Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с Межзвездной пыли )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Сюда перенаправляется «космическая пыль». Для использования в других целях, см Космическая пыль (значения) .
Для джаз-бэнда см Cosmic Dust (группа) .
Пористая хондритная межпланетная пылинка.

Космическая пыль , также называемая внеземной пылью или космической пылью , - это пыль, которая существует в космическом пространстве или упала на Землю . [1] [2] Большинство частиц космической пыли имеют размер от нескольких молекул до 0,1 мм (100 микрометров). Более крупные частицы называются метеороидами . Космическую пыль можно также различить по ее астрономическому местоположению: межгалактическая пыль , межзвездная пыль, межпланетная пыль (например, в зодиакальном облаке ) и околопланетная пыль (например, в планетном кольце ).

В Солнечной системе межпланетная пыль вызывает зодиакальный свет . Пыль Солнечной системы включает в себя кометную пыль , астероидную пыль , пыль из пояса Койпера и межзвездную пыль, проходящую через Солнечную систему. По оценкам, тысячи тонн космической пыли достигают поверхности Земли каждый год [3], причем масса большинства зерен составляет от 10 -16 кг (0,1 пг) до 10 -4 кг (100 мг). [3] Плотность пылевого облака, через которое движется Земля, составляет примерно 10 −6 пылинок / м 3 . [4]

Космическая пыль содержит некоторые сложные органические соединения (аморфные органические твердые вещества со смешанным Aromatic - алифатический структура) , которые могут быть созданы , естественно, и быстро, по звездам . [5] [6] [7] Меньшая часть пыли в космосе - это «звездная пыль», состоящая из более крупных тугоплавких минералов, которые конденсировались в виде материи, оставленной звездами.

Частицы межзвездной пыли были собраны космическим кораблем Stardust, а образцы были возвращены на Землю в 2006 году. [8] [9] [10] [11]

Исследование и важность [ править ]

Представление художника об образовании пыли вокруг взрыва сверхновой. [12]

Космическая пыль когда-то раздражала астрономов только потому, что заслоняла объекты, которые они хотели наблюдать. Когда началась инфракрасная астрономия , частицы пыли рассматривались как важные и жизненно важные компоненты астрофизических процессов. Их анализ может раскрыть информацию о таких явлениях, как образование Солнечной системы. [13] Например, космическая пыль может управлять потерей массы , когда звезда находится приближается к концу своей жизни , играет определенную роль на ранних этапах формирования звезды и форме планете . В Солнечной системе , пыль играет важную роль в зодиакальном свете , Сатурн «ы B Кольцо спиц, внешние диффузные планетарные кольца у Юпитера , Сатурна, Урана и Нептуна и кометы .

Зодиакальный свет, вызванный космической пылью. [14]

Междисциплинарное исследование пыли объединяет различную научную области: физика ( твердотельный , электромагнитную теорию , физику поверхности, статистическую физику , теплофизика ), фрактальную математику , химию поверхности на пылевых частицах, метеоритике , а также все отрасли астрономии и астрофизики . [15] Эти разрозненные области исследований могут быть объединены следующей темой: частицы космической пыли эволюционируют циклически; химически, физически и динамически. Эволюция пыли отслеживает пути, по которым Вселенная перерабатывает материал, в процессах, аналогичных повседневным этапам переработки, с которыми знакомы многие люди: производство, хранение, обработка, сбор, потребление и утилизация.

Наблюдения и измерения космической пыли в различных регионах дают важное представление о процессах переработки Вселенной; в облаках диффузной межзвездной среды , в молекулярных облаках , в околозвездной пыли из молодых звездных объектов , и в планетарных системах , такие как солнечная система , где астрономы считают пыль , как в наиболее переработанном состоянии. Астрономы накапливают "снимки" пыли на разных этапах ее жизни и со временем формируют более полный фильм о сложных этапах переработки Вселенной.

Такие параметры, как начальное движение частицы, свойства материала, промежуточная плазма и магнитное поле, определяли прибытие пылевой частицы к детектору пыли. Незначительное изменение любого из этих параметров может существенно отличаться от динамического поведения пыли. Таким образом, можно узнать, откуда появился этот объект и что находится в промежуточной среде.

Методы обнаружения [ править ]

Космическая пыль Галактики Андромеды, открытая в инфракрасном свете космическим телескопом Спитцера .

Космическую пыль можно обнаружить с помощью косвенных методов, использующих излучательные свойства частиц космической пыли.

