彗星의 核

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템펠 1 彗星 의 核.

核 ( nucleus )은 彗星 中心에 있는, 巖石 , 먼지 , 얼음 으로 이루어진 部分으로, 太陽熱에 依해 核의 物質이 昇華 되면 核 周邊에 코마 라고 부르는 待機 가 생겨나며, 코마가 太陽風 의 輻射壓 을 받으면 뒤로 늘어져 太陽 反對便으로 꼬리 가 생겨난다. 核의 反射率 은 普通 0.04假量인데, [1] 이는 石炭 이나 아스팔트 보다 어두운 數値로, 먼지가 核 表面을 덮는 것이 原因이라고 推定하고 있다. [2]

로제타 와 필레 探査船은 추류모프-게라시멘코 彗星 에서 磁氣場을 發見하지 못했는데, 이를 通해 미행성 形成 當時에는 磁氣場이 큰 影響을 주지 않은 것으로 推定할 수 있다. [3] [4] 또한, 로제타 探査船의 ALICE 裝備는 彗星에서 放出된 물과 二酸化 炭素 分子가 分解되는 原因이 旣存 理論처럼 光子 가 아닌, 물 分子가 광이온화 되며 생겨난 電子 에 依한 것임을 밝혀냈다. [5] [6] 2015年 7月 30日에 필레 探査船이 彗星 表面에서 有機物 16種을 感知했다는 發表가 있었는데, 이 中 아세트아마이드 , 아세톤 , 아이소사이安和 메틸 , 프로피온알데하이드 는 彗星 表面에서 最初로 發見된 것이었다. [7] [8] [9]

硏究 [ 編輯 ]

彗星의 核은 아무리 커도 數十 킬로미터밖에 되지 않아, 望遠鏡을 통해 分解 하여 볼 수 없다. 大型 望遠鏡을 使用해도 核은 몇 畫素 程度 크기로밖에 보이지 않으며, 이마저도 코마 에 가리면 核을 볼 수 없다. 이러한 問題 때문에, 核을 硏究할 때는 코마 等 周邊 環境의 變化를 통해 核의 狀態를 推定하는 方法을 主로 使用한다.

"날아다니는 모래언덕" [ 編輯 ]

1800年代 後半 提示된 "날아다니는 모래언덕" 模型은 彗星을 한 天體가 아닌, 여러 天體가 뭉쳐 다니는 現象으로 보았으며, 彗星 活動이 일어나면 彗星의 '構成員' 自體가 사라진다고 推定했다. [10] 이 模型에서는 彗星의 起源을, 太陽이 隣近 星雲을 지나가며 物質을 捕獲하였는데, 이 過程에서 太陽 주회 軌道 에 남은 一部 物質이 彗星이 되었으며, 彗星의 軌道가 멀고 찌그러진 理由도 捕獲 過程을 거쳤기 때문이라고 說明하였다. 이 理論에는 얼음의 起源을 說明할 수 없다는 問題點이 있었는데, 一部에서는 揮發性 物質이 먼지에 吸着되어 있다고 主張하기도 했다. [11] [12] [13] [14]

"더러운 눈덩이" [ 編輯 ]

1950年代 프레드 로렌스 位플 이 彗星을 '얼음 複合體'로 說明한 理論을 提起하였는데, [15] [16] 얼마 가지 않아 "더러운 눈덩이"라는 別名을 얻게 되었다. 當時에는 天體의 軌道를 精密하게 計算할 수 있는 技術이 있었지만, 彗星은 計算값과 實際 軌道가 달라 彗星이 하루 程度 일찍 또는 늦게 나타나는 境遇가 頻繁하게 나타났다. 프레드 位플은 非對稱하게 發生하는 推進力이 이 現象을 說明할 수 있다고 보았는데, 이러한 推進力이 나타나기 위해서는 推進 本體인 彗星의 核이 揮發性 物質이 包含된 單一 天體여야 했다. 1972年까지 모래언덕理論과 눈덩이 理論은 兩立하고 있었지만, [17] 베가 2號 와 지오토 探査船이 핼리 彗星 에 接近했을 때, 核으로 보이는 天體 하나에서 제트 여럿이 放出되는 모습을 撮影해 보내오면서 論爭에 終止符가 찍혔다. [18] [19]

"눈 섞인 흙덩이" [ 編輯 ]

相當한 期間 동안 彗星의 核은 얼음 덩어리에 가깝다고 推定하고 있었는데, [20] 萬若 얼음이 表面에 露出되어 있으면 氣體가 放出되고 耐火物 이 쌓임에 따라 얼음이 줄어들어 核이 漸次 어두워질 것이라고 豫測하고 있었다. [21] [22] [23] [24]

1986年 핼리 彗星을 探査瑕疵, 彗星의 核이 單純히 어두운 程度를 넘어, 太陽系에서 가장 어두운 天體라는 事實이 밝혀졌으며, [25] 여기에 더해 旣存의 먼지 豫測値가 實際보다 엄청나게 낮았다는 點도 드러났다. 먼지와 巖石 덩어리는 地上 望遠鏡에서는 感知되지 않았지만, 探査船에 실린 計測器에서는 確實하게 感知되었다. 또한, 彗星의 揮發性 物質에는 얼음과 다른 氣體에 더해, 有機物도 包含되어 있었다. 密度 또한 豫測値보다 매우 낮은 0.1 ~ 0.5 g/cm 3 이었으며, 먼지와 얼음 間의 比率도 豫想보다 컸다. [26] 하지만 이러한 探査 結果에도 不拘하고, 核은 大部分 얼음이 차지한다는 理論은 定說로 維持되었다. [18] [19]

現代 理論 [ 編輯 ]

핼리 彗星 探査 當時에는 彗星의 軌道가 좋지 않아, 探査船이 빠르게 한 番만 지나칠 수 있었다. 하지만 以後 딥 임팩트 , 스타더스트 , 로제타 等 여러 探査船의 多樣한 探査와, 슈메이커-레비 9 彗星 等 彗星과 關聯된 事件을 통해 彗星 硏究에 많은 進陟이 이루어졌다.

