Kosmička prašina

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Zvjezdana prašina pod mikroskopom
Zodijačka svjetlost je astronomski fenomen uzrokovan kosmičkom prašinom [1]

Kosmička prašina (koja se ponekad naziva i "mikrometeoriti") je prašina koja se nalazi u svemiru ili pada na Zemlju iz svemira. Veličina njegovih čestica kreće se od nekoliko molekula do 0,2 mikrona . Na površini Zemlje , prema različitim procjenama, dnevno se taloži od 60 do 100 tona kosmičke prašine, što godišnje iznosi 25-40 hiljada tona [2] [3] .

Prašina Sunčevog sistema uključuje kometnu prašinu , prašinu asteroida, prašinu Kuiperovog pojasa i međuzvjezdanu prašinu koja prolazi kroz Sunčev sistem. Gustina oblaka prašine kroz koji Zemlja prolazi je približno 10 −6 čestica prašine po m 3 [4] . U Sunčevom sistemu, međuplanetarna prašina stvara efekat poznat kao zodijačka svetlost .

Zvjezdana prašina sadrži neke organske spojeve (amorfne organske čvrste tvari s mješovitom aromatično - alifatskom strukturom) koje se mogu brzo pojaviti prirodno [5] [6] [7] . Mali dio kosmičke prašine je "zvjezdana prašina" - vatrostalni minerali preostali u procesu evolucije zvijezda.

Uzorke međuzvjezdane prašine prikupila je svemirska letjelica Stardust i dopremila na Zemlju 2006. [8] [9] [10] [11] .

Definicija i klasifikacija

Mikrometeorit

U članku "Meteorit i meteoroid: Nove potpune definicije" u časopisu "Meteoritics & Planetary Science" u januaru 2010. [12], autori su predložili sljedeću definiciju naučnoj zajednici:

Interplanetarne čestice prašine (IDP): Čestice manje od 10 mikrona koje se kreću kroz međuplanetarni prostor. Ako takve čestice kasnije rastu zajedno s velikim tijelima prirodnog ili umjetnog porijekla, i dalje se nazivaju "kosmičkom prašinom".

Kosmička prašina se može razlikovati po svom položaju u odnosu na astronomske objekte, na primjer: međugalaktička prašina , galaktička prašina [13] , međuzvjezdana prašina , cirkumplanetarna prašina , oblaci prašine oko zvijezda i glavne komponente međuplanetarne prašine u našem zodijačkom kompleksu prašine (uočeno u vidljiva svjetlost kao zodijačka svjetlost ): asteroidna prašina , kometna prašina i neki manji aditivi: prašina Kuiperovog pojasa , međuzvjezdana prašina koja prolazi kroz Sunčev sistem i beta meteoroidi . Međuzvjezdana prašina se može vidjeti kao tamni ili svijetli oblaci ( magline )

U Sunčevom sistemu prašnjava materija nije ravnomerno raspoređena, već je koncentrisana uglavnom u prašnjavim oblacima (nehomogenosti) različitih veličina. To je utvrđeno, posebno, tokom potpunog pomračenja Sunca 15. februara 1961. godine, korišćenjem optičke opreme instalirane na raketi sonde Instituta za primenjenu geofiziku za merenje sjaja spoljašnje korone u visinskom intervalu 60-100 km iznad Zemljina površina.

Značaj i istraživanje

Kosmička prašina u galaksiji Andromeda , slika sa teleskopa Spitzer

Zvjezdana prašina je dugo vremena bila izvor iritacije astronomske zajednice, jer ometa promatranje svemirskih objekata. Od početka ere infracrvene astronomije uočeno je da su čestice kosmičke prašine važne komponente astrofizičkih procesa, a njihova analiza će pružiti informacije o takvim fenomenima kao što je formiranje Sunčevog sistema [14] . Zvjezdana prašina može igrati važnu ulogu u ranim fazama formiranja zvijezda i sudjelovati u formiranju budućih planeta. U Sunčevom sistemu kosmička prašina igra važnu ulogu u pojavi zodijačkog svetlosnog efekta, žbica prstenova Saturna , sistema prstenova Jupitera , Saturna, Urana i Neptuna , kao i kod kometa .

Trenutno je istraživanje kosmičke prašine interdisciplinarno područje koje uključuje fiziku ( fiziku čvrstog stanja , elektromagnetizam , fiziku površine, statističku fiziku , termofiziku ), teoriju fraktala , hemiju , meteoriku , kao i sve grane astronomije i astrofizike [15] . Ova formalno nepovezana područja istraživanja ujedinjuju se zbog činjenice da čestice kosmičke prašine prolaze kroz evolucijski ciklus koji uključuje kemijske, fizičke i dinamičke promjene. U evoluciji kosmičke prašine, tako su „utisnuti“ procesi evolucije Univerzuma kao celine.

