غبار المذنب

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 1 صور
الموسوعة الحرة

غبار المذنبات هو غبار كوني ينشأ من المذنبات . ويمكن أن يوفر غبار المذنبات أدلة على أصل المذنبات. وعندما تمر الأرض عبر مسار غبار المذنبات، قد ينتج عن ذلك وابل من الشهب .

الخصائص الفيزيائية

مقاس

معظم الغبار الناتج عن نشاط المذنبات يتراوح حجمه بين أقل من ميكرومتر [ 1 ] وميكرومتر تقريبًا. [ 2 ] [ 3 ] إلا أن هذه النسبة قصيرة الأجل، إذ يتسبب ضغط الإشعاع في خروجها من النظام الشمسي [ 4 ] [ 5 ] أو تحركها حلزونيًا نحو الداخل . [ 6 ] [ 7 ]

الفئة التالية من حيث الحجم هي تجمعات كبيرة، "هشة" [ 4 ] [ 5 ] أو "عنقودية" [ 8 ] من الحبيبات المذكورة أعلاه. يتراوح حجم هذه التجمعات عادةً بين 20 و100 ميكرومتر، وهو حجم ليس عشوائيًا بل مُلاحَظ [ 9 ] نظرًا لأن التجمعات المسامية تميل إلى التكسر [ 10 ] أو الانضغاط. [ 8 ] [ 11 ] [ 12 ]

الجسيمات الأكبر حجماً هي نيازك دقيقة ، [ 13 ] [ 14 ] وليست غباراً. [ 15 ] [ 16 ] في غياب تعريف من الاتحاد الفلكي الدولي ، [ 17 ] [ 18 ] وضعت مجموعات تعريفاتها الخاصة للغبار: أصغر من 100 ميكرومتر، [ 19 ] و50، [ 20 ] و40، [ 21 ] و 30، [ 22 ] و20 ميكرومتر، [ 23 ] وأقل من 10 ميكرومتر. [ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 16 ] بعض هذه التعريفات للغبار/النيازك الدقيقة تقريبية أو غامضة، [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] وبعضها متداخل أو متناقض. [ 30 ] [ 23 ] [ 22 ]

أصدر الاتحاد الفلكي الدولي بيانًا رسميًا في عام 2017. يتراوح حجم النيازك بين 30 ميكرومترًا ومتر واحد، أما الغبار فهو أصغر حجمًا، ويُنصح بتجنب استخدام مصطلح "النيزك الصغير" (مع أنه لا يُنصح باستخدام مصطلح "النيزك الدقيق"). [ 31 ] وقد أشارت المنظمة الدولية للأرصاد الجوية إلى التعريف الجديد، [ 32 ] لكنها لا تزال تعرض تعريفًا سابقًا على موقعها الإلكتروني. [ 33 ] ويحتفظ موقع جمعية علم النيازك بتعريفه السابق، وهو 0.001  سم. [ 34 ] ولم تنشر الجمعية الأمريكية لعلم الأرصاد الجوية أي تعريف دقيق . [ 35 ] [ 36 ]

تعبير

يتكون الغبار عمومًا من مركبات كوندريتية . تحتوي وحداته الأحادية على سيليكات مافية، مثل الأوليفين والبيروكسين . [ 37 ] السيليكات غنية بالفورستريت والإينستاتيت ذوي درجات حرارة التكثيف العالية . [ 27 ] نظرًا لتكثفها السريع، فإنها تميل إلى تكوين جزيئات صغيرة جدًا، وليست قطرات متجمعة .

كما هو الحال مع النيازك الكوندريتية، تحتوي الجسيمات على كبريتيد الحديد (النيكل) [ 38 ] [ 39 ] و GEMS (الزجاج مع المعادن والكبريتيدات المدمجة) [ 38 ]

توجد كميات متفاوتة من المركبات العضوية ( CHON ). [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] على الرغم من وفرة المركبات العضوية في الكون، وتوقع وجودها على نطاق واسع في المذنبات، إلا أنها غير واضحة طيفيًا في معظم التلسكوبات. لم يتم تأكيد وجود المركبات العضوية إلا عن طريق قياس الطيف الكتلي خلال تحليقات مذنب هالي . [ 43 ] [ 44 ] بعض المركبات العضوية تكون على شكل هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات (PAHs ). [ 45 ] [ 19 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]

قد توجد شوائب صغيرة جدًا من حبيبات ما قبل الشمس (PSGs). [ 27 ] [ 48 ]

أصل الغبار والمذنب

صورة مجهرية لجزيء غبار المذنب

النماذج المتعلقة بأصل المذنبات هي: [ 49 ]

  1. النموذج بين النجوم،
  2. نموذج النظام الشمسي،
  3. أكوام من الأنقاض البدائية،
  4. تجمع الكويكبات في قرص الغبار حول منطقة أورانوس - نبتون ،
  5. أغلفة باردة من المواد التي جرفتها الرياح النجمية الأولية .

يمكن للخصائص العامة لغبار المذنب، مثل الكثافة والتركيب الكيميائي، أن تميز بين النماذج المختلفة. فعلى سبيل المثال، تتشابه النسب النظائرية لغبار المذنب والغبار بين النجوم تشابهاً كبيراً، مما يشير إلى أصل مشترك.

