Meziplanetární oblak prachu - Interplanetary dust cloud

Umělecký koncept pohledu z exoplanety se světlem z extrasolárního meziplanetárního oblaku prachu

Meziplanetární oblak prachu , nebo zvířetníkový oblak , se skládá z kosmického prachu (malé částice plovoucí ve vesmíru ), který prostupuje do prostoru mezi planetami v planetární systémy , jako je například sluneční soustavy . Tento systém částic byl studován mnoho let, aby pochopil jeho povahu, původ a vztah k větším tělesům.

Meziplanetární prachové částice ve sluneční soustavě hrají roli při rozptylu slunečního světla a při vyzařování tepelného záření , které je nejvýznamnějším rysem záření noční oblohy , s vlnovými délkami v rozmezí 5–50 μm . Velikosti částic zrn charakterizujících infračervené záření v blízkosti oběžné dráhy Země se obvykle pohybují v rozmezí 10–100 μm.

Celková hmotnost meziplanetárního oblaku prachu je přibližně hmotnost asteroidu o poloměru 15 km (s hustotou asi 2,5 g/cm 3 ). Tento oblak prachu, který se rozprostírá po ekliptice , je viditelný jako zvěrokruhové světlo na bezměsíčné a přirozeně tmavé obloze a je nejlépe vidět na slunci během astronomického soumraku .

K Pioneer kosmické pozorování v roce 1970 spojil zodiakální světlo s meziplanetární oblaku prachu ve sluneční soustavě. Také VBSDC nástroj na nové horizonty sondy byl navržen pro detekci dopady prachu z zvífetníkového mraku v Sluneční soustavy.

Původ

Mezi zdroje meziplanetárních prachových částic (IDP) patří přinejmenším: srážky asteroidů, kometární aktivita a srážky ve vnitřní sluneční soustavě, kolize Kuiperova pásu a mezihvězdná střední zrna (Backman, D., 1997). Ve skutečnosti se jedna z nejdéle trvajících kontroverzí diskutovaných v meziplanetární komunitě prachu točí kolem relativních příspěvků k meziplanetárnímu oblaku prachu z kolizí asteroidů a kometární aktivity.

Životní cyklus částice

Mezi hlavní fyzikální procesy, které „ovlivňují“ (destrukční nebo vypuzovací mechanismy) meziplanetární prachové částice, patří: vypuzení radiačním tlakem , vnitřní záření Poynting-Robertson (PR), radiační odpor dovnitř , tlak slunečního větru (s významnými elektromagnetickými efekty), sublimace , vzájemné kolize a dynamické efekty planet (Backman, D., 1997).

Životnost těchto prachových částic je velmi krátká ve srovnání s životností sluneční soustavy. Pokud někdo najde zrna kolem hvězdy, která je starší než asi 10 000 000 let, pak ta zrna musela být z nedávno uvolněných fragmentů větších objektů, tj. Nemohou to být zbytky zrn z protoplanetárního disku (Backman, soukromá komunikace). Zrna by proto byla prachem „pozdější generace“. Zodiakální prach ve sluneční soustavě je 99,9% prachu pozdější generace a 0,1% pronikajícího mezihvězdného středního prachu. Všechna prvotní zrna z formace Sluneční soustavy byla odstraněna již dávno.

Částice, které jsou primárně ovlivněny radiačním tlakem, se nazývají „beta meteoroidy“. Obvykle jsou menší než 1,4 × 10 −12  g a jsou vytlačovány ven ze Slunce do mezihvězdného prostoru.

Cloudové struktury

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

  • Nejméně 8 prachových stop-za jejich zdroj se považují krátkodobé komety .
  • Řada prachových pásů, jejichž zdroje jsou považovány za rodiny asteroidů v hlavním pásu asteroidů . Tři nejsilnější kapely pocházejí z rodu Themisů , Koronisů a Eosů . Mezi další zdrojové rodiny patří rodiny Maria , Eunomia a případně rodiny Vesta a/nebo Hygiea (Reach et al. 1996).
  • Jsou známy alespoň 2 rezonanční prachové prstence (například prachový rezonanční prstenec Země, ačkoli se předpokládá, že každá planeta ve sluneční soustavě má ​​rezonanční prsten s „probuzením“) (Jackson a Zook, 1988, 1992) (Dermott (SF et al., 1994, 1997)

Sběr prachu na Zemi

V roce 1951 Fred Whipple předpověděl, že mikrometeority o průměru menším než 100 mikrometrů mohou být při nárazu do horní atmosféry Země zpomaleny, aniž by došlo k roztavení. Moderní éra laboratorního studia těchto částic začala stratosférickými sběrnými lety DE Brownlee a spolupracovníků v 70. letech minulého století pomocí balónků a poté letadel U-2 .

Ačkoli některé nalezené částice byly podobné materiálu v dnešních sbírkách meteoritů, nanoporézní povaha a nerovnovážné kosmické průměrné složení jiných částic naznačovaly, že začaly jako jemnozrnné agregáty netěkavých stavebních bloků a kometárního ledu. Meziplanetární povaha těchto částic byla později ověřena pozorováním dráhy vzácných plynů a sluneční erupce .

V této souvislosti byl v Johnsonově vesmírném středisku v Texasu vyvinut program pro atmosférický sběr a vytvrzování těchto částic . Tato sbírka stratosférických mikrometeoritů, spolu s presolárními zrny z meteoritů, jsou jedinečnými zdroji mimozemského materiálu (nemluvě o malých astronomických objektech), které jsou dnes k dispozici ke studiu v laboratořích.

Experimenty

Mezi kosmické lodě, které nesly prachové detektory, patří Pioneer 10 , Pioneer 11 , Ulysses (heliocentrická oběžná dráha do vzdálenosti Jupitera), Galileo (Jupiter Orbiter), Cassini ( oběžná dráha Saturnu) a New Horizons (viz Počítadlo prachu Venetia Burney Student ).

Viz také

Reference

Další čtení