Formation of C 3 and C 2 in cometary comae

Kometen sind Überreste aus der Entstehungszeit des Sonnensystems. Da sie sich weit entfernt von der Sonne befinden, vermutet man, dass die physikalischen und chemischen Bedingungen zu dieser Zeit in ihrem Eis konserviert sind. Der Hauptbestandteil des Eises ist H2O, gefolgt von CO, CO2 und Spuren von verschieden komplexen Molekülen. Des Weiteren enthalten Kometen große Mengen an Staub. Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, sublimiert das Eis und bildet dadurch die Kometenkoma. Moleküle der Koma werden im infraroten, im Radio- und im optischen Wellenlängenbereich beobachtet. Um Randbedingungen der Entstehung des Sonnensystems zu erhalten, benötigt man die Zusammensetzung einer statistisch signifikanten Anzahl von Kometen. Am Besten dafür geeignet sind optische Beobachtungen z.B. von C3 (Trikohlenstoff) und C2 (Dikohlenstoff), die auch für relativ leuchtschwache Kometen und vom Boden aus beobachtet werden können. Man muss jedoch die beobachteten Photodissoziationsprodukte (Tochtermoleküle) C3 und C2 den von der Kometenoberfläche sublimierten sogenannten Elternmolekülen zuordnen, z.B. C2H2 (Ethin) für C2. Für C3 sind bislang keine Elternmoleküle identifiziert worden. Die vorliegende Arbeit untersucht die Entstehung von C3- und C2-Radikalen in der Kometenkoma durch die Photodissoziation von beobachteten und in der Literatur vorgeschlagenen Elternmolekülen. Zu diesem Zweck wurde ein eindimensionales Multi-Fluid-Model der Komachemie verbessert und angewendet. In dieser Arbeit wurden dem Model neue Photoreaktionen hinzugefügt, die Ratenkoeffizienten aktualisiert und deren Unsicherheiten zum ersten Mal umfassend berechnet. Es wurde eine Sensitivitätsanalyse durchgeführt, um die Reaktionen zu bestimmen, deren Unsicherheiten den größten Einfluss auf die Unsicherheit der C3- und C2-Modelergebnisse haben. Diese sogenannten Schlüsselreaktionen sollten bevorzugt in zukünftigen Laboruntersuchungen und quantenchemischen Berechnungen untersucht werden, um die Modelunsicherheiten effektiv zu reduzieren. Dadurch kann man besser eingrenzen, welche Moleküle für die beobachteten C3- und C2-Säulendichten verantwortlich sind. Basierend auf Beobachtungen der 4 Kometen C/2001 Q4 (NEAT), C/2002 T7 (LINEAR), 9P (Tempel 1) and C/1995 O1 (Hale-Bopp) untersucht diese Arbeit welche Kombination der in der Literatur vorgeschlagenen Elternmoleküle C4H2 (Diacetylen), CH2C2H2 (Allene), CH3C2H (Propin), C2H4 (Ethen) und der beobachteten Elternmoleküle C2H2 und HC3N (Cyanoacetylen) die C3- und C2-Beobachtungen im Rahmen der Unsicherheiten der Photodissoziationsratenkoeffizienten am Besten reproduzieren kann. Es wurde ermittelt, dass die Unsicherheiten der Photodissoziationsratenkoeffizienten zu signifikanten Unsicherheiten der C3- und C2-Modelsäulendichten führen. Die dafür verantwortlichen Schlüsselreaktionen wurden mit der Sensitivitätsanalyse bestimmt. Das wichtige Ergebnis dieser Arbeit ist, dass mit dem verbesserten Model die Beobachtungen von Kometen bei den Abständen rh = 1.00 AU (NEAT) und rh = 3.78 AU (Hale-Bopp) innerhalb der Unsicherheiten der Photodissoziation angemessen gut reproduziert werden können, mit realistischen Elternmolekülproduktionsraten und mit verschiedenen Kombinationen der untersuchten Elternmoleküle. Um die Übereinstimmungen (NEAT, Hale-Bopp) zu bestätigen und verbleibende Abweichungen (LINEAR, Tempel 1) zwischen Model und Beobachtungen aufzuklären, werden weitere Messungen von Eltern- und Tochtermolekülen in der Koma von Kometen und in situ Messungen von Kometeneis (Rosetta) benötigt.

Author dc:creator

• Hölscher, Alexander

Licence dc:rights.uri

• http://rightsstatements.org/vocab/InC/1.0/

Language dc:language.iso

en, English

Identifier URI

urn:nbn:de:kobv:83-opus4-64291
http://dx.doi.org/10.14279/depositonce-4382

OAI identifier oai:identifier

oai:depositonce.tu-berlin.de:11303/4679