غبار دنبالهدار (انگلیسی: Comet dust) به گرد و غبار کیهانی که از یک دنبالهدار سرچشمه میگیرد گفته میشود. گردوغبار دنبالهدار میتواند اطلاعاتی در مورد منشأ و شکلگیری دنبالهدار ارائه دهد. هنگامی که زمین از بین فضای آغشته به غبار دنبالهدار عبور میکند، یک بارش شهابی در اتمسفر آن میتواند ایجاد شود، برای مثال: گرد و غبار دنبالهدار هالی منشأ بارش شهابی اوریون بودهاست.
اندازه
بیشتر ذرات گرد و غبار دنبالهدار در اندازهٔ زیر میکرومتر[1] تا اندازهٔ تقریبی حدود میکرومتر است.[2][3] با این حال، ماندگاری این بخش کوتاهمدت است چون فشار تابش باعث میشود که آنها از منظومه شمسی بیرون راندهشوند یا درون آن بهصورت چرخش مارپیچ به دور خود بچرخند.[4][5]
اندازهٔ بزرگتر بعدی کلاس «پفکی»[6][7] یا «خوشهگونه» هایی[8] که از دانههای نمونهٔ بالا تشکیل شدهاست. اینها دانهها معمولاً ۲۰ تا ۱۰۰ میکرومتری هستند؛ اندازهای که قراردادی نیست، اما این اندازهٔ سنگدانههایی
است که مشاهدهشده،[9] سنگهای متخلخلی که آمادهٔ شکستن[10]و/ یا فشردگی هستند.[8][11][12]
ذرات بزرگتر ریزشهابواره (میکرو) هستند،[13][14] نه گرد و غبار.[15][16] در غیاب تعریف اتحادیه بینالمللی اخترشناسی، ,[17][18] گروهها تعاریف خود از گردوغبار را ابداع کردند: کوچکتر از ۱۰۰ میکرومتر،[19] 50٬،[20] ۴۰ ٬[21] 30,[22] and 20 microns,[23] and <10 μm.[24][25][26][16] برخی از آنها گرد و غبار/ برخی از تعریفها تقریبی یا نامفهوم هستند،[27][28][29] ۵۰، ۴۰، ۳۰، و ۲۰ میکرون. برخی از این تعاریف گرد و غبار یا ریزشهابسنگ تقریبی یا مبهم هستند، برخی همپوشانی دارند یا متناقض هستند.
اتحادیه بینالمللی اخترشناسی بیانیه رسمی خود را در سال ۲۰۱۷ منتشر کرد. شهابسنگها از 30 میکرومتر تا 1 متر هستند، کوچکتر از این گرد و غبار است و اصطلاح «میکرومتوروئید» پشتیبانی نمیشود (اگرچه میکرومتریت بله).[30]المپیاد جهانی ریاضی از تعریف جدید آگاه شد،[31] اما هنوز تعریفهای پیشین را در سایت خود نشان میدهد.[32] سایت Meteoritical Society تعریف قبلی خود؛ 0.001 سانتیمتر را حفظ کردهاست.[33] AMS هیچ تعریف دقیقی ارسال نکردهاست.[34][35]
ترکیب
گردوغبار بهطور کلی در ترکیببندی کندریت است. مونومرهای آن حاوی سیلیکاتهای مافیک مانند الیوین و پیروکسن است.[36] سیلیکاتها غنی از فورستریت و آنستاتیت با دمای میعانات بالا هستند.[27] در متراکم شدن سریع آنها با هم نمیپیوندند بلکه ذرات بسیار کوچکی را تشکیل میدهند، نه آنکه قطرهوار در هم ادغام شوند.
مانند شهابوارههای کندریتی این ذرات حاوی سولفید آهن شهابسنگ «Fe (Ni)» و[37][38] «GEMS» (شیشه با فلز و سولفیدهای جاسازی شده) هستند.[37]
اندازههای گوناگونی از مواد آلی شون (CHON) وجود دارد.[39][40][41]اگرچه مواد آلی فراوانی از نظر کیهانی وجود دارد و بهطور گستردهای وجود آنها در دنبالهدارها پیشبینی شده، اما وجود آنها از نظر طیفی در بیشتر تلسکوپها مشخص نیست. مواد آلی فقط طی طیفسنجی جرمی در حین پروازهای ناوگان هالی تأیید میشدند.[42][43] برخی از مواد آلی به صورت «PAH» (هیدروکربن آروماتیک چندحلقهای) هستند.[44][19][45][46][47]
ممکن است مقدار بسیار کمی از دانههای مواد معدنی پیشخورشیدی «presolar (PSG)» نیز در این غبار پیدا شود.[27][47]
Mukai, T.; Mukai, S.; Kikouchi, S. (1987). "Variation of Grain Properties and the Dust Outbursts". Symposium on the Diversity and Similarity of Comets, ESA SP-278. European Space Agency. pp.427–30.
