New Horizons Venetia Burney Student Dust Counter が60AUに近づいても予想より多い粒子数を観測

ニューホライズンズの表面に取り付けたダストカウンターに10g以上の粒子が多く検出されている。微惑星に集積してない粒子が多いのか、微惑星同士の衝突が多くて粒子が発生してるのか？結論は今後のデータ待ち。以下、機械翻訳。
New Horizons Venetia Burney Student Dust Counter が60AUに近づいても予想より多い粒子数を観測
要約
NASA New Horizons Venetia Burney Student Dust Counter (SDC) は粉塵粒子を測定します
質量 10−12 g 以上の粒子に対する探査機の飛行経路に沿った衝突、その空間的マッピング
密度分布。 最新の SDC ダスト密度、サイズ分布、フラックス測定結果を紹介します。
55 au までのデータを数値モデル予測と比較します。 カイパーベルト天体 (KBO) は、
太陽系外縁部における惑星間塵粒子（IDP）の主要な発生源であると考えられている。
KBO 間の衝突と、星間塵粒子 (ISD) による継続的な衝突の両方に影響します。
55 au までの継続的な測定では、ニューホライズンズとしてモデル予測よりも高い塵束が示されています。
カイパーベルト（KB）の推定外縁に近づいています。 について考えられる説明について議論します。
偏差の増大: 放射圧により塵の分布がさらに太陽中心距離まで広がる
親体の分布よりも。 氷の塵粒子はフォトスパッタリングを受け、その粒子の粒子数が急速に増加します。
放射線の圧力に反応して、それらを太陽から遠ざけます。 そして配布
KBO の影響は、既存の観察が示唆するよりもはるかに広がる可能性があります。 継続的なSDC測定
太陽中心距離がさらに大きくなると、塵生成の寄与は引き続き抑制されるだろう
KB にあります。 継続的な SDC 測定は、カイパーベルトと
他の星の周囲の塵円盤の観測結果の解釈。
キーワード: カイパーベルト、惑星間塵、PVDF、ニューホライズンズ
1. はじめに
惑星間塵粒子 (IDP) は、地球内部の惑星体の誕生と進化に関する情報を運びます。
太陽系。 IDP の軌道分布は、太陽や惑星からの重力、放射線によって動かされます。
圧力、ポインティング-ロバートソン (PR) 抗力、および電磁力 (Liou et al. 1996; Moro-Mart´ın & Malhotra 2002,
2003年; ポッペ 2016)。 さらに、個々の IDP のサイズと質量は、スパッタリングやスパッタリングにより常に進化しています。
相互衝突。 木星ファミリー彗星 (JFC) と小惑星が太陽内部の IDP 生産を支配している一方で、
システム (Spiesman et al. 1995; Kelsall et al. 1998; Nesvorn´y et al. 2010) では、カイパーベルト (KB) が主要な発生源です
カイパーベルト天体 (KBO) 相互衝突または星間塵爆撃による、太陽系外縁部の IDP の数 (Stern 1996; 山本 & 向井 1998)。 30 au の外側で生成された IDP は通常太陽に向かって流れますが、
海王星は通常、共鳴によって寿命を延長します (Liou et al. 1996; Moro-Mart´ın & Malhotra 2002; Kuchner　& Stark 2010)。
Venetia Burney Student Dust Counter (SDC) (Hor´anyi et al. 2008) は、ベネチアで製造された最初の専用機器です。
太陽から 17 天文単位を超えた場所での塵の測定。 この論文では、次のような最新の SDC 観察結果を報告します。
私たちの以前のレポートでは、ミッションが太陽系を横断した際の測定結果をまとめています（Poppe et al.
2010年; ハンら。 2011年; ザライら。 2013年; ピケットら。 2019年; ベルナルドニら。 2022年）。 そのまま査定も行っております
この論文で報告されている、予想よりも高い粉塵フラックスの原因となっている可能性のあるプロセスについて説明します。