تنصّ النظرية الأولى (النموذج بين النجومي) على أن الجليد تشكّل على حبيبات الغبار في السحابة الكثيفة التي سبقت الشمس . ثمّ تجمّع مزيج الجليد والغبار ليشكّل مذنبًا دون تغيير كيميائي ملحوظ. وقد طرح ج. مايو غرينبيرغ هذه الفكرة لأول مرة في سبعينيات القرن العشرين. [ 50 ] [ 51 ]

في النموذج الثاني للنظام الشمسي، تبخرت الجليديات المتكونة في السحابة بين النجومية أولاً كجزء من قرص التراكم للغاز والغبار حول الشمس الأولية. ثم تجمدت الجليديات المتبخرة مرة أخرى وتجمعت لتشكل المذنبات. لذا، فإن المذنبات في هذا النموذج ستكون لها تركيبة مختلفة عن تلك المذنبات التي تكونت مباشرة من الجليد بين النجوم.

3) نموذج كومة الحطام البدائي لتكوين المذنبات يقول أن المذنبات تتجمع في المنطقة التي كان كوكب المشتري يتشكل فيها.

يشير اكتشاف مسبار ستاردست للسيليكات البلورية في غبار المذنب وايلد  2 إلى أن الغبار قد تشكل عند درجة حرارة أعلى من درجة حرارة التحول الزجاجي (>  1000  كلفن) في المنطقة الداخلية للقرص المحيط بنجم شاب ساخن، ثم اختلط شعاعيًا في السديم الشمسي قادمًا من المناطق الداخلية على مسافة أبعد من النجم، أو أن جزيئات الغبار قد تكثفت في التدفقات الخارجية للعمالقة الحمر أو العمالقة الفائقة المتطورة. ويتشابه تركيب غبار المذنب وايلد  2 مع تركيب الغبار الموجود في المناطق الخارجية لأقراص التراكم حول النجوم حديثة التكوين. [ 52 ]

يُتيح المذنب وغباره استكشاف النظام الشمسي خارج مدارات الكواكب الرئيسية. وتُصنّف المذنبات حسب مداراتها؛ فالمذنبات طويلة الدورة لها مدارات إهليلجية طويلة، تميل بشكل عشوائي عن مستوى النظام الشمسي، وتستغرق دوراتها أكثر من 200  عام. أما المذنبات قصيرة الدورة، فعادةً ما تميل بزاوية أقل من 30  درجة عن مستوى النظام الشمسي، وتدور حول الشمس في نفس اتجاه دوران الكواكب عكس عقارب الساعة، وتستغرق دوراتها أقل من 200  عام.

يتعرض المذنب لمجموعة متنوعة من الظروف أثناء دورانه في مداره. بالنسبة للمذنبات طويلة الدورة، يكون معظم الوقت بعيدًا جدًا عن الشمس لدرجة أن البرودة الشديدة تمنع تبخر الجليد. وعندما يمر بمنطقة الكواكب الأرضية، يكون التبخر سريعًا بما يكفي لتطاير الحبيبات الصغيرة، لكن الحبيبات الأكبر قد تقاوم الانجراف وتبقى على نواة المذنب ، مما يؤدي إلى بدء تكوين طبقة من الغبار. بالقرب من الشمس، يكون التسخين ومعدل التبخر كبيرين جدًا لدرجة أنه لا يمكن الاحتفاظ بأي غبار. لذلك، يمكن أن يشير سمك طبقات الغبار التي تغطي نواة المذنب إلى مدى قرب المذنب من الشمس وعدد مرات مروره بنقطة الحضيض. إذا تراكمت طبقات سميكة من الغبار على المذنب، فقد يمر بنقطة الحضيض بشكل متكرر دون الاقتراب كثيرًا من الشمس.

قد يكون تراكم طبقات سميكة من الغبار وصفًا دقيقًا لجميع المذنبات قصيرة الدورة، إذ يُعتقد أن طبقات غبار بسماكة تصل إلى أمتار تتراكم على أسطح نوى هذه المذنبات. ويؤدي تراكم طبقات الغبار مع مرور الوقت إلى تغيير الخصائص الفيزيائية للمذنب قصير الدورة. فطبقة الغبار تعيق تسخين الجليد المذنب بواسطة الشمس (لأن الغبار غير منفذ لأشعة الشمس وعازل ضعيف للحرارة)، كما تُبطئ فقدان الغازات من النواة. وبالتالي، فإن نواة المذنب في مدار نموذجي للمذنبات قصيرة الدورة ستُقلل معدل تبخرها بسرعة إلى درجة لا يمكن معها رصد أي من الهالة أو الذيل، وقد تبدو للفلكيين على أنها كويكب قريب من الأرض ذو بياض منخفض .

المزيد من التجمعات والهيئات

تُشكّل جزيئات الغبار، بمساعدة الجليد والمواد العضوية، "تجمعات" [ 27 ] [ 38 ] [ 53 ] (وأحيانًا "تكتلات" [ 54 ] ) يتراوح حجمها بين 30 ومئات الميكرومترات. وتتميز هذه التجمعات بقوامها الرقيق [ 19 ] [ 55 ] نتيجةً لعدم انتظام رص جزيئات الغبار الكبيرة، ثم رصها غير المنتظم لاحقًا في تجمعات. [ 56 ]

