массой тела и параметрами фигуры и увеличивается по квадратичному закону в зависимости от размеров и массы тела. Такое увеличение эффективной прочности может объяснить отсутствие или дефицит кометных ядер с размером более 60 км, поскольку может оказывать значительное влияние на параметры разрушения родительских тел и формирование вторичной популяции. Зависимость механизма и характера разрушения от параметров фигуры для койперовских объектов с размером более 50-60 км может привести к дефициту популяции тел с параметрами фигуры а/с > 1.75, по отношению к телам с параметрами фигуры а/с < 1.75.
PACS: 96.30.Cw, 96.30.Xa
ВВЕДЕНИЕ
Механика столкновительной эволюции малых тел Солнечной системы, морфология этих тел, время их существования с момента образования и их дезинтеграция в значительной степени определяются физико-механическими свойствами этих тел. Без знания физико-механических свойств вещества иногда даже примерно не удается установить возраст объекта по степени кратерированности (Chapman и др., 1999), либо допустимое минимальное и максимальное значение может различаться до двух (!) порядков (Chapman и др., 1996). Не менее важной является задача разрушения астероида или кометного ядра приливными силами Земли и адекватная оценка астероидной опасности (Davidsson, 2001). Гравитационная деформация малых тел и наблюдаемые параметры перехода между малыми и планетными телами Солнечной системы также определяются механическими и реологическими свойствами вещества и зависят от состава тел (Slyuta, Voropaev, 1997). Наконец, знание физико-механических свойств необходимо для создания надежных инженерных моделей космических объектов для их исследования с помощью космических аппаратов, посадки и отбора грунта.
Обычно, все твердые тела Солнечной системы по составу подразделяются на два основных класса -силикатные и ледяные. Исследование основных физико-механических свойств этих объектов проводится как на основе наблюдаемых данных, так и на
основе экспериментальных исследований метеоритного вещества и веществ-аналогов этих объектов (Ибадинов, 1982; Ibadinov и др., 1991; Grün и др., 1993; Slyuta и др., 2008a; 2008b). Кометные ядра, которые принадлежат к объектам из пояса Койпера, по своему составу значительно отличаются от ледяных тел Солнечной системы, которые состоят в основном из водного льда. Разница в составе предполагает различие и физико-механических свойств материала. Разрушение комет под воздействием приливных сил явление достаточно обычное. Наиболее ярким примером приливного разрушения служит комета Шумейкеров-Леви, распавшаяся на многочисленные фрагменты в гравитационном поле Юпитера и сгоревшая в его атмосфере. Сам факт приливного разрушения и дробления ядра на отдельные фрагменты говорит о том, что ядро кометы состоит из достаточно хрупкого и слабого материала и по своим физико-механическим свойствам значительно отличается от обычного твердого тела. Характер постепенного дробления кометных метеороидов и их разрушение под воздействием аэродинамического давления в верхних слоях атмосферы Земли также указывают на хрупкость и пористость кометного вещества (Sekanina, 1985). С точки зрения физико-механических свойств, все известные модели строения кометного ядра можно подразделить на два основных класса, которые принципиально отличаются друг от друга. Это обычная или фрактальная модель и модель "рыхло-
го тела" (rubble pile). Фрактальная модель обладает определенной прочностью, которая зависит от химического и минералогического состава и структурного строения кометного ядра. Модель "рыхлого тела" состоит из частиц или отдельных фрагментов, которые не связаны между собой и удерживаются вместе только силой притяжения. Согласно модели "рыхлого тела" тела с относительно небольшой массой практически не имеют прочности. Следует ожидать, что в результате столкновительной и приливной эволюции морфология, популяция и время жизни кометных ядер с принципиально отличающимися физико-механическими свойствами должны быть разными, точно так же, как, например, в зависимости от состава и физико-механических свойств различаются и параметры перехода между малыми и планетными телами Солнечной системы. Само существование столь принципиально отличных моделей указывает на то, что вопрос об основных физико-механических свойствах кометных ядер и о их влиянии на морфологию и популяцию малых тел по-прежнему остается открытым и актуальным.
