혜성 먼지의 진화

20 세기 전반에 태양 자체가 아닌 태양계 천체에서 분출 된 먼지 입자가 행성 간 공간에 흩어져서 황도광 (태양 광을 반사하여)과 유성 (지구와의 만남을 통해)로 관찰되는 것이 분명해졌습니다. ). 동시에 Poynting-Robertson 효과와 태양풍 항력으로 인해 이러한 입자가 ∼ 107 년보다 짧은 시간에 태양에 떨어지고있는 것으로 밝혀졌습니다. 태양계의 나이보다 더 짧다 (Mann et al. 2006). 따라서 현재 시대에 IDP 구름 단지의 존재를 설명하기 위해 최근 또는 지속적인 먼지 소스가 필요합니다. IDP의 출처에 대해서는 Nesvorn´y et al. (2010)은 IDP의 약 90 %가 관측 된 중 적외선 황도광의 수직 밝기 프로파일을 수치 모델의 프로파일과 연결하여 혜성에서 유래한다고 주장했습니다. 우리는 이전 장에서 관찰 된 황도광의 광학적 특성 (즉, 알베도 및 광학 스펙트럼 구배)과 다른 종류의 작은 태양계 몸체의 광학적 특성 (즉, 알베도 및 광학 스펙트럼 구배)을 비교하여 유사한 결론에 도달했습니다 (혜성에서> 90 %). Yang & Ishiguro 2015). 대조적으로, IDP 구름에서 소행성 입자의 무시할 수없는 비율을 제안한 연구가 있습니다. 황도광의 Mg I Fraunhofer 선의 도플러 이동을 조사하고 소행성 입자의 30-50 %로 구성된 IDP 구름 모델을 고안했습니다. 은 허블 우주 망원경으로 찍은 황도광의 UV 광학 스펙트럼을 분석하고 스펙트럼이 C 형 소행성의 스펙트럼과 유사하다고 주장했습니다. 이러한 상황에서 Nesvorn´y et al. (2011)은 Jupiter Family Comets (JFCs)에서 분출 된 먼지에서 관측 된 헬리온 유성 궤도 분포를 재현했습니다. 그러나 Ueda et al. (2017) 표시, 의 혼수 상태에서 Rosetta의 최근 현장 측정은 초기 먼지 밀도와 SFD가 Nesvorn´y et al. (2011)의 초기 상태. 또한 Giotto 임무와 Stardust 임무 에 의한 현장 측정과 IR 관찰 (Vaubaillon & Reach 2010)은 Rosetta 임무에 의해 결정된 것과 유사한 SFD를 만장일치로 결정했습니다. , 비록 저자가 다른 혜성을 연구했지만 ). 따라서 IDP의 혜성 기원을 추가로 확인하려면 이러한 초기 조건에 대한 신중한 처리 또는 설명이 필요합니다.

이 연구에서 우리는 지구의 성층권과 P / Churyumov-Gerasimenko의 혼수 상태 )에서 발견 된 푹신한 골재를 도입하여이 질문을 조사했습니다. IDP 클라우드 단지의 총 질량 예산은 태양계의 모든 먼지 공급 및 제거 프로세스의 균형에 의해 결정되기 때문에 다양한 물리적 프로세스를 특성화하는 데 중요한 요소입니다. Nesvorn´y et al. (2011)은 IDP 구름 단지에 대한 총 질량 방출 속도를 103-104 kg s-1로 추정했습니다. 이 작업에서 우리는 수정 된 초기 조건으로이 예산을 재검토했습니다. 싱크와 관련하여 치명적인 상호 충돌이 200μm 이상의 크기 범위의 IDP를 파괴하는 지배적 인 메커니즘이 될 것으로 생각되었습니다 . 이 연구는 고정 된 원형 궤도의 IDP를 대상으로 한 반면, 그 결과는 편심 혜성 궤도의 IDP에 대한 이전 동적 연구에서 고려되었습니다 (Wiegert et al. 2009; Nesvorn´y et al. 2011; Pokorn´y et al. 2014). 그러나 이러한 저자들은 그 이유를 추구하지 않았음에도 불구하고 최근 연구에 따르면 실제 충돌 수명이 Gr¨un et al.보다 길면 그 결과를 더 잘 설명 할 수 있다고보고했습니다. (1985) (Nesvorn´y et al. 2011; 예를 들어 Jenniskens et al. 2016). 이러한 상황에서 Soja et al. (2016)은 고정 된 편심 궤도에서 IDP의 충돌 수명을 계산하고 Gr¨un et al.보다 긴 충돌 수명을보고했습니다. (1985). 따라서, 더 현실적인 상황, 초기에 편심하고 행성 섭동과 복사 가속 하에서 진화하는 궤도상의 IDP에서 상호 충돌의 가능성을 조사 할 때입니다. 이 연구에서 우리는 혜성 핵에서 분출되는 먼지 입자의 진화를 수치 적으로 조사했습니다. 이 작업을 통해 우리는 궤도, 먼지 모양, 밀도 및 SFD와 같은 다양한 초기 조건을 테스트했습니다. 우리는 초기 궤도와 먼지 입자 단면적 대 질량 비율에 따라 다양한 진화 궤도를 조사했습니다. 그런 다음 우주선에 의한 현장 측정을 고려하여 입자 모양, 밀도 및 초기 SFD 값이 다른 먼지 입자의 유효한 조합을 검색했습니다. 유효한 사례에 대해 IDP 클라우드 단지에 필요한 대량 예산이 도출되었습니다. 마지막으로 먼지 입자 간의 상호 충돌 가능성을 추정했습니다. 이것은 혜성 혼수 상태의 먼지 SFD와 지구 주위의 SFD를 연결하려는 첫 번째 시도입니다. 이 작업은 또한 수치 시뮬레이션을 통해 직접적으로 상호 충돌 확률을 도출하려는 첫 번째 시도입니다. 우리의 방법론에 대한 설명은 섹션 3.2에 나와 있습니다. 3.3.1 절에서 우리는 서로 다른 초기 조건에서 서로 다른 진화 경로를 조사합니다 : JFC 또는 2P / Encke와 같은 물체에서 방출 된 입자; 중력 가속도 비율에 대한 복사 가속도가 작거나 큰 입자. 하위 섹션 3.3.2에서 우리는 콤팩트하거나 푹신한 입자, 높거나 낮은 입자 밀도를 가진 입자, 다양한 형태의 초기 SFD를 포함하여 다양한 초기 조건에서 진화 트랙의 가능한 조합을 보여줍니다. 3.3.3 항에서 가능한 조합에 대한 예상 대량 공급 비율을 보여줍니다. 3.3.4 하위 섹션에서 소스 궤도, 입자 크기 및 입자 모양과 관련하여 IDP 간의 상호 충돌 확률을 추정합니다. 섹션 3.4에서 우리는 총 질량 공급 속도와 함께 지구 궤도 근처의 황도광 밝기 및 밀도에 대한 다른 초기 궤도, 입자 크기 및 입자 모양의 상대적 기여도를 고려했습니다.