الفئة التالية من حيث الحجم هي الحصى، التي يتراوح حجمها من ملليمترات إلى سنتيمترات. [ 57 ] [ 58 ] [ 59 ] تم استنتاج وجود الحصى في 103P/Hartley 2، [ 60 ] وتم تصويرها مباشرةً في 67P/Churyumov-Gerasimenko. [ 59 ] [ 57 ] يختلف الاستخدام الفلكي لكلمة "حصاة" عن معناها الجيولوجي . [ 61 ] في المقابل، تم تجاهل المصطلح الجيولوجي الأكبر التالي، وهو "الحصى الكبير"، من قبل علماء روزيتا . [ 62 ]

أما الأجسام الأكبر حجماً فتُسمى "صخوراً" (بحجم ديسيمتر فأكثر) أو "قطعاً". ونادراً ما تُرى هذه الأجسام في الغلاف الجوي، لأن ضغط الغاز غالباً ما يكون غير كافٍ لرفعها إلى ارتفاعات كبيرة أو الوصول إلى سرعة الإفلات. [ 63 ] [ 64 ] [ 65 ]

تُعدّ الكويكبات المذنبة المفترضة اللبنات الأساسية للمذنبات، [ 66 ] وهي تُشابه الكويكبات . وقد كان تحديد ما إذا كانت الكويكبات/الكواكب المذنبة الفعلية بحجم الحصى، [ 67 ] أو بحجم الصخور، [ 68 ] أو غير ذلك، موضوعًا رئيسيًا في أبحاث النظام الشمسي والكواكب الخارجية. [ 55 ] [ 69 ] [ 70 ] [ 71 ]

(سوء) استخدام مصطلح "الغبار"

في أحسن الأحوال، يُعدّ مصطلح "الغبار" اسمًا جامعًا للجزء غير الغازي من الغلاف الغازي وذيله (ذيوله). وفي أسوأ الأحوال، يُعدّ هذا المصطلح استخدامًا شائعًا في اللغة الإنجليزية ، يفهمه جيدًا علماء الفلك المتخصصون في هذا المجال، ولكنه غير مفهوم لعامة الناس والمعلمين والعلماء من المجالات الأخرى. [ 72 ] أما المواد الصلبة الأكبر حجمًا، فيُطلق عليها بشكل أدقّ "الحطام" [ 73 ] [ 74 ] [ 64 ] ، أو بالنسبة لجميع المواد غير الغازية، تُسمى عمومًا "الجسيمات" [ 75 ] [ 76 ] [ 44 ] أو "الحبيبات". [ 77 ] [ 56 ] [ 22 ]

كوميت 2P/إنكي

يُصنّف إنكي رسميًا كمذنب فقير بالغبار وغني بالغاز. [ 6 ] [ 78 ] [ 79 ] في الواقع، يُصدر إنكي معظم كتلته الصلبة على شكل نيازك أو "صخور"، [ 6 ] وليس غبارًا. لم يرصد مرصد ISO أي دليل بالأشعة تحت الحمراء على وجود ذيل غباري تقليدي للمذنبات بسبب صغر حجم الجسيمات. [ 80 ]

