掀起哈雷彗星的蓋頭來


1987年12月216期｜上一篇｜下一篇＃發行日期：1987、12 ＃期號：0216 ＃專欄：＃標題：掀起哈雷彗星的蓋頭來＃作者：趙維國．彗核．旋轉週期．彗塵．中性及離子氣體．太陽風交互作用．太空的化學基．表：太空船遭遇前，在彗星光譜中確認的化學成分。．圖一：因太空船攝影系統及影像處理而定，哈雷彗星的核可展現不同的面貌。（a）金彗二號拍攝的彗核，由於灰塵的噴發使得外形模糊不清（顏色為電腦所設定，表示光的強度，並非彗核的實際顏色）；（b）此圖為（a）移去噴流後的影像；（c）為在彗塵中由金彗二號拍攝的彗核模型；（d）為由超脫號拍攝經假色處理的照片，顯示明亮的噴流自暗色的彗核噴出。．圖二：此為金彗二號即將遭遇哈雷彗星時，所拍攝的，此影像已被加強以顯示噴流。．圖三：由於在接近太陽時，厚層的彗髮包圍著彗核，因此在地面上的望遠鏡無法在它最活躍的時候，觀察到彗核的情形。如果我們想要得到超過金彗號及超脫號所收集到的資料的話，必須有更多的太空船造訪彗星。在此圖畫中，一艘類似超脫號的太空船正接近噴發塵流的彗星。．圖四：垂直方向的軸在彗星運行期間大致是固定的，彗核以2.2天的週期繞此軸自旋。一個週期3.7天的「點頭」運動可能與此自旋重疊。彗核似乎也以7.4天的週期繞長軸滾動。		掀起哈雷彗星的蓋頭來在1985及1986年，從地球發射的太空探測船穿過了兩個來自太陽系外部，或許帶著太陽系形成秘密的彗星。由這些任務，加上地面上的觀測，顯然會增加我們對彗星的了解。然而仍有許多問題尚待解決。彗核彗核是個冰質物體，這個說法並不新奇，至少可溯自十九世紀初期的拉普拉斯（P.Laplace）即持此一看法。然而在1860年，人們發現週期性劃過夜空的流星雨遵循著古時彗星的軌道，使得「彗星是流星雨中最緻密的部分」的觀念持續了將近100年。在1950年，惠波（F.Whipple）重新採用獨立彗核的觀念，提出了「冰質混雜體」的模型。他認為彗核是宇宙塵及冰（諸如：水、二氧化碳、一氧化碳、甲烷及氨）的聚合體。他不僅認同拉普拉斯早期的主張，而且加以改善，更重要者，使其定量化。因此，它不但可以解釋噴發出的氣體流在彗星軌道上的動力效應，還可以描述彗星觀測上的基本特徵。惠波的理論於是成為研究彗星動力學、物理學及化學的基礎。所以當金彗（Vega）一號、二號及超脫（Giotto）號偵測到哈雷彗星的冰質核心時，一點也不令人吃驚。同時預測核心有著不規則的外形，它被描述成馬鈴薯、花生或梨子形（見圖一a、b、c、d）。然而它的體積（500立方公里）卻比預期的大。哈雷彗星的核非常黑，僅反射了2～4％的太陽光。這使它成為太陽系中最黑的天體之一。大約有80％被太空船偵測到的彗星成分是水，其次是一氧化碳，約有15％。當彗星趨近太陽，彗核的冰開始昇華離去時，因為由彗核噴發出的灰塵及氣體與獨立的噴流有關（見圖二），所以噴發出的產物各有不同。這些噴流主要在旋轉中的彗核的向陽面噴發，而在背陽面則減小或停止活動。惠波曾經預測彗核會被灰塵所覆蓋。假如真有這個覆蓋層的話，則在距太陽約1個天文單位（1個天文單位是從地球到太陽的平均距離，大約是15,000萬公里）的地方，表面溫度將會是300K左右（即27℃）。由金彗二號上的紅外光譜儀，量測到的表面溫度在300～400K之間（即27°～127℃）。當然溫熱的灰塵圍繞在核心附近會影響到這個的測量，所以在這個距離，「髒雪球」揮發中的表面溫度將會低於190K（即－83℃）。因此我們所看到的不是一個光禿禿的冰質核心，而是一個由暗且暖的灰塵形成的表面層。旋轉週期部分在1910年拍攝的哈雷彗星照片，利用現代的影像處理之後，顯示有螺旋狀的噴流來自彗核（見圖三）。