할리의 혜성 이미지 크레디트 : MPAE. 클릭하면 확대됩니다.
Max Planck Institute의 명예 교수 인 Kissel 박사는 혜성 연구에 평생 헌신했습니다. “20 세기 초, 혜성 꼬리는 가정으로 이어지고 나중에 태양으로부터 끊임없이 날아가는 이온화 된 원자의 흐름 인 '태양풍'을 탐지하게됩니다. 천문학적 관측이 더욱 강력 해짐에 따라 고체 상태 입자와 기체 분자 모두 중성 및 이온화 된 성분이 점점 더 많이 발견 될 수있었습니다.” 이 외부 태양계 방문자를 연구하는 우리의 기술이 더욱 정교 해짐에 따라 그들이 구성 할 수있는 것과 그 모습에 대한 이론을 갖게되었습니다. Kissel은 다음과 같이 말합니다.“Fred Whipple이 가장 유망한 혜성의 역동적 인 모습을 설명하기 위해 많은 모델이 제안되었습니다. 물과 먼지로 구성된 핵을 가정했다. 태양의 영향으로 물 얼음은 먼지 입자를 승화시키고 가속시킵니다.”
그럼에도 불구하고 그들은 미스터리, 과학이 열망했던 미스터리였습니다. "할리가 알려질 때까지는 많은 혜성이 우리의 태양계의 일부이며 행성과 마찬가지로 태양을 궤도를 도는 것으로 다른 유형의 궤도와 물질 방출로 인한 추가 효과가 있습니다." 댓글 Kissel. 그러나 혜성과 친밀한 관계를 유지함으로써 우리는 훨씬 더 많은 것을 발견 할 수있었습니다. 할리가 우리 태양계로 돌아 왔을 때 혜성을 잡을 계획이 있었고 그 이름은 지오토였습니다.
Giotto의 사명은 핵의 컬러 사진을 얻고, 코 나리 혼수 상태에서 휘발성 성분의 원소 및 동위 원소 성분을 결정하고, 모 분자를 연구하며, 코나 토리 분위기와 전리층에서 발생하는 물리적 및 화학적 과정을 이해하도록 돕는 것입니다. Giotto는 최초의 혜성-풍력 상호 작용으로 인한 플라즈마 흐름의 거시적 시스템을 조사 할 것입니다. 우선 순위 목록에서 가스 생성 속도를 측정하고 먼지 입자의 원소 및 동위 원소 조성을 결정했습니다. 과학적 조사에서 결정적으로 중요한 것은 먼지 플럭스 (크기와 질량 분포, 중요한 먼지 대 가스 비율)였습니다. 온보드 카메라가 596km 떨어진 핵을 형상화하고 크기를 결정하면서 먼지 혼수 상태의 구조물을 모니터링하고 중성 및 이온 질량 분석기로 가스를 연구했습니다. 과학이 의심 한 것처럼 지오토의 임무는 가스가 주로 물임을 발견했지만 일산화탄소, 이산화탄소, 다양한 탄화수소, 미량의 철과 나트륨을 함유하고있었습니다.
지오토 미션의 팀 리서치 리더 인 키셀 박사는 다음과 같이 회상합니다.“1P / Halley 혜성에 대한 최초의 근접 임무가 왔을 때, 핵은 1986 년에 명확하게 확인되었습니다. 또한 먼지 입자, 혜성 방출 된 가스는 현장에서, 즉 사람의 간섭이나 지상으로의 운송없이 분석되었습니다.” 지오토의 계측을 통해 코미 너리 연구에 흥미 진진한 시간이되었을 때, Kissel과 같은 연구원들은 이제 이전과는 다른 방식으로 데이터를 연구 할 수있었습니다. “이러한 첫 번째 분석은 입자가 모두 고 질량 유기 물질과 매우 작은 먼지 입자의 친밀한 혼합물임을 보여주었습니다. 가장 큰 놀라움은 확실히 매우 어두운 핵 (빛에 비추는 빛의 5 % 만 반영)과 유기 물질의 양과 복잡성입니다.”