Космическую пыль также можно обнаружить напрямую («на месте»), используя различные методы сбора и из различных мест сбора. Оценки ежедневного притока внеземного материала, входящего в атмосферу Земли, колеблются от 5 до 300 тонн. [16] [17]

НАСА собирает образцы частиц звездной пыли в атмосфере Земли с помощью пластинчатых коллекторов под крыльями летящих в стратосфере самолетов . Образцы пыли также собираются из поверхностных отложений на больших массивах льда на Земле (Антарктида и Гренландия / Арктика) и в глубоководных отложениях.

Дон Браунли в Университете штата Вашингтон в Сиэтле первым достоверно определены внеземную природу собранных частиц пыли в последних 1970 - ых. Другой источник - метеориты , содержащие извлеченную из них звездную пыль . Зерна звездной пыли - твердые тугоплавкие частицы отдельных пресолнечных звезд. Они узнаваемы по их экстремальному изотопному составу, который может быть только изотопным составом внутри эволюционировавших звезд до любого смешивания с межзвездной средой. Эти зерна конденсировались из звездного вещества, когда оно остывало, покидая звезду.

Космическая пыль туманности Конская Голова, обнаруженная космическим телескопом Хаббла .

В межпланетном пространстве были созданы и запущены детекторы пыли на планетарных космических кораблях, некоторые из них в настоящее время летают, а в настоящее время строится еще больше, чтобы летать. Большие орбитальные скорости пылевых частиц в межпланетном пространстве (обычно 10–40 км / с) делают захват неповрежденных частиц проблематичным. Вместо этого локальные детекторы пыли обычно разрабатываются для измерения параметров, связанных с высокоскоростным воздействием частиц пыли на прибор, а затем для определения физических свойств частиц (обычно массы и скорости) посредством лабораторной калибровки (т.е. известные свойства на лабораторную копию детектора пыли). На протяжении многих лет детекторы пыли измеряли, среди прочего, ударную световую вспышку, акустический сигнал и ударную ионизацию. Недавно инструмент пыли на Stardustзахваченные частицы неповрежденными в аэрогеле низкой плотности .

Детекторы пыли в прошлом использовались в космических миссиях HEOS-2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo и Cassini , на орбитальных спутниках LDEF , EURECA и Gorid, а некоторые ученые использовали Voyager 1 и 2 в качестве гигантских зондов Ленгмюра для непосредственного отбора проб космической пыли. В настоящее время детекторы пыли летают на Улиссе , Проба , Розетте , Звездной пыли и Новых Горизонтах.космический корабль. Собранная пыль на Земле или собранная дальше в космосе и возвращенная космическими миссиями с возвратом проб затем анализируется исследователями пыли в их соответствующих лабораториях по всему миру. Одно большое хранилище космической пыли существует в НАСА в Хьюстоне.

Инфракрасный свет может проникать в облака космической пыли, позволяя нам заглядывать в области звездообразования и центры галактик. Космический телескоп НАСА " Спитцер" - самый большой инфракрасный телескоп, запущенный в космос. Он был доставлен ракетой «Дельта» с мыса Канаверал, штат Флорида, 25 августа 2003 года. Во время своей миссии «Спитцер» получил изображения и спектры, регистрируя тепловое излучение, испускаемое объектами в космосе, в диапазоне длин волн от 3 до 180 мкм. Большая часть этого инфракрасного излучения блокируется атмосферой Земли и не может быть замечена с земли. Открытия спутника Spitzer оживили исследования космической пыли. В одном из отчетов были приведены некоторые доказательства того, что космическая пыль образуется около сверхмассивной черной дыры. [18]

Другой механизм обнаружения - поляриметрия . Зерна пыли не имеют сферической формы и имеют тенденцию выравниваться по межзвездным магнитным полям , предпочтительно поляризуя звездный свет, который проходит через пылевые облака. В близлежащем межзвездном пространстве, где межзвездное покраснение недостаточно интенсивно, чтобы его можно было обнаружить, была использована высокоточная оптическая поляриметрия для определения структуры пыли внутри Местного пузыря . [19]

В 2019 году исследователи обнаружили межзвездную пыль в Антарктиде, которую они связывают с Местным межзвездным облаком . Обнаружение межзвездной пыли в Антарктиде было сделано путем измерения радионуклидов Fe-60 и Mn-53 с помощью высокочувствительной ускорительной масс-спектрометрии . [20]