彗星의 平均 密度는 0.6 g/cm 3 로 測定되었으며, 核 自體는 微視的 및 巨視的 部分 모두에서 多孔性이라는 事實도 밝혀졌다. [27] [28] [29]

耐火物 臺 얼음의 比率은 3:1, [30] 5:1 [31] , 6:1, [32] [33] 또는 그 以上으로, [34] [35] [36] 旣存에 豫測했던 것보다 매우 높았다. [37]

로제타 의 探査 以後에는 鑛物과 有機物이 大部分을 차지하고, 얼음은 極히 一部밖에 없다는 事實이 밝혀졌다는 點에서, 彗星의 核을 "有機 鑛物"이라고 부르는 事例가 登場하기도 하였다. [34]

起源 [ 編輯 ]

나선 星雲 에는 오르트 구름과 類似한 彗星 모임이 있다.
<nowiki />  太陽系의 形成과 進化 文書를 參考하십시오.

全體的인 觀點에서, 彗星은 太陽系 바깥쪽에서 行星보다 일찍 만들어졌다고 推定하고 있다. [38] 하지만 彗星이 正確히 언제, 어떻게 形成되었는지는 아직 論難이 繼續되고 있다. 3次元 컴퓨터 시뮬레이션에서는 彗星의 核 構造가 만들어지려면 强度가 弱한 尾行星이 낮은 速度에서 降着되어야 한다는 結果가 導出되었다. [39] [40] 現在 定說로 받아들여지는 星雲說 에 따르면, 彗星은 行星이 形成되고 남은 미행성 이 太陽系 外郭에 남아 있는 것이다. [41] [42] [43]

現在 天文學界에서 보는 彗星의 起源地는 오르트 구름 , 産卵圓盤 , [44] 小行星帶 外郭이 있다. [45] [46] [47]

크기 [ 編輯 ]

큰 彗星의 核을 比較한 그림으로, 矮行星 冥王星 과 衛星 미마스 와 포보스 는 크기 比較를 위해 揷入하였다.
템펠 1 彗星과 하틀리 2 彗星의 核 比較.

核 大部分은 크기가 16 km를 넘지 않는다. [48] 核이 큰 彗星은 土星 軌道 近處를 도는 키론 彗星 (?200 km), C/2002 VQ94 (LINEAR) (?100 km), 1729年의 彗星 (?100 km), 헤일-밥 彗星 (?60 km), 슈바스만-바흐만 1 彗星 (?60 km), 스위프트-터틀 彗星 (?26 km), 腦移民 1 彗星 (?21 km)이 있다.

핼리 彗星 의 核(15 × 8 × 8 km)은 감자 模樣으로, 얼음과 먼지의 比率이 비슷하다. [48] [49]

2001年 9月 딥 스페이스 1號 는 보렐리 彗星 옆을 通過하며 核의 크기가 핼리 彗星 [48] 의 折半假量(8×4×4 km)밖에 되지 않음을 밝혀냈다. [50] 보렐리 彗星의 核도 감자 模樣이었으며, 表面이 어두웠고, [48] 핼리 彗星처럼 表面에서 얼음이 살짝 露出된 곳에서만 氣體가 放出되었다.

헤일-밥 彗星 의 核은 지름이 60 ± 20 km假量으로 比較的 컸는데, [51] 核이 커 먼지와 氣體 放出量이 많았기 때문에 肉眼으로 볼 수 있을 程度로 밝아진 것이라고 推定하고 있다.

P/2007 R5 彗星의 核은 지름이 100~200 m밖에 되지 않는 것으로 보인다. [52]

彗星의 核의 平均 密度는 約 0.6 g /cm 3 이다. [53]

一部 彗星의 核 크기와 密度
이름 크기
(km) 		密度
( g /cm 3 ) 		質量
( kg [54] )
핼리 15 × 8 × 8 [48] [49] 0.6 [55] 3×10 ^ 14
템펠 1 7.6 × 4.9 [56] 0.62 [53] 7.9×10 ^ 13
보렐리 8 × 4 × 4 [50] 0.3 [53] 2×10 ^ 13
빌트 2 5.5 × 4.0 × 3.3 [57] 0.6 [53] 2.3×10 ^ 13
추류모프-게라시멘코 큰 쪽: 4.1 × 3.3 × 1.8

작은 쪽: 2.6 × 2.3 × 1.8

0.4 [58] (1.0 ± 0.1) × 10 13 [59]

構成 成分 [ 編輯 ]

彗星 言句 初期에는 彗星의 主要 構成 成分이 얼음日 것이라고 推定하였으며, [60] 더러운 눈덩이 模型에서는 얼음이 사라질 때 먼지가 같이 딸려 放出된다고 보았다. [61] 이 理論을 基準으로 計算하였을 때, 핼리 彗星 의 核은 얼음이 80%, 固體 일酸化 炭素 가 15%, 나머지 5%는 二酸化 炭素 , 메테人 , 암모니아 로 構成되어 있으며, [48] 핼리 彗星의 核이 反射率이 매우 낮다는 點은 먼지가 얼음層을 完全히 덮고 있기 때문으로 推定하고 있다. 彗星이 自轉하는 中 表面에 얼음이 露出된 部分이 太陽을 向하게 되면 機體가 放出되게 된다. 다른 彗星의 構成 成分도 핼리 彗星과 큰 差異가 없을 것으로 여겼다.