Svaka čestica kosmičke prašine ima individualne karakteristike, kao što su početna brzina , svojstva materijala, temperatura , magnetsko polje itd., a mala promjena bilo kojeg od ovih parametara može dovesti do različitih scenarija "ponašanja" ove čestice. Koristeći odgovarajuće metode, možete dobiti informacije o tome odakle je ovaj objekt došao i kakvo je okruženje za postavljanje.

Metode detekcije

Zvjezdana prašina u maglini Konjska glava kako se vidi iz Hubble teleskopa.

Kosmička prašina se može otkriti indirektnim metodama, uključujući i analizu elektromagnetnih karakteristika njenih čestica.

Zvjezdana prašina se također može otkriti direktno („in situ“) korištenjem različitih metoda prikupljanja. Dnevno, prema različitim procjenama, u Zemljinu atmosferu padne od 5 do 300 tona vanzemaljske materije [16] [17] .

Razvijene su metode za prikupljanje uzoraka kosmičke prašine u Zemljinoj atmosferi. Na primjer, NASA prikuplja pomoću kolektora ploča koji se nalaze ispod krila aviona koji lete u stratosferi . Uzorci svemirske prašine se također prikupljaju iz površinskih sedimenata velikih ledenih masa ( Antarktik i Arktik ) i dubokih morskih sedimenata.

Drugi izvor kosmičke prašine su meteoriti , koji sadrže zvjezdanu prašinu. Čestice zvjezdane prašine su tvrdi, vatrostalni komadići materijala, prepoznatljivi po sastavu izotopa, koji se mogu naći samo u zvijezdama u razvoju prije ulaska u međuzvjezdani medij . Ove čestice su se kondenzovale iz zvezdane materije dok su se hladile dok su napuštale zvezdu.

Automatske međuplanetarne stanice se koriste za prikupljanje čestica kosmičke prašine u međuplanetarnom prostoru. Detektori prašine korišćeni su u misijama kao što su HEOS-2 , Helios [en] , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo i Cassini , LDEF , EURECA [en] i sateliti blizu Zemlje Gorid. Neki naučnici su koristili Voyager 1 i Voyager 2 kao neku vrstu džinovske Langmuir sonde . Trenutno su detektori prašine instalirani na letjelicama Ulysses , PROBA [en] , Rosetta , Stardust i New Horizons . Uzorci svemirske prašine prikupljeni i na Zemlji i u svemiru čuvaju se u posebnim skladištima. Jedan od njih je u NASA -inom Lyndon Johnson centru u Hjustonu .

Velike brzine (reda 10-40 km/s) otežavaju hvatanje čestica kosmičke prašine. Stoga se razvijaju detektori kosmičke prašine za mjerenje parametara povezanih s česticama velike brzine i za određivanje fizičkih svojstava čestica (obično mase i brzine ) kroz laboratorijsku kalibraciju . Osim ovih, detektori prašine su mjerili i karakteristike kao što su udarni svjetlosni bljesak, zvučni signal i udarna jonizacija. Detektor prašine na Stardust-u bio je u stanju da uhvati netaknute čestice prašine u aerogelu niske gustine.

Dobre mogućnosti za proučavanje kosmičke prašine pružaju posmatranja u infracrvenom spektru, posebno uz pomoć NASA-inog svemirskog teleskopa Spitzer , najvećeg infracrvenog teleskopa koji radi u orbiti oko Zemlje. Tokom svoje misije, Spitzer je dobio slike i spektre toplotnog zračenja koje emituju svemirski objekti u rasponu od 3 do 180 mikrometara. Većina ovog infracrvenog zračenja je zarobljena u zemljinoj atmosferi i ne može se posmatrati sa Zemlje. Analizirajući niz Spitzerovih podataka, dobijeni su neki dokazi da se kosmička prašina formira u blizini supermasivne crne rupe [18] .

Drugi mehanizam za detekciju kosmičke prašine je polarimetrija . Budući da čestice nisu sferne i imaju tendenciju da ispravljaju međuzvjezdana magnetna polja , one polariziraju svjetlost zvijezda dok putuje kroz oblake prašine. Za obližnje regije međuzvjezdanog prostora, visokoprecizna optička polarimetrija korištena je za određivanje strukture prašine u Lokalnom mjehuru (područje razrijeđenog vrućeg plina unutar Orionovog kraka u našoj galaksiji) [19] .

Istraživači su 2019. otkrili međuzvjezdanu prašinu na Antarktiku, za koju se vjeruje da potiče iz lokalnog međuzvjezdanog oblaka . Prisustvo međuzvjezdane prašine na Antarktiku otkriveno je mjerenjem radionuklida Fe-60 i Mn-53 pomoću visokoosjetljive masene spektrometrije [20] .

