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행성간 먼지 구름

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황도광으로 빛나고 보이는 행성간 먼지 구름과 그 일부인 여명,[1] 혜성운 및 그 띠의 나머지가 북반구와 남반구의 밤하늘을 담은 이 합성 이미지에서 우리 은하에 의해 시각적으로 가로질러진다.

행성간 먼지 구름(interplanetary dust cloud) 또는 황도대 구름(zodiacal cloud, 황도광의 근원)은 태양계와 같은 행성계 내의 행성들 사이의 공간을 채우고 있는 우주진(우주 공간에 떠다니는 작은 먼지 입자)으로 구성되어 있다.[2] 이 입자계는 그 특성, 기원 및 더 큰 천체와의 관계를 이해하기 위해 오랫동안 연구되어 왔다. 우주 먼지 측정을 얻는 몇 가지 방법이 있다.

태양계에서 행성간 먼지 입자는 햇빛을 산란하고 열복사를 방출하는 역할을 하는데, 이는 밤하늘 복사의 가장 두드러진 특징이며, 파장은 5–50 μm 범위이다.[3] 지구의 궤도 근처의 적외선 방출을 특징짓는 입자의 입자 크기는 일반적으로 10–100 μm 범위이다.[4] 아폴로 계획에 의해 회수된 달 암석의 미세 충돌구[5]는 달 표면을 강타하는 우주진 입자의 크기 분포를 밝혔다. 1 AU에서의 행성간 먼지의 그륀 분포[6]는 1 AU에서 nm에서 mm 크기의 우주진 흐름을 설명한다.

행성간 먼지 구름의 총 질량은 약 3.5×1016 kg 또는 반지름 15 km의 소행성 질량(밀도 약 2.5 g/cm3)이다.[7] 황도를 따라 황도대에 걸쳐 있는 이 먼지 구름은 달이 없는 자연적으로 어두운 하늘에서 황도광으로 보이며, 천문학적 박명 동안 태양 방향에서 가장 잘 보인다.

1970년대의 파이어니어 우주선 관측은 황도광과 태양계의 행성간 먼지 구름을 연결시켰다.[8] 또한, 뉴 허라이즌스 탐사선의 VBSDC 장비는 태양계의 황도대 구름에서 오는 먼지의 충돌을 감지하도록 설계되었다.[9]

기원

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화가의 개념적 그림: 외계 행성에서 바라본 외계 행성간 먼지 구름의 빛.

행성간 먼지 입자(IDP)의 근원에는 적어도 소행성 충돌, 내태양계의 혜성 활동 및 충돌, 카이퍼대 충돌, 그리고 성간매질 입자들이 포함된다 (백만, D., 1997). 황도대 구름의 기원은 오랫동안 천문학 분야에서 가장 뜨거운 논쟁 중 하나였다.

원래 IDP는 혜성이나 소행성에서 유래한 것으로 여겨졌으며, 그 입자들이 구름 전체에 퍼져 있었다고 보았다. 그러나 추가 관측에서는 화성 먼지 폭풍이 황도대 구름 형성에 책임이 있을 수 있다고 제시되었다.[10][2]

입자의 생명 주기

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행성간 먼지 입자에 "영향을 미치는"(파괴 또는 제거 메커니즘) 주요 물리적 과정은 다음과 같다: 복사압에 의한 제거, 내부 포인팅-로버트슨 (PR) 복사 항력, 태양풍 압력(상당한 전자기 효과 포함), 승화, 상호 충돌, 그리고 행성의 역학적 효과 (백만, D., 1997).

이러한 먼지 입자의 수명은 태양계의 수명에 비해 매우 짧다. 만약 약 1천만 년보다 오래된 별 주위에서 입자가 발견된다면, 그 입자는 최근에 더 큰 천체에서 방출된 조각들에서 유래한 것이어야 한다. 즉, 원시 행성계 원반에서 남은 입자일 수는 없다 (백만, 개인 통신). 따라서 그 입자들은 "후세대" 먼지일 것이다. 태양계의 황도대 먼지는 99.9%가 후세대 먼지이고 0.1%는 침입한 성간매질 먼지이다. 태양계 형성 시의 모든 원시 입자들은 오래 전에 제거되었다.

주로 복사압의 영향을 받는 입자들은 "베타 유성체"로 알려져 있다. 이들은 일반적으로 1.4 × 10−12 g 미만이며, 태양으로부터 성간 공간으로 밀려 나간다.[11]

먼지 구름 구조

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원시 행성계 원반의 이미지로, 태양계 행성간 먼지 구름 시뮬레이션 이미지와 유사하며, 외태양계에서 촬영된 것으로 제안되었다.[12]

행성간 먼지 구름은 복잡한 구조를 가지고 있다 (리치, W., 1997). 배경 밀도 외에도 다음을 포함한다.