مراجع

  1. ↑ موكاي، ت.؛ موكاي، س.؛ كيكوتشي، س. (1987). "تغير خصائص الحبيبات وانفجارات الغبار". ندوة حول تنوع وتشابه المذنبات، ESA SP-278 . وكالة الفضاء الأوروبية. ص 427-430 . 
  2. ↑ غرون، إي.؛ ماسون؛ شفيم، جي. (1987). "خصائص جديدة لغبار المذنبات". ندوة حول تنوع المذنبات وتشابهها، ESA SP-278 . وكالة الفضاء الأوروبية. ص 305-314 . 
  3. ↑ فرنانديز، ج. (2005). المذنبات: طبيعتها، وديناميكياتها، وأصولها، وأهميتها الكونية . سبرينغر. ص 66. 
  4. 1 2 ساوثوورث، ر. (11 نوفمبر 1964). "توزيع الجسيمات الفلكية". حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم . 119 : 54. doi : 10.1111/j.1749-6632.1965.tb47423.x . S2CID 85917931 . 
  5. 1 2 فيشتيغ، هـ. (1982). "غبار المذنبات في النظام الشمسي". المذنبات . توسون: مطبعة جامعة أريزونا. ص 370. 
  6. 1 2 3 ويبل، فريد (1986). لغز المذنبات . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 143. ISBN  978-0-521-32440-3.
  7. ↑ ديرموت، س. (2001). "الفصل: التطور المداري للغبار بين الكواكب". في: غرون، إي.؛ غوستافسون، ب.؛ ديرموت، س.؛ فيشتيغ، هـ. (محررون). الغبار بين الكواكب . سبرينغر فيرلاغ. ص 569-539 . 
  8. 1 2 زولينسكي، م.؛ ليندستروم، د. (مارس 1991). علم المعادن لـ 12 جسيمًا كبيرًا من غبار الكواكب "الكوندريتي" . 1991 LPSC. ص 161-169 . 
  9. ↑ ناي، إي. (1982). "الملاحظات الضوئية والأشعة تحت الحمراء للمذنبات الساطعة في نطاق 0.5 ميكرومتر إلى 20 ميكرومتر". المذنبات . توسون: مطبعة جامعة أريزونا. ص 323. 
  10. ↑ سيمبسون، ج.؛ رابينوفيتز، د.؛ توزولينو، أ.؛ كسانفوماليتي، ل. (1986). "أطياف كتلة جسيمات غبار مذنب هالي، وتوزيعات التدفق، وبنية النفاثات المستمدة من القياسات على المركبتين الفضائيتين فيغا-1 وفيغا-2". وقائع ندوة ESLAB العشرين حول استكشاف مذنب هالي. المجلد 2: الغبار والنواة . وكالة الفضاء الأوروبية. الصفحات 11-16 . 
  11. ↑ لينرت، سي؛ روزر، إس؛ بويتراغو، جيه (1983). "كيفية الحفاظ على التوزيع المكاني للغبار بين الكواكب". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 118 (2): 345-357 . Bibcode : 1983A & A...118..345L .
  12. ↑ موكاي، ت؛ فيشتيغ، هـ (يونيو 1983). "كفاءة تعبئة الجسيمات الرقيقة". علوم الكواكب والفضاء . 31 (6): 655-58 . doi : 10.1016/0032-0633(83)90006-5 .
  13. ↑ ريتش، دبليو؛ سايكس، إم؛ كيلي، إم (2003). "الجسيمات الكبيرة من المذنبات قصيرة الدورة". ورشة عمل حول غبار المذنبات في الفيزياء الفلكية . هيوستن: معهد القمر والكواكب.
  14. ↑ كيلي، م.؛ ريتش، و.؛ وودوارد، س. (2009). "بحث عن مقذوفات الجسيمات الكبيرة من ديب إمباكت". ديب إمباكت كحدث رصد عالمي: أوجه التآزر في المكان والزمان والطول الموجي . برلين هايدلبرغ: سبرينغر-فيرلاغ. ص 125. ISBN  978-3-540-76959-0.
  15. ↑ بيتش، م؛ ستيل، د (1995). "حول تعريف مصطلح "النيزك"". QJR Astron. Soc . 36 : 281– 84. Bibcode : 1995QJRAS..36..281B .القسم 4: الحد الأدنى للحجم: نيزك أم غبار؟
  16. 1 2 روبين، أ؛ جروسمان، ج (مارس 2010). "النيزك والنيزك الصغير: تعريفات شاملة جديدة". علم النيازك والكواكب . 45 (1): 114-122 . Bibcode : 2010M & PS...45..114R . doi : 10.1111/j.1945-5100.2009.01009.x . S2CID 129972426 . "...في الواقع، يُستخدم هذا المصطلح غالبًا للإشارة إلى الأجسام التي يقل حجمها عن 100 ميكرومتر تقريبًا. يجب تعديل نطاقات الأحجام هذه." "وبناءً على هذا التعريف، فإن الجسيمات بين الجسيمات هي جسيمات أصغر من 10 ميكرومتر."
  17. ↑ ميلمان، ب (1961). "تقرير عن مصطلحات النيازك". مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 55 (6): 265."أحجام الجسيمات أصغر عموماً من النيازك الدقيقة"
  18. ↑ "القرارات التي اعتمدتها الجمعية العامة" (ملف PDF) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يونيو 2020 .ثانية. "اللجنة 22 (النيازك والنيازك/النيازك والنيازك)"
  19. 1 2 3 غرينبيرغ، م؛ لي، أ (1997). "التركيب المورفولوجي والبنيوي والكيميائي لنوى المذنبات والغبار". مراجعات علوم الفضاء . 90 ( 1-2 ): 149-161 . doi : 10.1023/A:1005298014670 . S2CID 189789755 . "جسيمات بحجم عُشر الميكرون" "تجمعات رقيقة للغاية"