近來，科學家利用這些噴流求得彗核的旋轉週期（52小時）及旋轉軸。假設這些螺旋狀噴流是「日出而動，日沒而息」的話，科學家可以在彗星表面定出它們的位置。由金彗號觀測到許多噴流的位置印證了他們的預測，同時也證實了彗核的旋轉週期是52～53小時。更進一步的，由地球上觀測哈雷彗星亮度的變化，亦支持此一旋轉週期（見圖四）。然而有些研究利用兩種截然不同的觀測，卻顯示它另有一個7.3天的週期。這兩種觀測一是利用彗星亮度的週期變化；一是對螺旋狀噴流中的氣體化學基CN及C₂的觀測（見附文）。彗塵彗星灰塵尾的研究可以追溯到150年以前。為了解釋在1835年出現的哈雷彗星的尾部，貝索（F. W. Bessel）導出了灰塵從核心放射出來，且受來自太陽的某種排斥力，而遠離彗核的運動方程式。後來，我們了解了這個排斥力就是所謂陽光的輻射壓力。彗塵的大小分布、形狀、總密度及光線的反射性質，與彗塵的化學組成和物理構造有關。在哈雷彗星遭遇之前，有關彗塵的組成主要來自出現在紅外光譜的放射帶（emission bands）；有關彗塵的構造則來自不同的觀察，如對塵尾的研究及光學和紅外線資料的分析。另外兩種非直接的資料來源則是，在地球大氣中的平流層蒐集到的微塵（Brownlee particles）和流星雨，有人認為此二者也都來自彗星。在金彗號上的灰塵分析器顯示，至少有三類顆粒：一是由輕元素組成的化合物，如：碳、氫、氧、氮（利用它們的元素代號，可簡稱為CHON粒子）；二是與某些富含碳的隕石相似的顆粒；三是與第二類相似，卻較富於氫的顆粒。這些微小的CHON顆粒（不到1微米大），可能是在彗星附近所發現的CN和C₂噴流的「來源」。這些觀察顯示，那些被發現的化學基的來源並不一定是氣態，也可能是塵粒。這個新的觀念是在哈雷彗星遭遇後才產生的。在金彗號及超脫號上的灰塵偵測器，發現大量極小的粒子──小於0.1微米。而不同大小的粒子的分布是十分有意思的。最小的粒子在遠超過我們預測的地方被偵測到。科學家提出了數種可能來解釋此一異常的空間分布。其一是這些顆粒都有不尋常的帶電性質；其二是較大的顆粒在離開彗核時會分裂，且最後這些帶電的顆粒會在被磁化的電漿環境中加速。當然，如果大顆粒在遠離彗核時分裂，將會產生下列問題：是什麼造成分裂？這些聚合體的分離是由於冰質膠結物的昇華嗎？還是由於靜電排斥而分裂嗎？在太空船提供我們許多有關灰塵粒子的新資料的同時（諸如元素組成分布、顆粒大小及空間分布等等），地球上的觀測也提供了佐證。由蓋柏飛行觀測台（Kuiper Airborne Observatory）的紅外觀測，可獲得有關大的灰塵顆粒的資料。甚至有人基於紅外線強度分布圖，已經宣稱哈雷彗星放出的粗粒微塵比賈秦（Giacobini-Zinner）彗星的要少。中性及離子氣體當彗星在1910年出現時，彗星的光譜學（由原子及分子放射或吸收可見光，來判定是何種原子及分子的科學）還在萌芽期。即使如此，包括中性或離子化的（CH、C₂、C₃、CN、Na、CO⁺及N₂⁺）數種化學成分，都可在彗星的大氣及電漿尾中發現。由於光譜技術的進步，使得光譜範圍增加到紫外光、紅外線及無線電的部分，促使我們能在其後的彗星中偵測到更多的化學成分（見附表）。目前，彗星大氣的研究是尋求冰質彗核的化學組成的唯一方法。然而大部分觀測到的成分（見附表）都是化學基，換言之，它們是一度假設存在彗核中比較穩定的分子，經化學反應後的碎片。利用離子質譜儀，ICE號（International Cometary Explorer）在賈秦彗星、金彗號與超脫號在哈雷彗星上，都發現了H₃O⁺。這與理論預測相符，因而奠定了彗星大氣層／電離層模型的正確性與普適性。