Elektromagnetna svojstva

HH 151 je sjajan mlaz blistave materije pomešan sa narandžastim mlazom gasa i prašine. [21]

Čestice kosmičke prašine u interakciji su sa elektromagnetnim zračenjem , a priroda reflektovanog zračenja zavisi od karakteristika čestica kao što su veličina, poprečni presek, struktura, indeksi prelamanja , talasna dužina elektromagnetnog zračenja itd. apsorpcija zračenja , raspršivanje čestica , međuzvezdani apsorpcija ili polarizacija .

Rasipanje i slabljenje („potamnjivanje“) zračenja daje korisne informacije o veličini čestica prašine. Na primjer, ako svemirski objekt u određenom rasponu izgleda svjetlije nego u drugom, to nam omogućava da donesemo zaključak o veličini čestica.

Rasipanje svjetlosti od čestica prašine na fotografijama duge ekspozicije jasno je vidljivo u slučaju refleksijskih maglina (oblaci plina i prašine osvijetljeni zvijezdom) i daje predstavu o optičkim karakteristikama pojedinih čestica. Studije rasejanja X zraka međuzvjezdanom prašinom sugeriraju da će astronomski izvori X zraka [en] imati difuzne oreole zbog prašine [22] .

Neke druge nekretnine

Zvjezdana prašina se sastoji od mikročestica koje se mogu spojiti u veće fragmente nepravilnog oblika čija poroznost uvelike varira. Sastav, veličina i druga svojstva čestica ovise o njihovoj lokaciji, te, shodno tome, analiza sastava čestica prašine može ukazati na njihovo porijeklo. Međuzvjezdana prašina, čestice prašine u međuzvjezdanim oblacima i okozvjezdana prašina razlikuju se po svojim karakteristikama. Na primjer, čestice prašine u gustim međuzvjezdanim oblacima često imaju ledeni "plašt" i u prosjeku su veće od čestica prašine iz razrijeđenog međuzvjezdanog medija. Čestice međuplanetarne prašine obično su čak i veće veličine.

Većina vanzemaljske materije koja se taloži na površini Zemlje su meteoroidi promjera od 50 do 500 mikrometara i prosječne gustoće od 2,0 g/cm3 (sa poroznošću od oko 40%). Gustoća međuplanetarnih čestica prašine zarobljenih u Zemljinoj stratosferi kreće se od 1 do 3 g/cm³ sa prosječnom vrijednošću od oko 2,0 g/cm³ [23] .

U okozvezdanoj prašini pronađeni su molekuli CO , silicijum karbida , silikata , policikličnih aromatičnih ugljovodonika , leda i poliformaldehida (postoje i dokazi o prisutnosti čestica silikata i ugljika u međuzvjezdanoj sredini). Kometna prašina se generalno razlikuje od prašine asteroida . Asteroidna prašina nalikuje ugljeničnim hondritnim meteoritima [en] . Kometna prašina je po sastavu slična međuzvjezdanim česticama, koje mogu uključivati ​​silikate, policiklične aromatične ugljovodonike i led.

Zvezdana prašina

Termin "zvjezdana prašina" odnosi se na vatrostalne čestice prašine koje su nastale od plinova koje su protozvezdani objekti izbacili u oblak od kojeg je nastao Sunčev sistem [24] . Stardust čestica (zove presolar prašine u meteorics [hr] [25] ) se nalaze u meteoritima. Zvjezdana prašina, prije nego što je ušla u meteorite, bila je komponenta prašine u međuzvjezdanom mediju od početka formiranja Sunčevog sistema , prije više od četiri milijarde godina. Takozvani ugljenični hondriti [en] su najbogatiji izvor zvezdane prašine.

Na osnovu laboratorijskih studija identifikovan je veliki broj različitih vrsta zvjezdane prašine. Moguće je da su ove vatrostalne čestice prethodno bile obložene isparljivim spojevima koji se gube kada se meteorit otopi u kiselinama , ostavljajući samo nerastvorljive vatrostalne minerale. Pronalaženje zvjezdane prašine bez rastvaranja većine meteorita je izuzetno dugotrajan proces.

Studije koncentracije izotopa različitih hemijskih elemenata u zvjezdanoj prašini otvorile su mnoge nove aspekte nukleosinteze [26] . Važna svojstva zvjezdane prašine su karakteristike kao što su tvrdoća, otpornost na vatru, prisustvo tragova izlaganja visokim temperaturama. Uobičajene komponente čestica su silicijum karbid , grafit , glinica , spinel i druge čvrste materije koje se kondenzuju na visokim temperaturama iz ohlađenog gasa proizvedenog zvezdanim vetrovima ili tokom dekompresije unutrašnjosti supernove . Zvjezdana prašina se po sastavu veoma razlikuje od sastava čestica koje nastaju na niskim temperaturama unutar međuzvjezdanog medija.