  20. ↑ كلوك، دبليو؛ ستادرمان، إف (1994). العلاقات المعدنية والكيميائية لجزيئات الغبار بين الكواكب، والنيازك الدقيقة، والنيازك في . التقرير الفني LPI 94-02 ورشة عمل حول تحليل جزيئات الغبار بين الكواكب."50 ميكرومتر"
  21. ↑ ليفاسور-ريغورد، أ .؛ موكاي؛ لاسو؛ أوكادا (2007). "الخواص الفيزيائية لغبار المذنبات والغبار بين الكواكب". علوم الكواكب والفضاء . 55 (9): 1010-20 . Bibcode : 2007P & SS...55.1010L . doi : 10.1016/j.pss.2006.11.014 ."نصف قطر 20 ميكرومتر للحد الأعلى"
  22. 1 2 3 غرون، إي؛ كروغر، إتش؛ سراما، آر (2019). "فجر علم فلك الغبار". مراجعات علوم الفضاء . 215 (7): العدد 46. arXiv : 1912.00707 . Bibcode : 2019SSRv..215...46G . doi : 10.1007/s11214-019-0610-1 . S2CID 208527737 . S.3 ملاحظات علمية متعددة الأوجه حول الغبار "<~ 30 ميكرومتر"
  23. 1 2 ليفاسور-ريجورد، أ ؛ موكاي، ت؛ لاسو، ج؛ أوكادا، ي (يونيو 2007). "الخواص الفيزيائية لغبار المذنبات والغبار بين الكواكب". علوم الكواكب والفضاء . 55 (9): 1010-20 . Bibcode : 2007P & SS...55.1010L . doi : 10.1016/j.pss.2006.11.014 . "20 ميكرومتر للحد الأعلى" "50 ميكرومتر للحد الأعلى"
  24. ↑ برادلي، ج؛ ساندفورد، س؛ ووكر، ر (1988). "11.1 جزيئات الغبار بين الكواكب". النيازك والنظام الشمسي المبكر . مطبعة جامعة أريزونا. ص 861. "قطرها حوالي 10 ميكرومتر" "قطرها حوالي 10-3 سم"
  25. ↑ لوف، س؛ براونلي، د (يناير 1991). "تسخين وتحول حراري للنيازك الدقيقة الداخلة إلى الغلاف الجوي للأرض". إيكاروس . 89 (1): 26-43 . Bibcode : 1991Icar...89...26L . doi : 10.1016/0019-1035(91)90085-8 ."10 ميكرومتر"
  26. ↑ كولسون، د؛ ويكراماسينغ، ن (21 أغسطس 2003). "التسخين الاحتكاكي والإشعاعي للنيازك متناهية الصغر في الغلاف الجوي العلوي للأرض" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 343 ( 4): 1123-1130 . رمز Bibcode : 2003MNRAS.343.1123C . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06478.x . "~10 ميكرومتر"
  27. براونلي ، د .؛ تسو، ب.؛ أليون، ج.؛ وآخرون . (2006). "81P/Wild 2 تحت المجهر" . مجلة ساينس . 314 (5806): 1711-1716 . doi : 10.1126 / science.1135840 . hdl : 1885/33730 . PMID 17170289. S2CID 141128 .   
  28. ↑ ريدر، د. (2010). "5.3.3 Intrplntr Ds Ptcls (Prsl Grs)". الكيمياء في الفضاء . وايلي-في سي إتش. رقم ISBN 978-3-527-32689-1."<100 ميكرومتر؛ عادةً 0.1-20 ميكرومتر"
  29. ↑ فولكو، ل؛ كوردييه، س (2015). "9. النيازك الدقيقة". ملاحظات جامعة شرق البحر المتوسط ​​في علم المعادن ."10 ميكرومتر (روبين وغروسمان، 2010)""في الجزء ذي الحجم <100 ميكرومتر، أي عبر الانتقال بين النيازك الدقيقة والجسيمات بين الكواكب"
  30. ↑ ريتماير، ف (أكتوبر 2002). وفرة المعادن في الغلاف الجوي المتوسط ​​والغبار النيزكي: تحليل النيازك المتبقية . الجمعية العلمية الرابعة والثلاثون للجنة أبحاث الفضاء العالمية/المؤتمر العالمي الثاني للفضاء."جسيمات الغبار بين الكواكب في طبقة الستراتوسفير (IDPs) (2-100 ميكرون)" "حطام من أسلاف ~30 إلى ~1000 ميكرون"
  31. ↑ "تعريفات المصطلحات في علم الفلك النيزكي" (PDF) .
  32. ↑ بيرليرين، ف. (26 سبتمبر 2017). "تعريفات المصطلحات في علم الفلك النيزكي (الاتحاد الفلكي الدولي)" . تم الاطلاع عليه في 30 يونيو 2020 .
  33. ↑ "المصطلحات" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يونيو 2020 .
  34. ↑ بينوا، ب. "غبار" . مؤرشف من الأصل في 17 يونيو 2020. تم الاسترجاع في 30 يونيو 2020 ."قطرها 0.001 سم"
  35. ↑ "أسئلة وأجوبة حول METEOR" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يونيو 2020 .
  36. ↑ "المصطلحات" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يونيو 2020 .
  37. ↑ برادلي، ج؛ براونلي، د؛ فيبلين، د (1983). "شعيرات وصفائح البيروكسين في الغبار بين الكواكب: دليل على نمو الطور البخاري". مجلة نيتشر . 301 (5900): 473. Bibcode : 1983Natur.301..473B . doi : 10.1038/301473a0 . S2CID 4303275 . 
  38. زولينسكي ، م؛ زيغا، ت؛ يانو، هـ؛ ويريك، س؛ ويستفال، أ؛ وايزبرغ، م؛ وآخرون . ( 15 ديسمبر 2006). "علم المعادن وعلم الصخور لعينات نواة المذنب 81P/Wild 2". مجلة ساينس . 314 (5806): 1735-1739 . Bibcode : 2006Sci...314.1735Z . doi : 10.1126 /science.1135842 . hdl : 1885/37338 . OSTI 900163. PMID 17170295. S2CID 25539280 .    