超脫號及金彗號上的中性及離子質譜儀和金彗號上的光譜儀，偵測到了大部分以前確認的成分及一些新成分。離子質譜儀清晰地證明了H₂O族的H₃O⁺、H₂O⁺、OH^-及O⁺離子，這些是大氣主要成分。在光譜中可看到C⁺。其他可能偵測到的包括了CO₂⁺、CO⁺、CS₂⁺、S₂⁺、CS⁺、S⁺、CH⁺、Fe⁺及Na⁺。也發現更重但沒法辨認的離子。超脫號上的中性質譜儀也偵測到許多的中性成分如H₂O、O及OH，或許也有CO₂。在本次哈雷彗星回來之前，人們就已確認灰塵在彗星大氣的動力學及熱力學方面的重要性。但是它們在大氣化學上的分量卻被忽略了。有些灰塵顆粒可能就是人們一直在尋找的某些分子碎片的來源，因此，在未來的大氣模型中必須考慮這點。太陽風交互作用自從1951年，畢爾曼（L. Biermann）利用彗星電漿尾的觀察結果，推論出太陽會放出連續不斷的電漿流（即今之太陽風），此後彗星就一直被用作研究太陽風流動的工具。最近科學家認為，電漿尾突然改變，如它忽然完全與彗星頭部斷離，與太陽風經過彗星時不連續的變化有關（見圖五）。圖五：1986年三月二十一日哈雷彗星失去尾巴的照片，此係在帕洛瑪天文台拍攝的。彗星可很快地再生出另一個尾巴來。由太空船在賈秦彗星和哈雷彗星觀察，彗星與太陽風交互作用的大尺度構造，與預期的十分吻合。不過在電漿中，亂流的強度及廣泛分布卻出乎意料。除了長時間磁場強度及電漿強度有相當大的變化之外，還發現了許多形形色色的電漿波。這些促使我們注意到彗星與太陽風交互作用的微觀物理。其中最重要的是，太陽風流動時，會挾帶重的彗星離子。各種太空船的實驗已求得這些離子的分布情形。基於以上種種考慮，彗星與太陽風交互作用的理論模型已逐漸遠離流體方面，而趨向於多考慮自由粒子的運動。雖然有部分模型已發展來解釋許多不同的現象，我們在對彗星與太陽風交互作用的運動學描述上，仍然還有許多不完整之處。（本文譯自D. A. Mendis, “The science of comet： a post-encounter assessment”, The Plan. etary Report, p.5～7, March/April, 1987.）（譯者案：作者D. A. Mendis是加州大學聖地牙哥分校電機及電腦系教授。他專長於太陽系物理，尤其是彗星物理。）趙維國就讀於美國紐約州立大學石溪校區地球及太空科學系太空的化學基在化學上，自由基（free radical）是指分子的部分，由於某種作用（如紫外光的撞擊），而破裂的碎片。分子不喜歡如此，所以會再度結合，或繼續分裂成更小但較穩定的碎片。由上可知化學基的活性很大，通常無法在實驗室保存很久。然而在地球大氣層的上部及稀薄的彗髮中，分子間的距離相當大，因此在它們再度結合之前，需要一長段時間。同時陽光及太陽帶電粒子不斷地撞擊此稀薄氣體，故可維持一化學基平衡濃度。這就是彗星光譜學者所觀察到的一群奇特的分子，有些是中性不帶電的，有些帶正電。利用理論模型，他們設法想找出這些碎片的母體分子是什麼，藉此便可知道彗核的化學組成，而彗核物質一般認為可代表太陽系的原始成分。但是彗髮是個十分複雜的天體。冰分子不僅蒸發，並分裂成自由基而已。當氣體從彗核噴出時，它們還攜帶了塵粒出來。太空船與哈雷彗星遭遇的一項令人興奮的發現便是，這些塵粒可能含有（或表面包裹著）氣體自由基來源的母體分子。而這整個過程還會因太陽風快速流動所造成的電磁交互作用變得更加複雜。（譯自J. D. Burke, "Radicals in space", The Planetary Report, P.6, March/April, 1987.）
