행성간 먼지 구름

access-date=14 February 2017 [[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.url-status=dead 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.르바쇠르레구르, A.C., 1996 지구의 궤도 근처의 적외선 방출을 특징짓는 입자의 입자 크기는 일반적으로 10–100 μm 범위이다.백만, D., 1997 아폴로 계획에 의해 회수된 달 암석의 미세 충돌구bibcode=1979LPSC...10.1649M는 달 표면을 강타하는 우주진 입자의 크기 분포를 밝혔다. 1 AU에서의 행성간 먼지의 그륀 분포bibcode=1985Icar...62..244G는 1 AU에서 nm에서 mm 크기의 우주진 흐름을 설명한다. 행성간 먼지 구름의 총 질량은 약 u=kg 또는 반지름 15 km의 소행성 질량(밀도 약 2.5 g/cm3)이다.bibcode=1999JGR...10430725P 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.year=1976 또한, 뉴 허라이즌스 탐사선의 VBSDC 장비는 태양계의 황도대 구름에서 오는 먼지의 충돌을 감지하도록 설계되었다.access-date=September 17, 2022
# 기원
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.quote=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.
# 입자의 생명 주기
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.archive-date=August 26, 2007
# 먼지 구름 구조
원시 행성계 원반의 이미지로, 태양계 행성간 먼지 구름 시뮬레이션 이미지와 유사하며, [[외태양계에서 촬영된 것으로 제안되었다.]] 행성간 먼지 구름은 복잡한 구조를 가지고 있다 (리치, W., 1997). 배경 밀도 외에도 다음을 포함한다. * 적어도 8개의 먼지 꼬리—그 근원은 단주기 혜성으로 여겨진다. * 여러 개의 먼지 띠로, 그 근원은 주 소행성대의 소행성족으로 여겨진다. 가장 강한 세 개의 띠는 테미스족, 코로니스족, 에오스족에서 유래한다. 다른 근원 족으로는 마리아족, 에우노미아족 및 가능하게는 베스타족 및 히기에이아족이 있다 (리치 외, 1996). * 적어도 2개의 공명 먼지 고리가 알려져 있다 (예를 들어, 지구 공명 먼지 고리이지만, 태양계의 모든 행성은 "흔적"을 가진 공명 고리를 가지고 있는 것으로 여겨진다) (잭슨 및 주크, 1988, 1992) (더모트, S.F. 외, 1994, 1997).
## 먼지 고리
파커 태양 탐사선이 촬영한 금성 궤도 공간의 먼지 고리 파노라마 이미지. 행성간 먼지는 수성과 금성의 궤도 공간에 먼지 고리를 형성하는 것으로 밝혀졌다. 금성의 궤도 먼지 고리는 아직 발견되지 않은 금성 후행 소행성에서 유래했거나,access-date=2023-01-21 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.access-date=2023-01-21
# 지구에서의 먼지 수집
1951년 프레드 휘플은 지름 100 마이크로미터 미만의 미세 유성체가 지구 상층 대기권에 진입할 때 녹지 않고 감속될 수 있다고 예측했다. 이러한 입자에 대한 현대적인 실험실 연구는 1970년대 도널드 E. 브라운리와 동료들이 풍선을 사용하고 나중에는 U-2 항공기를 사용하여 성층권에서 수집 비행을 하면서 시작되었다. 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.name-list-