Meziplanetární oblak prachu - Interplanetary dust cloud - Wikipedia

Umělcova koncepce pohledu z exoplaneta, se světlem z extrasolární meziplanetární prach mrak

The meziplanetární oblak prachunebo zodiakální mrak, skládá se z kosmický prach (malý částice plovoucí dovnitř vesmír ), který prostupuje prostorem mezi planety v rámci planetární systémy, tak jako Sluneční Soustava.[1] Tento systém částic byl studován mnoho let, aby bylo možné pochopit jeho povahu, původ a vztah k větším tělesům.

Ve sluneční soustavě mají meziplanetární prachové částice svoji roli rozptyl sluneční světlo a při emitování tepelné záření, což je nejvýznamnější rys noční obloha záření s vlnovými délkami v rozmezí 5–50 μm.[2] The velikosti částic zrn charakterizujících infračervený emise blízko Oběžná dráha Země typicky v rozmezí 10–100 μm.[3]

Celková hmotnost meziplanetárního oblaku prachu je přibližně hmotnost asteroid o poloměru 15 km (s hustotou asi 2,5 g / cm3).[4] Rozkročit se nad zvěrokruh podél ekliptický, tento oblak prachu je viditelný jako zodiakální světlo na bezměsíčné a přirozeně temné obloze a je nejlépe vidět na slunci během astronomie soumrak.

The Průkopník pozorování kosmických lodí v 70 zodiakální světlo s meziplanetárním oblakem prachu ve sluneční soustavě.[5] Také VBSDC nástroj na Nové obzory sonda byla navržena tak, aby detekovala dopady prachu ze zodiakálního mraku ve sluneční soustavě.[6]

Původ

Zdroje meziplanetárních prachových částic (IDP) zahrnují alespoň: srážky asteroidů, kometární aktivita a kolize ve vnitřní sluneční soustavě, Kuiperův pás kolize a mezihvězdné médium zrna (Backman, D., 1997). Jedna z nejdéle trvajících kontroverzí diskutovaných v komunitě meziplanetárního prachu se skutečně točí kolem relativního příspěvku meziplanetárního oblaku prachu ze srážek asteroidů a kometární aktivity.

Životní cyklus částice

Hlavní fyzikální procesy „ovlivňující“ (mechanismy destrukce nebo vypuzení) meziplanetární prachové částice jsou: vypuzení pomocí radiační tlak dovnitř Poynting-Robertsonův (PR) radiační odpor, solární bouře tlak (s významnými elektromagnetickými účinky), sublimace, vzájemné srážky a dynamické účinky planet (Backman, D., 1997).

Životnosti těchto prachových částic jsou ve srovnání s životností sluneční soustavy velmi krátké. Pokud někdo najde zrna kolem hvězdy, která je starší než asi 10 000 000 let, pak zrna musela být z nedávno uvolněných fragmentů větších objektů, tzn. Že z nich nemohla zůstat zbytky zrn protoplanetární disk (Backman, soukromá komunikace).[Citace je zapotřebí ] Zrna by proto byla prachem „pozdější generace“. Zodiakální prach ve sluneční soustavě je 99,9% prachu pozdější generace a 0,1% vnikajícího mezihvězdné médium prach. Všechna prvotní zrna z formace sluneční soustavy byla odstraněna už dávno.

Částice, které jsou primárně ovlivněny radiačním tlakem, se nazývají „beta meteoroidy“. Obvykle jsou menší než 1,4 × 10−12 ga jsou tlačeni ven ze Slunce do mezihvězdného prostoru.[7]

Cloudové struktury

Meziplanetární oblak prachu má složitou strukturu (Reach, W., 1997). Kromě hustoty pozadí to zahrnuje:

  • Nejméně 8 prachové stopy —Je považován za jejich zdroj krátkodobé komety.
  • Řada prachových pásů, o jejichž zdrojích se předpokládá, že jsou rodiny asteroidů v hlavní pás asteroidů. Tři nejsilnější kapely vznikají z Rodina Themis, Rodina Koronisů a Rodina Eos. Mezi další zdrojové rodiny patří Maria, Eunomia a případně Vesta a / nebo Hygiena rodiny (Reach et al. 1996).
  • Jsou známy nejméně 2 rezonanční prachové prstence (například prsten rezonančního prachu Země, ačkoli se předpokládá, že každá planeta ve sluneční soustavě má ​​rezonanční prstenec s „probuzením“) (Jackson a Zook, 1988, 1992) (Dermott , SF a kol., 1994, 1997)

Sběr prachu na Zemi

V roce 1951 Fred Whipple předpovídal, že mikrometeority menší než 100 mikrometrů v průměru mohou být při nárazu do horní atmosféry Země zpomaleny bez roztavení.[8] Moderní éra laboratorního studia těchto částic začala stratosférickými sběrnými lety D. E. Brownlee a spolupracovníků v 70. letech pomocí balónků a poté U-2 letadlo.[9]

Ačkoli některé nalezené částice byly podobné materiálu v dnešních sbírkách meteoritů, nanoporézní příroda a nevyvážené kosmické průměrné složení dalších částic naznačovalo, že začaly jako jemnozrnné agregáty netěkavých stavebních bloků a kometárního ledu.[10][11] Meziplanetární povaha těchto částic byla později ověřena ušlechtilý plyn[12] a sluneční erupce dráha[13] pozorování.