2. 観測機器の説明
SDC は、14 個の永久分極ポリフッ化ビニリデン (PVDF) プラスチック フィルム検出器で構成されています。
(Hor´anyi 他、2008)。 各フィルムの厚さは 28 µm、寸法は 14.2 x 6.5 cm です。 SDC検出器パネルは、
前面の 12 個の検出器が粉塵の衝撃と 2 個の基準検出器にさらされるように、宇宙船のラム側に取り付けられます。
検出器は埃から保護されたままであり、スプリアスノイズイベントを識別するための制御検出器として使用されます。 PVDFの影響
検出器は、フィルムの導電性表面コーティング上の表面電荷密度の変化を測定することによって動作します。
塵の衝突によって形成されたクレーターから。 衝突ごとに、測定されたピーク電荷は衝突体の両方の関数です。
質量 m および速度 v (Piquette et al. 2020)。
PVDF 検出器には圧電特性と焦電特性があり、熱変動に応答します。
そして探査機の振動。 2 つのシールドされた検出器は、塵埃以外のノイズ イベントのベースラインを提供し、次のような役割を果たします。
12 の科学検出器のリファレンス。 検出器はさらに 6 つの科学検出器の 2 つのチャネルにグループ化され、
1 つの基準検出器、チャネル A および B のラベルが付けられ、各チャネルには独自の電子チェーンとアナログからデジタルへの変換が行われます。
コンバータ（ADC）。
機器は、感度低下の可能性を監視するために定期的にノイズと刺激のテストを受けます。 それぞれについて
検出器、騒音テストでは、連続するしきい値を超える衝撃の割合を測定します。 最初のしきい値
典型的な動作値よりも低い値から開始し、テスト全体を通じて徐々に上げていきます。 これにより、次の配列が生成されます
検出器ごとのしきい値レベルごとの衝撃率。 結果は、特に最適なしきい値レベルを更新するために使用されます。
探査機の活動が活発になる期間に備えて、探査機が模倣する可能性のあるノイズを生成する激しい期間がある
冥王星との遭遇などの塵の衝突（Stern et al. 2015; Bagenal et al. 2016）。 さらに、充電刺激
一連の既知の電荷を注入することにより、電子機器の校正の変化を観察するためにもテストが使用されます。
コンデンサから各検出器の電子チェーンに接続されます。 これらのテストは、機器が以来安定した状態を維持していることを示しています。
2006年に打上され、分析と解釈の変更が必要となるような老化に関連した影響はありません。
そのデータ (Fountain et al. 2023)。


図 1. 左: 最小検出質量による 55 天文単位までの探査機ニューホライズンズの飛行経路
カラースケールで表現されます。 距離が増加するにつれて探査機の速度が低下すると、検出可能な最小値が高くなります。
質量。 ニューホライズンズは、ISD 流入の λISD = 259° と比較して、黄経 λNH ≃ 293° に沿って進んでいます。これは、次のように示されています。
下部にある平行な上向き矢印。 したがって、ISD は法線から α ≃ 23° の角度で SDC に影響を与えます (Bernardoni
他。 2022年）。 現在、ISD は 39 km/s で SDC に影響を与えますが、IDP は 14 km/s でのみ影響します。 したがって、サイズの違いにもかかわらず、
ISD の影響は、小規模な IDP として測定および解釈できます (Bernardoni et al. 2022)。 現行モデルに基づいて ISD を想定
IDP サイズは 0.68 µm を超えてはなりません。 右: 2023 年 7 月 25 日までのすべての非一致データ。各検出器には独立した
質量閾値。 流束と密度の計算では、共通のしきい値が次のように rg ≥ 0.63 µm (m ≥ 2.62 × 10−12 g) に設定されました。
すべての検出器は、計算された光束と密度に対して同等の統計的寄与を提供します (Bernardoni et al. 2022)。 の
灰色のブロックは、冥王星との接近遭遇中の探査機の活発な活動により、非常に高い閾値が設定された領域を表します。
そしてアロコス。 データが欠落している他の期間は、探査機の運用上の理由で SDC の電源がオフになっていることが原因です。


図 2. 4 つのカットオフ サイズ (0.63 μm、0.68 μm、0.82 μm、1.50 μm) を超える SDC 密度測定。 全体的な形状と、
上昇傾向は誤差範囲内で、0.63、0.68、0.82 µm の間で一貫しています。 1.50 µm を超えると検出が不十分になります
ニューホライズンズの飛行経路全体にわたる粒子の密度について自信を持って主張することはできません。 0.63、0.82、1.50
μm カットオフは、さまざまな飛行条件に対するオンボードしきい値テーブルに基づいて選択され、0.68 μm カットオフが選択されます。
星間粒子による潜在的な影響を一切受けずにフラックスを観察することができます。