Излучательные свойства [ править ]

HH 151 - это яркая струя светящегося материала, за которой следует замысловатый, оранжевого цвета шлейф газа и пыли. [21]

Частица пыли взаимодействует с электромагнитным излучением способом, который зависит от ее поперечного сечения , длины волны электромагнитного излучения и от природы частицы : ее показателя преломления , размера и т. Д. Процесс излучения отдельной частицы называется ее коэффициент излучения , зависящий от коэффициента полезного действия зерна . Кроме того, мы должны указать , является ли процесс излучательной способности экстинкции , рассеяние , поглощение , или поляризация . На кривых излучения излучения несколько важных признаков определяют состав излучающих или поглощающих частиц пыли.

Частицы пыли могут неравномерно рассеивать свет. Свет, рассеянный вперед, - это свет, который слегка отклоняется от своего пути за счет дифракции , а свет, рассеянный назад, - это отраженный свет.

Рассеяние и затухание («затемнение») излучения дает полезную информацию о размерах пылинок. Например, если объект (ы) в наших данных во много раз ярче в видимом свете, рассеянном вперед, чем в видимом свете, рассеянном назад, то мы знаем, что значительная часть частиц имеет диаметр около микрометра.

Рассеяние света от пылинок на фотографиях видимого диапазона с длинной выдержкой весьма заметно в отражательных туманностях и дает представление о светорассеивающих свойствах отдельной частицы. В области длин волн рентгеновского излучения многие ученые исследуют рассеяние рентгеновских лучей межзвездной пылью, а некоторые предположили, что астрономические источники рентгеновского излучения будут обладать диффузными ореолами из-за пыли. [22]

Звездная пыль [ править ]

Основная статья: пресолярные зерна

Зерна звездной пыли (также называемые метеоритами досолнечными зернами [23] ) содержатся внутри метеоритов, из которых они извлекаются в земных лабораториях. Звездная пыль была компонентом пыли в межзвездной среде до того, как она попала в метеориты. Метеориты сохранили эти частицы звездной пыли с тех пор, как метеориты впервые собрались в планетарном аккреционном диске более четырех миллиардов лет назад. Так называемые углистые хондриты являются особенно плодородными резервуарами звездной пыли. Каждое зернышко звездной пыли существовало до образования Земли. Звездная пыль- это научный термин, обозначающий тугоплавкие пылинки, которые конденсировались в результате охлаждения газов, выбрасываемых отдельными досолнечными звездами, и включались в облако, из которого конденсировалась Солнечная система. [24]

В результате лабораторных измерений необычного изотопного состава химических элементов, составляющих каждое зернышко звездной пыли, было идентифицировано множество различных типов звездной пыли. Эти тугоплавкие минеральные зерна, возможно, ранее были покрыты летучими соединениями, но они теряются при растворении метеоритного вещества в кислотах, оставляя только нерастворимые тугоплавкие минералы. Обнаружение ядер зерен без растворения большей части метеорита было возможным, но трудным и трудоемким (см. Досолнечные зерна ).

Многие новые аспекты нуклеосинтеза были обнаружены на основе соотношений изотопов в зернах звездной пыли. [25] Важным свойством звездной пыли является твердость, тугоплавкость и высокотемпературная природа зерен. Наиболее заметны карбид кремния , графит , оксид алюминия , алюминиевая шпинель и другие подобные твердые вещества, которые могут конденсироваться при высокой температуре из охлаждающего газа, например, при звездном ветре или при декомпрессии внутренней части сверхновой . Они сильно отличаются от твердых тел, образующихся при низкой температуре в межзвездной среде.

Также важны их экстремальные изотопные составы, которых не ожидается нигде в межзвездной среде. Это также предполагает, что звездная пыль, конденсирующаяся из газов отдельных звезд до того, как изотопы могут быть разбавлены путем смешивания с межзвездной средой. Это позволяет идентифицировать звезды-источники. Например, тяжелые элементы в зернах карбида кремния (SiC) являются почти чистыми изотопами S-процесса , что соответствует их конденсации в ветрах красных гигантов звезды AGB, поскольку звезды AGB являются основным источником нуклеосинтеза S-процесса и имеют атмосферы, наблюдаемые с помощью астрономы должны быть в высшей степени обогащены элементами технологического процесса, добытыми драгами.

