황도광 베이지안 연구의 타당성

위에서 설명한 접근 방식의 타당성을 평가하기 위해 다음 세 가지 사항에 대해 논의하겠습니다. 첫째, 소스 모집단의 유효성을 고려해야합니다. 태양계에는 매우 다양한 물체가 있지만,이 논문에서는 6 가지 유형의 소스 (소행성, 혜성, 성간 먼지 입자의 5 가지 유형) 만 고려됩니다. 최근에는 새로운 다중 필터 광도 측량 데이터를 사용하여 소행성의 다른 분류 학적 유형의 질량 분율을 연구했습니다. DeMeo & Carry (2013)는 C 형 소행성이 메인 벨트 질량의 50 % 이상을 차지한다고 제안했습니다. S 형, P 형, B 형, V 형은 중간 분율 (주 벨트에있는 소행성의 총 질량의 각각 ~ 10 %)을 갖지만 K 형, L 형, Atypes는 1 % 미만의 작은 기여 만 있습니다. P 유형은 우리의 가정에서 X 유형에 포함됩니다. 따라서 우리는이 논문에서 주요 소행성 중 하나 인 V 형을 제외한 모든 것을 고려했습니다. 우리는 V 형이 매우 큰 알베도를 가지고 있기 때문에 IDP 구름에 기여할 수 없다고 추측합니다 (A = 0.30, Usui et al. (2011)). 또한 분류 학적 유형 (즉, (4) Vesta)에서 가장 큰 개체를 제외하면 V 형의 질량 분율이 매우 작습니다 (0.01 %). 한편, 파이오니어 10 호와 11 호 우주선에 탑재 된 광 편광계는 황도광 밝기가 3.3AU 이상으로 무시할 수 있음을 밝혔다 (Toller 1981). 이러한 관측은 KBO의 먼지 입자가 목성 궤도 외부의 최고 밀도를 가지고 있음을 지적한 이전 동적 연구를 고려할 때 Kuiper-belt 천체 (KBO)와 같은 외부 천체의 기여도가 소행성의 기여도만큼 크지 않을 수 있음을 시사합니다. (Poppe & Hor´anyi 2012; Vitense et al. 2014). Centaur의 광학적 특성은 bimodality를 보여줍니다. 비활성 Centaur는 KBO와 유사한 초 적색 스펙트럼을 보여주고 활성 Centaur는 혜성 핵과 유사한 색과 알베도를 가지고 있습니다 (Stansberry et al. 2008; Melita & Licandro 2012). 이 논문에서는 KBO와 함께 비활성 초 적색 Centaur를 무시하고 활성 Centaur를 혜성 핵으로 취급했습니다. 일부 혜성 핵은 95P / Chiron 및 107P / Wilson-Harrington의 경우와 같이 D 형 소행성의 것과 다른 광학적 특성을 가지고 있습니다. 이 연구에는 이러한 종류의 대상이 포함되지 않았습니다. 우리는 그러한 물체가 얼마나 많이 존재하는지 모르지만,이 D 형이 아닌 소행성 핵은 광학적 특성면에서 다른 종류의 소행성 그룹과 유사합니다. 따라서 소행성 그룹의 각 집단은 광학적 특성이 그룹과 유사한 가능한 혜성 핵을 포함하는 것으로 이해되어야합니다.

