분류 전체보기52 행성간 먼지 입자의 복합적인 요소 우리는 단일 회전에 대한 평균을 계산할 때 위의 모든 혜성 핵이 같은 속도로 먼지 입자를 방출한다고 가정했습니다. 우리는 또한 이러한 매개 변수를 수정하면 모든 핵이 동일한 모양과 SFD를 가진 먼지 입자를 방출한다고 가정했습니다. 이러한 가정 하에서 초기 먼지 질량 JFC : HTC-2 : ETC-1 : ETC-2 사이의 비율은 486 : 6 : 19 : 11입니다. 우리는 다음 방법을 사용하여 주어진 β 값에 대해 다양한 입자 연령을 포함하는 IDP 분포를 구성했습니다. . 먼저 100 년마다 먼지 입자의 위치와 속도를 기록하고 각 먼지 입자에서 1000 × wi 입자를 복제했습니다. 우리는 매개 변수 wi에 비례하도록 클론의 수를 설정합니다. 복제 과정에서 우리는 세 개의 궤도 요소 (즉, 반장 축.. 2020. 12. 31. 혜성먼지의 생성과 방출 혜성먼지는 혜성에서 방출 되는 먼지라고 생각하시면 됩니다. 혜성의 근원 모델은 원시 태양풍에 밀려난 차가운 껍질, 천왕성 혜오아성 주위의 먼지들, 원시 잡물질 더미, 태양계모델, 성간 모델 등이 있습니다. 밀도와 화학 성분과 같은 혜성먼지는 각 모델별로 차이가 있는데요. 예를들어 원시 잡물질 덩어리 모델은 목성이 합쳐지는 부분에서 혜성이 모아졌다는 얘기가 있으며, 태양계 모델은 성간 구름에 형성된 얼음이 원시 태양 주위의 가스와 먼지의 착증 디스크의 부분으로 기화한한다는 의견이 있습니다. 기화한 얼음은 이후에 다시 굳어져서 혜성으로 합쳐지게 됩니다. 그래서 이 모델의 혜성은 성간의 얼음과 만들어진 직접적으로 만들어진 얼음 혜성과는 다른 성분이 있을 수 있습니다. 성간 모델은 태양 생성 이전의 고밀도의 구.. 2020. 12. 31. 혜성 먼지의 진화 20 세기 전반에 태양 자체가 아닌 태양계 천체에서 분출 된 먼지 입자가 행성 간 공간에 흩어져서 황도광 (태양 광을 반사하여)과 유성 (지구와의 만남을 통해)로 관찰되는 것이 분명해졌습니다. ). 동시에 Poynting-Robertson 효과와 태양풍 항력으로 인해 이러한 입자가 ∼ 107 년보다 짧은 시간에 태양에 떨어지고있는 것으로 밝혀졌습니다. 태양계의 나이보다 더 짧다 (Mann et al. 2006). 따라서 현재 시대에 IDP 구름 단지의 존재를 설명하기 위해 최근 또는 지속적인 먼지 소스가 필요합니다. IDP의 출처에 대해서는 Nesvorn´y et al. (2010)은 IDP의 약 90 %가 관측 된 중 적외선 황도광의 수직 밝기 프로파일을 수치 모델의 프로파일과 연결하여 혜성에서 유래한.. 2020. 12. 31. 행성간 먼지입자와 황도광의 비교분석 오늘날 IDP는 항공기를 사용하여 남극의 얼음이나 고도 약 20 ~ 25km의 성층권에서 수집되며 실험실 조사를 통해 잘 연구됩니다 (Brownlee 1985; Engrand & Maurette 1998). 이러한 입자는 지구에 도착하기 전에 황도광에 기여해야하므로 결과를 IDP 샘플과 비교하는 것이 중요합니다. 두 개의 주요 IDP 그룹이있는 것으로 알려져 있는데, "연골 성 평활"(CS)과 "연골 성 다공성"(CP)이라고합니다. CS IDP는 주로 수화 층 규산염 인 저 다공성 재료로 구성됩니다 (Sandford & Walker 1985). CP IDP는 약 70 %의 큰 다공성을 가지고 있습니다. CP IDP는 무수 미네랄이 지배적입니다. CP IDP는 광물 학적 및 암석 학적 특성에 따라 혜성에서.. 2020. 12. 31. 이전 1 ··· 8 9 10 11 12 13 다음