먼지 고리

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파커 태양 탐사선이 촬영한 금성 궤도 공간의 먼지 고리 파노라마 이미지.

행성간 먼지는 수성과 금성의 궤도 공간에 먼지 고리를 형성하는 것으로 밝혀졌다.[13] 금성의 궤도 먼지 고리는 아직 발견되지 않은 금성 후행 소행성에서 유래했거나,[13] 궤도 공간에서 궤도 공간으로 파동처럼 이동하는 행성간 먼지에서 유래했거나, 태양계의 별주위원반 잔해에서 유래한 것으로 추정된다. 이 원반에서 원시 행성계 원반이 형성되었고, 그 다음으로 태양 행성계 자체가 형성되었다.[14]

지구에서의 먼지 수집

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1951년 프레드 휘플은 지름 100 마이크로미터 미만의 미세 유성체가 지구 상층 대기권에 진입할 때 녹지 않고 감속될 수 있다고 예측했다.[15] 이러한 입자에 대한 현대적인 실험실 연구는 1970년대 도널드 E. 브라운리와 동료들이 풍선을 사용하고 나중에는 U-2 항공기를 사용하여 성층권에서 수집 비행을 하면서 시작되었다.[16]

발견된 입자 중 일부는 오늘날의 운석 컬렉션의 물질과 유사했지만, 다른 입자들의 나노다공성 특성과 불평형 우주 평균 구성은 그것들이 비휘발성 구성 요소와 혜성 얼음의 미세한 응집체로 시작되었음을 시사했다.[17][18] 이 입자들의 행성간 특성은 나중에 비활성 기체[19] 및 태양 플레어 흔적[20] 관측에 의해 확인되었다.

이러한 맥락에서 텍사스의 존슨 우주 센터에서 이러한 입자의 대기 수집 및 보존 프로그램이 개발되었다.[21] 이 성층권 미세 운석 컬렉션은 운석에서 온 태양전입자와 함께 오늘날 실험실에서 연구할 수 있는 외계 물질의 독특한 원천(그 자체로 작은 천문학적 천체일 뿐만 아니라)이다.

실험

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먼지 탐지기를 탑재한 우주선으로는 헬리오스, 파이어니어 10호, 파이어니어 11호, 율리시스 (목성 거리까지의 태양 중심 궤도), 갈릴레오 (목성 궤도선), 카시니 (토성 궤도선), 그리고 뉴 허라이즌스 (베네티아 버니 학생 먼지 카운터 참조)가 있다.

가리는 효과

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태양계 행성간 먼지 구름은 은하계외 배경광을 가려서 내태양계에서의 관측을 매우 제한적으로 만든다.[12]

주요 검토 문헌집

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행성간 먼지 및 관련 분야의 다양한 측면에 대한 검토 기사 모음이 다음 책들에 실렸다.

1978년 토니 맥도널은 우주진[22]이라는 책을 편집했는데, 이 책에는 행성간 먼지의 지표인 황도광과 함께 혜성, 유성, 성간 먼지, 표본 채취 기술을 통한 미립자 연구, 그리고 우주 장비를 통한 미립자 연구에 대한 장들이 포함되어 있었다.[23] 또한 달과 행성 충돌 침식, 입자 역학의 측면, 그리고 미세 운석에 의해 생성되는 효과의 실험실 시뮬레이션에 사용되는 가속 기술 및 고속 충돌 과정에도 주목한다.

2001년 에버하르트 그륀, 보 구스타프손, 스탠 더모트, 그리고 휴고 페히티히는 행성간 먼지[24]라는 책을 출판했다. 다루어진 주제[25]는 다음과 같다: 역사적 관점; 혜성 먼지; 근지구 환경; 유성체와 유성; 행성간 먼지의 특성, 수집된 샘플에서 얻은 정보; 우주 먼지의 현장 측정; 황도대 구름 구조의 수치 모델링; 관측의 종합; 계측; 물리적 과정; 행성간 먼지의 광학적 특성; 행성간 먼지의 궤도 진화; 행성 주위 먼지, 관측 및 간단한 물리학; 성간 먼지 및 별주위원반 먼지.

