Phaethon-双子座流星群复杂体的热演化

Phaethon-双子座流星群复杂体的热演化

作者：Toshihiro Kasuga
编译：羽翼-小草
来源：http://fjtxp.uueasy.com/read.php?tid=1508&newpost=1


摘要：对流星群和Phaethon-流星群复杂体（PGC）热演化的总结。流星群钠含量的变化是由热量造成的，可能在星际中轨道运动中由于轨道上的近日点距离较短。然而流星体的温度低于钠碱硅酸盐的升华温度，这表明3200 Phaethon母体本身可能被热处理。另一方面，Phaethon-双子座流星群复杂体（PGC）母体分离部分与小行星(Phaethon, 2005 UD and 1999 YC)存在动力的原始特征(C, B types)有关。分离部分可能的机制，是由于它本身的热演化使得Phaethon-双子座流星群复杂体母体内部的冰升华。 我们很容易推测，Phaethon-双子座流星群复杂体（PGC）是由小行星主带外部的富冰小行星，变成类Phaethon-双子座流星群复杂体（PGC）轨道流。

关键字：流星 小行星 彗星

引言

  阿波罗近地小行星（NEA）3200Phaethon（1983 TB）可能是死亡或休眠彗星核，由于动力学上的联系可能是双子座流星群的母体（Whipple 1983）。它们较短的近日点距离（q * 0.14 AU）使热演化痕迹可能出现在双子座流星和母体上。流星雨中流星钠含量的变化是热演化一项有用的指标，因为钠是一个中等挥发性金属元素，易于发现（(Kasuga et al. 2006b）。双子座流星体的光谱研究表明，钠含量显着的多样性，从极度枯竭到类太阳价值，明显与其他流星有较大的q（(Harvey 1973; Kasuga et al. 2005b; Borovicˇka et al. 2005）至于母体Phaethon，Phaethon-双子座流星群复杂体（PGC）的存在则是基于动态计算（Ohtsuka et al. 2006, 2008），这意味着Phaethon可能有其碎片(155140) 2005 UD and 1999 YC，因为分离体和破裂的部分通常在太阳加热的彗星核中可以看见（Chen and Jewitt 1994;Boehnhardt 2004; Jewitt 2004; Fuse et al. 2007）。这篇短文通过双子座流星群和双子座母体分离部分钠含量的研究，简短介绍了热演化，引起了一个可能关系到主带彗星的猜测。

2 双子座流星群的钠含量
  通过光谱观测，流星雨的流星体的金属丰度已可观看（e.g. a review Ceplecha et al. 1998; Kasuga et al. 2005a, b, 2006a and references therein），并能够显示其母体的属性。然而，测量值是否是母体的内在属性仍然是未知数。当流星体从母体本身被抛到星际空间，金属丰度就由于各种原因发生改变，例如热效应。
  春日（Kasuga）等人（2006b）调查近日点的热效应，取决于流星雨中流星被抛出母体后在星际空间中的轨道运动。效果则是改变了母体内在的金属丰度值，尤其是对温度敏感的要素：一个很好的例子是钠在碱硅酸盐中。为了使依据更清楚，这三个因素都要考虑：流星体的温度取决于近日点距离、在每个近日点距离观察所得的碱硅酸盐升华温度（~ 900 K）及流星雨中流星的钠丰度（(q ~ 0.14 AU for Geminids, 0.38 AU for Taurids,0.78 AU for Andromedids, 0.95 AU for Perseids, 0.98–0.99 AU for Leonids, Cygnids and Draconids）。在q≤ 0.1 AU的轨道，流星体将展示由于太阳能加热的热解吸钠的证据。另一方面，在轨道演化中流星体的钠丰度与近日点距离范围在0.14≤ q≤ 0.99AU无关。 钠在双子座流星体中没有消耗是不足为奇的，因为流星体在Q ~ 0.14AU之间的温度是低于碱硅酸盐升华温度的。因此，双子座流星体的钠含量会多样性，而不是来自于母体的热演化。利坎德罗（Licandro）等人（2007年）发现Phaethon的表面和实验上被加热到800-1000K陨石样品的反射光谱的相似性，这就意味着Phaethon的表面物质可能已经改变，作为热加工的结果。