하지만 코마를 이루는 主要 構成 成分은 揮發性 物質이기 때문에, 얼음이 많다는 것은 選擇 偏向 에 依한 結果였음이 以後 밝혀졌다. [62] [63] 現在는 彗星의 核 大部分은 巖石과 먼지이고, [64] 有機 化合物이 섞여 있으며, [65] 얼음은 20~30%밖에 되지 않는다고 보고 있다. [61] [66] [67]

로제타 探査船이 分析한 추류모프-게라시멘코 彗星 의 水蒸氣 成分은 地球의 水蒸氣에 比해 警守所 臺 重水素 比率이 세 倍 높았으며, 이는 地球의 물이 彗星에서 왔을 可能性이 낮음을 暗示하는 結果이다. [68] [69]

救助 [ 編輯 ]

추류모프-게라시멘코 彗星 의 表面을 10 km 距離에서 撮影한 모습.

추류모프-게라시멘코 彗星 을 觀測한 結果, 제트 形態로 물 一部가 核에서 脫出하기는 하지만, 80% 以上은 表面 밑에 모인다는 事實이 밝혀졌다. [70] 따라서, 彗星 바깥에 얼음이 露出되었다는 것은 彗星 活動에 依한 것일 可能性이 크며, 彗星 全體가 얼음으로 덮이는 現象은 彗星이 形成될 때만 이루어지는 것이 아니라는 理論이 提起되었다. [70] [71]

彗星에 着陸한 필레 探査船은 먼지層의 두게가 20 cm에 達하고, 그 밑은 純粹 얼음層이거나 얼음과 먼지가 섞인 層으로 이루어진 것으로 보이며, 孔隙率 또한 核의 中心으로 갈수록 增加한다. [72]

허블 宇宙望遠鏡 이 觀測한, 슈바스만-바흐만 3 彗星이 分解되는 모습.

現在 天文學者 多數는 核이 돌무더기 나 작은 얼음質 尾行星이 모여 形成된 것으로 보나, [73] 로제타의 探査 結果에 따르면 彗星은 單純히 여러 物質이 뭉친 돌무더기 天體는 아닌 것으로 보인다. [74] [75] [76] 彗星의 形成 過程에서 衝突이 주는 影響에 對해서는 아직 確實하지 밝혀진 事實이 없다. [77] [78]

分解 [ 編輯 ]

彗星이 分解되는 모습이 只今까지 여럿 觀察되었기 때문에, 적어도 一部 彗星의 核은 强度가 弱하다는 理論이 받아들여지고 있다. [48] 分解된 彗星은 代表的으로 1846年 비엘라 彗星 , 1992年 슈메이커-레비 9 彗星 , [79] 1995年~2006年 슈바스만-바흐만 3 彗星 이 있다. [80] 古代 그리스의 歷史學者 에포루스의 記錄에는 紀元前 373年 겨울에 彗星이 쪼개지는 現象이 暗示되어 있다. [81] 彗星이 分解되는 理由는 熱輻射, 內部 氣體 壓力, 衝突 等으로 推定하고 있다. [82]

腦移民 3 彗星 과 半 비스브룩 彗星 은, 數學的인 計算 結果 두 彗星이 1850年 1月 함께 木星에 가까이 接近한 적이 있으며, 그 以前의 軌道는 거의 完璧하게 一致한다는 點에서, 한 彗星이 木星과 接近한 以後 둘로 쪼개진 것으로 推定하고 있다. [83]

反射率 [ 編輯 ]

彗星의 核은 太陽系에서 가장 어두운 天體이다. 지오토 探査船은 핼리 彗星 의 核이 들어오는 빛의 4%假量만을 反射하며, [84] 딥 스페이스 1號 는 보렐리 彗星 의 核은 빛의 2.5 ~ 3.0% 만을 反射한다는 事實을 알아냈다. [84] 參考로, 막 設置한 아스팔트 의 反射率은 約 7%假量이다. 表面을 덮는 어두운 物質은 複雜한 有機 化合物 로 보고 있는데, 彗星이 太陽빛을 받으며 揮發性 物質이 사라지고 남은 것으로 보인다. 核의 表面이 어둡기 때문에 熱을 잘 吸收하여, 氣體 放出이 더 쉽게 일어난다

近地球 小行星 中 6%假量은 더 以上 氣體가 나오지 않는 社彗星 의 核으로 推定하고 있다. [85] 近地球 小行星 中 14827 히프노스 와 3552 돈키호테 는 彗星 程度로 反射率이 낮기 때문에, 社彗星 候補로 여겨지고 있다.

