ＥＫＢ残骸ディスクモデル

ＥＫＢは、エッジワース・ カイパー・ベルトの略でアイドルグループとは無関係だし、歴史が古いです。外縁天体同士の衝突で、小天体が作られる。合体する場合もあるけど、速度が速いと壊れるだけで合体しない。
出来た小天体も惑星の引力で飛ばされたり、太陽の照射で蒸発したりするので、だんだん減ってきます。以下、機械翻訳。
エッジワース - カイパーの残骸ディスクの改善されたモデル

要約：我々はモデリングによって予想される EKB ほこりディスクの特性にアクセスします。 我々は親天体として周知の 海王星以遠天体（TNOs）の 劣化した住民を扱って、そして我々の 衝突の コードでほこりを生成します。 結果として生じているほこり分布は重力の散布の影響と惑星で移住するや否や、昇華の効果と同様、ほこり粒子を閉じ込めている共鳴を考慮に入れるために修正されます。 問題はほこりの量と分布が主として副キロメートルサイズのボディーによって決定されるということです。これらは直接 観測できません。そしてそれらの特性は衝突のモデリングによってアクセスされることができません、なぜなら現代 EKB での１０．．．６０メートル － より大きいオブジェクトが 衝突の均衡にありませんから。 追加の制約を与えるために、我々は 20AU 以内にニューホライズンズの本来の場所の測定を使います。 我々は TNO 住民がサイズ＜ ７０キロにおいて大きさ分布のブレークを持たなければならないことを示します。しかしながら、これさえまだすべて正確にほとんど不変の粉末を複製する数人のモデルと一緒に我々に巨大惑星軌道の地域のインパクトレートを残す、そして COBE 宇宙船で EKB ほこりの熱の排気の非発見から制約に違反しないでください。 観察の制約に従う設計された EKB ほこりディスクは輸送によって支配された、そして衝突によって支配された体制の間にあるいは輸送によって支配されたか、あるいは中間であり得ます。このようなディスクの平面内視覚の深さはタウ（ｒ ＞ 10AU）~１０ ^-6 です、そして（彼・それ）らのわずかな輝きは f_d ~１０ ^-7 です。 惑星と昇華はほこりインパクト 流束 にほとんど影響を与えないそして熱の排気のほこりを払うことが判明します。 EKB 類似のスペクトルのエネルギー分配は、１０ pc 距離から見られるであろうように、４０．．．~Ｆにおいて口をつぐんでいる.５０の\ 0.5mJy の波長においてピークに達します、そしてそれは 光球面 不安定の１％以下しかそれらの波長ではありません。 従って、正確な EKB アナログがハーシェル / PACS のような現代道具で発見されることができません。

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