Izotopski sastav zvjezdane prašine, prema dostupnim podacima, ne postoji u međuzvjezdanom mediju, što sugerira da se zvjezdana prašina kondenzira iz plinova pojedinih zvijezda prije nego što se izotopi "razrijede" kada se pomiješaju sa međuzvjezdanim medijem. Ovo omogućava identifikaciju originalnih zvijezda. Например, тяжёлые элементы в частицах карбида кремния (SiC) представляют собой практически чистые изотопы S-процесса , что соответствует их конденсации в красных гигантах асимптотической ветви , поскольку звезды этой ветви являются основным источником нуклеосинтеза и имеют наблюдаемые атмосферы, высоко обогащённые элементами S-процесса.

Ещё один пример — так называемые конденсаты сверхновых, в англоязычной литературе обозначаемые аббревиатурой SUNOCON (от SUperNOva CONdensate [27] ), чтобы отличать их от другого типа звёздной пыли, сконденсировавшейся в звёздных атмосферах. Конденсаты сверхновых содержат аномально большое количество изотопа 44 Ca [28] , что свидетельствует о том, что они конденсировались в атмосфере, содержавшей большое количество радиоактивного изотопа 44 Ti, период полураспада которого составляет 65 лет. Таким образом, радиоактивные ядра 44 Ti были ещё «живыми» в период конденсации внутри расширяющейся внутренней части сверхновой, но стали угасшими радионуклидами [en] (в частности, 44 Ca) после времени, необходимого для смешивания с межзвёздным газом. Это открытие подтвердило предсказание [29] 1975 года о том, что таким образом можно было бы идентифицировать конденсаты сверхновых. Содержание карбида кремния в звёздной пыли конденсата сверхновых составляет всего лишь 1 % от содержания карбида кремния в звёздной пыли асимптотической ветви гигантов.

Звёздная пыль (как конденсаты сверхновых, так и звёздная пыль асимптотической ветви гигантов) представляет собой лишь малую часть космической пыли — менее 0,1 % от массы всего межзвёздного твёрдого вещества, но исследования звёздной пыли представляют большой интерес, особенно при изучении звёздной эволюции и нуклеосинтеза .

Изучение звёздной пыли позволяет анализировать вещества, которые существовали до образования Земли [30] , что когда-то считалось невозможным, особенно в 1970-х годах, когда господствовала точка зрения, что Солнечная система зародилась как облако раскалённого газа [31] , в котором отсутствовали твёрдые частицы, испарившиеся при высокой температуре. Существование звёздной пыли позволило опровергнуть эту гипотезу.

Пылеобразование

Крупные частицы пыли, по-видимому, имеют сложную структуру, включающую огнеупорные ядра, которые конденсируются внутри звёздных потоков со слоями, сформировавшимися при вхождении в холодные плотные межзвёздные облака. Компьютерное моделирование циклического процесса роста и разрушения частиц вне облаков продемонстрировало, что такие ядра живут намного дольше, чем пылевая масса в целом [32] [33] . Эти ядра в основном включают частицы кремния, конденсирующиеся в атмосферах холодных богатых кислородом красных гигантов и частицы углерода, конденсирующиеся в атмосферах холодных углеродных звёзд . Красные гиганты, которые эволюционировали или изменились по отношению к главной последовательности и вступили в фазу звёзд-гигантов , являются основным источником огнеупорных ядер пылевых частиц. Эти огнеупорные ядра также называют «звёздной пылью» (см. раздел выше) — термином для обозначения небольшой части космической пыли, которая конденсируется в потоках звёздных газов в период истечения последних из звёзд. Несколько процентов огнеупорных ядер пылевых частиц конденсируются в расширяющихся недрах сверхновых, представляющих собой своего рода космические декомпрессионные камеры. В метеоритике огнеупорную звёздную пыль, извлечённую из метеоритов, часто называют «пресолярной пылью», но в метеоритах содержится лишь малая часть всей пресолярной пыли. Звёздная пыль конденсируется внутри звёзд в качественно иных условиях, нежели основная масса космической пыли, которая формируется в тёмных молекулярных облаках галактики. Эти молекулярные облака очень холодные, обычно с температурой менее 50 К, поэтому многие виды льда могут налипать на частицы пыли только в случаях, когда они разрушаются или расщепляются излучением и сублимацией до газообразного состояния. После того как Солнечная система сформировалась, многие межзвёздные частицы пыли подверглись дополнительным изменениям путём слияний и химических реакций в планетарном аккреционном диске. История различных типов частиц на раннем этапе формирования Солнечной системы до настоящего времени изучена достаточно слабо.