X 형 소행성을 E 형, M 형, P 형 소행성으로 세분화하면 P 형 소행성의 광학적 특성이 D 형 소행성과 유사하기 때문에 신뢰 구간 만 악화되고 결과는 동일하게 유지됩니다. . 둘째, 우주 풍화를 통한 광학적 특성의 시간 진화를 고려해야합니다. 먼지 입자의 광학적 특성이 원본 물체의 광학적 특성과 유사하다고 가정했습니다. 그러나 일부 인구에서는 그렇지 않을 수 있습니다. Poynting-Robertson의 1mm 크기의 규산 먼지 입자의 수명은 2.5AU (Mann et al. 2006)에서 원형 궤도로 방출 될 때 약 2 × 107 년이지만 우주 풍화의 시간 척도는 10 배 이상입니다. 이 수명보다 짧기 때문에 (Shestopalov et al. 2013, S 형 소행성의 경우 ~ 7 × 105 년) 규산질 IDP와 S 형 소행성의 표면이 우주 풍화에 의해 변경되어 유사한 광학적 특성을 갖는다 고 가정하는 것이 합리적입니다. . 그러나 C 형, X 형 및 B 형 소행성의 우주 풍화는 잘 알려져 있지 않지만, 예를 들어 연구가 있습니다. Moroz et al. (2004). 따라서 우리는 이러한 소행성에서 비롯된 IDP의 광학 표면 성숙에 대해 명확하게 논의 할 수 없습니다. 더욱이 혜성 먼지 입자는 혜성 핵의 활성 수명보다 더 오래 행성 간 공간에 남아 있습니다 (Levison & Duncan 1997, 황도 혜성의 경우 ~ 12,000 년); 따라서 혜성 먼지 입자의 광학적 특성과 활성 혜성 핵 표면 사이의 관계는 직접적이지 않습니다. 혜성의 핵과 D 형 소행성을 동일하다고 생각한다면, D 형 소행성의 스펙트럼이 시간이 지나도 크게 변하지 않을 것이라는 연구 결과가 있습니다. D 형 소행성은 내부 메인 벨트 (DeMeo et al. 2014)에서 발견되었으며, 포획 된 D 형 소행성 일 가능성이있는 Phobos는 수십억 시간 동안 내부 태양계에 남아있는 D 형 소행성의 광학적 특성을 가지고 있습니다. 년 (Pajola et al. 2013, 2014). 이 천체는 D 형 소행성의 평균보다 약간 높은 알베도 값을 가지고 있지만 알베도와 스펙트럼 구배는 여전히 D 형 소행성의 범위에 있습니다. 다른 방향으로, D 형 소행성과 유사한 스펙트럼을 가진 Targish Lake 운석에 대한 실험실 실험에 따르면 연속체 스펙트럼은 레이저 방사선에 노출 된 후 파란색 방향으로 이동했습니다 (Hiroi & Sasaki 2012). 이러한 결과가 우리의 경우에 적용될 수 있다면 혜성 핵의 기여도가 증가 할 것입니다. 지금도 지배적 인 혜성 기여에 대해 생각해 보면이 가정이이 논문의 결론을 바꾸지 않는다는 결론을 내릴 수 있습니다. 셋째, 본 연구에서 단순화의 효과를 고려해야한다. 우리는 광학적 특성이 모집단 내에 무작위로 분산되어 있다고 가정했지만 사실이 아닐 수도 있습니다. Usui et al. (2013), 궤도 요소와 광학 특성 사이에는 관계가 있습니다. 그림 2.4에서 볼 수 있듯이 서로 다른 유형의 소스 간의 광학 특성 차이가 서로 다른 유형의 소스 하위 그룹 간의 차이보다 훨씬 크다는 점을 강조하고 싶습니다. 또한 우리는 알베도와 스펙트럼 기울기 사이의 약한 상관 관계를 무시했습니다. 이 관계는 B 형 소행성에 대해 무시할 수없는 관계였습니다. 태양계에 들어간 성간 먼지는 은하계의 평균 먼지 입자와는 다른 조성을 가질 가능성이 있지만 (Mann 2010) 우리는이 가능성을 무시했습니다. 그러나 우리는 B 형 소행성과 성간 먼지의 기여가 거의 무시할 수 있기 때문에 이러한 단순화를 정당화합니다. SMASSII 카탈로그는 편견이없고 (Moth´eDiniz et al. 2003) 편향되지 않은 인구의 광학적 특성을 알지 못하지만 편향의 영향을 무시했습니다. 우리는 황도광의 광학적 특성의 큰 측정 불확실성이 편향의 결과를 커버하기를 바랍니다.