探査 [ 編輯 ]

核에 처음으로 接近한 探査船은 지오토 探査船으로, [86] 核에서 596 km 떨어진 곳에서 寫眞을 찍어 보내왔다. [86] 지오토 探査船은 彗星에서 噴出되는 제트, 어두운 表面, 有機物 의 存在를 처음으로 記錄했다. [86]

지오토는 彗星 近處를 지나가던 中 彗星에서 나오는 粒子에 約 12,000番假量 부딪혔으며, 그 中 1그램 무게의 粒子와는 衝突로 인해 管制所와의 通信이 暫時 끊기기도 했다. [86] 핼리 彗星은 理論的으로 제트 7個에서 秒當 3톤假量의 物質을 放出하고 있었으며, [87] 이로 인해 長期的인 觀點에서 彗星이 振動하는 結果를 낳았다. [2] 지오토는 핼리 彗星 探査 以後 그리그-스켈러럽 彗星 에도 100 km 距離까지 接近하였다. [86]

로제타 와 필레 探査船은 추류모프-게라시멘코 彗星 에서 磁氣場을 發見하지 못했는데, 이를 通해 미행성 形成 當時에는 磁氣場이 큰 影響을 주지 않은 것으로 推定할 수 있다. [3] [4] 또한, 로제타 探査船의 ALICE 裝備는 彗星에서 放出된 물과 二酸化 炭素 分子가 分解되는 原因이 旣存 理論처럼 光子 가 아닌, 물 分子가 광이온화 되며 생겨난 電子 에 依한 것임을 밝혀냈다. [5] [6]

템펠 1
딥 임팩트 		템펠 1
스타더스트 		보렐리
딥 스페이스 1號 		빌트 2
스타더스트 		하틀리 2
딥 임팩트 		추류모프-게라시멘코
로제타

같이 보기 [ 編輯 ]

各州 [ 編輯 ]