그러나 혜성은 정말 더럽거나 더러운 눈덩이였습니까? "오늘까지만해도 내 지식으로는, 혜성 표면에 노출 된 고체 수빙의 존재를 보여주는 측정은 없다." Kissel은“하지만 혜성이 태양에 의해 점점 가열 될 때 화학 반응에 의해 가스로서 물 (H2O)이 방출 될 수 있음을 발견했습니다. 그 이유는‘잠열 (latent heat)’, 즉 매우 차가운 코타 너리 재료에 저장된 에너지로, 먼지가 본드 파괴를 통해 성간 공간을 통과하면서 강렬한 우주 방사선으로 에너지를 획득 한 것일 수 있습니다. J. Mayo Greenberg가 수년간 주장 해 온 모델에 매우 가깝습니다.”
우리는 현재 혜성 핼리가 태양계에서 우리에게 알려진 가장 원시적 인 재료로 구성되어 있음을 알고 있습니다. 질소를 제외하고, 보여진 빛의 요소는 우리 태양의 그것과 매우 유사했습니다. 수천 개의 먼지 입자는 수소, 탄소, 질소, 산소 및 나트륨, 마그네슘, 실리콘, 칼슘 및 철과 같은 광물 형성 요소 인 것으로 확인되었습니다. 더 가벼운 원소가 핵에서 멀리 떨어져 발견 되었기 때문에 우리는 그것들이 혜성 얼음 입자가 아니라는 것을 알았습니다. 우리는 항성 주위의 항성 가스 화학에 대한 연구에서 탄소 사슬 분자가 질소, 산소 및 매우 작은 부분의 수소와 같은 원소에 어떻게 반응 하는지를 배웠습니다. 극심한 추위 속에서도 중합 할 수 있습니다. 이러한 화합물의 분자 배열을 바꾸어 새로운 형태로 만듭니다. 그것들은 원래와 동일한 퍼센트 조성을 가지지 만 더 큰 분자량과 다른 성질을 가질 것입니다. 그러나 그 속성은 무엇입니까?
탐사선 혜성과의 밀접한 만남에서 얻은 매우 정확한 정보 덕분에 IUCAA (Inter-University Center of Astronomy and Astrophysics Center)의 Ranjan Gupta와 그의 동료들은 코미 너리 먼지 성분과 산란 특성에 대해 매우 흥미로운 발견을했습니다. 혜성에 대한 초기 임무는 "비행 (fly-bys)"이었으므로 캡처 된 모든 재료는 현장에서 분석되었습니다. 이러한 유형의 분석은, 주상 물질이 일반적으로 매트릭스에 형성된 비정질 및 결정질 구조의 실리케이트와 탄소의 혼합물임을 보여 주었다. 일단 물이 증발하면이 입자의 크기는 미크론 이하에서 미크론까지 다양하며 비 구형 및 불규칙한 형태를 포함하여 본질적으로 다공성이 높습니다.
굽타에 따르면, 그러한 곡물에서 산란되는 초기 산란 모델의 대부분은“전통적인 미에 이론이있는 단단한 구체를 기반으로하고 있으며, 우주 임무가 이에 대한 강력한 증거를 제공 한 최근 몇 년 동안에 만 새로운 모델이 진화 된 곳에서 구형 및 다공성 입자가 관찰 된 현상을 재현하는 데 사용되었습니다”. 이 경우, 입사 태양 광으로부터의 혜성에 의해 선형 편광이 생성된다. 빛이 산란되는 방향 인 평면에 한정되어 있으며, 혜성이 태양으로부터 멀어 지거나 멀어 질 때 위치에 따라 달라집니다. Gupta가 설명했듯이,“이 편광 곡선의 중요한 특징 대 산란 각 (태양과 지구의 기하학)은 어느 정도 음의 편광이 있다는 것입니다.”