  39. ↑ زولينسكي، م؛ توماس، ك (نوفمبر 1995). "الحديد وكبريتيدات الحديد والنيكل في جزيئات الغبار الكوندريتي بين الكواكب". مجلة جيوكيميكا إت كوزموكيميكا أكتا . 59 (22): 4707. رمز Bibcode : 1995GeCoA..59.4707Z . doi : 10.1016/0016-7037(95)00329-0 .
  40. ↑ كيسيل، ج؛ ساجدييف، ر؛ بيرتو، ج؛ وآخرون (1986). "تركيب جزيئات غبار مذنب هالي من رصد فيغا". نيتشر . 321 : 280. Bibcode : 1986Natur.321..280K . doi : 10.1038/321280a0 . S2CID 122405233 .  
  41. ↑ كيسل، ج؛ براونلي، د؛ بوشلر، ك؛ وآخرون (1986). "تركيب جزيئات غبار مذنب هالي من رصدات جيوتو". نيتشر . 321 : 336. Bibcode : 1986Natur.321..336K . doi : 10.1038/321336a0 . S2CID 186245081 .  
  42. ↑ كيسيل، ج؛ كروجر، ف (1987). "المكون العضوي في غبار مذنب هالي كما تم قياسه بواسطة مطياف الكتلة PUMA على متن المركبة الفضائية فيغا 1" . مجلة نيتشر . 326 (6115): 755-760 . Bibcode : 1987Natur.326..755K . doi : 10.1038/326755a0 . S2CID 4358568 . 
  43. ↑ لولر، م؛ براونلي، د (1992). "الكربون والنيتروجين والكربون كمكون من مكونات غبار مذنب هالي". مجلة نيتشر . 359 (6398): 810-812 . Bibcode : 1992Natur.359..810L . doi : 10.1038/359810a0 . S2CID 4314100 . 
  44. 1 2 ليفاسور-ريجورد، أ ؛ أغاروال، أ؛ كوتين، هـ؛ إنجراند، س؛ فلين، ج؛ فول، م؛ غومبوسي، ت؛ وآخرون . (2018). "غبار المذنبات" . مراجعات علوم الفضاء . 214 (3): العدد 64. Bibcode : 2018SSRv..214...64L . doi : 10.1007/ s11214-018-0496-3 . PMC 8793767. PMID 35095119. S2CID 189791473 .    
  45. ↑ كليمت، إس؛ ماكلينغ، سي؛ زار، آر؛ سوان، بي؛ ووكر، آر (1993). "تحديد الجزيئات العطرية المعقدة في جزيئات الغبار بين الكواكب الفردية". مجلة ساينس . 262 (5134): 721-725 . Bibcode : 1993Sci...262..721C . doi : 10.1126/science.262.5134.721 . PMID 17812337. S2CID 24398934 .  
  46. ↑ ليس، سي؛ وآخرون (2006). "ملاحظات طيفية من مرصد سبيتزر للمقذوفات الناتجة عن الاصطدام العميق" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 313 (5787): 635-640 . رمز Bibcode : 2006Sci...313..635L . doi : 10.1126/science.1124694 . PMID 16840662. S2CID 3024593 .   
  47. ↑ ساندفورد، إس؛ وآخرون (2006). "المواد العضوية التي التقطتها المركبة الفضائية ستارداست من المذنب 81P/Wild 2" . مجلة ساينس . 314 (5806): 1720-1724 . Bibcode : 2006Sci...314.1720S . doi : 10.1126/science.1135841 . PMID 17170291. S2CID 2727481 .   
  48. 1 2 كيلر، ل؛ بايت، س؛ باراتا، ج؛ بورغ، ج؛ برادلي، ج؛ براونلي، د؛ وآخرون . (15 ديسمبر 2006). "مطيافية الأشعة تحت الحمراء لعينات المذنب 81P/Wild 2 التي أعادتها مركبة ستاردست". مجلة ساينس . 314 (5806): 1728-31 . doi : 10.1126/science.1135796 . PMID 17170293. S2CID 35413527 .   
  49. ↑ أخبار العلوم 149، 1 يونيو 1996، ص 346-347.
  50. ↑ غرينبيرغ، ج. (1977). "من الغبار إلى المذنبات". المذنبات والكويكبات والنيازك: العلاقات المتبادلة والتطور والأصول، وقائع الندوة الدولية التاسعة والثلاثين . جامعة توليدو. ص 491. 
  51. ↑ غرينبيرغ، ج. (1982). "ممَ تتكون المذنبات؟ نموذج قائم على الغبار بين النجوم". المذنبات . توسون: مطبعة جامعة أريزونا. ص 131. ISBN  0-8165-0769-4.
  52. ↑ ميلان-غابيت، رافائيل؛ مالبيت، فابيان؛ أكيسون، راشيل؛ لينرت، كريستوف؛ مونيه، جون؛ ووترز، رينز (2006). "البيئات المحيطة بالنجوم الفتية على نطاقات الوحدات الفلكية" . النجوم الأولية والكواكب V : 539. arXiv : astro-ph/0603554 . Bibcode : 2007prpl.conf..539M . doi : 10.1016/j.pss.2020.104896 .
  53. ↑ لوريك، س؛ غوندلاش، ب؛ لاسيردا، ب؛ بلوم، ج (2016). "تكوين المذنبات في سحب الحصى المنهارة: Wh" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 587 : A128. arXiv : 1601.05726 . doi : 10.1051/0004-6361/201526565 ."تشكل حبيبات الغبار تجمعات فركتالية"
  54. ↑ مانيل، ت؛ بنتلي، م؛ شميد، ر؛ جيزنسكي، هـ؛ ليفاسور-ريجورد، أ ؛ رومستيدت، ج؛ توركار، ك (10 نوفمبر 2016). "غبار المذنبات الفركتلي - نافذة على النظام الشمسي المبكر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 462 ( ملحق 1): ص304-11. رمز Bibcode : 2016MNRAS.462S.304M . doi : 10.1093/mnras/stw2898 .