  1. ↑ Robert Roy Britt (2001年 11月 29日). “Comet Borrelly Puzzle: Darkest Object in the Solar System” . 《Space.com》. 2009年 1月 22日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 10月 26日에 確認함 .  
  2. ↑ 가 나 “ESA Science & Technology: Halley” . ESA . 2006年 3月 10日 . 2009年 2月 22日에 確認함 .  
  3. ↑ 가 나 Bauer, Markus (2015年 4月 14日). “Rosetta and Philae Find Comet Not Magnetised” . European Space Agency . 2015年 4月 14日에 確認함 .  
  4. ↑ 가 나 Schiermeier, Quirin (2015年 4月 14日). “Rosetta's comet has no magnetic field”. 《 Nature 》. doi : 10.1038/nature.2015.17327 . S2CID   123964604 .  
  5. ↑ 가 나 Agle, DC; Brown, Dwayne; Fohn, Joe; Bauer, Markus (2015年 6月 2日). “NASA Instrument on Rosetta Makes Comet Atmosphere Discovery” . 《 NASA 》 . 2015年 6月 2日에 確認함 .  
  6. ↑ 가 나 Feldman, Paul D.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Feaga, Lori M.; Parker, Joel Wm.; 外. (2015年 6月 2日). “Measurements of the near-nucleus coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko with the Alice far-ultraviolet spectrograph on Rosetta” (PDF) . 《Astronomy and Astrophysics》 583 : A8. arXiv : 1506.01203 . Bibcode : 2015A&A...583A...8F . doi : 10.1051/0004-6361/201525925 . S2CID   119104807 .  
  7. ↑ Jordans, Frank (2015年 7月 30日). “Philae probe finds evidence that comets can be cosmic labs” . 《The Washington Post》. Associated Press. 2018年 12月 23日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2015年 7月 30日에 確認함 .  
  8. ↑ “Science on the Surface of a Comet” . European Space Agency. 2015年 7月 30日 . 2015年 7月 30日에 確認함 .  
  9. ↑ Bibring, J.-P.; Taylor, M.G.G.T.; Alexander, C.; Auster, U.; Biele, J.; Finzi, A. Ercoli; Goesmann, F.; Klingehoefer, G.; Kofman, W.; Mottola, S.; Seidenstiker, K.J.; Spohn, T.; Wright, I. (2015年 7月 31日). “Philae's First Days on the Comet ? Introduction to Special Issue”. 《Science》 349 (6247): 493. Bibcode : 2015Sci...349..493B . doi : 10.1126/science.aac5116 . PMID   26228139 .  
  10. ↑ Rickman, H (2017). 〈1.1.1 The Comet Nucleus〉. 《Origin and Evolution of Comets: 10 years after the Nice Model, and 1 year after Rosetta》. World Scientific Publishing Co Singapore. ISBN   978-9813222571 .  
  11. ↑ Lyttleton, RA (1948). “On the Origin of Comets”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 108 (6): 465?75. Bibcode : 1948MNRAS.108..465L . doi : 10.1093/mnras/108.6.465 .  
  12. ↑ Lyttleton, R (1951). “On the Structure of Comets and the Formation of Tails”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 111 (3): 268?77. Bibcode : 1951MNRAS.111..268L . doi : 10.1093/mnras/111.3.268 .  
  13. ↑ Lyttleton, R (1972). 《The Comets and Their Origin》. Cambridge University Press New York. ISBN   9781107615618 .  
  14. ↑ Bailey, M; Clube, S; Napier, W (1990). 〈8.3 Lyttleton's Accretion Theory〉. 《The Origin of Comets》. Pergamon Press. ISBN   0-08-034859-9 .  
  15. ↑ Whipple, F (1950). “A Comet Model. I: the Acceleration of Comet Encke”. 《Astrophysical Journal》 111 : 375?94. Bibcode : 1950ApJ...111..375W . doi : 10.1086/145272 .  
  16. ↑ Whipple, F (1951). “A Comet Model. II: Physical Relations for Comets and Meteors”. 《Astrophysical Journal》 113 : 464?74. Bibcode : 1951ApJ...113..464W . doi : 10.1086/145416 .  
  17. ↑ Delsemme, A (1972年 7月 1日). “Present Understanding of Comets”. 《Comets: Scientific Data and Missions》: 174. Bibcode : 1972csdm.conf..174D .  
  18. ↑ 가 나 Wood, J (Dec 1986). 《Comet nucleus models: a review》. ESA Workshop on the Comet Nucleus Sample Return Mission. 123?31쪽.  
  19. ↑ 가 나 Kresak, L; Kresakova, M (1987). 《ESA SP-278: Symposium on the Diversity and Similarity of Comets》. ESA. 739쪽.  
  20. ↑ Rickman, H (2017). 〈2.2.3 Dust Production Rates〉. 《Origin and Evolution of Comets: 10 years after the Nice Model, and 1 year after Rosetta》. World Scientific Publishing Co Singapore. ISBN   978-9813222571 .   "It has been a long time since comet nuclei could be imagined as frozen snowballs"
  21. ↑ Hartmann, W; Cruikshank, D; Degewij, J (1982). “Remote comets and related bodies: VJHK colorimetry and surface materials”. 《Icarus》 52 (3): 377?08. Bibcode : 1982Icar...52..377H . doi : 10.1016/0019-1035(82)90002-1 .  
  22. ↑ Fanale, F; Salvail, J (1984). “An idealized short-period comet model”. 《Icarus》 60 : 476. doi : 10.1016/0019-1035(84)90157-X .  
  23. ↑ Cruikshank, D; Hartmann, W; Tholen, D (1985). “Color, albedo, and nucleus size of Halley's comet”. 《Nature》 315 (6015): 122. Bibcode : 1985Natur.315..122C . doi : 10.1038/315122a0 . S2CID   4357619 .  
  24. ↑ Greenberg, J (May 1986). “Predicting that comet Halley is dark”. 《Nature》 321 (6068): 385. Bibcode : 1986Natur.321..385G . doi : 10.1038/321385a0 . S2CID   46708189 .  
  25. ↑ Tholen, D; Cruikshank, D; Hammel, H; Hartmann, W; Lark, N; Piscitelli, J (1986). 〈A comparison of the continuum colours of P/Halley, other comets and asteroids〉. 《ESA SP-250 Vol. III》. ESA. 503쪽.  
