행성간 먼지 구름

Interplanetary dust cloud
외계 행성에서 본 외계 행성간 먼지 구름의 빛에 대한 아티스트의 개념

행성간 먼지 구름, 또는 황도 구름은 [1]태양계와 같은 행성계 내의 행성들 사이의 공간에 퍼지는 우주 먼지들로 구성되어 있습니다.이 입자 체계는 그것의 성질, 기원, 그리고 더 큰 물체와의 관계를 이해하기 위해 수년 동안 연구되어 왔다.우주 먼지 측정에는 몇 가지 방법이 있습니다.

태양계에서 행성간 먼지 입자는 5~50 [2]μm의 파장으로 밤하늘 방사선의 가장 두드러진 특징인 태양빛을 산란하고 열 복사를 방출하는 역할을 한다.지구 궤도 근처의 적외선 방출을 특징짓는 입자의 크기는 일반적으로 10-100 [3]μm이다.아폴로[4] 계획에 의해 되돌아온 달 암석의 미세한 충돌 크레이터는 달 표면에 충돌하는 우주 먼지 입자의 크기 분포를 밝혀냈다.1AU에서 행성간 먼지의 "Grün"[5] 분포는 1AU에서 nm에서 mm 크기의 우주 먼지의 플럭스를 나타냅니다.

행성간 먼지 구름의 총 질량은 대략 반경 15km의 소행성 질량(밀도는 약 2.5g/cm3)[6]이다.황도를 따라 황도대에 걸쳐 있는 이 먼지 구름은 달이 없고 자연적으로 어두운 하늘에서 황도대의 빛으로 보이고 천문학적 황혼에 가장 잘 보입니다.

1970년대 파이오니어 우주선의 관측은 [7]황도대 빛과 태양계의 행성간 먼지 구름을 연결시켰다.또한, 뉴 호라이즌스 탐사선의 VBSDC 기기는 [8]태양계의 황도 구름으로부터 먼지의 영향을 감지하도록 설계되었다.

기원.

행성간 먼지 입자(IDP)의 발생원에는 적어도 소행성 충돌, 혜성 활동 및 내부 태양계 충돌, 카이퍼 벨트 충돌, 성간 매체 입자(Backman, D., 1997)가 포함된다.황도 구름의 기원은 오랫동안 천문학 분야에서 가장 뜨거운 논쟁의 대상이 되어왔다.

IDP는 입자가 구름의 범위 전체에 분산된 혜성이나 소행성에서 유래한 것으로 믿어졌습니다.하지만, 더 많은 관찰 결과, 화성 먼지 폭풍이 황도 구름의 [9][1]형성에 책임이 있을 수 있다는 것이 밝혀졌다.

입자의 수명 주기

행성간 먼지 입자에 "영향"을 주는 주요 물리적 과정(파괴 또는 배출 메커니즘)은 방사선 압력에 의한 방출, 내향 포인팅-로버트슨(PR) 방사선 항력, 태양풍 압력(중대한 전자파 효과가 있음), 승화, 상호 충돌 및 행성의 동적 영향(Backman, D, 1997)이다.

이러한 먼지 입자의 수명은 태양계의 수명에 비해 매우 짧습니다.만약 별 주변에서 약 10,000,000년 전의 입자를 발견한다면, 그 입자는 최근에 방출된 더 큰 물체의 조각에서 나온 것이어야 한다. 즉, 원시 행성계 원반(백맨, 민간 통신)[citation needed]에서 남은 입자는 아닐 것이다.그러므로, 그 곡물은 "후세대" 먼지일 것이다.태양계의 황도 먼지는 99.9%의 후발 먼지와 0.1%의 침입성 중간 먼지이다.태양계의 형성에 따른 모든 원시 입자들은 오래 전에 제거되었다.

주로 방사선 압력의 영향을 받는 입자를 "베타 유성체"라고 한다.그것들은 일반적으로 1.4 × 10−12 g보다 작으며 태양에서 성간 [10]공간으로 밀려난다.

클라우드 구조

행성간 먼지 구름은 복잡한 구조를 가지고 있다(Reach, W., 1997).여기에는 백그라운드 밀도 외에 다음이 포함됩니다.