ХАРАКТЕРИСТИКА МОДЕЛЕЙ КОМЕТНЫХ ЯДЕР
Все обычные или фрактальные модели по своему строению очень похожи между собой (Davidsson, Gutierrez, 2004). Согласно фрактальной модели первичные строительные блоки - кометезимали, из которых состоит кометное ядро, формировались во внешних областях Солнечной системы в результате агломерации кластеров субмикронных частиц межзвездной пыли, обогащенных льдом (Weidenschilling, 1997). Сами частицы межзвездной пыли имеют достаточно сложное строение (Greenberg, Hage, 1990; Greenberg и др., 1995) и состоят из силикатного ядра, покрытого слоем (мантией) из сложных тугоплавких органических соединений с преобладанием углерода, и внешней ледяной оболочки с вкраплением больших молекул или мельчайших частиц углеродных соединений. Благодаря когезионным силам сцепления (силы Ван дер Ваальса) частицы связаны между собой в кластеры или цепочки (Greenberg и др., 1995; Sirono, Greenberg, 2000). При столкновении кометезимали несколько уплотняются во внешнем слое в районе контакта, но в целом остаются пористыми и сохраняют низкую плотность (Donn, 1990; Sirono, Greenberg, 2000; Davidsson, Gutierrez, 2004). Ограниченное испарение, разогрев и частичное разрушение первичной пылевой матрицы в процессе столкновения кометезималей приводит к намерзанию льда и образованию "обломочной зоны" (смесь обломков льда и пылевой матрицы), которая связывает строительные блоки (кометезимали) кометного ядра (Möhlmann, 1995). Предполагается, что размеры кометезималей сравнимы с размерами кометного ядра и могут дости-
гать сотен и более метров в диаметре. Считается, что на поверхности кометного ядра в результате сублимации льда образуется стабильная и связанная пылевая матрица или пылевая корка (Каймаков, Шарков, 1967; Ибадинов, 1982; Ibadinov и др., 1991; Grun и др., 1993; Kührt, Keller, 1994), которая может быть покрыта слоем рыхлого реголита (Möhlmann, 1995), образовавшегося в результате микрометеоритной и метеоритной бомбардировки.
Таким образом, согласно фрактальной модели на всех уровнях строения кометного ядра, от масштаба отдельной частицы до пылевой матрицы на поверхности, везде материал является связанным, везде присутствуют большие или меньшие когези-онные силы сцепления и, соответственно, на любом уровне строения материал кометного ядра должен обладать определенной прочностью, которая зависит от химического и минералогического состава и структурного строения кометного ядра.
Вторая группа объединяет модели "рыхлого тела" (rubble pile). Это совокупность частиц или отдельных фрагментов, которые удерживаются вместе только силой притяжения. Известно несколько таких моделей, которые с точки зрения реологических свойств очень похожи. В одном случае это фактически совокупность частиц межзвездной пыли (Asphaug, Benz, 1994; Solem, 1994; Richardson и др., 1995). Подобная модель с экстремально низкой плотностью представляет собой сильно разреженный рой частиц (Rettig и др., 1994). Либо это может быть совокупность фрагментов (например, кометезималей) самого разного размера, из которых состоит кометное ядро (Weissman, 1986; Scotti, Melosh, 1993; Weidenschilling, 1994) и которые также удерживаются вместе только силой притяжения. В отличие от фрактальной модели, модель "рыхлого тела" предполагает полное отсутствие каких-либо ко-гезионных сил сцепления между строительными элементами кометного ядра. Прочность этих тел определяется только силой притяжения. Для малых тел с относительно небольшой массой это означает полное отсутствие прочности (Asphaug, Benz, 1996). Например, по оценке (Sirono, Greenberg, 2000) усилие, необходимое для разделения двух небольших совокупностей частиц (кометезималей), удерживаемых вместе под действием собственного притяжения, не превышает 8.4 х 10-5 кПа.
ХАРАКТЕРИСТИКА МАТЕРИАЛА КОМЕТНЫХ ЯДЕР
Аккреция и образование кометезималей, по-видимому, происходили в условиях невысоких скоростей при температурах, не превышающих 20 К, что позволило сохранить пористую структуру кометезималей, низкую плотность и высокое содержание летучей компоненты (Donn, 1990). Согласно модели (Greenberg и др., 1995), соединения Si, Mg, Fe (силикаты) составляют около 26% массы кометного яд-
Таблица 1. Плотность кометных ядер
Комета Плотность, кг/м3 Метод оценки Источник
Чурюмова-Герасименко 100-370 Негравитационные силы Davidsson, Gutierrez, 2005
Боррелли 180-300 Негравитационные силы Davidsson, Gutierrez, 2004
Шумейкеров-Леви 200 Приливное разрушение Sekanina и др., 1994
Шумейкеров-Леви 600 Приливное разрушение Asphaug, Benz, 1996
7 комет 200-530 Анализ вращения Davidsson, 2001
Галлея 260-600 Плотность пылевых частиц комы Greenberg, Hag
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.