2019년 라파엘 로드리고, 위르겐 블룸, 샹웬 쉬, 데틀레프 V. 코슈니, 아니샹탈 르바쇠르레구르, 헤수스 마르틴-핀타도, 베를레 J. 스테르켄, 그리고 앤드류 웨스트팔은 실험실에서 별까지의 우주 먼지[26]라는 책에 검토 자료들을 모았다. 행성 대기와 무기질 천체에서 행성간 먼지, 유성체, 혜성 먼지 및 활동적인 위성에서 방출되는 먼지, 성간 먼지 및 원시 행성계 원반에 이르는 다양한 환경에서의 먼지에 대한 논의[27]가 포함되어 있다. 현장 측정, 원격 관측, 실험실 실험 및 모델링, 그리고 회수된 샘플 분석을 포함한 다양한 연구 기술과 결과가 논의된다.

같이 보기

[편집]

각주

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  1. ↑ “False Dawn”. 《www.eso.org》. 2017년 2월 14일에 확인함.
  2. 1 2 “What scientists found after sifting the dust in the solar system - bri”. 《EurekAlert!》 (NASA). 2019년 3월 12일. 2020년 5월 26일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2019년 3월 12일에 확인함.
  3. ↑ 르바쇠르레구르, A.C., 1996
  4. ↑ 백만, D., 1997
  5. ↑ Morrison, D.A.; Clanton, U.S. (1979). 《Properties of microcraters and cosmic dust of less than 1000 Å dimensions》. 《Proceedings of Lunar and Planetary Science Conference 10th, Houston, Tex., March 19–23, 1979》 2 (New York: Pergamon Press Inc.). 1649–1663쪽. Bibcode:1979LPSC...10.1649M. 2022년 2월 3일에 확인함.
  6. ↑ Grün, E.; Zook, H.A.; Fechtig, H.; Giese, R.H. (May 1985). 《Collisional balance of the meteoritic complex》. 《Icarus》 62. 244–272쪽. Bibcode:1985Icar...62..244G. doi:10.1016/0019-1035(85)90121-6. 2022년 1월 23일에 확인함.
  7. ↑ Pavlov, Alexander A.; Pavlov, Anatoli K.; Kasting, James F. (1999). 《Irradiated interplanetary dust particles as a possible solution for the deuterium/hydrogen paradox of Earth's oceans》. 《Journal of Geophysical Research: Planets》 104. 30725–28쪽. Bibcode:1999JGR...10430725P. doi:10.1029/1999JE001120. PMID 11543198.
  8. ↑ Hannter 외 (1976). “Pioneer 10 observations of zodiacal light brightness near the ecliptic - Changes with heliocentric distance”.
  9. ↑ Horányi, M.; Hoxie, V.; James, D.; Poppe, A.; Bryant, C.; Grogan, B.; Lamprecht, B.; Mack, J.; Bagenal, F.; S. Batiste; Bunch, N.; Chantanowich, T.; Christensen, F.; Colgan, M.; Dunn; Drake, G.; Fernandez, A.; Finley, T.; Holland, G.; Jenkins, A.; Krauss, C.; Krauss, E.; Krauss, O.; Lankton, M.; Mitchell, C.; Neeland, M.; Resse, T.; Rash, K.; Tate, G.; Vaudrin, C.; Westfall, J. (2008). 《The Student Dust Counter on the New Horizons Mission》 (PDF). 《Space Science Reviews》 140. 387–402쪽. Bibcode:2008SSRv..140..387H. doi:10.1007/s11214-007-9250-y. S2CID 17522966. 2022년 9월 17일에 확인함.
  10. ↑ Shekhtman, Svetlana (2021년 3월 8일). “Serendipitous Juno Detections Shatter Ideas About Zodiacal Light”. 《NASA》. 2022년 5월 8일에 확인함. While there is good evidence now that Mars, the dustiest planet we know of, is the source of the zodiacal light, Jørgensen and his colleagues cannot yet explain how the dust could have escaped the grip of Martian gravity.
  11. ↑ “Micrometeorite Background”. 《GENESIS Discovery 5 Mission》. Caltech. 2007년 8월 26일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2008년 8월 4일에 확인함.
  12. 1 2 Brandt, P. C.; Provornikova, E.; Bale, S. D.; Cocoros, A.; DeMajistre, R.; Dialynas, K.; Elliott, H. A.; Eriksson, S.; Fields, B.; Galli, A.; Hill, M. E.; Horanyi, M.; Horbury, T.; Hunziker, S.; Kollmann, P.; Kinnison, J.; Fountain, G.; Krimigis, S. M.; Kurth, W. S.; Linsky, J.; Lisse, C. M.; Mandt, K. E.; Magnes, W.; McNutt, R. L.; Miller, J.; Moebius, E.; Mostafavi, P.; Opher, M.; Paxton, L.; Plaschke, F.; Poppe, A. R.; Roelof, E. C.; Runyon, K.; Redfield, S.; Schwadron, N.; Sterken, V.; Swaczyna, P.; Szalay, J.; Turner, D.; Vannier, H.; Wimmer-Schweingruber, R.; Wurz, P.; Zirnstein, E. J. (2023). 《Future Exploration of the Outer Heliosphere and Very Local Interstellar Medium by Interstellar Probe》. 《Space Science Reviews》 219. 18쪽. Bibcode:2023SSRv..219...18B. doi:10.1007/s11214-022-00943-x. ISSN 0038-6308. PMC 9974711. PMID 36874191.