'역 산란 (back scattering)'으로 알려진이 부정성은 단일 파장 – 단색광을 모니터링 할 때 발생합니다. Mie 알고리즘은 외부 반사, 다중 내부 반사, 투과 및 표면파를 고려하여 구형으로 인해 허용되는 모든 산란 과정을 모델링합니다. 이 산란 된 빛의 강도는 각도의 함수로 작동합니다. 여기서 0? 빛의 원래 방향에서 멀어지면서 전방 산란을 의미하며 180도? 백스 캐터링을 의미 – 백은 광원을 수여합니다.
굽타에 따르면, 역 산란은 일반적으로 가시 대역에서 대부분의 혜성에서 볼 수 있으며 근적외선 (NIR) 대역에서는 일부 혜성에서 볼 수 있습니다.” 현재, 높은 산란 각도에서 음의 편광의 이러한 측면을 재현하려는 모델은 매우 제한된 성공을 거두었 다.
그들의 연구는 수정 된 DDA (이산 쌍극자 근사법)를 사용했다 – 각 먼지 입자는 쌍극자 배열로 가정된다. 광범위한 분자는 극한의 이온 성 및 공유 성 사이의 결합을 함유 할 수있다. 분자 내 원자의 전기 음성도의 차이는 전자가 동일하게 공유되지 않을 정도로 충분하지만 전자가 원자 중 하나에 만 끌려서 양이온과 음이온을 형성하지 않을 정도로 작습니다. 분자에서 이러한 유형의 결합을 극성이라고합니다. 그것은 양극과 음극이 있거나 분자가 쌍극자 모멘트를 가지기 때문입니다.
이 쌍극자는 서로 상호 작용하여 멸종과 같은 광 산란 효과를냅니다. 빛의 파장보다 큰 구체는 단색광과 백색광을 차단하고 편광은 입사광의 산란을 산란시킵니다. 흑연 및 규산염 구상 매트릭스와 함께 복합 입자 모델을 사용함으로써, 코미트 먼지에서 관찰 된 특성을 설명하기 위해 매우 특정한 입자 크기 범위가 필요할 수 있습니다. “그러나 우리 모델은 일부 혜성에서 관찰되는 마이너스 분극을 재현 할 수 없습니다. 모든 혜성이 2.2 마이크론의 NIR 대역에서 이러한 현상을 보여주지는 않습니다.”
이러한 복합 입자 모델은 Gupta et al. 네거티브 편광 브랜치 및 다양한 파장에서의 편 광량을 설명하기 위해 더 세분화 될 필요가있을 것이다. 이 경우 녹색 빛보다 적색으로 높은 편광의 색 효과입니다. 복합 입자에 대한보다 광범위한 실험실 시뮬레이션이 다가오고 있으며, "광 산란 특성에 대한 연구는 이러한 모델을 개선하는 데 도움이 될 것입니다."
이 혜성 먼지 길을 따라 인류의 성공적인 시작은 할리에서 시작되었습니다. Vega 1, Vega 2 및 Giotto는 더 나은 연구 장비에 필요한 모델을 제공했습니다. 2000 년 5 월 Drs. Max Planck Institute의 Franz R. Krueger와 Jochen Kissel은 "성간 먼지의 첫 직접 화학 분석"으로 그 결과를 발표했습니다. Kissel 박사는 다음과 같이 말합니다.“우리의 먼지 충격 질량 분석기 3 개 (GIOTTO 보드의 PIA, VEGA-1 및 -2의 PUMA-1 및 -2)는 혜성 혜리를 만났습니다. 그것들로 우리는 코 타르 먼지의 기본 구성을 결정할 수있었습니다. 그러나 분자 정보는 미미했습니다.” Deep Space 1과 Comet Borrelly의 밀접한 만남은 지금까지받은 최고의 이미지와 다른 과학 데이터를 반환했습니다. 키렐 박사는 Borelly 팀에서“Borrelly (및 STARDUST)에 대한 최근의 사명은 가파른 200m 높이의 경사와 20m 폭 및 200m 높이의 첨탑과 같은 혜성 표면의 매혹적인 세부 사항을 보여주었습니다.”