  • 적어도 8개의 먼지 자국이 있다.그들의 근원은 단주기 혜성으로 생각된다.
  • 주요 소행성대에 있는 소행성족으로 생각되는 많은 먼지 띠.테미스 패밀리, 코로니스 패밀리, Eos 패밀리로부터 3개의 강력한 밴드가 탄생합니다.다른 소스 패밀리에는 마리아, Eunomia, 그리고 아마도 베스타 및/또는 히기에아 가족이 포함된다(Reach et al. 1996).
  • 최소 2개의 공명 먼지 고리(예를 들어 지구 공명 먼지 고리)가 알려져 있다(태양계의 모든 행성에 "웨이크"가 있는 공명 고리가 있다고 생각되지만). (Jackson and Zook, 1988, 1992년) (Dermott, S.F. 등, 1994년, 1997년)

지구의 먼지 수집

1951년 프레드 위플은 직경 100마이크로미터 미만의 미세 운석은 [11]녹지 않고 지구 상층 대기와 충돌할 때 감속될 수 있다고 예측했다.이러한 입자에 대한 현대 실험실 연구의 시대는 1970년대 D. E. Brownlee와 협력자들이 풍선을 이용한 성층권 채집 비행과 그 후 U-2 [12]항공기로 시작되었다.

발견된 입자들 중 일부는 오늘날의 운석 수집의 물질과 비슷했지만, 나노폴러스 성질과 다른 입자들의 불균형한 우주 평균 조성은 그들이 비휘발성 빌딩 블록과 혜성 [13][14]얼음의 미세한 집합체로부터 시작되었다는 것을 암시한다.이들 입자의 행성간 성질은 나중에[15] 희가스와 태양 플레어[16] 트랙 관측을 통해 확인되었다.

이런 맥락에서,[17] 이러한 입자들의 대기 채집과 큐레이션을 위한 프로그램이 텍사스의 존슨 우주 센터에서 개발되었습니다.이 성층권 미세 운석 수집은 운석의 전극 입자와 함께 오늘날 실험실에서 연구할 수 있는 외계 물질의 유일한 원천이다.

실험

먼지 감지기를 탑재한 우주선은 파이오니어 10, 파이오니어 11, 율리시스, 갈릴레오, 카시니, 뉴호라이즌스 등이다.[8]

주요 리뷰 컬렉션

행성간 먼지와 관련 분야의 다양한 측면에 대한 리뷰 기사 모음은 다음 책에 수록되어 있다.

1978년 토니 맥도넬은 행성간 먼지, 운석, 성간 먼지, 표본 추출 기술에 의한 미세 입자 연구, 우주 계측에 의한 미세 입자 연구 등의 지표로서 혜성에 관한 장을 포함한[19] 책을[18] 편집했다.또한 달 및 행성 충격 침식, 입자 역학의 측면, 마이크로메토로이드에 의해 생성된 효과의 실험실 시뮬레이션에 사용되는 가속 기법과 고속 충격 프로세스에 대해서도 주의를 기울인다.

2001년 Eberhard Grün, Bo Gustafson, Stan Dermott, 그리고 Hugo Fechtig는 행성간 [20]먼지라는 책을 출판했습니다.화제 covered[21]:역사적 관점;혜성 먼지,near-Earth 환경;meteoroids 그리고 유성, 행성 간진, 견본을 채취에서 정보 속성, 우주 먼지의 현장 측정으로;그 Zodiacal 클라우드 구조의 수치 해석 모델;관찰의 종합, 계측, 물리적 과정, 광학은 적당하게 있다.넥타이행성간 먼지의 s, 행성간 먼지의 궤도 진화, 행성간 먼지, 관측 및 간단한 물리학, 성간 먼지와 성간 먼지 원반.