Другой яркий пример - так называемые конденсаты сверхновых звезд, которые обычно сокращают до SUNOCON (от SuperNOva Condensate [24] ), чтобы отличить их от другой звездной пыли, сконденсированной в звездных атмосферах. SUNOCONs содержат в своем кальций чрезмерно большое изобилие [26] из 44 Ca, демонстрируя , что они конденсируют , содержащие радиоактивный обильную 44 Ti, который имеет 65-летний период полураспада . Вылетевшие ядра 44 Ti были, таким образом, все еще "живыми" (радиоактивными), когда SUNOCON конденсировался около одного года внутри расширяющейся сверхновой звезды, но превратился бы в потухший радионуклид (в частности, 44Ca) по истечении времени, необходимого для смешения с межзвездным газом. Его открытие подтвердило предсказание [27] 1975 года о возможности идентификации SUNOCON таким способом. Количество SiC SUNOCON (от сверхновых) составляет лишь около 1% от количества SiC звездной пыли от звезд AGB.

Сама звездная пыль (частицы SUNOCON и AGB, которые исходят от определенных звезд) представляет собой лишь небольшую часть конденсированной космической пыли, составляющую менее 0,1% от общей массы межзвездных твердых тел. Высокий интерес к звездной пыли проистекает из новой информации, которую она принесла наукам звездной эволюции и нуклеосинтеза .

Лаборатории изучали твердые тела, существовавшие до образования Земли. [28] Когда-то это считалось невозможным, особенно в 1970-х годах, когда космохимики были уверены, что Солнечная система возникла как горячий газ [29], фактически лишенный каких-либо оставшихся твердых частиц, которые испарились бы при высокой температуре. Существование звездной пыли доказало, что эта историческая картина неверна.

Некоторые массовые свойства [ править ]

Гладкая хондритовая межпланетная пылинка.

Космическая пыль состоит из пылинок и собирается в частицы пыли. Эти частицы имеют неправильную форму с пористостью от пушистых до компактных . Состав, размер и другие свойства зависят от того, где находится пыль, и, наоборот, анализ состава частицы пыли может многое рассказать о ее происхождении. Общая диффузная пыль межзвездной среды , пылинки в плотных облаках , пыль планетных колец и околозвездная пыль - все они разные по своим характеристикам. Например, зерна в плотных облаках приобрели ледяной покров и в среднем больше, чем частицы пыли в диффузной межзвездной среде.Частицы межпланетной пыли (IDP), как правило, еще больше.

Основные элементы 200 стратосферных межпланетных пылевых частиц.

Большую часть притока внеземного вещества, падающего на Землю, составляют метеороиды с диаметром в диапазоне от 50 до 500 микрометров, средней плотностью 2,0 г / см³ (с пористостью около 40%). Суммарная скорость притока метеоритных участков большинства ВПЛ, захваченных в стратосфере Земли, колеблется от 1 до 3 г / см³ при средней плотности около 2,0 г / см³. [30]

Другие специфические свойства пыли: в околозвездной пыли астрономы обнаружили молекулярные сигнатуры CO , карбида кремния , аморфного силиката , полициклических ароматических углеводородов , водяного льда и полиформальдегида , среди прочего (в диффузной межзвездной среде есть доказательства наличия силикатных и углеродных зерен. ). Кометная пыль обычно отличается (с перекрытием) от астероидной пыли . Астероидная пыль напоминает углеродистые хондритовые метеориты . Кометная пыль похожа на межзвездные зерна которые могут включать силикаты, полициклические ароматические углеводороды и водяной лед.

В сентябре 2020 года были представлены доказательства наличия твердой воды в межзвездной среде и, в частности, водяного льда, смешанного с силикатными зернами в частицах космической пыли. [31]

Образование пылинок [ править ]