Известно, что космическая пыль образуется в оболочках звёзд поздней эволюции из определённых наблюдаемых структур. Инфракрасное излучение с длиной волны 9,7 мкм является признаком наличия кремниевой пыли в холодных эволюционировавших гигантских звёздах, богатых кислородом. Излучение на волне 11,5 мкм указывает на наличие пыли карбида кремния. Это даёт основания утверждать, что небольшие кремниевые пылевые частицы произошли от внешних оболочек этих звёзд [34] [35] .

Условия в межзвёздном пространстве обычно не способствуют образованию кремниевых ядер пылевых частиц, поскольку требуют длительного времени. Расчёты показывают, что при наблюдаемом типичном диаметре пылевой частицы и температуре межзвёздного газа образование межзвёздных частиц может потребовать времени, превышающего возраст Вселенной [36] . С другой стороны, видно, что пылевые частицы сравнительно недавно формировались в непосредственной близости от соседних звёзд, в выбросах новых и сверхновых , а также переменных звёзд типа R Северной Короны , которые, по-видимому, выбрасывают дискретные облака, содержащие как газ, так и пыль. Таким образом, звёзды теряют массу там, где образуются огнеупорные ядра пылевых частиц.

Большая часть космической пыли в Солнечной системе — это пыль, прошедшая многократную трансформацию из первоначального материала «строительства» Солнечной системы, который впоследствии сконцентрировался в планетезималях , и оставшееся твёрдое вещество ( кометы и астероиды ), преобразованное во время столкновений этих тел. В истории формирования Солнечной системы наиболее распространённым элементом был (и все ещё остаётся) водород — H 2 . Такие химические элементы, как магний , кремний и железо , являющиеся основными компонентами планет земной группы , конденсируются в твёрдое фазовое состояние при самых высоких температурах планетарного диска. Некоторые молекулы, такие как CO, N 2 , NH 3 и свободный кислород , существовали в газообразном виде. Некоторые элементы и соединения, например, графит (C) и карбид кремния, конденсируются в твёрдые частицы в планетарном диске; но частицы углерода и карбида кремния, обнаруженные в метеоритах, являются пресолярными, исходя из их изотопного состава, а не из-за образования планетарного диска. Некоторые молекулы формировали сложные органические соединения, а другие молекулы образовывали замороженные ледяные покровы, которые могли покрывать «огнеупорные» (Mg, Si, Fe) ядра пылевых частиц. Звёздная пыль представляет исключение из общей тенденции, поскольку при её конденсации внутри звёзд формируются тугоплавкие кристаллические минералы. Конденсация графита происходит внутри недр сверхновой, когда они расширяются и охлаждаются, и это происходит даже в газе, содержащем больше кислорода, чем углерода [37] . Подобные свойства углерода стали возможны благодаря радиоактивной среде сверхновых. Этот пример пылеобразования заслуживает особого рассмотрения [38] .

Образование планетарных дисков предшественников молекул во многом определялось температурой солнечной туманности. Так как температура солнечной туманности снижалась по мере удаления от формирующегося Солнца, можно определить происхождение пылевой частицы, исходя из её состава. Некоторые материалы пылевых частиц могли быть получены только при высоких температурах, в то время как другие материалы — при значительно более низких. Нередко в одной пылевой частице содержатся компоненты, которые формировались в разных местах и ​​в разное время в солнечной туманности. Бо́льшая часть вещества, присутствовавшего в исходной солнечной туманности, с тех пор исчезла (была втянута в Солнце, улетучилась в межзвёздное пространство или стала частью планет, астероидов или комет).

Из-за их высокой степени трансформации частицы межпланетной пыли представляют собой мелкозернистые смеси, состоящие от тысяч до миллионов минеральных частиц и аморфных компонентов . Можно изобразить такую частицу как «матрицу» материала со «встроенными» элементами, которые были сформированы в разное время и в разных местах солнечной туманности, а также до её образования. Примерами элементов, «встроенных» в космическую пыль, являются стеклянные частицы с вкраплением металлов и сульфидов [en] , хондры и CAI [en] .

