혜성 먼지

Comet dust

혜성 먼지는 혜성에서 발생하는 우주 먼지를 말한다.혜성 먼지는 혜성의 기원에 대한 단서를 제공할 수 있다.지구가 혜성 먼지 자국을 통과할 때, 그것은 유성우를 만들어 낼 수 있다.

물리적 특성

크기

혜성 활동에서 발생하는 먼지의 대부분은 마이크로미터[1] 미만에서 [2][3]마이크로미터 정도 크기입니다.그러나, 이 부분은 방사선 압력으로 인해 태양계[4][5] 밖으로 날아가거나 [6][7]안쪽으로 나선형으로 변하기 때문에 수명이 짧습니다.

다음 사이즈의 클래스는, 상기의 곡립의 대규모, 「fluffy」[4][5]또는 「cluster-type」[8]어그리게이트입니다.일반적으로 20-100마이크로미터로 임의의 크기는 아니지만[9] 다공질 골재가 파손되거나 압축되는 경향이[10] [8][11][12]있는 것으로 관찰됩니다.

더 큰 입자는 [15][16]먼지가 아닌 미소입자입니다.[13][14]IAU의 [17][18]정의가 없는 경우, 그룹은 100 마이크로미터 [19]미만,[20] 50,[21] 40,[22] 30, 20 [23]마이크로미터 미만, 10 [24][25][26][16]μm 미만이라는 자체적인 먼지 정의를 고안했습니다.이러한 먼지/미량 운석 정의 중 일부는 대략적이거나 [27][28][29]모호하며, 일부는 겹치거나 자가 충돌합니다.[30][23][22]

IAU는 2017년에 공식 성명을 발표했다.유성체는 30마이크로미터에서 1미터 사이이고, 먼지는 더 작으며, "마이크로메타로이드"라는 용어는 권장되지 않습니다(미크로메타라이트는 [31]아님).IMO는 새로운 [32]정의를 기록했지만 여전히 사이트에 [33]사전 정의를 표시합니다.운석학회 사이트는 이전 정의인 0.001cm를 [34]유지한다.AMS는 엄격한 [35][36]정의를 게시하지 않았다.

구성.

먼지는 일반적으로 연골암으로 구성되어 있다.그것의 단량체는 올리빈과 피록센과 [37]같은 마황 규산염을 함유하고 있다.규산염은 높은 응축온도의 포르스테라이트 및 엔스타타이트가 [27]풍부하다.이것들은 빠르게 응축되기 때문에, 그들은 작은 입자를 형성하고, 물방울을 합치는 것이 아니다.

콘드라이트 유성체와 마찬가지로 입자는 황화Fe(Ni)와[38][39] GEMS(금속과 [38]황화물이 내장된 유리)를 포함한다.

다양한 양의 유기물(CHON)이 존재합니다.[40][41][42]비록 유기물이 우주적으로 풍부하고 혜성에 존재할 것으로 널리 예측되었지만, 그것들은 대부분의 망원경에서 스펙트럼적으로 불분명합니다.유기물은 [43][44]핼리 플라이바이 동안 질량 분석을 통해서만 확인되었다.일부 유기물은 PAH(다환 방향족 탄화수소)[45][19][46][47][48]의 형태를 띠고 있습니다.

극소량의 전극곡류(PSG)가 [27][48]발견될 수 있다.

먼지와 혜성의 기원

혜성먼지입자현미경도

혜성의 기원에 대한 모델은 다음과 같습니다.[49]

  1. 성간 모형,
  2. 태양계 모형,
  3. 원시 잔해 더미,
  4. 천왕성-해왕성 지역 주변의 먼지 원반에 있는 미행성 집합,
  5. 원시 항성풍에 휩쓸려 나간 차가운 물질 껍질

화학 성분뿐만 아니라 밀도와 같은 혜성 먼지의 부피 특성은 모델을 구별할 수 있습니다.예를 들어, 혜성과 성간 먼지의 동위원소 비율은 매우 비슷하여 공통의 기원을 나타냅니다.

1) 성간 모형은 태양 앞에 있는 짙은 구름 속의 먼지 알갱이에 얼음이 형성되었다고 말합니다.얼음과 먼지의 혼합은 눈에 띄는 화학적 변화 없이 혜성으로 집적되었다.J. Mayo Greenberg는 1970년대에 [50][51]이 아이디어를 처음 제안했다.

2) 태양계 모형에서, 성간 구름에서 형성된 얼음은 프로토선 주변의 가스와 먼지의 부착 원반의 일부로 처음 증발했다.기화된 얼음은 나중에 분해되어 혜성으로 조립되었다.그래서 이 모델의 혜성들은 성간 얼음으로 직접 만들어진 혜성들과는 다른 구성을 가지고 있습니다.

혜성 형성을 위한 원시 돌무더기 모형은 혜성이 목성이 형성되고 있던 지역에 모여든다고 말한다.

결정성 규산염으로 혜성 와일드 2의 먼지에 스타더스트의 발견에 먼지 유리 온도(>1000K)위에 뜨거운 젊은 스타 주변의 내부 디스크 영역에, 반지름 방향으로 태양 성운의 내부 지역은 스타거나 먼지 입자 진화된 빨간 색의 유출에 응축된 더 큰 거리에서 섞이면서 형성된 것을 의미한다. giants 또는 supergiants.Wild 2 혜성의 먼지 구성은 새로 형성되는 [52]별 주위의 강착 원반 외부 영역에서 발견되는 먼지 구성과 유사합니다.