  13. 1 2 Garner, Rob (2019년 3월 12일). “What Scientists Found After Sifting Through Dust in the Solar System”. 《NASA》. 2023년 1월 21일에 확인함.
  14. ↑ Rehm, Jeremy (2021년 4월 15일). “Parker Solar Probe Captures First Complete View of Venus Orbital Dust Ring”. 《JHUAPL》. 2023년 1월 21일에 확인함.
  15. ↑ Whipple, Fred L. (December 1950). 《The Theory of Micro-Meteorites. Part I. In an Isothermal Atmosphere》. 《Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America》 36. 687–695쪽. Bibcode:1950PNAS...36..687W. doi:10.1073/pnas.36.12.687. PMC 1063272. PMID 16578350.
  16. ↑ Brownlee, D. E. (December 1977). 《Interplanetary dust - Possible implications for comets and presolar interstellar grains》. 《In: Protostars and Planets: Studies of Star Formation and of the Origin of the Solar System. (A79-26776 10-90) Tucson》. 134–150쪽. Bibcode:1978prpl.conf..134B.
  17. ↑ Fraundorf, P.; Brownlee, D. E.; Walker, R. M. (1982). 〈Laboratory studies of interplanetary dust〉. Wilkening, L. (편집). 《Comets》. University of Arizona Press. 383–409쪽. 다음 값 잘못됨: |이름목록형식=amp (도움말)
  18. ↑ Walker, R. M. (January 1986). 《Laboratory studies of interplanetary dust》. 《In NASA》 2403. 55쪽. Bibcode:1986NASCP2403...55W.
  19. ↑ Hudson, B.; Flynn, G. J.; Fraundorf, P.; Hohenberg, C. M.; Shirck, J. (January 1981). 《Noble Gases in Stratospheric Dust Particles: Confirmation of Extraterrestrial Origin》. 《Science》 211. 383–386(SciHomepage)쪽. Bibcode:1981Sci...211..383H. doi:10.1126/science.211.4480.383. PMID 17748271.
  20. ↑ Bradley, J. P.; Brownlee, D. E.; Fraundorf, P. (December 1984). 《Discovery of nuclear tracks in interplanetary dust》. 《Science》 226. 1432–1434.ResearchsupportedbyMcCroneAssociates쪽. Bibcode:1984Sci...226.1432B. doi:10.1126/science.226.4681.1432. ISSN 0036-8075. PMID 17788999. S2CID 27703897.
  21. ↑ “Cosmic Dust”. 《NASA – Johnson Space Center program, Cosmic Dust Lab》. 2016년 1월 6일. 2016년 3월 14일에 확인함.
  22. ↑ McDonnel, J.A.M. (1978). 《Cosmic Dust》. Chichester, New York: John Wiley & Sons. 607–670쪽. Bibcode:1978codu.book..607F. ISBN 0-471-99512-6. 2022년 1월 22일에 확인함.
  23. ↑ McDonnell, J. A. M. (1978). 《Cosmic Dust》. Bibcode:1978codu.book.....M. 2022년 2월 5일에 확인함.
  24. ↑ Grün, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, S.; Fechtig, H. (2001). 《Interplanetary Dust》. Berlin: Springer. Bibcode:2001indu.book.....G. ISBN 978-3-540-42067-5. 2022년 2월 5일에 확인함.
  25. ↑ 《Interplanetary Dust》. Astronomy and Astrophysics Library. 2001. doi:10.1007/978-3-642-56428-4. ISBN 978-3-642-62647-0. 2022년 2월 5일에 확인함.
  26. ↑ Rodrigo, Rafael; Blum, Jürgen; Hsu, Hsiang-Wen; Koschny, Detlef V.; Levasseur-Regourd, Anny-Chantal; Martín-Pintado, Jesús; Sterken, Veerle J.; Westphal, Andrew 편집 (2019). 《Cosmic Dust from the Laboratory to the Stars》. Berlin: Springer. ISBN 978-94-024-2009-8. 2022년 2월 5일에 확인함.
  27. ↑ “Cosmic Dust from the Laboratory to the Stars”. 2022년 2월 5일에 확인함.

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