От солнечной туманности до Земли

Планетологи классифицируют хондритовые частицы по степени окисления содержащегося в них железа: энстатитовые (Е), обыкновенные (О) и углистые (С). Как следует из названия, углистые хондриты богаты углеродом, и многие из них имеют аномалии в содержании изотопов водорода , азота , углерода и кислорода . Наряду с углистыми хондритами, имеются частицы космической пыли, которые содержат элементы с самой низкой температурой конденсации («летучие» элементы) и наибольшее количество органических соединений. Предполагается, что эти частицы пыли образовались на начальном этапе формирования Солнечной системы. «Летучие» элементы не находились при температуре выше 500 К, поэтому «матрица» частицы межпланетной пыли состоит из какого-то очень «раннего» по возрасту материала. Этот сценарий справедлив в случае кометной пыли [39] . Происхождение мелкой фракции, которая является звёздной пылью (см. выше), совершенно иное; это тугоплавкие минералы, сформировавшиеся внутри звёзд, которые становятся компонентами межзвёздной материи и остаются в формирующемся планетарном диске. Поток ионов от солнечных вспышек оставляет следы на частицах. Ионы солнечного ветра , воздействующие на поверхность частицы, порождают аморфное излучение, деформированное дисками на поверхности частицы, а спаллогенные ядра порождаются галактическими и солнечными космическими лучами. Частица пыли, которая образуется в поясе Койпера на расстоянии в 40 астрономических единиц от Солнца, будет иметь намного большую плотность следов и более высокие интегрированные дозы излучения, чем частицы пыли, возникающие в главном поясе астероидов.

Компьютерное моделирование 2012 года показало, что сложные органические молекулы , необходимые для возникновения жизни ( внеземные органические молекулы ), могли образоваться в протопланетном диске из частиц пыли, окружающих Солнце, до образования Земли [40] . Аналогичные процессы могут происходить и вокруг других звёзд, имеющих планетные системы [40] .

В сентябре 2012 года учёные НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), подвергнутые воздействию условий межзвёздной среды , посредством гидрирования , оксигенации [en] и гидроксилирования [en] превращаются в более сложные органические вещества — «шаг по пути к аминокислотам и нуклеотидам, сырью белков и ДНК , соответственно» [41] [42] . Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свои спектроскопические характеристики , что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в межзвёздных частицах льда, особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетных дисков» [41] [42] .

В феврале 2014 года НАСА объявило об обновлении базы данных [43] [44] для обнаружения и мониторинга полициклических ароматических углеводородов во Вселенной. По словам представителей НАСА, более 20 % углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, возможными исходными материалами для формирования жизни [44] . По-видимому, ПАУ образовались вскоре после Большого взрыва [45] [46] [47] и они связаны с новыми звёздами и экзопланетами [44] .

В марте 2015 года представители НАСА сообщили, что впервые в лаборатории в условиях, максимально приближённых к космическому пространству, были синтезированы сложные органические соединения ДНК и РНК , включая урацил , цитозин и тимин , с использованием исходных химических веществ, таких как пиримидин , найденных в метеоритах. По мнению учёных, пиримидин — наиболее богатое углеродом химическое вещество, обнаруженное во Вселенной, возможно, образовался в красных гигантах или в межзвёздных пылевых и газовых облаках [48] .

Пылевые облака во Вселенной

Солнечная система, как и другие планетные системы, имеет своё собственное межпланетное пылевое облако [en] . Во Вселенной существуют различные типы газопылевых туманностей с различными физическими характеристиками и процессами: диффузные туманности , инфракрасные отражательные туманности , остатки сверхновых , молекулярные облака , области HII , области фотодиссоциации [en] и тёмные туманности .

Различия между этими типами туманностей заключаются в характере испускаемого ими излучения. Например, области H II, такие как туманность Ориона , где идут интенсивные процессы звездообразования, характеризуются как тепловые эмиссионные туманности. С другой стороны, остатки сверхновых, такие как Крабовидная туманность , характеризуются нетепловым ( синхротронным излучением ).

Некоторые из наиболее известных пылевых туманностей — диффузные туманности из каталога Мессье , такие как M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . Существуют и более крупные каталоги пылевых объектов — Каталог Шарплесса (1959). Каталог областей HII Линдса (1965) Каталог светлых туманностей Линдса (1962), Каталог тёмных туманностей ван ден Берга (1966) Каталог отражательных туманностей Грина (1988) Каталог Национального центра данных по космическим наукам (NSSDC) НАСА [50] и CDS Online-каталоги [51] .

Доставка образцов пыли

В рамках программы НАСА « Discovery » для исследования кометы 81P/Вильда и сбора образцов космической пыли 7 февраля 1999 года была запущена автоматическая межпланетная станция « Стардаст ». «Стардаст» доставила образцы пыли на Землю 15 января 2006 года. Весной 2014 года было объявлено о восстановлении частиц межзвёздной пыли из образцов [52] .