혜성과 그 먼지는 주요 행성 궤도 너머의 태양계를 조사할 수 있게 해준다.혜성은 그들의 궤도로 구분된다; 장주기 혜성은 긴 타원 궤도를 가지고 있고, 태양계의 평면에 무작위로 기울어져 있고, 200년 이상의 주기를 가지고 있다.단기 혜성은 보통 태양계의 평면에 대해 30도 이하로 기울어져 있고, 행성들의 궤도와 같은 시계 반대 방향으로 태양 주위를 돌고 있으며, 200년 미만의 주기를 가지고 있다.

혜성은 궤도를 횡단하면서 다양한 조건을 경험할 것이다.장기 혜성의 경우, 대부분의 경우 태양으로부터 너무 멀어서 얼음이 증발하기에는 너무 추울 것입니다.그것이 육지 행성 지역을 통과할 때, 증발은 작은 알갱이를 날려버릴 만큼 충분히 빠를 것이지만, 가장 큰 알갱이들은 섞이지 않고 혜성 핵에 남아 먼지 층을 형성하기 시작할 것이다.태양 근처에서는 가열과 증발 속도가 매우 높아서 먼지가 남아 있지 않을 것입니다.따라서 혜성의 핵을 덮고 있는 먼지 층의 두께는 혜성의 근일점이 태양에 얼마나 가까이, 얼마나 자주 이동하는지를 나타낼 수 있다.혜성에 두꺼운 먼지층이 쌓이면 태양에 너무 가까이 접근하지 않는 근일점 통로가 자주 생길 수 있습니다.

두께가 미터인 먼지층이 단주기 혜성핵 표면에 쌓인 것으로 생각되기 때문에 먼지층이 두껍게 쌓인 것은 모든 단주기 혜성에 대한 좋은 설명일 수 있다.시간 경과에 따른 먼지 층의 축적은 단주기 혜성의 물리적 특성을 변화시킬 것이다.먼지 층은 태양에 의한 혜성 얼음의 발열을 억제하고(먼지는 햇빛에 의해 투과할 수 없고 열의 전도성이 좋지 않음), 아래 핵으로부터의 가스 손실을 늦춥니다.단주기 혜성의 전형적인 궤도에 있는 혜성 핵은 혼수상태나 꼬리 둘 다 감지할 수 없을 정도로 빠르게 증발 속도를 감소시키고 천문학자들에게 지구 근방의 저알베도 소행성으로 보일 수 있다.

추가 조립 및 본체

주요 기사:부가(천체물리학)

먼지 입자는 얼음과 유기물의 도움을 받아 30~수백 마이크로미터의 "응집체"[54]를 형성합니다.클러스터형(대형) 먼지 입자의 불완전한 패킹과 그에 따른 골재로의 [56]불완전한 패킹으로 인해 [19][55]솜털이 납니다.

다음 사이즈는 밀리미터에서 센티미터 [57][58][59]크기의 조약돌입니다.조약돌은 103P/Hartley [60]2에서 유추되었고 67P/[59][57]Curyumov-Gerasimenko에서 직접 촬영되었다.천체물리학적 용어 "pebble"의 사용은 그것의 지질학적 [61]의미와 다르다.한편, 로제타 과학자들은 [62]다음 큰 지질 용어인 "코블"을 생략했다.

심지어 더 큰 몸체는 '볼더'(12cm 이상) 또는 '청크'이다.가스 압력이 그들을 상당한 고도나 탈출 [63][64][65]속도로 끌어올리기에 부족하기 때문에 이러한 현상은 혼수상태에서 거의 나타나지 않습니다.

혜성의 구성 요소는 추정 혜성이며 미행성(munetesimal)[66]과 유사합니다.실제 혜성/행성이 조약돌 [67]규모인지, 암석 [68]규모인지, 또는 다른 것이 태양계 및 외계 행성 [55][69][70][71]연구에서 중요한 주제가 되어 왔다.

(오류) "먼지"라는 용어의 사용

기껏해야 "먼지"는 혼수상태와 꼬리의 비가스 부분을 가리키는 총명사이다.최악의 경우, 이 용어는 영어 사용법이며, 이 분야의 천문학자들이 잘 이해하지만 일반 대중, 교사, 그리고 다른 [72]분야의 과학자들에게는 이해되지 않는다.큰 고형물은 더 적절하게 "데브리"[73][74][64] 또는 모든 비기스의 경우 일반적인 "입자" 또는 "입자"[75][76][44][77][56][22]라고 불립니다.

혜성 2P/상승

주요 기사:엥케 혜성

엥케는 공식적으로 먼지가 적고 가스가 많은 [6][78][79]혜성이다.엥케는 사실 고체 질량의 대부분을 먼지가 아닌 유성체나 "암석"[6]으로 방출한다.ISO는 작은 [80]입자로 인해 전형적인 혜성 먼지 꼬리의 적외선 증거를 측정하지 않았습니다.

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