Крупные зерна в межзвездном пространстве, вероятно, сложны, с тугоплавкими ядрами, которые конденсировались внутри звездных потоков, увенчанных слоями, полученными во время вторжений в холодные плотные межзвездные облака. Этот циклический процесс роста и разрушения за пределами облаков был смоделирован [32] [33], чтобы продемонстрировать, что ядра живут намного дольше, чем среднее время жизни массы пыли. Эти ядра в основном начинаются с силикатных частиц, конденсирующихся в атмосферах холодных, богатых кислородом красных гигантов, и частиц углерода, конденсирующихся в атмосферах холодных углеродных звезд . Красные гиганты эволюционировали или изменились из основной последовательности и вошли в гигантскийфазе их эволюции и являются основным источником ядер тугоплавких пылинок в галактиках. Эти тугоплавкие ядра также называют звездной пылью (раздел выше), что является научным термином для небольшой фракции космической пыли, которая термически конденсировалась в звездных газах, когда они были выброшены из звезд. Несколько процентов ядер тугоплавких зерен сконденсировались внутри расширяющихся недр сверхновых звезд - типа космической декомпрессионной камеры. Метеористы, изучающие тугоплавкую звездную пыль (извлекаемую из метеоритов), часто называют ее пресолнечными зернами.но внутри метеоритов находится лишь малая часть всей пресолнечной пыли. Звездная пыль конденсируется внутри звезд в результате химического процесса конденсации, который существенно отличается от химии основной массы космической пыли, которая накапливает холод на ранее существовавшую пыль в темных молекулярных облаках галактики. Эти молекулярные облака очень холодные, обычно менее 50K, так что многие виды льда могут нарастать на зерна, в тех случаях, когда они разрушаются или расщепляются радиацией и сублимацией на газовый компонент. Наконец, когда Солнечная система сформировалась, многие частицы межзвездной пыли претерпели дальнейшие изменения в результате слияния и химических реакций в планетарном аккреционном диске. История различных типов зерен в ранней Солнечной системе сложна и изучена лишь частично.

Астрономы знают, что пыль образуется в оболочках звезд поздней эволюции из-за определенных наблюдательных признаков. В инфракрасном свете излучение на 9,7 микрометра является признаком силикатной пыли в холодных образовавшихся богатых кислородом гигантских звездах. Излучение на 11,5 микрометрах указывает на присутствие пыли карбида кремния в холодных эволюционировавших богатых углеродом гигантских звездах. Это помогает предоставить доказательства того, что маленькие силикатные частицы в космосе пришли из выброшенных внешних оболочек этих звезд. [34] [35]

Условия в межзвездном пространстве вообще не подходят для образования силикатных ядер. На это уйдет много времени, даже если это возможно. Аргументы таковы: с учетом наблюдаемого типичного диаметра зерна a , времени, за которое зерно достигает a , и с учетом температуры межзвездного газа, для образования межзвездных частиц потребуется значительно больше времени, чем возраст Вселенной. [36] С другой стороны, видно, что зерна недавно образовались вблизи ближайших звезд, в выбросах новых и сверхновых , а также в переменной R Coronae Borealis.звезды, которые, кажется, выбрасывают дискретные облака, содержащие как газ, так и пыль. Таким образом, потеря массы звезд, несомненно, происходит там, где образовались тугоплавкие ядра зерен.

Большая часть пыли в Солнечной системе - это тщательно переработанная пыль, переработанная из материала, из которого сформировалась Солнечная система, и впоследствии собранная в планетезимали, и оставшийся твердый материал, такой как кометы и астероиды , и преобразованный в каждом из периодов жизни этих тел при столкновении. На протяжении истории формирования Солнечной системы самым распространенным элементом был (и остается) H 2 . Металлические элементы: магний, кремний и железо, которые являются основными ингредиентами каменистых планет, конденсируются в твердые тела при самых высоких температурах планетарного диска. Некоторые молекулы, такие как CO, N 2 , NH 3, и свободный кислород существовали в газовой фазе. Некоторые молекулы, например графит (C) и SiC, будут конденсироваться в твердые зерна в планетарном диске; но зерна углерода и SiC, обнаруженные в метеоритах, являются пресолярными на основании их изотопного состава, а не от образования планетарного диска. Некоторые молекулы также образовывали сложные органические соединения, а некоторые молекулы образовывали замороженные ледяные мантии, каждая из которых могла покрывать ядра «тугоплавких» (Mg, Si, Fe) зерен. Звездная пыль снова представляет собой исключение из общей тенденции, поскольку кажется, что она полностью не переработана, поскольку ее тепловая конденсация внутри звезд в виде тугоплавких кристаллических минералов. Конденсация графита происходит внутри сверхновых по мере их расширения и охлаждения, и это происходит даже в газе, содержащем больше кислорода, чем углерода [37].удивительная химия углерода, ставшая возможной благодаря интенсивной радиоактивной среде сверхновых. Этот частный пример пылеобразования заслуживает особого рассмотрения. [38]