  26. ↑ Whipple, F (Oct 1987). “The Cometary Nucleus - Current Concepts”. 《Astronomy & Astrophysics》 187 (1): 852.  
  27. ↑ A'Hearn, M (2008). “Deep Impact and the Origin and Evolution of Cometary Nuclei”. 《Space Science Reviews》 138 (1): 237. Bibcode : 2008SSRv..138..237A . doi : 10.1007/s11214-008-9350-3 . S2CID   123621097 .  
  28. ↑ Trigo-Rodriguez, J; Blum, J (Feb 2009). “Tensile strength as an indicator of the degree of primitiveness of undifferentiated bodies”. 《Planet. Space Sci.》 57 (2): 243?49. Bibcode : 2009P&SS...57..243T . doi : 10.1016/j.pss.2008.02.011 .  
  29. ↑ Weissman, P; Asphaug, E; Lowry, S (2004). 〈Structure and Density of Cometary Nuclei〉. 《Comets II》. Tucson: University of Arizona Press. 337쪽.  
  30. ↑ Rotundi, A; Sierks H; Della Corte V; Fulle M; GutierrezP; 外. (2015年 1月 23日). “Dust Measurements in the coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko inbound to the Sun”. 《Science》 347 (6220): aaa3905. Bibcode : 2015Sci...347a3905R . doi : 10.1126/science.aaa3905 . PMID   25613898 . S2CID   206634190 .  
  31. ↑ Fulle, M; Della Corte, V; Rotundi, A; Green, S; Accolla, M; Colangeli, L; Ferrari, M; Ivanovski, S; Sordini, R; Zakharov, V (2017). “The dust-to-ices ratio in comets and Kuiper belt objects”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 469 : S45-49. Bibcode : 2017MNRAS.469S..45F . doi : 10.1093/mnras/stx983 .  
  32. ↑ Fulle, M; Marzari, F; Della Corte, V; Fornasier, S (Apr 2016). “Evolution of the dust size distribution of comet 67P/C-G from 2.2au to perihelion” (PDF) . 《Astrophysical Journal》 821 : 19. doi : 10.3847/0004-637X/821/1/19 . S2CID   125072014 .  
  33. ↑ Rickman, H (2017). 〈4.2 Dust Mantling〉. 《Origin and Evolution of Comets: 10 years after the Nice Model, and 1 year after Rosetta》. World Scientific Publishing Co Singapore. ISBN   978-9813222571 .   "the term dust mantling has been in common use since more than 35 years"
  34. ↑ 가 나 Fulle, M; Altobelli, N; Buratti, B; Choukroun, M; Fulchignoni, M; Grun, E; Taylor, M; 外. (Nov 2016). “Unexpected and significant findings in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko: an interdisciplinary view”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 462 : S2?8. Bibcode : 2016MNRAS.462S...2F . doi : 10.1093/mnras/stw1663 .  
  35. ↑ Fulle, M; Blum, J; Green, S; Gundlach, B; Herique, A; Moreno, F; Mottola, S; Rotundi, A; Snodgrass, C (Jan 2019). “The refractory-to-ice mass ratio in comets” (PDF) . 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 482 (3): 3326?40. Bibcode : 2019MNRAS.482.3326F . doi : 10.1093/mnras/sty2926 .  
  36. ↑ Choukroun, M; Altwegg, K; Kuhrt, E; Biver, N; Bockelee-Morvan, D; 外. (2020). “Dust-to-Gas and Refractory-to-ice Mass Ratios of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from Rosetta Obs”. 《Space Sci Rev》 216 : 44. doi : 10.1007/s11214-020-00662-1 . S2CID   216338717 .  
  37. ↑ Bischoff, D; Gundlach, B; Neuhaus, M; Blum, J (Feb 2019). “Experiment on cometary activity: ejection of dust aggregates from a sublimating water-ice surface”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 483 (1): 1202. arXiv : 1811.09397 . Bibcode : 2019MNRAS.483.1202B . doi : 10.1093/mnras/sty3182 . S2CID   119278016 .  
  38. ↑ “How comets were assembled” . University of Bern. 2015年 5月 29日 . 2016年 1月 8日에 確認함 – Phys.org 經由.  
  39. ↑ Jutzi, M.; Asphaug, E. (June 2015). “The shape and structure of cometary nuclei as a result of low-velocity accretion”. 《Science》 348 (6241): 1355?1358. Bibcode : 2015Sci...348.1355J . doi : 10.1126/science.aaa4747 . PMID   26022415 . S2CID   36638785 .  
  40. ↑ Weidenschilling, S. J. (June 1997). “The Origin of Comets in the Solar Nebula: A Unified Model”. 《Icarus》 127 (2): 290?306. Bibcode : 1997Icar..127..290W . doi : 10.1006/icar.1997.5712 .  
  41. ↑ Choi, Charles Q. (2014年 11月 15日). “Comets: Facts About The 'Dirty Snowballs' of Space” . 《Space.com》 . 2016年 1月 8日에 確認함 .  
  42. ↑ Nuth, Joseph A.; Hill, Hugh G. M.; Kletetschka, Gunther (2000年 7月 20日). “Determining the ages of comets from the fraction of crystalline dust”. 《 Nature 》 406 (6793): 275?276. Bibcode : 2000Natur.406..275N . doi : 10.1038/35018516 . PMID   10917522 . S2CID   4430764 .  
  43. ↑ “How Asteroids and Comets Formed” . 《Science Clarified》 . 2016年 1月 16日에 確認함 .  
  44. ↑ Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). 〈Comet Populations and Cometary Dynamics〉 . McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. 《Encyclopedia of the Solar System》 2板. Amsterdam: Academic Press. 575?588 쪽. ISBN   978-0-12-088589-3 .  
  45. ↑ Dones, L; Brasser, R; Kaib, N; Rickman, H (2015). “Origi and Evolu of the Cometar Reserv”. 《Space Science Reviews》 197 : 191?69. doi : 10.1007/s11214-015-0223-2 . S2CID   123931232 .  
  46. ↑ Meech, K (2017). “Setting the scene: what did we know before Rosetta?”. 《Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences》 375 (2097). Section 6. doi : 10.1098/rsta.2016.0247 .   Special issue: Cometary science after Rosetta
