황도광의 광학적 특성

엄청난 수의 행성간 입자 먼지가 행성 간 공간에 분포되어 있습니다. 광파장의 산란 된 태양 광 (황도광)과 중 적외선 및 원적외선 파장의 열복사 (황도 방사)를 통해 관찰 할 수 있습니다. 때때로 황도 구름이라고도하는 IDP 구름은 Poynting-Robertson 항력, 상호 작용으로 인해 103 ~ 107 년 (크기와 궤도에 따라 다름, 태양계 나이의 1/100 미만)의 시간 척도로 침식됩니다. IDP 간의 충돌 및 행성 섭동 (Gor'kavyi et al. 1997; Dikarev et al. 2001; Mann et al. 2006). 지구 궤도 주변의 질량 손실률은 ≈ 103 kg s-1로 추정되었습니다 (Gr¨un et al. 1985; Mann & Czechowski 2005 이후 자체 업데이트 (3 장 참조)). 따라서 충돌이나 얼음 승화와 같은 메커니즘을 통해 진행중인 먼지 생성이 황도 구름의 침식을 보상한다고 가정하는 것은 당연합니다. IDP의 기원은 황도광의 공간적 분포를 통해 연구되었습니다. 먼지 띠 구조를 설명하려는 초기 연구는 소행성 기원 IDP의 큰 기여를 암시했습니다 (예 : Dermott et al. (1996) 참조).

나중에 Hahn et al. (2002)는Clementine 우주선에 탑재 된 카메라로 촬영 한 황도광의 표면 밝기 분포를 혜성과 소행성의 기울기 분포와 비교했으며, 1 au에서 먼지 입자의 상당 부분이 혜성 기원이라고 제안했습니다. Nesvorn´y et al. (2010)은 6 개의 다른 궤도 그룹 (즉, 소행성 군, 주대 소행성, 목 성군 혜성 (JFC), 휴면 JFC, Halley 형 혜성 및 Oort 구름 혜성)에서 분출 된 먼지 입자에 대한 수치 시뮬레이션을 추가로 수행하고 비교했습니다. 적외선 우주 망원경으로 관찰 한 모델링 된 황도 방출의 밝기 분포. 그들은 황도대 방출로 관찰 할 수있는 IDP의 85 % –95 %가 JFC에서 비롯된 것이라고 제안했습니다. 밝기 분포에 대한 이러한 최근 연구는 혜성 기원을 선호하지만 IDP의 광학적 특성에 대해 알려진 것은 거의 없습니다. 다음 글에서 우리는 Gegenschein (후방 산란 강화에 의해 강화 된 황도광의 일부)의 밝기를 적외선 모델 (Kelsall et al. 1998)과 비교하여 IDP의 기하학적 알베도를 도출했습니다. 황도광의 스펙트럼 구배와 함께 알베도 값을 사용하여 (Leinert et al. 1998), 황도광의 광학적 특성과 잠재적 인 모체의 광학적 특성을 비교하여 IDP의 기원을 고려하고 이에 기반한 토론을 제시합니다. 이전 연구에서 IDP의 SFD는 달의 미세 분화구 계수 및 현장 플럭스 측정을 통해 연구되었습니다 (Gr¨un et al. 1985; Divine 1993). 이 연구는 지구 궤도 주변의 IDP의 유효 단면이 큰 (10–100 μm) 입자에 의해 지배된다는 것을 시사했습니다. 이 경우 입자 크기는 광학 파장보다 훨씬 큽니다. 따라서 우리는 IDP의 광학적 특성이 혜성 및 소행성과 같은 큰 물체의 광학적 특성과 유사하다고 가정 할 수 있습니다. 따라서 다음의 글 에서 우리는 잠재적인 먼지 소스를 기반으로 IDP의 알베도 (A)와 스펙트럼 구배 (S)를 가정합니다.