행성간 먼지 입자기원 2

황도 먼지 밴드는 소행성 가족과 관련된 황도 위도 주변의 황도광의 밝기 향상입니다. Dermott et al. (1984)는 소행성대 전체에서 소행성 간의 상호 충돌이 진행되고 있으며 그 결과 충돌 률이 큰 소행성 군 내에서 탐지 가능한 띠 구조를 생성 할 수있을만큼 충분히 높다고 추측했습니다. 따라서 그들은 먼지 띠 (Durda & Dermott 1997; Jorda et al. 2000, 전체 IDP의 약 25 %, 띠에서 추가로 10 ~ 30 %)에서 많은 양의 소행성 먼지 분출을 계산했으며 지속적인 분진 분출을 예상했습니다. 반대로, 하나의 치명적인 충돌 사건을 한 쌍의 황도 먼지 밴드에 연결하는 또 다른 소행성 충돌 모델이 제안되었습니다. 이 모델에 따르면, 소행성의 파국적 분열은 수백만 년에 한 번 발생했으며, 충돌 파편에서 작은 충돌 소행성 가족과 한 쌍의 먼지 띠가 동시에 생성되어야합니다. 이 모델은 관찰 된 황도광 밝기 분포를 연속 충돌 모델보다 더 잘 설명합니다. 파국적 분해 모델에서 먼지 띠 구조에서 진행중인 소행성 먼지 분출은 필요하지 않으며 먼지 띠 입자는 전체 IDP 구름 복합체의 5 ~ 10 %를 구성 할 수 있습니다 (Nesvorn´y et al. 2006, 2008). 후자의 모델이 젊은 소행성 가족의 최근 발견을 기반으로 광범위한 지원을 받고 있음을 주목하는 것이 중요합니다 (Nesvorn´y et al. 2006, 2008). 최근에는 먼지 띠와 관련이없는 소행성 먼지 분출 사건에 대한 관측 연구가 수행되었습니다. Ishiguro et al. (2011)과 Kim 등. (2017)은 소행성에서 충격을 유발하는 활동을 발견했습니다. 이러한 이벤트가 전체 IDP 클라우드 단지에 미치는 총 기여는 현재로서는 명확하지 않지만 Jewitt et al. (2013)은 기여도의 3 % 미만을 대략적으로 추정했습니다. 또한 소행성이 회전으로 분해되어 분열을 통해 먼지 입자를 분출 할 수 있다고 제안됩니다 (Moreno et al. 2014; Jewitt et al. 2017).

 

 

또한 수십 개의 활성 소행성이 발견되었습니다 (Jewitt et al. 2015). 활성 소행성은 일반 소행성과 같은 궤도를 가지고 있지만 혜성과 같은 먼지 방출 활동을 보이는 물체입니다. 일반적으로 우리는 얼음 승화와 같은 일부 메커니즘이 제안되었지만 활성 소행성의 핵의 기원이나 활동의 원인을 알지 못합니다. 이런 의미에서 먼지 띠에서 IDP 구름 단지로의 소행성 먼지 공급은 부분적 기여와 절대 금액. 혜성은 분명히 혜성 활동을 통해 먼지 입자를 방출하고 있습니다. 그러나 혜성에서 분출되는 총 먼지의 양을 추정하기는 쉽지 않습니다. 수백 개의 혜성에서 분출되는 먼지의 양은 잘 연구되지 않았습니다. 혜성 먼지 입자의 궤도 및 충돌 진화에 대한 일부 연구는 관측의 세부 사항을 설명하기에 충분하지 않습니다 (다음 섹션에서 추가 설명). 마지막으로, 일반적인 혜성 승화 활동을 통해 얼마나 많은 혜성 먼지 입자가 분출되는지는 명확하지 않습니다. 때때로 혜성 핵은 분열 (Fern´andez 2009; Ishiguro et al. 2009; Jewitt et al. 2016) 또는 폭발 (Ishiguro et al. 2014, 2016a, b)을 경험합니다. 일반적인 얼음 승화 활동, 조각화 및 폭발 사이의 IDP 구름 단지에 대한 부분적인 기여는 지금까지 정량적으로 결정되지 않았습니다. 이 섹션에서 설명했듯이 IDP의 그럴듯한 출처는 혜성, 소행성 및 성간 먼지 입자로 구성됩니다. 각 가능한 출처 모집단의 부분적 기여도는 최근 조사에서도 잘 결정되지 않았습니다. 혜성 기여는 40–70 % (Ipatov et al. 2008, 황도광 6 Fraunhofer 선의 도플러 이동에서), ~ 70 % (Rowan-Robinson & 2013 년 5 월, 황도광 위도 프로필), 90 % 이상 (Nesvorn´y et al. 2010, 황도광 위도 프로필의 동적 매칭에서). 소행성 기여도는 30-50 % (Ipatov et al. 2008), ~ 22 % (Rowan-Robinson & 2013 년 5 월), 10 % 미만 (Nesvorn´y et al. 2010)으로 예상됩니다. 성간 입자의 기여는 무시되거나 (Ipatov et al. 2008; Nesvorn´y et al. 2010) IDP의 ~ 7.5 %로 예상됩니다 (Rowan-Robinson & 2013 년 5 월). 더욱이 최근 한 연구에 따르면 황도광의 UV 스펙트럼은 C 형 소행성과 유사하며 (Kawara et al. 2017), C 형 소행성이 IDP 구름 복합체의 주된 공급원임을 암시합니다.