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1987年12月216期｜上一篇｜下一篇＃發行日期：1987、12 ＃期號：0216 ＃專欄：＃標題：掀起哈雷彗星的蓋頭來＃作者：趙維國．彗核．旋轉週期．彗塵．中性及離子氣體．太陽風交互作用．太空的化學基．表：太空船遭遇前，在彗星光譜中確認的化學成分。．圖一：因太空船攝影系統及影像處理而定，哈雷彗星的核可展現不同的面貌。（a）金彗二號拍攝的彗核，由於灰塵的噴發使得外形模糊不清（顏色為電腦所設定，表示光的強度，並非彗核的實際顏色）；（b）此圖為（a）移去噴流後的影像；（c）為在彗塵中由金彗二號拍攝的彗核模型；（d）為由超脫號拍攝經假色處理的照片，顯示明亮的噴流自暗色的彗核噴出。．圖二：此為金彗二號即將遭遇哈雷彗星時，所拍攝的，此影像已被加強以顯示噴流。．圖三：由於在接近太陽時，厚層的彗髮包圍著彗核，因此在地面上的望遠鏡無法在它最活躍的時候，觀察到彗核的情形。如果我們想要得到超過金彗號及超脫號所收集到的資料的話，必須有更多的太空船造訪彗星。在此圖畫中，一艘類似超脫號的太空船正接近噴發塵流的彗星。．圖四：垂直方向的軸在彗星運行期間大致是固定的，彗核以2.2天的週期繞此軸自旋。一個週期3.7天的「點頭」運動可能與此自旋重疊。彗核似乎也以7.4天的週期繞長軸滾動。		掀起哈雷彗星的蓋頭來在1985及1986年，從地球發射的太空探測船穿過了兩個來自太陽系外部，或許帶著太陽系形成秘密的彗星。由這些任務，加上地面上的觀測，顯然會增加我們對彗星的了解。然而仍有許多問題尚待解決。彗核彗核是個冰質物體，這個說法並不新奇，至少可溯自十九世紀初期的拉普拉斯（P.Laplace）即持此一看法。然而在1860年，人們發現週期性劃過夜空的流星雨遵循著古時彗星的軌道，使得「彗星是流星雨中最緻密的部分」的觀念持續了將近100年。在1950年，惠波（F.Whipple）重新採用獨立彗核的觀念，提出了「冰質混雜體」的模型。他認為彗核是宇宙塵及冰（諸如：水、二氧化碳、一氧化碳、甲烷及氨）的聚合體。他不僅認同拉普拉斯早期的主張，而且加以改善，更重要者，使其定量化。因此，它不但可以解釋噴發出的氣體流在彗星軌道上的動力效應，還可以描述彗星觀測上的基本特徵。惠波的理論於是成為研究彗星動力學、物理學及化學的基礎。所以當金彗（Vega）一號、二號及超脫（Giotto）號偵測到哈雷彗星的冰質核心時，一點也不令人吃驚。同時預測核心有著不規則的外形，它被描述成馬鈴薯、花生或梨子形（見圖一a、b、c、d）。然而它的體積（500立方公里）卻比預期的大。哈雷彗星的核非常黑，僅反射了2～4％的太陽光。這使它成為太陽系中最黑的天體之一。大約有80％被太空船偵測到的彗星成分是水，其次是一氧化碳，約有15％。當彗星趨近太陽，彗核的冰開始昇華離去時，因為由彗核噴發出的灰塵及氣體與獨立的噴流有關（見圖二），所以噴發出的產物各有不同。這些噴流主要在旋轉中的彗核的向陽面噴發，而在背陽面則減小或停止活動。惠波曾經預測彗核會被灰塵所覆蓋。假如真有這個覆蓋層的話，則在距太陽約1個天文單位（1個天文單位是從地球到太陽的平均距離，大約是15,000萬公里）的地方，表面溫度將會是300K左右（即27℃）。由金彗二號上的紅外光譜儀，量測到的表面溫度在300～400K之間（即27°～127℃）。當然溫熱的灰塵圍繞在核心附近會影響到這個的測量，所以在這個距離，「髒雪球」揮發中的表面溫度將會低於190K（即－83℃）。因此我們所看到的不是一個光禿禿的冰質核心，而是一個由暗且暖的灰塵形成的表面層。旋轉週期部分在1910年拍攝的哈雷彗星照片，利用現代的影像處理之後，顯示有螺旋狀的噴流來自彗核（見圖三）。