V této souvislosti byl vyvinut program pro atmosférický sběr a léčení těchto částic Johnsonovo vesmírné středisko v Texasu.[14] Tato stratosférická kolekce mikrometeoritů spolu s presolární zrna z meteoritů, jsou jedinečnými zdroji mimozemský materiál (nemluvě o tom, že jsou samy o sobě malými astronomickými objekty), které jsou dnes k dispozici pro studium v ​​laboratořích.

Experimenty

Mezi kosmické lodě, které nesly detektory prachu patří Pioneer 10, Pioneer 11, Ulysses (heliocentrická oběžná dráha do vzdálenosti Jupitera), Galileo (Jupiter Orbiter), Cassini (Saturn orbiter) a Nové obzory (vidět Počitadlo prachu studentů Venetia Burney ).[15]

Viz také

Reference

  1. ^ „Co vědci zjistili po prosetí prachem ve sluneční soustavě - bri“. EurekAlert!. NASA. 12. března 2019. Citováno 12. března 2019.
  2. ^ Levasseur-Regourd, A.C., 1996
  3. ^ Backman, D., 1997
  4. ^ Pavlov, Alexander A. (1999). „Ozářené meziplanetární prachové částice jako možné řešení paradoxu deuterium / vodík v zemských oceánech“. Journal of Geophysical Research: Planets. 104 (E12): 30725–28. Bibcode:1999JGR ... 10430725P. doi:10.1029 / 1999JE001120. PMID  11543198.
  5. ^ Hannter; et al. (1976). „Průkopník 10 pozorování jasu zodiakálního světla poblíž ekliptiky - změny s heliocentrickou vzdáleností“.
  6. ^ [1]
  7. ^ "Mikrometeoritové pozadí". Mise GENESIS Discovery 5. Caltech. Archivovány od originál dne 26. srpna 2007. Citováno 4. srpna 2008.
  8. ^ Whipple, Fred L. (prosinec 1950). „Teorie mikrometeoritů. Část I. V izotermické atmosféře“. Sborník Národní akademie věd Spojených států amerických. 36 (12): 687–695. Bibcode:1950PNAS ... 36..687W. doi:10.1073 / pnas.36.12.687. PMC  1063272. PMID  16578350.
  9. ^ Brownlee, D. E. (prosinec 1977). "Meziplanetární prach - možné důsledky pro komety a presolární mezihvězdná zrna". In: Protostars and Planets: Studies of Star Formation and of the Origin of Solar System. (A79-26776 10-90) Tucson: 134–150. Bibcode:1978prpl.conf..134B.
  10. ^ P. Fraundorf, D. E. Brownlee a R. M. Walker (1982) Laboratorní studie meziplanetárního prachu, v Komety (ed. L. Wilkening, U. Arizona Press, Tucson), str. 383-409.
  11. ^ Walker, R. M. (leden 1986). "Laboratorní studie meziplanetárního prachu". V NASA. 2403: 55. Bibcode:1986NASCP2403 ... 55W.
  12. ^ Hudson, B .; Flynn, G. J .; Fraundorf, P .; Hohenberg, C. M .; Shirck, J. (leden 1981). „Ušlechtilé plyny ve stratosférických prachových částicích: Potvrzení mimozemského původu“. Věda. 211 (4480): 383–386 (SciHomepage). Bibcode:1981Sci ... 211..383H. doi:10.1126 / science.211.4480.383. PMID  17748271.
  13. ^ Bradley, J. P .; Brownlee, D. E.; Fraundorf, P. (prosinec 1984). "Objev jaderných stop v meziplanetárním prachu". Věda. 226 (4681): 1432–1434. Výzkumy podporovány asociacemi McCroneAssociates. Bibcode:1984Sci ... 226.1432B. doi:10.1126 / science.226.4681.1432. ISSN  0036-8075. PMID  17788999. S2CID  27703897.
  14. ^ „Kosmický prach“. Program NASA - Johnsonovo vesmírné středisko, laboratoř Cosmic Dust. 6. ledna 2016. Citováno 14. března 2016.
  15. ^ [2]

Další čtení