3。1999 YC, 2005 UD 和Phaethon物理观测
PGC 1999 YC, 2005 UD 和 Phaethon(Dundon 2005; Hsieh and Jewitt 2005; Jewitt and Hsieh 2006; Kasuga and Jewitt 2008)的光度测定和物理属性(见表一 ).这三个阿波罗型小行星似乎与双子座流星群轨道相关，可能由一个共同的前身天体分离的物质造成。
如果是这样，颜色和这些对象的其他物理性质应该是相似的。这是因为它们相似的动力学演化会提供相同的温度和空间环境。1999 YC, 2005 UD 和Phaethon的颜色确实有着小行星的原始特征（C, B types），这与它们有一个共同的母体假设一致。（见朱威特与谢在2006年的详细资料;春日和耶维特2008年的详细资料）。朱威特与谢（2006年）推测的''PGC母体核心冰升华''机制,没有关于PGC解体的直接线索,是众所周知的。相对于天体在轨道中的终身动力（106-7年）（弗勒施勒等。1995年，戴利等人。2002年），对缩短从母体的表面到核心热传导时间（104-5年）能够使得冰在类PGC轨道升华。假设解体发生在PGC母体上，核心里的水汽和静水压力之间的压力平衡，可限制其产生碎片的大小。在类PGC轨道上运行的任何天体，半径应当小于7公里，其中1999 YC, 2005 UD和Phaethon的大小符合。（表1）。

  另一个证据是提出了比较，双子座流星流的总质量与质量损失率上限（_M）从1999 YC, 2005 UD和Phaethon3200观测所得，列于表1。它指出的矛盾是，如果流星群的年龄是几千年双子座流星雨总质量（~ 1012--1013kg（Hughes and McBride 1989; Jenniskens 1994）远比PGC（~3 *108kg）（Jewitt and Hsieh 2006; Kasuga and Jewitt 2008）总质量要大（(Jones 1978; Fox et al. 1982; Jones and Hawkes 1986;Gustafson 1989; Williams and Wu 1993;Ryabova 2001; see also a review in Jenniskens 2006）。观察到PGC的质量损失率，终其一生的动力不容易形成双子座流。因此，双子座流星群的形成不是因为恒稳定的母体裂变，而是由分离体产生。

  4。连接到小行星带？
谢和朱威特（2006年）发现了一些C型冰态小行星在小行星主带内有稳定轨道：主带彗星（MBCS）。这三个主带彗星分布在主带外部（半长轴~3.2AU）的相对有点古怪（e= 0.16-0.25）。

最近，朱威特等。 （2009年）新发现主带彗星（P/2008 R1）比以往发现的彗星更接近小行星主带内部（半长轴~ 2.7AU，e= 0.35），这表明P/2008 R 1的可能是来自于小行星带的外部区域，并且最近已到达了目前的轨道。由于木星8：3均值共振，已知短半长轴的P /2008 R1在动态不稳定的地区附近，，但也受长期共振V6的影响（Yoshikawa 1987, 1988, 1989, 1990; Brozˇ and Vokrouhlickyˇ2008），这就意味着8:3共振与长期共振V6的小行星轨道演化有关，并且它们的异常情况可能会变得非常大，尤其是对在V6的共振（e~0.8）。这个区域的小行星正在减少，特别是在主小行星带内的一部分。它表明，一旦天体运行到那就发生动力演化，并运行到该地区。 Bottke等（2002年）表明，约有60％的近地物体（H≤22）来源于主带内的部分，例如Phaethon。此地区是最有可能是其来源地，尽管它的其他产生地区还没有排除。如果类主带彗星在主星带外部分偏离并通过内部在短的近日点距离处进入PGC轨道，那么我们有理由认为分裂可能是由于热加工而导致的核心冰升华。彗星将产生分裂碎片，如1999 YC,2005 UD和Phaethon，也许和下场的流星雨的生产同时进行。

  一个近地天体样品返回任务：马可波罗的原始的近地小行星（C，P和D型）可能与那些彗星主带地区以及木星彗星族相关（Barucci等。2008）。除了这种观点，如果PGC本身可以成为投放目标，例如NASA的深度撞击的任务，将有助于我们更好地了解休眠彗星的属性（富冰小行星）（A’Hearn et al. 2005; Kasuga et al. 2006c）。大型望远镜，例如欧洲等特大望远镜（D’Odorico et al. 2008)），将用语研究这些暗淡的小行星的母体，尤其是光谱学研究。

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