임무의 많은 문제에도 불구하고 Deep Space 1은 총 성공을 거두었습니다. Mark Rayman 박사의 2001 년 12 월 18 일 미션 로그에 따르면,“이 미션에서 반환 된 풍부한 과학 및 엔지니어링 데이터는 향후 수년간 분석되어 사용될 것입니다. 위험도가 높은 고급 기술을 테스트한다는 것은 현재로서는 불가능하거나 불가능했던 많은 중요한 미래 임무가 우리의 손에 달려 있음을 의미합니다. 모든 거시적 독자들이 알듯이 Borrelly 혜성의 풍부한 과학적 수확물은 과학자들에게 태양계 가족의 중요한 구성원들에 대한 새로운 통찰력을 제공하고 있습니다.”
이제 스타 더스트는 조사를 한 단계 더 발전 시켰습니다. Comet Wild 2에서 이러한 원시 입자를 수집하면 먼지 입자는 프로브가 돌아올 때 연구 할 수 있도록 에어로젤에 안전하게 보관됩니다. NASA의 도널드 브라운 리 (Donald Brownlee)는“Comet dust는 Giotto 임무에서 Halley 혜성으로 운반 된 PIA 기기에서 파생 된 비행 시간 질량 분석기로 실시간으로 연구 될 것입니다. 이 장비는 에어로겔 포획에서 살아남지 못할 수있는 유기 입자 재료에 대한 데이터를 제공 할 것이며 동일한 기술로 기록 된 할리 먼지 데이터와 비교하여 혜성의 다양성을 평가하는 데 사용할 수있는 귀중한 데이터 세트를 제공 할 것입니다.”
이 입자들에는 성간 먼지와 혜성이 지구상에 생명을 뿌려서 그 발달에 결정적인 물리적, 화학적 요소를 제공하는 방법을 설명하는 답이 포함될 수 있습니다. Browlee에 따르면, "Stardust는 수천 명의 혜성 입자를 포획하여 지구로 돌아와 전 세계의 연구원들이 자세히 분석 할 수있게되었습니다." 이 먼지 샘플을 통해 약 45 억 년 전에 성간 곡물 및 기타 고체 물질의 기본 특성에 대한 지식을 우리 태양계의 바로 구성 요소로 알려줄 수 있습니다. 지구와 우리 몸에서 발견되는 두 원자는 혜성에 의해 방출 된 것과 동일한 물질을 포함합니다.
그리고 점점 좋아지고 있습니다. 이제 혜성 Comet Comet 67 P / Churyumov- Gerasimenko로 향하는 ESA의 Rosetta는 성공적인 착륙을 시도하면서 혜성의 신비에 대해 더 깊이 파고들 것입니다. ESA에 따르면“Grain Impact Analyzer 및 Dust Accumulator (GIADA)와 같은 장비는 혜성 핵 및 다른 방향에서 나오는 먼지 입자의 수, 질량, 운동량 및 속도 분포를 측정합니다 (태양 복사 압력에 의해 반영됨). MIDAS (Micro-Imaging Dust Analysis System)는 혜성 주변의 먼지 환경을 연구합니다. 입자 수, 크기, 부피 및 모양에 대한 정보를 제공 할 것입니다.”