См. также

Примечания

  1. Three Bands of Light . Дата обращения: 4 апреля 2016.
  2. 60 Tons Of Cosmic Dust Fall To Earth Every Day , Popular Science . Дата обращения 8 декабря 2016.
  3. Herbert A. Zook. Spacecraft Measurements of the Cosmic Dust Flux (англ.) // Accretion of Extraterrestrial Matter Throughout Earth's History / Bernhard Peucker-Ehrenbrink, Birger Schmitz. — Springer US, 2001-01-01. — P. 75—92 . — ISBN 9781461346685 , 9781441986948 . — doi : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5 .
  4. «Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel» Gregory L. Matloff, Less Johnson, February, 2005
  5. Chow, Denise Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars . Space.com (26 октября 2011). Дата обращения: 26 октября 2011.
  6. ScienceDaily Staff. Astronomers Discover Complex Organic Matter Exists Throughout the Universe . ScienceDaily (26 октября 2011). Дата обращения: 27 октября 2011.
  7. Kwok, Sun; Zhang, Yong. Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features (англ.) // Nature : journal. — 2011. — 26 October ( vol. 479 , no. 7371 ). — P. 80—3 . — doi : 10.1038/nature10542 . — Bibcode : 2011Natur.479...80K . — PMID 22031328 .
  8. Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William. Stardust Discovers Potential Interstellar Space Particles . NASA (14 августа 2014). Дата обращения: 14 августа 2014.
  9. Dunn, Marcia . Specks returned from space may be alien visitors , AP News (14 августа 2014). Дата обращения 14 августа 2014.
  10. Hand, Eric. Seven grains of interstellar dust reveal their secrets (англ.) // Science News (англ.) : magazine. — 2014. — 14 August.
  11. Westphal, Andrew J. et al. Evidence for interstellar origin of seven dust particles collected by the Stardust spacecraft (англ.) // Science : journal. — 2014. — 15 August ( vol. 345 ). — P. 786—791 . — doi : 10.1126/science.1252496 . — Bibcode : 2014Sci...345..786W . — PMID 25124433 .
  12. Alan E. Rubin; Jeffrey N. Grossman. Meteorite and meteoroid: New comprehensive definitions (англ.) // Meteoritics & Planetary Science (англ.) : journal. — 2010. — January ( vol. 45 , no. 1 ). — P. 114—122 .
  13. Новые данные обсерватории Planck закрывают чересчур оптимистичную интерпретацию результатов BICEP2
  14. Starkey, Natalie . Your House is Full of Space Dust – It Reveals the Solar System's Story , Space.com (22 ноября 2013). Дата обращения 16 февраля 2014.
  15. Eberhard Grün. Interplanetary dust . — Berlin: Springer, 2001. — ISBN 978-3-540-42067-5 .
  16. Atkins, Nancy (March 2012), Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth , Universe Today , < http://www.universetoday.com/94392/getting-a-handle-on-how-much-cosmic-dust-hits-earth/#ixzz2j9WbyxMT >  
  17. Royal Astronomical Society, press release (March 2012), CODITA: measuring the cosmic dust swept up by the Earth (UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012 ed.), Royal Astronomical Society , < http://www.jodrellbank.manchester.ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html >   Архивная копия от 20 сентября 2013 на Wayback Machine
  18. Markwick-Kemper, F.; Gallagher, SC; Hines, DC; Bouwman, J. Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2007. — Vol. 668 , no. 2 . — P. L107—L110 . — doi : 10.1086/523104 . — Bibcode : 2007ApJ...668L.107M . — arXiv : 0710.2225 .
  19. Cotton, DV et al. The linear polarization of Southern bright stars measured at the parts-per-million level (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2016. — January ( vol. 455 , no. 2 ). — P. 1607—1628 . — doi : 10.1093/mnras/stv2185 . — Bibcode : 2016MNRAS.455.1607C . — arXiv : 1509.07221 . arXiv
  20. Koll, D.; et., al. Interstellar 60Fe in Antarctica . — Physical Review Letters, 2019. — doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701 .
  21. A glowing jet from a young star . Дата обращения 19 февраля 2013.
  22. Smith RK; Edgar RJ; Shafer RA The X-ray halo of GX 13+1 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2002. — December ( vol. 581 , no. 1 ). — P. 562—569 . — doi : 10.1086/344151 . — Bibcode : 2002ApJ...581..562S . — arXiv : astro-ph/0204267 .
  23. Love SG; Joswiak DJ; Brownlee DE Densities of stratospheric micrometeorites (англ.) // Icarus . — Elsevier , 1992. — Vol. 111 , no. 1 . — P. 227—236 . — doi : 10.1006/icar.1994.1142 . — Bibcode : 1994Icar..111..227L .
  24. Donald D. Clayton, Precondensed Matter: Key to the Early Solar System, Moon & Planets 19, 109 (1978)
  25. Zinner, E. Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of premolar grains from primitive meteorites (англ.) // Annual Review of Earth and Planetary Sciences : journal. — Annual Reviews , 1998. — Vol. 26 . — P. 147—188 . — doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 . — Bibcode : 1998AREPS..26..147Z .
