혜성먼지의 생성과 방출

혜성먼지는 혜성에서 방출 되는 먼지라고 생각하시면 됩니다. 혜성의 근원 모델은 원시 태양풍에 밀려난 차가운 껍질, 천왕성 혜오아성 주위의 먼지들, 원시 잡물질 더미, 태양계모델, 성간 모델 등이 있습니다. 밀도와 화학 성분과 같은 혜성먼지는 각 모델별로 차이가 있는데요. 예를들어 원시 잡물질 덩어리 모델은 목성이 합쳐지는 부분에서 혜성이 모아졌다는 얘기가 있으며, 태양계 모델은 성간 구름에 형성된 얼음이 원시 태양 주위의 가스와 먼지의 착증 디스크의 부분으로 기화한한다는 의견이 있습니다. 기화한 얼음은 이후에 다시 굳어져서 혜성으로 합쳐지게 됩니다. 그래서 이 모델의 혜성은 성간의 얼음과 만들어진 직접적으로 만들어진 얼음 혜성과는 다른 성분이 있을 수 있습니다. 성간 모델은 태양 생성 이전의 고밀도의 구름과 그 안의 먼지 덩어리 우에 얼음이 형성된 상태입니다. 얼음과 먼지의 섞인 이물질의 혼합물질은 그 후에 큰 화학적인 변화 없이 다시 뭉쳐서 혜성이 됩니다. 혜성의 먼지내의 결정 실리케이트의 혜성 먼지는 별 주위의 디스크 영역 내의 유리 온도가 1000k 이상으로 매우 뜨겁게 먼지가 형성이 됩니다. 진화한 상태인 적색 거성 밑 초거성의 내에 합쳐진 별 또는 별에서 아무 먼 거리로 떨어진 내부 영역의 성운내에서 방사상으로 혼합되는 것을 의마합니다. 혜성과 그 먼지는 주요 행성 궤도 너머로 태양계의 조사가 가능합니다. 혜성은 그들의 궤도에 따라서 구분이 됩니다. 장주기 행성이 굉장히 길며 타우너의 궤도를 지니며 우리 태양계의 부분에서 알 수 없는 방향으로 기울어져 있으며 주기는 200년 이상 걸리는 것으로 알려졌습니다. 혜성은 궤도를 지나갈 때 다양한 조건을 만나게 됩니다. 장주기 혜성의 같은 경우 대부분의 시간동안 태양에서 아무 많이 멀기 때문에 얼음이 녹지 않습니다. 또 한 지구 행성의 영역을 통과할 때에는 증발이 매우 빨라서 작은 낱알을 흩뿌리거나, 가장 큰 낱알들은 함께 가지 못 하고 유성의 핵심에 남아서 층을형성하기도 합니다. 태양과 가까이 지나가는 행성 같은 경우 태양의 에너지와 열이 매우 뜨겁기 때문에 혜성 먼지의 어떤 것도 남지 않습니다.

처음에는 시대 t0 = JD 2457054.5에서 혜성의 궤도는 JPL Horizons 혜성 목록의 궤도 요소에서 수치 적으로 계산되었습니다. 그런 다음 변칙성을 제외하고 혜성의 5 개의 궤도 요소가 고정되었습니다. 모든 먼지 입자는 혜성의 궤도에있는 획기적인 시점에서 무작위로 진정한 변칙성을 가지고 동시에 분출되었습니다. β ≤ 0.00285 인 입자의 경우 혜성 궤도 당 주어진 크기 당 100 개의 먼지 입자를, β ≥ 0.00114 인 입자의 경우 50 개를 분출했습니다. 우리는 분진 분진 입자의 수 ​​밀도가 분진 분출 효율 변화가 관찰 된 후 태양 중심 거리의 함수가됨에 따라 실제 변칙을 배포했습니다. 분사 속도가 0 인 경우에 비해 분진 입자를 분사 할 때 상대적으로 현실적인 상황을 가정했지만, 추가 분사 속도는 궤도 속도에 비해 분사 속도가 작기 때문에 일종의 복제 과정으로 수치 적으로 기능합니다. 마찬가지로 혜성 궤도의 정확한 위치가 아닌 혜성 궤도의 서로 다른 위치에 먼지 입자를 동적으로 분출하더라도,이 접근 방식은 다른 궤도 요소를 변경하지 않고 변칙을 변경하는 것과 동일하므로이 방법이 작동합니다. 복제 프로세스 인 것처럼. 분출 된 먼지 입자의 초기 궤도 요소는 방사 가속도로 인한 궤도 요소의 변화를 고려하여 방사 속도를 궤도 속도에 추가 한 후 계산되었습니다.