행성 간 먼지 입자의 진화

IDP의 궤도는 여러 요인에 의해 진화합니다. 행성의 중력 섭동은 항상 먼지 입자의 궤도에 영향을 미치고 있습니다. 섭동에는 세속 섭동, 공명 섭동 및 근접 만남이 포함됩니다. 세속적 섭동은 대부분의 경우 분석 방법으로 추정 할 수 있습니다 (Milani & Knezevic 1990; Murray & Dermott 1999). 공명 섭동의 결과가 수치 적으로 조사 된 반면 (Milani & Knezevic 1994; Dermott et al. 1994) 먼지 입자에 대한 밀접한 만남은 논의되지 않았습니다. 그러나 JFC에서 분출 된 먼지 입자는 가까운 거리에서 목성과 마주 치는 경향이있는 불안정한 궤도에 주입되므로 가까운 조우에 대한 신중한 처리가 필요합니다. 행성 섭동, 특히 근접 만남은 기본적으로 혼란 스럽기 때문에 다른 섭동이 행성 섭동과 공존 할 때 섭동의 결과는 극적으로 변할 수 있습니다. 그러한 요인 중 하나는 태양의 복사 효과입니다. 더 큰 소행성과 달리 IDP는 복사압, P–R 항력 및 태양풍 항력의 영향을받습니다 (Burns et al. 1979; Klaˇcka et al. 2014; Burns et al. 2014). 태양의 복사압 때문에 입자는 반발력에 민감하며 마치 태양의 중력이 감소하는 것처럼 작동합니다. 이전 섹션에서 설명한 것처럼 P–R과 태양풍 항력은 먼지 입자의 반장 축과 편심을 지속적으로 감소시킵니다.

이러한 복사 력의 강도는 주로 입자의 단면적 (입자 질량이 아님)에 비례하기 때문에 먼지 입자의 궤도 진화는 입자 크기, 질량 밀도 및 모양, 심지어는 위치와 속도가 같은 입자 사이에서도 달라집니다. 크기가 작고 밀도가 낮으며 구형이 아닌 먼지 입자는 복사 력과 태양풍 항력의 영향을 더 많이받습니다. 위에서 언급했듯이 이러한 상황에서 행성 섭동의 혼란스러운 특성은 입자 크기, 밀도 및 모양에 따라 먼지 입자의 궤도 진화를 구분할 수 있습니다. 따라서 IDP의 크기-주파수 분포 (이하 SFD)는 소스 인구에 따라 태양계 장소의 다른 위치에서 시간에 따라 변할 수 있습니다. 지구 궤도 주변의 IDP의 측정 된 SFD (Gr¨un et al. 1985)는 먼지 발생원의 위치 주변에서 얻은 SFD (Fulle et al. 1995; Green et al. 2004, 2007; Vaubaillon & Reach 2010; Rotundi)와 다릅니다. et al. 2015; Fulle et al. 2015; Hilchenbach et al. 2016; Fulle et al. 2016a; Bentley et al. 2016; Agarwal et al. 2016; Mannel et al. 2016; Merouane et al. 2016). 그 차이는 동적 연구로 설명되지 않았으며 설명은 IDP의 기원과 진화 경로에 대한 질문에 답할 것입니다. 중력 및 복사 가속도에 의한 궤도 진화에 더하여, IDP 간의 격변적인 상호 충돌은 IDP의 진화 적 결과를 바꿀 수 있습니다. 이전에 IDP의 충돌 수명은 동적 진화가없는 고정 된 원형 궤도의 입자에 대해 연구되었습니다 (Dohnanyi 1978; Gr¨un et al. 1985; Steel & Elford 1986). 200 μm보다 큰 IDP는 충돌 분열을 통해 행성 간 공간에서 사라진다는 결론을 내 렸습니다. 결과는 원래의 가정 (즉, 고정 원형)을 무시하고 진화하는 편심 궤도에있는 입자에 대해서도 이전 동적 연구 (Wiegert et al. 2009; Nesvorn´y et al. 2011; Pokorn´y et al. 2014)에서 고려되었습니다. 궤도). 그러나 최근 Soja et al. (2016)은 고정 된 편심 궤도에서 IDP의 충돌 확률을 계산하고 충돌 수명이 Gr¨un et al.에서 고정 된 원형 궤도보다 더 길 것입니다. (1985). 따라서 이전 단락의 질문에 답하려면 진화하는 편심 궤도에서 IDP의 충돌 확률에 대한 포괄적인 연구가 필요합니다.