하나의 코미 터리 입자는 수백만 개의 개별 성간 먼지 입자의 합성물 일 수 있으며, 우리는 혜성과 별에 대한 이해를 높이는 은하와 성운 과정에 대한 새로운 통찰력을 제공합니다. 혜성에서 발생할 수있는 것을 시뮬레이션하는 실험실 조건에서 아미노산을 생산 한 것처럼 대부분의 정보는 간접적으로 얻었습니다. 분극, 파장 흡수, 산란 특성 및 규산염 피처의 모양을 이해함으로써 아직 탐색하지 않은 물리적 특성에 대한 유용한 지식을 얻을 수 있습니다. Rosetta의 목표는 착륙선을 혜성의 핵으로 운반하여 표면에 배치하는 것입니다. 착륙 과학은 조첸 키셀 박사와 같은 연구자들에게 귀중한 정보를 제공하는 핵의 구성과 구조에 대한 현장 연구에 초점을 맞출 것이다.
2005 년 7 월 4 일, Deep Impact 미션이 Comet Temple 1에 도착할 것입니다. 혜성 표면에 새로운 분화구를 만들기 위해 Tempel 1의 햇볕이 잘 드는 측면에 370kg의 질량이 방출됩니다. 그 결과 얼음과 먼지 입자가 새로 배출되고 활동의 변화를 관찰하여 혜성에 대한 우리의 이해가 더욱 높아질 것입니다. 플라이 바이 크래프트는 분화구 내부의 구조와 구성을 모니터링하여 데이터를 지구의 코미 너리 먼지 전문가 인 Kissel에게 다시 전달합니다. “Deep Impact는 타원체가 혜성 핵에 미치는 자연적인 사건을 가장 먼저 시뮬레이션 할 것입니다. 장점은 충돌 시간이 잘 알려져 있고 충돌이 발생할 때 우주선이 적절하게 장착되어 있다는 것입니다. 이것은 이전 미션에서 우리가 그림을 가진 표면 아래에있는 정보를 확실히 제공 할 것입니다. 혜성 핵의 열적 거동을 설명하기 위해 많은 이론이 공식화되었으며, 두께가 두껍거나 얇은 껍질 또는 다른 특징이 필요합니다. 이러한 모든 모델은 Deep Impact 이후 새로운 모델에 의해 보완되어야 할 것입니다.”
평생 동안 코미 너리 연구를 수행 한 후에도 Kissel 박사는 여전히 먼지 흔적을 따라 가고 있습니다.“새로 측정 할 때마다 새로운 사실이 있다는 사실은 혜성 연구의 매력입니다. 그리고 그것은 여전히 다소 세계적인 수준입니다.” Google의 방법이 개선됨에 따라 Oort Cloud의 방문자에 대한 이해도 향상됩니다. Kissel은“상황은 간단하지 않으며 많은 간단한 모델이 전 세계 코미 너리 활동을 잘 묘사하고 있지만 세부 사항은 여전히 유효하고 화학적 인 측면을 포함한 모델은 아직 사용할 수 없습니다.”라고 말합니다. 처음부터 그곳에 있었던 사람에게 Deep Impact와 함께 일하는 것은 저명한 경력을 계속합니다. Kissel 박사는“참여하게되어 기쁩니다. 그리고 Deep Impact 이후에 어떤 일이 일어나고 있으며 그 일부가 된 것에 대해 감사하게 생각합니다.”라고 Kissel 박사는 말합니다.
처음으로, 연구는 혜성 표면 아래로 잘 진행되어, 원시 물질이 발견 된 이후에 그대로 유지됩니다. 표면 아래에 무엇이 있습니까? 분광법에 탄소, 수소, 질소 및 산소가 표시되기를 바랍니다. 이들은 메탄과 같은 염기성 탄화수소로 시작하여 유기 분자를 생성하는 것으로 알려져 있습니다. 이러한 공정이 폴리머를 생성하기 위해 복잡성을 증가 시켰습니까? 탄수화물, 당류, 지질, 글리세리드, 단백질 및 효소의 기초를 찾을 수 있습니까? 먼지 흔적을 추적하면 가장 유기적 인 물질 인 데 옥시 리보 핵산 DNA의 기초가 될 수 있습니다.
Tammy Plotner 작성