  47. ↑ Hsieh, H; Novakovi?, B; Walsh, K; Schorghofer, N (2020). “Potential Themis-family Asteroid Contribution to the Jupiter-family Comet Population” . 《The Astronomical Journal》 159 (4): 179. arXiv : 2002.09008 . Bibcode : 2020AJ....159..179H . doi : 10.3847/1538-3881/ab7899 . PMC   7121251 . PMID   32255816 . S2CID   211252398 .  
  48. ↑ 가 나 다 라 마 바 社 Yeomans, Donald K. (2005). “Comets (World Book Online Reference Center 125580)” . NASA. 2005年 4月 29日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 11月 20日에 確認함 .  
  49. ↑ 가 나 “What Have We Learned About Halley's Comet?” . Astronomical Society of the Pacific (No. 6 ? Fall 1986). 1986 . 2008年 12月 14日에 確認함 .  
  50. ↑ 가 나 Weaver, H. A.; Stern, S.A.; Parker, J. Wm. (2003). “Hubble Space Telescope STIS Observations of Comet 19P/BORRELLY during the Deep Space 1 Encounter” . 《The Astronomical Journal》 126 (1): 444?451. Bibcode : 2003AJ....126..444W . doi : 10.1086/375752 . 2008年 12月 14日에 確認함 .  
  51. ↑ Fernandez, Yanga R. (2002). “The Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1): Size and Activity”. 《Earth, Moon, and Planets》 89 (1): 3?25. Bibcode : 2002EM&P...89....3F . doi : 10.1023/A:1021545031431 . S2CID   189899565 .  
  52. ↑ “SOHO's new catch: its first officially periodic comet” . European Space Agency. 2007年 9月 25日 . 2007年 11月 20日에 確認함 .  
  53. ↑ 가 나 다 라 D. T. Britt; G. J. Consol-magno SJ; W. J. Merline (2006). “Small Body Density and Porosity: New Data, New Insights” (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXVII. 2008年 12月 17日에 原本 文書 (PDF) 에서 保存된 文書 . 2008年 12月 14日에 確認함 .  
  54. ↑ 핼리: 楕圓體(15x8x8 km)의 부피에 돌무더기 의 平均 密度人 0.6 g/cm 3 을 곱하면 質量이 算出된다 (m=d*v): 3.02E+14 kg
    템펠 1: 區(r=6.25 km)의 부피에 密度 0.62 g/cm 3 을 곱하면 質量이 算出된다: 7.9E+13 kg
    보렐리: 楕圓體(8x4x4 km)의 부피에 密度 0.3 g/cm 3 을 곱하면 質量이 算出된다: 2.0E+13 kg
    빌트 2: 楕圓體(5.5x4.0x3.3 km)의 부피에 密度 0.6 g/cm 3 을 곱하면 質量이 算出된다: 2.28E+13 kg
  55. ↑ RZ Sagdeev; PE Elyasberg; VI Moroz. (1988). “Is the nucleus of Comet Halley a low density body?”. 《Nature》 331 (6153): 240?242. Bibcode : 1988Natur.331..240S . doi : 10.1038/331240a0 . S2CID   4335780 .  
  56. ↑ “Comet 9P/Tempel 1” . The Planetary Society. 2006年 2月 9日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2008年 12月 15日에 確認함 .  
  57. ↑ “Comet 81P/Wild 2” . The Planetary Society. 2009年 1月 6日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 11月 20日에 確認함 .  
  58. ↑ Baldwin, Emily (2014年 10月 6日). “Measuring Comet 67P/C-G” . European Space Agency . 2014年 11月 16日에 確認함 .  
  59. ↑ Baldwin, Emily (2014年 8月 21日). “Determining the mass of comet 67P/C-G” . European Space Agency . 2014年 8月 21日에 確認함 .  
  60. ↑ Wood, J A (Dec 1986). 〈Comet nucleus models: a review.〉. 《ESA Proceedings of an ESA workshop on the Comet Nucleus Sample Return Mission》. ESA. 123?31쪽. water-ice as the predominant constituent  
  61. ↑ 가 나 Bischoff, D; Gundlach, B; Neuhaus, M; Blum, J (Feb 2019). “Experiments on cometary activity: ejection of dust aggregates from a sublimating water-ice surface”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 483 (1): 1202?10. Bibcode : 2019MNRAS.483.1202B . doi : 10.1093/mnras/sty3182 . In the past, it was believed that comets are dirty snowballs and that the dust is ejected when the ice retreats." "...it has become evident that comets have a much higher dust-to-ice ratio than previously thought  
  62. ↑ Bockelee-Morvan, D; Biver, N (May 2017). “The composition of cometary ices”. 《Phil. Trans. R. Astron. Soc. A-Mathematics Physics and Engineering Science》 375 (2097). Bibcode : 2017RSPTA.37560252B . doi : 10.1098/rsta.2016.0252 . PMID   28554972 . S2CID   2207751 . Molecular abundances are measured in cometary atmospheres. The extent to which they are representative of the nucleus composition has been the subject of many theoretical studies.  
  63. ↑ O'D. Alexander, C; McKeegan, K; Altwegg, K (Feb 2019). “Water Reservoirs in Small Planetary Bodies: Meteorites, Asteroids, and Comets” . 《Space Science Reviews》 214 (1): 36. doi : 10.1007/s11214-018-0474-9 . PMC   6398961 . PMID   30842688 . While the coma is clearly heterogeneous in composition, no firm statement can be made about the compositional heterogeneity of the nucleus at any given time." "what can be measured in their comas remotely may not be representative of their bulk compositions.  
  64. ↑ A'Hearn, M (May 2017). “Comets: looking ahead” . 《Phil. Trans. R. Astron. Soc. A-Mathematics Physics and Engineering Science》 375 (2097). Bibcode : 2017RSPTA.37560261A . doi : 10.1098/rsta.2016.0261 . PMC   5454229 . PMID   28554980 . our understanding has been evolving more toward mostly rock  