図 3. 太陽中心 1 ～ 55 au の半径 0.63 μm を超える粒子の SDC フラックス推定値。 各点、1-σ
エラーバーは、探査機ニューホライズンズが通過する 3 au ごとに各検出器によって測定された光束の平均です。 の
オレンジ色の曲線は、ユリシーズの測定値から校正された ISD 光束値を表します (Bernardoni et al. 2022)。 一方、ISD グレイン
ははるかに小さい (~ 0.28µm) が、より高い相対速度でも移動しているため、SDC はそれらを小さいと解釈します。
IDP (Bernardoni et al. 2022)。 赤い線は、SDC 測定値に正規化された (Poppe 2016) のモデルを示しています。
SDC は IDP によってのみ影響を受けると想定しています。 黒い線は、より代表的なものを提供するために、オレンジと赤のモデルを合計したものです。
SDC が最大 42 au まで測定している総光束のモデル。


図 4. a) 低傾斜角の長半径 a の分布 (i ≤ 10◦) KBO (青線)、および新しくリリースされた粒子、a^∗、β = 0.3 (緑) および 0.4 (赤) の場合。
b) 母天体 e と新しい塵粒子の離心率分布、e∗。
c) 半径方向の密度分布。各曲線は KBO (2320) またはダスト粒子 (2290 および 2200) の総数に正規化されています。
d) β の関数として表した、すべての低傾斜 KBO から生成された放出粒子の割合。 ドットが示しているのは、
さまざまな半径 (μm 単位で測定) の運動方程式の完全数値解の結果 (Poppe 2016）。


図 5. 左: オリビン型粒子の長半径 (a) と離心率 (b) の PR 抗力による時間的変化
初期 a = 70 au および e = 0.4 (青線) から始まる β = 0.3 と、初期 a = 120 au および e = 0.7 (赤) の β = 0.4 です。 これら
図 4 に示すように、初期条件は a および e 分布のピークによって引き起こされました。影付きの領域は次のことを示しています。
半径方向の動きの範囲は a(1 − e) ≤ r ≤ a(1 + e) です。 右: 長半径 2 ミリにわたる時間的変動 (c)、
1 μm (青線) および 5 μm (赤) フォトスパッタされた氷粒子の離心率 (d) 点線)、および半径 (d) 下の実線)、
初期長半径 a = 45 au、離心率 e = 0.1 で打ち上げられました。 小さな氷の粒は継続的にエネルギーを得て漂流します。
太陽系の外側に向かって移動する一方、より大きな粒子は最初は内側に向かって移動し、最終的に質量損失により十分な大きさの β が生成されます。
彼らは漂流の方向を逆転させ、最終的には太陽系を離れます。

5。結論
より大きな太陽心距離での新しいデータ (図 3) は、SDC が報告したダストフラックスが 55 天文単位まで維持されていることを示しています。
現在のモデルの予想よりも高い。 3 つの物理現象のそれぞれ: 光学特性と放射圧
(アーノルド他、2019); ケイ酸塩と氷の間の組成の変化（Grigorieva et al. 2007）。 そしてさらなる到達点
太陽系内で現在特定されている塵発生体の分布 (Fraser et al. 2023) よりも、影響を与える可能性があります。
データ/モデルの偏差に影響します。 継続的な測定により、粉塵の増加、一定、または減少のいずれかを特定
フラックスをより詳細な数値調査と組み合わせると、各フラックスの相対的な寄与を制限するのに役立ちます。
外側のKBでの塵の生成と輸送のためのこれらのメカニズム。
ニューホライズンズは2040年代まで運用され、100天文単位を超える太陽中心距離を探査すると予想されている。
SDC の継続的な運用は、太陽系の外縁を探索し、記録する機会を提供します。
星間粒子が塵環境を支配する宇宙の新しい領域への移行。 補完的
KB の光学観察に加え、SDC 測定はカイパーについてさらに学ぶユニークな機会を提供します。
ベルトの範囲、塵の発生源とその向こう側の人口、星間塵、他の星の周りの塵の円盤。