행성간 먼지 입자의 기원 1

현재 IDP 분포로는 IDP 클라우드 콤플렉스의 기원을 충분히 밝히지 못하고있다. IDP의 궤도는 행성에 의한 혼란스러운 중력 섭동에 노출되기 때문에 과거 궤도는 현재 궤도와 달라야합니다. 더욱이 행성 섭동이없는 경우에도 (비현실적인 가정 임에도 불구하고) IDP의 궤도는 Poynting-Robertson 광자 항력 (이하 P–R 항력)으로 인해 계속 변합니다 (Burns et al. 1979; Klaˇcka et al. 2014 ; Burns et al. 2014). P–R 항력으로 인해 IDP는 지속적으로 나선형으로 태양으로 이동합니다. 따라서 원래 안정 궤도에 있던 IDP조차도 행성 간 공간에서 오랫동안 생존 할 수 없습니다. 행성의 섭동이 없으면 IDP는 PR 항력을 통해 천만년 미만의 시간 내에 태양에 떨어질 것으로 예상됩니다 (Mann et al. 2006, 1mm 입자). 이 시간 척도는 태양계의 나이보다 3 배 더 짧습니다. 따라서 현재 IDP 클라우드 단지를 유지하려면 최근 또는 지속적인 먼지 소스가 필요하다는 것이 분명합니다. 이 섹션에서는 가능한 소스를 하나씩 확인하고 IDP의 기원에 대한 이전 연구를 요약합니다. 태양은 태양 코로나 영역을 제외하고는 IDP의 주요 소스가 될 수 없습니다 P–R 항력으로 인해 먼지 입자가 떨어지고 있습니다. 태양에서 움직이지 않고 태양으로 향하는 크기는 ~ 수 μm보다 크다. 행성은 평범한 상황에서 먼지 입자가 빠져 나가기에는 너무 거대합니다. Kuiper Belt Objects (이하 KBO)는 성간 먼지 입자와의 충돌을 통해 먼지 입자를 생성하는 것으로 제안되었습니다

 

(Yamamoto & Mukai 1998). 그러나 KBO의 먼지 입자에 대한 동적 연구(Kuchner & Stark2010; Vitense et al. 2012; Poppe 2016)는 황도광 밝기와 유성 플럭스에 대한 기여도를 무시할 수 있어야한다고 밝혔습니다. 따라서 Kuchner & Stark (2010)는 KBO의 먼지 입자가 목성 궤도에서 집중되어 있다는 사실을 지적하여 KBO의 먼지 입자가 황도광과 연결되지 않음을 시사합니다. 우주선 관측 (Toller 1981)에서 태양으로부터 3.3 au 떨어진 곳에서 황도광 밝기가 무시할 수있게되었다. Poppe (2016)는 동적 진화 조사를 통해 KBO의 먼지 입자의 기여도가 지구 궤도 주변의 목성 가족 혜성 (이하 JFC)의 기여도의 약 1 %가 될 것이라고 추정했습니다 (그림 1.2). 이 두 작품은 세부 사항이 다르지만 KBO의 먼지 입자가 내부 태양계에 기여하지 않는다는 데 동의합니다. 이전 단락에서 KBO와 성간 먼지 입자 사이의 영향을 제안했듯이 성간 먼지 입자의 플럭스는 태양계를 통과하는 것으로 생각됩니다 (Mann 2010; Sterken et al. 2015). 갈릴레오 (Kr¨uger et al. 2001), Ulysses (Kr¨uger et al. 2015) 및 STEREO (Belheouane et al. 2012)는 고속 (태양계 외부에서 ~ 26km s-1)을 감지했습니다. 작은 (직경 10 μm 미만) 먼지 입자는 고정 된 방향에서 나옵니다. 속도와 방향으로 볼 때이 먼지 입자는 성간 기원으로 간주됩니다. 그러나 이러한 입자의 작은 크기와 태양계 내 짧은 남은 시간은 IDP 구름 단지에 대한 기여에 대한 의문을 제기합니다. Reach et al. (2003)은 황도광 스펙트럼에서 10 μm 방출에 대한 의미있는 성간 먼지 기여를 거부했습니다. 그 결과 Nesvorn´y et al. (2010)은 성간 먼지 입자가 1μm 미만이라고 가정하고 황도광에 대한 기여도를 무시했습니다. 다른 한편으로,보다 최근의 충격 기록은 10μm의 성간 먼지 입자가 거의 존재하지 않음을 시사했으며 (Mann et al. 2014), Rowan-Robinson & May (2013)는 황도광에 대한 성간 먼지의 7.5 % 기여를 주장했습니다. 4 μm 성간 먼지 입자. 및 Mann et al. (2014)는 황도광에 대한 성간 먼지 기여 가능성을 논의한 반면 Reach et al. (2003)은 황도광에 대한 의미있는 성간 먼지 기여를 감소 시켰고 나중에 Nesvorn´y et al. (2010)은 Reach et al. (2003). 소행성 먼지 분출은 황도 먼지 띠가 발견 된 이래 철저히 연구되었다