Формирование планетного диска из молекул-предшественников во многом определялось температурой солнечной туманности. Поскольку температура солнечной туманности снижалась с увеличением гелиоцентрического расстояния, ученые могут сделать вывод о происхождении пылинки, зная ее материалы. Некоторые материалы могли быть сформированы только при высоких температурах, тогда как другие зернистые материалы могли быть сформированы только при гораздо более низких температурах. Материалы одной частицы межпланетной пыли часто показывают, что зернистые элементы сформировались в разных местах и ​​в разное время в солнечной туманности. Большая часть вещества, присутствовавшего в первоначальной солнечной туманности, с тех пор исчезла; втянуты в Солнце, выброшены в межзвездное пространство или переработаны, например, в составе планет, астероидов или комет.

Из-за своей сильно переработанной природы IDP (частицы межпланетной пыли) представляют собой мелкозернистые смеси от тысяч до миллионов минеральных зерен и аморфных компонентов. Мы можем представить IDP как «матрицу» материала со встроенными элементами, которые сформировались в разное время и в разное время в солнечной туманности и до образования солнечной туманности. Примерами элементов, встроенных в космическую пыль, являются GEMS , хондры и CAI .

От солнечной туманности до Земли [ править ]

Пыльный след от ранней Солнечной системы до углеродистой пыли сегодня.

Стрелки на диаграмме рядом показывают один из возможных путей от собранной частицы межпланетной пыли обратно к ранним стадиям солнечной туманности.

Мы можем проследить след справа на диаграмме к IDP, которые содержат наиболее изменчивые и примитивные элементы. След ведет нас сначала от частиц межпланетной пыли к хондритовым частицам межпланетной пыли. Ученые-планетологи классифицируют хондритовые ВПЛ с точки зрения уменьшения степени окисления, так что они делятся на три основные группы: углеродистые, обычные и энстатитовые хондриты. Как следует из названия, углеродистые хондриты богаты углеродом, и многие из них имеют аномалии в изотопном содержании H, C, N и O (Jessberger, 2000) [ необходима цитата ]. От углеродистых хондритов мы идем по тропе к самым примитивным материалам. Они почти полностью окислены и содержат элементы с самой низкой температурой конденсации («летучие» элементы) и наибольшее количество органических соединений. Таким образом, считается, что частицы пыли с этими элементами образовались на раннем этапе существования Солнечной системы. Летучие элементы никогда не видели температуры выше примерно 500 К, поэтому «матрица» зерен IDP состоит из очень примитивного материала Солнечной системы. Такой сценарий верен в случае кометной пыли. [39]Происхождение той маленькой фракции, которая является звездной пылью (см. Выше), совершенно иное; эти тугоплавкие межзвездные минералы термически конденсируются в звездах, становятся небольшим компонентом межзвездного вещества и, следовательно, остаются в досолнечном планетном диске. Следы ядерных повреждений вызваны потоком ионов от солнечных вспышек. Ионы солнечного ветра , ударяясь о поверхность частицы, вызывают поврежденные аморфным излучением края на поверхности частицы. А спаллогенные ядра образуются галактическими и солнечными космическими лучами. Частица пыли, которая возникает в поясе Койпера на 40 а.е., будет иметь во много раз большую плотность следов, более толстые аморфные края и более высокие интегрированные дозы, чем частица пыли, возникающая в главном поясе астероидов.

Основываясь на исследованиях компьютерной модели 2012 года , сложные органические молекулы, необходимые для жизни ( внеземные органические молекулы ), возможно, сформировались в протопланетном диске из пылинок, окружающих Солнце, до образования Земли . [40] Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд, которые приобретают планеты . [40]

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) в условиях межзвездной среды (ISM) превращаются посредством гидрогенизации , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические вещества - «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам». , сырье белков и ДНК соответственно ". [41] [42] Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру.что могло быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в зернах межзвездного льда , особенно во внешних областях холодных плотных облаков или в верхних молекулярных слоях протопланетных дисков ». [41] [42]

В феврале 2014 года НАСА объявило о значительно обновленной базе данных [43] [44] для обнаружения и мониторинга полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной . По данным НАСА ученых, более чем на 20% от углерода во Вселенной может быть связана с ПАУ, возможными исходными материалами для формирования из жизни . [44] Похоже, что ПАУ образовались вскоре после Большого взрыва , в изобилии во Вселенной, [45] [46] [47] и связаны с новыми звездами иэкзопланеты . [44]