  26. DD Clayton; LR Nittler. Astrophysics with Presolar Stardust (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.) : journal. — 2004. — Vol. 42 , no. 1 . — P. 39—78 . — doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 . — Bibcode : 2004ARA&A..42...39C .
  27. DD Clayton, Moon and Planets 19, 109 (1978)
  28. Nittler, LR; Amari, S.; Zinner, E.; Woosley, SE Extinct 44 Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1996. — Vol. 462 . — P. L31—34 . — doi : 10.1086/310021 . — Bibcode : 1996ApJ...462L..31N .
  29. Clayton, Donald D. 22Na, Ne-E, Extinct radioactive anomalies and unsupported 40Ar (англ.) // Nature : journal. — 1975. — Vol. 257 , no. 5521 . — P. 36—37 . — doi : 10.1038/257036b0 . — Bibcode : 1975Natur.257...36C .
  30. Clayton, Donald D. Planetary solids older than the Earth (англ.) // Science. — 2000. — Vol. 288 , no. 5466 . — P. 619 . — doi : 10.1126/science.288.5466.617f .
  31. Grossman, L. Condensation in the primitive solar nebula (англ.) // Geochim. Cosmochim. Acta (англ.) : journal. — 1972. — Vol. 36 , no. 5 . — P. 597—619 . — doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6 . — Bibcode : 1972GeCoA..36..597G .
  32. Liffman, Kurt; Clayton, Donald D. Stochastic histories of refractory interstellar dust (англ.) // Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference : journal. — 1988. — Vol. 18 . — P. 637—657 . — Bibcode : 1988LPSC...18..637L .
  33. Liffman, Kurt; Clayton, Donald D. Stochastic evolution of refractory interstellar dust during the chemical evolution of a two-phase interstellar medium (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1989. — Vol. 340 . — P. 853—868 . — doi : 10.1086/167440 . — Bibcode : 1989ApJ...340..853L .
  34. Humphreys, Roberta M.; Strecker, Donald W.; Ney, EP Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1972. — Vol. 172 . — P. 75 . — doi : 10.1086/151329 . — Bibcode : 1972ApJ...172...75H .
  35. Evans 1994, pp. 164—167
  36. Evans 1994, pp. 147—148
  37. Clayton, Donald D.; Liu, W.; Dalgarno, A. Condensation of carbon in radioactive supernova gas (англ.) // Science : journal. — 1999. — Vol. 283 , no. 5406 . — P. 1290—1292 . — doi : 10.1126/science.283.5406.1290 . — Bibcode : 1999Sci...283.1290C .
  38. Clayton, Donald D. A new astronomy with radioactivity: radiogenic carbon chemistry (англ.) // New Astronomy Reviews : journal. — 2011. — Vol. 55 , no. 5—6 . — P. 155—165 . — doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001 . — Bibcode : 2011NewAR..55..155C .
  39. Gruen, Eberhard (1999). "Encyclopedia of the Solar System—Interplanetary Dust and the Zodiacal Cloud".: XX.  
  40. 1 2 Moskowitz, Clara Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun . Space.com (29 марта 2012). Дата обращения: 30 марта 2012.
  41. 1 2 Staff. NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins . Space.com (20 сентября 2012). Дата обращения: 22 сентября 2012.
  42. 1 2 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui. In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2012. — 1 September ( vol. 756 ). — P. L24 . — doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24 . — Bibcode : 2012ApJ...756L..24G .
  43. NASA Ames PAH IR Spectroscopic Database . www.astrochem.org .
  44. 1 2 3 Hoover, Rachel Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That . NASA (21 февраля 2014). Дата обращения: 22 февраля 2014.
  45. Carey, Bjorn Life's Building Blocks 'Abundant in Space' . Space.com (18 октября 2005). Дата обращения: 3 марта 2014.
  46. Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, LJ Variations in the Peak Position of the 6.2 μm Interstellar Emission Feature: A Tracer of N in the Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Population (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2005. — 10 October ( vol. 632 , no. 1 ). — P. 316—332 . — doi : 10.1086/432495 . — Bibcode : 2005ApJ...632..316H .
  47. Allamandola, Louis. Cosmic Distribution of Chemical Complexity (недоступная ссылка) . NASA (13 апреля 2011). Дата обращения: 3 марта 2014. Архивировано 27 февраля 2014 года.
  48. Marlaire, Ruth NASA Ames Reproduces the Building Blocks of Life in Laboratory . NASA (3 марта 2015). Дата обращения: 5 марта 2015.
  49. Messier Catalog . Дата обращения: 6 июля 2005. Архивировано 14 ноября 1996 года.
  50. Welcome to the NSSDCA . nssdc.gsfc.nasa.gov .
  51. VizieR {{catName}}
  52. Stardust Interstellar Dust Particles (недоступная ссылка) . JSC, NASA (13 марта 2014). Дата обращения: 22 октября 2019. Архивировано 14 июля 2007 года.

Литература

Ссылки