2019년 라파엘 로드리고, 위르겐 블룸, Hsiang-Wen Hsu, Detlef V. Koschny, Anny-Chantal Levasseur-Regourd, Jesus Martin-Pintado, Veerle J. Strken, Andrew Westpal은 우주 연구소에서 후기를 수집했다.행성간 먼지, 유성체, 혜성 먼지 및 활성 달에서 성간 먼지와 원시 행성계 원반 방출 등 다양한 환경에서 먼지에 대한 논의가[23] 포함된다.현장 측정, 원격 관찰, 실험실 실험 및 모델링, 반환된 샘플 분석 등 다양한 연구 기법과 결과가 논의된다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b "What scientists found after sifting through dust in the solar system - bri". EurekAlert!. NASA. 12 March 2019. Retrieved 12 March 2019.
  2. ^ Levasseur-Regourd, A.C., 1996
  3. ^ 백맨, D., 1997
  4. ^ Morrison, D.A.; Clanton, U.S. (1979). "Properties of microcraters and cosmic dust of less than 1000 Å dimensions". Proceedings of Lunar and Planetary Science Conference 10th, Houston, Tex., March 19–23, 1979. New York: Pergamon Press Inc. 2: 1649–1663. Bibcode:1979LPSC...10.1649M. Retrieved 3 February 2022.
  5. ^ Grün, E.; Zook, H.A.; Fechtig, H.; Giese, R.H. (May 1985). "Collisional balance of the meteoritic complex". Icarus. 62 (2): 244–272. Bibcode:1985Icar...62..244G. doi:10.1016/0019-1035(85)90121-6. Retrieved 23 January 2022.
  6. ^ Pavlov, Alexander A. (1999). "Irradiated interplanetary dust particles as a possible solution for the deuterium/hydrogen paradox of Earth's oceans". Journal of Geophysical Research: Planets. 104 (E12): 30725–28. Bibcode:1999JGR...10430725P. doi:10.1029/1999JE001120. PMID 11543198.
  7. ^ Hannter; et al. (1976). "Pioneer 10 observations of zodiacal light brightness near the ecliptic - Changes with heliocentric distance". {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)
  8. ^ a b http://www.boulder.swri.edu/pkb/ssr/ssr-sdc.pdf[베어 URL PDF]
  9. ^ Shekhtman, Svetlana (8 March 2021). "Serendipitous Juno Detections Shatter Ideas About Zodiacal Light". NASA. Retrieved 8 May 2022. While there is good evidence now that Mars, the dustiest planet we know of, is the source of the zodiacal light, Jørgensen and his colleagues cannot yet explain how the dust could have escaped the grip of Martian gravity.
  10. ^ "Micrometeorite Background". GENESIS Discovery 5 Mission. Caltech. Archived from the original on 26 August 2007. Retrieved 4 August 2008.
  11. ^ Whipple, Fred L. (December 1950). "The Theory of Micro-Meteorites. Part I. In an Isothermal Atmosphere". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 36 (12): 687–695. Bibcode:1950PNAS...36..687W. doi:10.1073/pnas.36.12.687. PMC 1063272. PMID 16578350.
  12. ^ Brownlee, D. E. (December 1977). "Interplanetary dust - Possible implications for comets and presolar interstellar grains". In: Protostars and Planets: Studies of Star Formation and of the Origin of the Solar System. (A79-26776 10-90) Tucson: 134–150. Bibcode:1978prpl.conf..134B.
  13. ^ P. Fraundorf, D. E. Brownlee 및 R. M. Walker(1982) 혜성 내 행성간 먼지 연구(ed.L. Wilkening, U. Arizona Press, Tucson) 페이지 383-409.
  14. ^ Walker, R. M. (January 1986). "Laboratory studies of interplanetary dust". In NASA. 2403: 55. Bibcode:1986NASCP2403...55W.
  15. ^ Hudson, B.; Flynn, G. J.; Fraundorf, P.; Hohenberg, C. M.; Shirck, J. (January 1981). "Noble Gases in Stratospheric Dust Particles: Confirmation of Extraterrestrial Origin". Science. 211 (4480): 383–386(SciHomepage). Bibcode:1981Sci...211..383H. doi:10.1126/science.211.4480.383. PMID 17748271.
  16. ^ Bradley, J. P.; Brownlee, D. E.; Fraundorf, P. (December 1984). "Discovery of nuclear tracks in interplanetary dust". Science. 226 (4681): 1432–1434.ResearchsupportedbyMcCroneAssociates. Bibcode:1984Sci...226.1432B. doi:10.1126/science.226.4681.1432. ISSN 0036-8075. PMID 17788999. S2CID 27703897.
  17. ^ "Cosmic Dust". NASA – Johnson Space Center program, Cosmic Dust Lab. 6 January 2016. Retrieved 14 March 2016.
  18. ^ McDonnel, J.A.M. (1978). Cosmic Dust. Chichester, New York: John Wiley & Sons. pp. 607–670. Bibcode:1978codu.book..607F. ISBN 0-471-99512-6. Retrieved 22 January 2022.
  19. ^ McDonnell, J. A. M. (1978). content Cosmic Dust. Bibcode:1978codu.book.....M. Retrieved 5 February 2022.
  20. ^ Grün, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, S.; Fechtig, H. (2001). Interplanetary Dust. Berlin: Springer. Bibcode:2001indu.book.....G. ISBN 978-3-540-42067-5. Retrieved 5 February 2022.
  21. ^ content Interplanetary Dust. Astronomy and Astrophysics Library. 2001. doi:10.1007/978-3-642-56428-4. ISBN 978-3-642-62647-0. Retrieved 5 February 2022.
  22. ^ Rodrigo, R.; Blum, J.; Hsu, H.W.; Koschny, D.; Levasseur-Regourd, A.C.; Pintado, J.M.; Sterken, V.; Westphal, A (2019). Cosmic Dust from the Laboratory to the Stars. Berlin: Springer. ISBN 978-94-024-2009-8. Retrieved 5 February 2022.
  23. ^ "content Cosmic Dust from the Laboratory to the Stars". Retrieved 5 February 2022.

추가 정보