  55. 1 2 وايزمان، ب؛ أسفوغ، إ؛ لوري، س (2004). "بنية وكثافة نوى المذنبات". المذنبات II . مطبعة جامعة أريزونا. ص 337. توكسون "الركام الرقيق"
  56. وودن ، د .؛ إيشي، هـ.؛ زولينسكي، م. (مايو 2017). "غبار المذنبات: تنوع الحبيبات الحرارية البدائية" . معاملات الجمعية الملكية أ . 375 (2097). Bibcode : 2017RSPTA.37560260W . doi : 10.1098/rsta.2016.0260 . PMC 5454228. PMID 28554979 .  عدد خاص باجتماع نقاش بعنوان "علم المذنبات بعد روزيتا"، جمعه وحرره جيرانت هـ. جونز، وآلان فيتزسيمونز، وماثيو م. نايت، ومات جي جي تي تايلور. "الحبيبات" "الجسيمات" "التجمعات الهرمية" "العناقيد" "التجمعات المسامية المتراصة" "التجمعات عالية المسامية"
  57. بلوم ، ج؛ غوندلاخ، ب؛ كراوس، م؛ فول، م؛ يوهانسن، أ؛ أغاروال، ج؛ فون بورستل، إ؛ وآخرون (يوليو 2017). "دليل على تكوّن المذنب 67P/تشوريوموف-جيراسيمينكو من خلال الانهيار الجذبي لكتلة متماسكة من الحصى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 469 ( ملحق 2): ص755-73. arXiv : 1710.07846 . Bibcode : 2017MNRAS.469S.755B . doi : 10.1093/mnras/stx2741 . S2CID 119230851 .  
  58. ↑ كريتكه، ك؛ ليفيسون، هـ (ديسمبر 2015). "أدلة على وجود الرصاص في السيمز". إيكاروس . 262 : 9-13 . arXiv : 1509.00754 . doi : 10.1016/j.icarus.2015.08.017 . S2CID 117797138 . 
  59. 1 2 فول، م؛ التوبيلي ، ن. بوراتي، ب؛ شقرون، م؛ فولتشينوني، م؛ جرون ، إي. تايلور، م؛ وآخرون . (نوفمبر 2016). "نتائج غير متوقعة وهامة في المذنب 67P / Churyumov-Gerasimenko: وجهة نظر متعددة التخصصات" . الاثنين. لا. آر أسترون. شركة نفط الجنوب . 462 : س2-8. بيب كود : 2016MNRAS.462S...2F . دوى : 10.1093/mnras/stw1663 . "حصى بحجم السنتيمتر"
  60. ↑ هيرمالين، ب؛ فارنهام، ت؛ كولينز، س؛ كيلي، م؛ أهيرن، م؛ بودويتس، د؛ كارسيتش، ب؛ وآخرون . (2013). "الكشف عن الجسيمات الجليدية الكبيرة المحيطة بالمذنب 103P/هارتلي 2 وتحديد موقعها وديناميكيتها". إيكاروس . 222 (2): 625-33 . Bibcode : 2013Icar..222..625H . doi : 10.1016/j.icarus.2012.09.030 . "غبار، وجليد، ومئات من الجسيمات المنفصلة التي يتراوح حجمها من المليمتر إلى الديسيمتر."
  61. ↑ دونيس، ل؛ براسر، ر؛ كايب، ن؛ ريكمان، هـ (2015). "أصل وتطور خزانات المذنبات". مراجعات علوم الفضاء . 197 ( 1-4 ): 191-169 . Bibcode : 2015SSRv..197..191D . doi : 10.1007/s11214-015-0223-2 . S2CID 123931232 . "لذا فإن الاستخدام الفلكي لكلمة "حصاة" يختلف عن معناها الجيولوجي."
  62. ↑ باجولا، م؛ وآخرون (2016). "توزيعات حجم/تردد صخور/حصى أجيلكيا: رصد مشترك لسطح 67P بواسطة OSIRIS وROLIS" . إشعارات شهرية للجمعية الفلكية الملكية 462 : S242–52. Bibcode : 2016MNRAS.462S.242P . doi : 10.1093/mnras/stw2720 . hdl : 10261/150386 . "منذ أن لم يُستخدم مصطلح "الحصى" داخل فريق روزيتا، بينما استُخدم مصطلح "الحصاة"... نقترح هنا استخدام مصطلح "الحصاة" للإشارة إلى نطاق الحجم الذي يتراوح بين 0.25 متر و0.002 متر. أما ما دون 0.002 متر، فيُستخدم مصطلح "الجسيم".
  63. ↑ بوليه، ف؛ لوتشيتي، أ؛ بيبرينغ، ج؛ كارتر، ج؛ غونديه؛ وآخرون (2016). "أصل البنى المحلية في موقع هبوط فيلاي وآثارها على" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 462 : S23. doi : 10.1093/mnras/stw1959 . 
  64. باجولا ، م؛ لوتشيتي، أ؛ فول، م؛ موتولا، س؛ هام، م؛ دا ديبو، ف (2017). "توزيع أحجام الحصى/الصخور في سايس: موقع الهبوط الأخير لمركبة روزيتا على المذنب 67P/تشوريوموف-جيراسيمينكو" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 469 : S636. رمز Bibcode : 2017MNRAS.469S.636P . doi : 10.1093/mnras/stx1620 ."قطع مقذوفة بقطر أكبر من بضعة أمتار" "قطع يصل نصف قطرها إلى 0.4 متر"
  65. ^ جوتلر، سي. مانيل ، تي ؛ روتوندي، أ؛ مروان ، س . فول، م؛ بوكيلي-مورفان، د؛ لاسو، ج؛ وآخرون . (2019). “توليف الوصف المورفولوجي للغبار المذنب في المذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 630 : أ24. أرخايف : 1902.10634 . بيب كود : 2019A & A...630A..24G . دوى : 10.1051/0004-6361/201834751 . S2CID 119074609 .  "صخور صغيرة بحجم الديسيمتر"
