行星际尘云

行星际尘云（英语：）是弥漫在太阳系的行星空间与其它行星系空间的宇宙尘（漂浮在太空中的小颗粒）。它已经被研究了许多年，以了解其本质、起源和大天体之间的关系。

在我们所在的太阳系，行星际尘埃粒子不仅散射阳光（称为"黄道光"，因为它们被局限在黄道平面），也产生热辐射，这是夜晚的天空中5至50微米波长的主要来源（Levasseur-Regourd, A.C. 1996）。这些在地球附近辐射出红外线特征的颗粒，典型的大小在50至100微米（Backman, D., 1997）。这些星际尘埃的总质量相当于一颗半径15公里的小行星（密度大约是2.5公克/公分3）。

行星际尘埃的来源

行星际尘埃粒子（IDPS）的来源至少有下列几种：

的确，在对行星际尘云长期的争辩中，都围绕在小行星碰撞和彗星活动可能造成的影响上。

尘埃粒子的生命周期

影响星际尘埃粒子的主要物理过程毁坏或驱除的机制）如下：被辐射压驱散，来自内部的波印廷-罗伯逊辐射阻力、太阳风压力（主要是电磁力的效应）、升华、互相碰撞和行星的动力学效应（贝克曼，D.，1997年）。

与太阳系的生命相比，这些尘埃颗粒的生命是短暂的。如果发现一颗存活超过一亿年的颗粒，那这个颗粒一定是从更大的碎片中被释放出来的。换言之，绝不可能是原行星盘内残留的物质（贝克曼个人的意见），所以，这颗颗粒是"后来产生"的尘埃。在太阳系的黄道带中尘粒的99.9%是后来产生的，只有0.1%是由太阳系外闯入的星际物质。所有太阳系形成时期的原始颗粒早已经都消失了。

主要受到辐射压力影响的粒子称为β流星体。它们通常小于1.4 x 10−12公克，和以螺旋的路径离开太阳进入星际空间[1]。

行星际尘埃的构造

行星际尘埃有很复杂的结构（Reach, W., 1997），除了来自背景的密度外，还包括：

  • 至少8种尘埃痕迹－ 它们的来源被认为是短周期彗星。
  • 一定数量的尘埃集结成带，它们的来源被认为是在小行星主带内的小行星族。三条最明显的是来自曙神星族、鸦女星族、和司理星族，其它的还有玛利亚族、司法星族，灶神星族和（或）健神星族也都有可能（Reach et al 1996）。
  • 至少已经知道有两个共振的尘埃环（例如与地球共振的尘埃环。虽然，在太阳系内的每颗行星都被认为应该会有一个共振环伴随着）（Dermott, S.F. et al., 1994, 1997）。

在地球上收集行星际尘埃

在1951年，弗雷德·惠普尔预言直径小于100微米的流星体在撞击地球高层的大气层时可能会减速而不会被熔化[2]。近代在实验室内对这些粒子进行的研究，开始于D. E. Brownlee和合作者在1970年代以气球在平流层飞行，然后是U-2飞机[3]。

虽然有一些粒子发现与现今搜集的陨石材料类似，自然的纳米多孔和数量不等的其它粒子宇宙平均成分，暗示刚开始聚集的是细颗粒的非挥发性的构建基块和彗星的冰[4]。这些自然的行星际颗粒稍后被证实还有惰性气体[5]和太阳闪焰的痕迹[6]观测。

一个不分好坏混杂和搜集在这种情况下的大气层中粒子计划在德州的詹森太空中心发展出来[7]。这些平流层搜集的微流星体，随着流星体而来的前太阳颗粒，是在实验室内可以研究的地球外的物质唯一的来源（更不用说是在他们自己位置的小天体）。

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参考数据

Jackson A.A.; Zook, H.A. . Nature. 1988, 337: 629. doi:10.1038/337629a0.

Jackson A.A.; Zook, H.A. . Icarus. 1992, 97: 70–84. doi:10.1016/0019-1035(92)90057-E.

Backman, Dana. . . 1997.

See: NASA Panel Report on Extrasolar Zodiacal Emission

Dermott, S.F. Jayaraman, S., Xu, Y.L., Gustafson, A.A.S., Liou, J.C.,. . Nature. June 30, 1994, 360: 79–?.

Dermott, S.F. . . 1997.

Levasseur-Regourd, A.C. . : 301–. 1996.

Reach, W. . . 1997.

Reach, W.T.; Franz, B.A.; Weiland, J.L. . Icarus. 1997, 127: 461. Bibcode:1997Icar..127..461R. doi:10.1006/icar.1997.5704.

注解
  1. . [2011-04-13]. （原始内容存档于2007-08-26）.
  2. Whipple F. L. . Proc. Nat. Acad. Sci. 1950, 36 (12): 687–695. PMC 1063272 可免费查阅. PMID 16578350. doi:10.1073/pnas.36.12.687.
  3. D. E. Brownlee (1978) Interplanetary dust: Possible implications for comets and presolar interstellar grains, in Protostars and Planets (ed. T. Gehrels, U. Arizona Press, Tucson) pp. 134-150
  4. P. Fraundorf, D. E. Brownlee, and R. M. Walker (1982) Laboratory studies of interplanetary dust, in Comets (ed. L. Wilkening, U. Arizona Press, Tucson) pp. 383-409.
  5. Hudson B., Flynn G. J., Fraundorf P., Hohenberg C. M., Shirck J. . Science. 1981, 211 (4480): 383–386. PMID 17748271. doi:10.1126/science.211.4480.383.
  6. Bradley J. P., Brownlee D. E., Fraundorf P. . Science. 1984, 226 (4681): 1432–1434. PMID 17788999. doi:10.1126/science.226.4681.1432.
  7. . [2011-04-14]. （原始内容存档于2016-03-04）.
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