  65. ↑ Filacchione, G; Groussin, O; Herny, C; Kappel, D; Mottola, S; Oklay, N; Pommerol, A; Wright, I; Yoldi, Z; Ciarniello, M; Moroz, L; Raponi, A (2019). “Comet 67P/CG Nucleus Composition and Comparison to Other Comets” (PDF) . 《Space Science Reviews》 215 (1): Article number 19. Bibcode : 2019SSRv..215...19F . doi : 10.1007/s11214-019-0580-3 . S2CID   127214832 . a predominance of organic materials and minerals.  
  66. ↑ Jewitt, D; Chizmadia, L; Grimm, R; Prialnik, D (2007). 〈Water in the Small Bodies of the Solar System〉. 《Protostars and Planets V》. University of Arizona Press. 863?78쪽. Recent estimates... show that water is less important, perhaps carrying only 20-30% of the mass in typical nuclei (Sykes et al., 1986).  
  67. ↑ Fulle, M; Della Corte, V; Rotundi, A; Green, S; Accolla, M; Colangeli, L; Ferrari, M; Ivanovski, S; Sordini, R; Zakharov, V (2017). “The dust-to-ices ratio in comets and Kuiper belt objects”. 《Mon. Not. R. Astron. Soc.》 469 : S45-49. Bibcode : 2017MNRAS.469S..45F . doi : 10.1093/mnras/stx983 .  
  68. ↑ Borenstein, Seth (2014年 12月 10日). “The mystery of where Earth's water came from deepens” . 《Excite News》. Associated Press . 2014年 12月 14日에 確認함 .  
  69. ↑ Agle, D. C.; Bauer, Markus (2014年 12月 10日). “Rosetta Instrument Reignites Debate on Earth's Oceans” . NASA . 2014年 12月 10日에 確認함 .  
  70. ↑ 가 나 Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus (2016年 1月 13日). “Exposed ice on Rosetta's comet confirmed as water” (報道 資料). European Space Agency. 2016年 1月 18日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2016年 1月 14日에 確認함 .  
  71. ↑ Filacchione, G.; de Sanctis, M. C.; Capaccioni, F.; Raponi, A.; Tosi, F.; 外. (2016年 1月 13日). “Exposed water ice on the nucleus of comet 67P/Churyumov?Gerasimenko”. 《 Nature 》 529 (7586): 368?372. Bibcode : 2016Natur.529..368F . doi : 10.1038/nature16190 . PMID   26760209 . S2CID   4446724 .  
  72. ↑ Baldwin, Emily (2014年 11月 18日). “Philae settles in dust-covered ice” . European Space Agency . 2014年 12月 18日에 確認함 .  
  73. ↑ Krishna Swamy, K. S. (May 1997). 《Physics of Comets》. World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics, Volume 2 2板. World Scientific. 364쪽. ISBN   981-02-2632-2 .  
  74. ↑ Khan, Amina (2015年 7月 31日). “After a bounce, Rosetta” . 《 Los Angeles Times 》 . 2016年 1月 22日에 確認함 .  
  75. ↑ “Rosetta's frequently asked questions” . European Space Agency. 2015 . 2016年 1月 22日에 確認함 .  
  76. ↑ Rickman, H; Marchi, S; AHearn, M; Barbieri, C; El-Maarry, M; Guttler, C; Ip, W (2015). “Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko: Constraints on its origin from OSIRIS observations”. 《Astronomy & Astrophysics》 583 : Article 44. arXiv : 1505.07021 . Bibcode : 2015A&A...583A..44R . doi : 10.1051/0004-6361/201526093 . S2CID   118394879 .  
  77. ↑ Jutzi, M; Benz, W; Toliou, A; Morbidelli, A; Brasser, R (2017). “How primordial is the structure of comet 67P? Combined collisional and dynamical models suggest a late formation”. 《Astronomy & Astrophysics》 597 : A# 61. arXiv : 1611.02604 . Bibcode : 2017A&A...597A..61J . doi : 10.1051/0004-6361/201628963 . S2CID   119347364 .  
  78. ↑ Keller, H; Kuhrt, E (2020). “Cometary Nuclei- From Giotto to Rosetta”. 《Space Science Reviews》 216 (1): Article 14. Bibcode : 2020SSRv..216...14K . doi : 10.1007/s11214-020-0634-6 . S2CID   213437916 .   Sec. 6.3 Major Open Points Remain "data are not conclusive concerning the collisional environment during the formation and right afterwards"
  79. ↑ JPL Public Information Office. “Comet Shoemaker-Levy Background” . JPL/NASA . 2008年 10月 25日에 確認함 .  
  80. ↑ Whitney Clavin (2006年 5月 10日). “Spitzer Telescope Sees Trail of Comet Crumbs” . Spitzer Space Telescope at Caltech . 2008年 10月 25日에 確認함 .  
  81. ↑ Donald K. Yeomans (1998). “Great Comets in History” . 《Jet Propulsion Laboratory》 . 2007年 3月 15日에 確認함 .  
  82. ↑ H. Boehnhardt. “Split Comets” (PDF) . Lunar and Planetary Institute (Max-Planck-Institut fur Astronomie Heidelberg) . 2008年 10月 25日에 確認함 .  
  83. ↑ J. Pittichova; K.J. Meech; G.B. Valsecch; E.M. Pittich (2003年 9月 6日). “Are Comets 42P/Neujmin 3 and 53P/Van Biesbroeck Parts of one Comet?” . Bulletin of the American Astronomical Society, 35 #4. 2009年 8月 13日에 原本 文書 에서 保存된 文書.  
  84. ↑ 가 나 “Comet May Be the Darkest Object Yet Seen” . 《The New York Times》. 2001年 12月 14日 . 2011年 5月 9日에 確認함 .  
  85. ↑ Whitman, Kathryn; Morbidelli, Alessandro; Jedicke, Robert (2006). “The Size-Frequency Distribution of Dormant Jupiter Family Comets”. 《Icarus》 183 (1): 101?114. arXiv : astro-ph/0603106 . Bibcode : 2006Icar..183..101W . doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.016 . S2CID   14026673 .  
  86. ↑ 가 나 다 라 마 esa. “Giotto overview” . 《European Space Agency》.  
  87. ↑ J. A. M. McDonnell; 外. (1986年 5月 15日). “Dust density and mass distribution near comet Halley from Giotto observations”. 《Nature》 321 : 338?341. Bibcode : 1986Natur.321..338M . doi : 10.1038/321338a0 . S2CID   122092751 .  

外部 링크 [ 編輯 ]

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