입자 구름 복합체 IDP

입자 ID구름 복합체. IDP의 기원, 그러나 주어진 부분 기여도에 대한 이전 추정 IDP 클라우드 복합체에 대한 소스 개체군 (소행성, 혜성 등)은 방법론에. 몇 가지 중요한 요소가 고려되지 않을 가능성이 있기 때문에 이전 모델에서는 추가적인 고려를 통해이 문제를 조사하려고했습니다. 우리는 반 태양 방향 주변의 광학 황도 광 밝기를 얻었습니다. IDP의 평균 알베도를 0.06 ± 0.01로 유도했습니다. 측정 된 알베도와 태양의 잠재적 모체와 황도광의 스펙트럼 구배체계. 베이지안 추론에서 IDP의 90 % 이상이 혜성 (또는 스펙트럼 유사체, D 형 소행성). 다음으로, 우리는 혜성 먼지 입자의 궤도 진화를 조사했습니다.콤팩트하지 않은 먼지 모양의 추가 요소와 IDP 간의 상호 충돌. 양자 모두 요인은 이전에 행성 중력 및 태양 복사와 통합되지 않았습니다.모델. 주변에서 측정 된 먼지 크기 주파수 분포 (SFD)를 생산했습니다. 혜성의 혼수 상태에서 측정 된 초기 SFD를 가정 한 지구 궤도 (1P / Halley, 67P / Churyumov-Gerasimenko, 73P / Schwassmann Wachmann 3 및 81P / Wild 2). 기타 새로운 발견은 다음과 같습니다. IDP의 스펙트럼은 다음과 같습니다.지구의 성층권에서 발견 된 연골 상 다공성 미세 운석; 그곳에 그들이 지배하는 경우 IDP 간의 상호 충돌 가능성이 거의 없습니다. 혜성 입자; 목성-가족 혜성에서 나온 먼지 입자는 100보다 큰 경우 목성과의 밀접한 만남을 통해 외부 태양계 iμm; Jupiter-Family Comets에서 IDP 클라우드 단지에 대한 총 대량 공급 비율 Encke-Type 혜성은 약 30-50 톤 s-1입니다. 행성 간 먼지 입자 (IDP)는 태양 주위의 행성 간 공간에 분포 된 고체 물질입니다.

 

먼지 구름 (IDPs cloud complex) 내부에서 IDP를 관찰하기 때문에 관찰을 통해 IDPs cloud complex의 전체 구조를 파악하기가 어렵습니다. 따라서 우리는 단지의 다양한 표현으로부터 구조를 추론해야합니다. IDP가 지구와 만나면 지구 대기에서 제거되어 유성으로 관찰됩니다 (Loehle et al. 2017; Bloxam & Campbell-Brown 2017; Plane et al. 2018); 그렇지 않으면 지구 성층권 (Bradley 2003)과 남극 얼음 (Noguchi et al. 2015)에서 수집됩니다. IDP가 Pioneer (Dikarev & Gr¨un 2002), Galileo (Kr¨ugeret al. 1998), Ulysses (Kr¨uger et al. 2006), Cassini (Altobelli et al. 2007)의 우주선에서 충돌 감지기와 충돌했을 때 ) 및 New Horizons (Poppe et al. 2010), 지구 궤도에서 멀리 떨어진 충격 기록을 얻었습니다. 산란 된 태양 광 (Kwon et al. 2004) 또는 IDP의 열복사 (Kelsall et al. 1998; Pyo et al. 2010; Kondo et al. 2016) 인 황도광은 지구 나 우주선에서 관측 할 수 있습니다. IDP 구름 단지의 먼지 밀도 분포는 주로 황도광 관측을 통해 연구되었습니다. Kelsall et al. (1998)은 6 가지 구성 요소 (부드러운 구름, 세 쌍의 먼지 밴드, 태양 고리 및 후행 얼룩, 그림 1.1 참조)의 혼합물로 모델 IDP 구름 단지를 확립했습니다. 각 구성 요소는 6 개 구성 요소의 위치 함수로 먼지 수 밀도를 설명하는 수학 공식으로 근사화됩니다. 이 모델은 지구 궤도에서 관측 된 황도광 밝기를 그대로 설명하는 데 성공했습니다. 모델은 Pyo et al.에 의해 더 나은 정확도로 업그레이드되었습니다.