행성 먼지의 입자 모양

이전 하위 섹션에서 우리는 서로 다른 베타 값을 가진 입자 간의 서로 다른 진화 경로를 설명했습니다. 이제부터는 지구 궤도 주위에서 측정 된 먼지 SFD와 혜성 혼수 상태에서 측정 된 먼지 SFD를 연결할 것입니다. Rosetta 임무의 측정에 따르면, 6/ Churyumov-Gerasimenko의 혼수 상태에서 먼지 SFD는 시간이 지남에 따라 변했지만 SFD에는 두 개 이상의 굽힘 지점이있는 것으로 나타났습니다. 따라서 이중으로 깨진 거듭 제곱 함수로 근사 할 수 있습니다. 굽힘 점은 근일점 주변 영역을 제외한 대부분의 경우 ~ 10-6g 및 ~ 10-4g에서 결정되었습니다. 미분 질량 분포 dn ∝ m−αdm에 대한 멱 법칙 지수 α는 가장 작은 질량의 경우 ~ 1.75−2.05, 중간 질량의 경우 ~ 0.97−1.67 (근일점 직후 ~ 1.9), 가장 큰 질량의 경우 약 ∼2.0입니다. Stardust 임무 , Giotto 임무 및 IR 관찰 의 결과는이 점과 일치했습니다. 이 분포는 페가수스 및 HEOS-2 임무 (Gr¨un et al. 1985)에 의해 지구 궤도 주변에서 측정 된 것과 다르지만 이전 하위 섹션의 내용을 고려하면 그 차이 자체를 이해할 수 있습니다. 앞서 설명했듯이 우리가 실제로 계산 한 것은 초기 궤도와 베타 값의 함수로서 궤도 진화 궤도였습니다. 이 하위 섹션에서는 처음에 입자 모양과 밀도를 가정하여 베타를 입자 질량으로 변환했습니다. 다음으로 지구 궤도 주위에서 측정 된 SFD를 설명 할 수있는 예상되는 초기 먼지 SFD를 찾았습니다. 마지막으로 예상되는 초기 먼지 SFD를 측정 된 SFD와 비교하고 적절한 가정을 도출했습니다. 혜성 먼지 입자는 일반적으로 콤팩트 한 구조와 구형을 갖는 것으로 추정되었습니다. 콤팩트 입자의 경우, Rosetta 측정을 통해 다공성 얼음 먼지 모델링에서 0.8g cm-3의 낮은 질량 밀도가 도출되었지만, 상대적으로 넓은 밀도 범위 인 1.9 ± 1.1g cm-3이 측정되었습니다. 입자 모양을 가정 한 단면과 충격 모멘트를 직접 비교하여 Rosetta 임무를 수행했습니다. 따라서 우리는 입자 질량 밀도의 세 가지 값, 즉 0.8g cm-3, 1.9g cm-3 및 3.0g cm-3을 테스트했습니다. 기존의 IDP를 콤팩트 한 구형 입자로 처리 했음에도 불구하고 최근 Rosetta 우주선 관측을 통해 67P / Churyumov-Gerasimenko 주변에서 큰 솜털 응집체 (직경 수백 마이크로 미터 이상)가 발견되었습니다.

푹신한 골재의 구조 및 / 또는 다공성과 같은 상세한 물리적 특성은 잘 조사되지 않았지만, 이러한 푹신한 골재의 질량 밀도는 0.001g cm-3만큼 ​​낮고 프랙탈 치수가있을 가능성이 높습니다. 1.87로 추정되었습니다. 이러한 조건 하에서 응집체의 단면적 대 질량비는 응집체 질량에 관계없이 일정 할 것으로 예상되거나 최소한 콤팩트 입자와 달리 미미한 변화 만 나타냅니다. 10-6-10-4g 사이의 얕은 SFD의 정확한 원인은 확실하지 않지만 Rosetta 임무에서 발견 된 솜털 응집체가 있다고 추측합니다. 이 얕은 SFD 기울기에 대한 책임이 있습니다. 솜털 응집체 비율의 변화 시간은 근일점 주변의 SFD 변화와 일치하며 (Della Corte et al. 2015, 2016) 솜털 응집체의 큰 프랙 타 크기는 SFD에서 더 작은 굽힘 지점의 입자 크기와 일치합니다. 첫 번째 시험으로, 우리는 단일 멱 법칙을 가진 소형 구형 먼지 입자의 초기 SFD를 사용했습니다. dn이 질량 m의 먼지 입자의 미분 밀도 인 경우 초기 SFD는 dn ∝ m−αdm으로 표시됩니다. 1/12 간격으로 다른 α 값을 테스트했습니다. 이 모델에서는 관측치와 기대치 간의 차이가 2 배 미만인 초기 매개 변수를 검증 할 수 없습니다. 따라서 초기 매개 변수를 표로 작성하여 관찰 결과와 5 배 미만의 차이를 얻었습니다. 도출 된 검정력 지수 α는 표 3.4에 요약되어 있습니다. 또한 다른 경우와 함께 그림 3.4의 피팅 결과를 보여줍니다. 우리는 가장 적합한 SFD와 Gr¨un et al.의 비율을 제시합니다.