近來，科學家利用這些噴流求得彗核的旋轉週期（52小時）及旋轉軸。假設這些螺旋狀噴流是「日出而動，日沒而息」的話，科學家可以在彗星表面定出它們的位置。由金彗號觀測到許多噴流的位置印證了他們的預測，同時也證實了彗核的旋轉週期是52～53小時。更進一步的，由地球上觀測哈雷彗星亮度的變化，亦支持此一旋轉週期（見圖四）。然而有些研究利用兩種截然不同的觀測，卻顯示它另有一個7.3天的週期。這兩種觀測一是利用彗星亮度的週期變化；一是對螺旋狀噴流中的氣體化學基CN及C₂的觀測（見附文）。彗塵彗星灰塵尾的研究可以追溯到150年以前。為了解釋在1835年出現的哈雷彗星的尾部，貝索（F. W. Bessel）導出了灰塵從核心放射出來，且受來自太陽的某種排斥力，而遠離彗核的運動方程式。後來，我們了解了這個排斥力就是所謂陽光的輻射壓力。彗塵的大小分布、形狀、總密度及光線的反射性質，與彗塵的化學組成和物理構造有關。在哈雷彗星遭遇之前，有關彗塵的組成主要來自出現在紅外光譜的放射帶（emission bands）；有關彗塵的構造則來自不同的觀察，如對塵尾的研究及光學和紅外線資料的分析。另外兩種非直接的資料來源則是，在地球大氣中的平流層蒐集到的微塵（Brownlee particles）和流星雨，有人認為此二者也都來自彗星。在金彗號上的灰塵分析器顯示，至少有三類顆粒：一是由輕元素組成的化合物，如：碳、氫、氧、氮（利用它們的元素代號，可簡稱為CHON粒子）；二是與某些富含碳的隕石相似的顆粒；三是與第二類相似，卻較富於氫的顆粒。這些微小的CHON顆粒（不到1微米大），可能是在彗星附近所發現的CN和C₂噴流的「來源」。這些觀察顯示，那些被發現的化學基的來源並不一定是氣態，也可能是塵粒。這個新的觀念是在哈雷彗星遭遇後才產生的。在金彗號及超脫號上的灰塵偵測器，發現大量極小的粒子──小於0.1微米。而不同大小的粒子的分布是十分有意思的。最小的粒子在遠超過我們預測的地方被偵測到。科學家提出了數種可能來解釋此一異常的空間分布。其一是這些顆粒都有不尋常的帶電性質；其二是較大的顆粒在離開彗核時會分裂，且最後這些帶電的顆粒會在被磁化的電漿環境中加速。當然，如果大顆粒在遠離彗核時分裂，將會產生下列問題：是什麼造成分裂？這些聚合體的分離是由於冰質膠結物的昇華嗎？還是由於靜電排斥而分裂嗎？在太空船提供我們許多有關灰塵粒子的新資料的同時（諸如元素組成分布、顆粒大小及空間分布等等），地球上的觀測也提供了佐證。由蓋柏飛行觀測台（Kuiper Airborne Observatory）的紅外觀測，可獲得有關大的灰塵顆粒的資料。甚至有人基於紅外線強度分布圖，已經宣稱哈雷彗星放出的粗粒微塵比賈秦（Giacobini-Zinner）彗星的要少。中性及離子氣體當彗星在1910年出現時，彗星的光譜學（由原子及分子放射或吸收可見光，來判定是何種原子及分子的科學）還在萌芽期。即使如此，包括中性或離子化的（CH、C₂、C₃、CN、Na、CO⁺及N₂⁺）數種化學成分，都可在彗星的大氣及電漿尾中發現。由於光譜技術的進步，使得光譜範圍增加到紫外光、紅外線及無線電的部分，促使我們能在其後的彗星中偵測到更多的化學成分（見附表）。目前，彗星大氣的研究是尋求冰質彗核的化學組成的唯一方法。然而大部分觀測到的成分（見附表）都是化學基，換言之，它們是一度假設存在彗核中比較穩定的分子，經化學反應後的碎片。利用離子質譜儀，ICE號（International Cometary Explorer）在賈秦彗星、金彗號與超脫號在哈雷彗星上，都發現了H₃O⁺。這與理論預測相符，因而奠定了彗星大氣層／電離層模型的正確性與普適性。超脫號及金彗號上的中性及離子質譜儀和金彗號上的光譜儀，偵測到了大部分以前確認的成分及一些新成分。