Grun, E.; Massonne; Schwehm, G. (1987). "New Properties of Cometary Dust". Symposium on the Diversity and Similarity of Comets, ESA SP-278. European Space Agency. pp.305–14.
Dermott, S (2001). "Ch. Orbital evolution of interplanetary dust". In Grün E; Gustafson B; Dermott S; Fechtig H (eds.). Interplanetary Dust. SpringerVerlag. pp.569–39.
Simpson, J.; Rabinowitz, D.; Tuzzolino, A.; Ksanfomality, L. (1986). "Halley's comet dust particle mass spectra, flux distributions and jet structures derived from measurements on the Vega-1 and Vega-2 spacecraft". ESA Proceedings of the 20th ESLAB Symposium on the Exploration of Halley's Comet. Volume 2: Dust and Nucleus. European Space Agency. pp.11–16.
Reach, W.; Sykes, M.; Kelley, M. (2003). "Large Particles From Short-Period Comets". Workshop on Cometary Dust in Astrophysics. Houston: Lunar and Planetary Institute.
Kelley, M.; Reach, W.; Woodward, C. (2009). "A Search for Deep Impact's Large Particle Ejecta". Deep Impact as a World Observatory Event: Synergies in Space, Time, and Wavelength. Berlin Heidelberg: Springer-Verlag. p.125. ISBN978-3-540-76959-0.
Beech, M; Steel, D (1995). "On the definition of the term 'meteoroid'". Quart. Journ. Roy. Ast. Soc. 36: 281–84. Bibcode:1995QJRAS..36..281B. Sec. 4 Lower size limit: Meteoroid or dust?
Rubin, A; Grossman, J (Mar 2010). "Meteorite and meteoroid: New comprehensive definitions". Meteoritics & Planetary Science. 45 (1): 114–22. Bibcode:2010M&PS...45..114R. doi:10.1111/j.1945-5100.2009.01009.x. "...in practice the term is most often applied to objects smaller than approximately 100 um. These size ranges need to be modified." "By this definition, IDPs are particles smaller than 10um.""
Millman, P (1961). "A Report on Meteor Terminology". Journ. Roy. Ast. Soc. Canada. 55 (6): 265. "particle sizes in general smaller than micrometeorites"
Greenberg, M; Li, A (1997). "Morphological structural and chemical composition of cometary nuclei and dust". Space Science Reviews. 90: 149–61. doi:10.1023/A:1005298014670. S2CID189789755. "tenth micron particles" "very fluffy aggregates"
Klöck, W; Staderman, F (1994). Mineralogical and chemical relationships of interplanetary dust particles, micrometeorites, and meteorites in. LPI Technical Report 94-02 Workshop on the analysis of interplanetary dust particles. "50 um"
Levasseur-regourd, A; mukai; lasue; okada (2007). "physical properties of comet and interplanetary dust". Planetary and Space Science. 55 (9): 1010–20. Bibcode:2007P&SS...55.1010L. doi:10.1016/j.pss.2006.11.014. "a radius of 20 um for the upper cut-off"
Bradley, J; Sandford, S; Walker, R (1988). "11.1 Interplanetary Dust Particles". Meteorites and the Early Solar System. University of Arizona Press. p.861. "~ 10 um i diamtr" "~ 10-3 سانتیمتر با قطر"
Folco, L; Cordier, C (2015). "9. Micrometeorites". EMU Notes in Mineralogy. "10 um (Rubin and Grossman, 2010)""in the <100 um size fraction, i.e. across the transition between micrometeorites and IDPs"
Kissel, J; Kruger, F (1987). "The organic component in dust from comet Halley as measured by the PUMA mass spectrometer on board Vega 1". Nature. 326 (6115): 755–60. Bibcode:1987Natur.326..755K. doi:10.1038/326755a0. S2CID4358568.