  66. ↑ أهيرن، م (2006). "من أين تأتي المذنبات؟". مجلة ساينس . 314 (5806): 1708-1709 . رمز Bibcode : 2006Sci...314.1708A . doi : 10.1126/science.1137083 . PMID 17170287. S2CID 43461600 .  
  67. ↑ لوريك، س؛ لاسيردا، ب؛ بلوم، ج (2018). "النمو الموضعي لتجمعات الغبار والجليد المختلطة كعناصر بناء في السديم الشمسي" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 611 : A18. doi : 10.1051/0004-6361/201630175 .
  68. ↑ وايزمان، ب؛ أهيرن، م (نوفمبر 2015). تراكم نوى المذنبات في السديم الشمسي: صخور ضخمة، لا حصى . اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية السابع والأربعون لقسم علوم الكواكب 2015. ملخصات اجتماعات الجمعية الفلكية الأمريكية/قسم علوم الكواكب رقم 47. المجلد 309، العدد 5. ص 309.05. رمز Bibcode : 2015DPS....4730905W .   
  69. ↑ فول، م؛ بلوم، ج (2017). "الغبار المتشعب يقيد تاريخ تصادم المذنبات" . إشعارات شهرية للجمعية الفلكية الملكية 469 : S39. Bibcode : 2017MNRAS.469S..39F . doi : 10.1093/mnras/stx971 .
  70. ↑ لامبرختس، م؛ يوهانسن، أ (2018). "تكوين نوى الكواكب العملاقة من تدفق الحصى الشعاعي في الأقراص الكوكبية الأولية". علم الفلك والفيزياء الفلكية .
  71. ↑ ليفاسور-ريجورد، أ ؛ باروتو، س؛ لاسو، ج؛ ميلي، ج؛ رينارد، ج (2020). "ربط دراسات النيازك الصغيرة، والغبار البروجي، والغبار المذنبي، والأقراص المحيطة بالنجوم". علوم الكواكب والفضاء . 186 104896. arXiv : 2003.03116 . Bibcode : 2020P & SS..18604896L . doi : 10.1016/j.pss.2020.104896 . S2CID 212628560 . 
  72. ↑ بوروفيتشكا، ج. (2016). "حول تعريف النيزك والكويكب والمصطلحات ذات الصلة". مجلة المنظمة البحرية الدولية (WGN ). 44 (2): 31. Bibcode : 2016JIMO...44...31B .
  73. ↑ هادجوك، أ. (1991). "تطور حطام المذنبات: الجوانب الفيزيائية". المذنبات في حقبة ما بعد هالي، المجلد 1. كلوير. الصفحات 593-606 . 
  74. ↑ أغاروال، ج؛ أهيرن، م؛ فنسنت، ج؛ غوتلر، س؛ وآخرون . (نوفمبر 2016). "تسارع التجمعات الفردية ذات الحجم الديسيمتري في الغلاف السفلي للمذنب 67P/تشوريوموف-جيراسيمينكو" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 462 ( ملحق 1): ص78-88. arXiv : 1608.07933 . Bibcode : 2016MNRAS.462S..78A . doi : 10.1093/mnras/stw2179 . S2CID 52036763 .  
  75. ↑ ستيرن، س؛ جاكسون، أ؛ بويس، د (1994). "محاكاة عددية لمدارات الجسيمات حول 2060 كايرون". المجلة الفلكية . 107 (2): 765-771 . Bibcode : 1994AJ....107..765S . doi : 10.1086/116896 .
  76. ↑ إيكونومو، ت؛ غرين، س؛ براونلي، د؛ كلارك، ب (2013). "قياسات DFMI أثناء تحليق مركبة ستاردست-نكست بالقرب من المذنب 9P/تمبل 1" (ملف PDF) . إيكاروس . 222 (2): 526-39 . doi : 10.1016/j.icarus.2012.09.019 ."سحب من الجسيمات الناتجة عن تفتت التجمعات الأكبر حجماً"
  77. ↑ روتوندي، أ؛ سيركس، هـ؛ ديلي كورتي، ف؛ فولي، م؛ وآخرون . (23 يناير 2015). " علم المذنبات. قياسات الغبار في غلاف المذنب 67P/تشوريوموف-جيراسيمينكو المتجه نحو الشمس" . مجلة ساينس . 347 (6220): 3905. doi : 10.1126/science.aaa3905 . hdl : 11572/126885 . PMID 25613898. S2CID 206634190 .   "حبوب"
  78. ↑ نيوبورن، ر؛ سبينراد، هـ (ديسمبر 1985). "قياس الطيف الضوئي لسبعة عشر مذنبًا. الجزء الثاني - الطيف المتصل". المجلة الفلكية . 90 : 2591-2608 . رمز Bibcode : 1985AJ.....90.2591N . doi : 10.1086/113965 .
  79. ^ سيكانينا، زد (1988). “عدم تناسق إطلاق الغازات في المذنب الدوري Encke I- الظهورات 1924-1984”. المجلة الفلكية . 95 (3): 911. بيب كود : 1988AJ .....95..911S . دوى : 10.1086/114689 ."محتوى غبار منخفض للغاية" محتوى غبار منخفض للغاية
  80. ↑ ريتش، دبليو؛ سايكس، إم؛ لين، دي؛ ديفيز، جيه (2000). "تكوين نيازك إنكي وآثار الغبار". إيكاروس . 148 (1): 80. arXiv : astro-ph/0007146 . Bibcode : 2000Icar..148...80R . doi : 10.1006/icar.2000.6478 . S2CID 18509697 . "تشكل الجسيمات الكبيرة الوفيرة بالقرب من المذنب خطراً كبيراً على المركبات الفضائية. ولا يوجد دليل على وجود ذيل غباري كلاسيكي للمذنب بسبب الجسيمات الصغيرة."