離子質譜儀清晰地證明了H₂O族的H₃O⁺、H₂O⁺、OH^-及O⁺離子，這些是大氣主要成分。在光譜中可看到C⁺。其他可能偵測到的包括了CO₂⁺、CO⁺、CS₂⁺、S₂⁺、CS⁺、S⁺、CH⁺、Fe⁺及Na⁺。也發現更重但沒法辨認的離子。超脫號上的中性質譜儀也偵測到許多的中性成分如H₂O、O及OH，或許也有CO₂。在本次哈雷彗星回來之前，人們就已確認灰塵在彗星大氣的動力學及熱力學方面的重要性。但是它們在大氣化學上的分量卻被忽略了。有些灰塵顆粒可能就是人們一直在尋找的某些分子碎片的來源，因此，在未來的大氣模型中必須考慮這點。太陽風交互作用自從1951年，畢爾曼（L. Biermann）利用彗星電漿尾的觀察結果，推論出太陽會放出連續不斷的電漿流（即今之太陽風），此後彗星就一直被用作研究太陽風流動的工具。最近科學家認為，電漿尾突然改變，如它忽然完全與彗星頭部斷離，與太陽風經過彗星時不連續的變化有關（見圖五）。圖五：1986年三月二十一日哈雷彗星失去尾巴的照片，此係在帕洛瑪天文台拍攝的。彗星可很快地再生出另一個尾巴來。由太空船在賈秦彗星和哈雷彗星觀察，彗星與太陽風交互作用的大尺度構造，與預期的十分吻合。不過在電漿中，亂流的強度及廣泛分布卻出乎意料。除了長時間磁場強度及電漿強度有相當大的變化之外，還發現了許多形形色色的電漿波。這些促使我們注意到彗星與太陽風交互作用的微觀物理。其中最重要的是，太陽風流動時，會挾帶重的彗星離子。各種太空船的實驗已求得這些離子的分布情形。基於以上種種考慮，彗星與太陽風交互作用的理論模型已逐漸遠離流體方面，而趨向於多考慮自由粒子的運動。雖然有部分模型已發展來解釋許多不同的現象，我們在對彗星與太陽風交互作用的運動學描述上，仍然還有許多不完整之處。（本文譯自D. A. Mendis, “The science of comet： a post-encounter assessment”, The Plan. etary Report, p.5～7, March/April, 1987.）（譯者案：作者D. A. Mendis是加州大學聖地牙哥分校電機及電腦系教授。他專長於太陽系物理，尤其是彗星物理。）趙維國就讀於美國紐約州立大學石溪校區地球及太空科學系太空的化學基在化學上，自由基（free radical）是指分子的部分，由於某種作用（如紫外光的撞擊），而破裂的碎片。分子不喜歡如此，所以會再度結合，或繼續分裂成更小但較穩定的碎片。由上可知化學基的活性很大，通常無法在實驗室保存很久。然而在地球大氣層的上部及稀薄的彗髮中，分子間的距離相當大，因此在它們再度結合之前，需要一長段時間。同時陽光及太陽帶電粒子不斷地撞擊此稀薄氣體，故可維持一化學基平衡濃度。這就是彗星光譜學者所觀察到的一群奇特的分子，有些是中性不帶電的，有些帶正電。利用理論模型，他們設法想找出這些碎片的母體分子是什麼，藉此便可知道彗核的化學組成，而彗核物質一般認為可代表太陽系的原始成分。但是彗髮是個十分複雜的天體。冰分子不僅蒸發，並分裂成自由基而已。當氣體從彗核噴出時，它們還攜帶了塵粒出來。太空船與哈雷彗星遭遇的一項令人興奮的發現便是，這些塵粒可能含有（或表面包裹著）氣體自由基來源的母體分子。而這整個過程還會因太陽風快速流動所造成的電磁交互作用變得更加複雜。（譯自J. D. Burke, "Radicals in space", The Planetary Report, P.6, March/April, 1987.）
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