В марте 2015 года, ученые НАСА сообщили , что, в первый раз, комплекс ДНК и РНК органических соединений из жизни , в том числе урацил , цитозин и тимин , были сформированы в лаборатории при космических условиях, с использованием исходных химических веществ, таких как пиримидина , найдено в метеоритах . По мнению ученых, пиримидин, как и полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), наиболее богатое углеродом химическое вещество во Вселенной , возможно, образовалось в красных гигантах или в межзвездных пылевых и газовых облаках. [48]

Какие-то «пыльные» облака во Вселенной [ править ]

Солнечная система имеет собственное межпланетное облако пыли , как и внесолнечные системы. Существуют различные типы туманностей с различными физическими причинами и процессами: диффузные туманности , инфракрасный (ИК) отражения туманности , остатка сверхновой , молекулярного облака , HII областей , фотодиссоционные областей , и темная туманность .

Различия между этими типами туманностей заключаются в том, что действуют разные радиационные процессы. Например, области H II, такие как туманность Ориона , где происходит активное звездообразование, характеризуются как термоэмиссионные туманности. С другой стороны, остатки сверхновой, как и Крабовидная туманность , характеризуются нетепловым излучением ( синхротронным излучением ).

Некоторые из наиболее известных пыльных областей Вселенной - это диффузные туманности из каталога Мессье, например: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 . [49]

Некоторые более крупные каталоги пыли - это Шарплесс (1959), Каталог областей HII, Линдс (1965), Каталог ярких туманностей, Линдс (1962), Каталог темных туманностей, Ван ден Берг (1966), Каталог отражающих туманностей, Грин (1988) Ред. Ссылка Cat. галактических SNR, Национальный центр данных по космическим наукам (NSSDC), [50] и онлайн-каталоги CDS. [51]

Возврат образца пыли [ править ]

В программах Discovery в Stardust миссия , была запущена 7 февраля 1999 года , чтобы собрать образцы из комы кометы Wild 2 , а также образцы космической пыли. Он вернул образцы на Землю 15 января 2006 года. Весной 2014 года было объявлено об извлечении частиц межзвездной пыли из образцов. [52]

См. Также [ править ]

  • Аккреция
  • Астрохимия
  • Атомная и молекулярная астрофизика
  • Космохимия
  • Внеземные материалы
  • Межзвездная среда
  • Список межзвездных и околозвездных молекул
  • Микрометеороид
  • Танпопо , миссия по сбору космической пыли на низкой околоземной орбите

Ссылки [ править ]

  1. ^ Броуд, Уильям Дж. (10 марта 2017 г.). «Пятна внеземной пыли по всей крыше» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 10 марта 2017 года .
  2. ^ Gengel, MJ; Larsen, J .; Ван Гиннекен, М .; Саттл, Мэриленд (1 декабря 2016 г.). «Городская коллекция современных крупных микрометеоритов: свидетельства вариаций потока внеземной пыли через четвертичный период» . Геология . 45 (2): 119. Bibcode : 2017Geo .... 45..119G . DOI : 10.1130 / G38352.1 .
  3. ^ a b Измерения потока космической пыли космическими аппаратами ", Герберт А. Зук. doi : 10.1007 / 978-1-4419-8694-8_5
  4. ^ "Применение электродинамического троса к межзвездным путешествиям" Грегори Л. Матлофф, Лесс Джонсон, февраль 2005 г.
  5. ↑ Чоу, Дениз (26 октября 2011 г.). «Открытие: космическая пыль содержит органическое вещество звезд» . Space.com . Проверено 26 октября 2011 .
  6. ^ ScienceDaily Staff (26 октября 2011 г.). «Астрономы открывают сложную органическую материю, существующую повсюду во Вселенной» . ScienceDaily . Проверено 27 октября 2011 .
  7. ^ Квок, Солнце; Чжан, Юн (26 октября 2011 г.). «Смешанные ароматические и алифатические органические наночастицы как носители неидентифицированных характеристик инфракрасного излучения». Природа . 479 (7371): 80–3. Bibcode : 2011Natur.479 ... 80K . DOI : 10,1038 / природа10542 . PMID 22031328 . S2CID 4419859 .  
  8. ^ Agle, округ Колумбия; Браун, Дуэйн; Джеффс, Уильям (14 августа 2014 г.). «Звездная пыль обнаруживает потенциальные частицы межзвездного пространства» . НАСА . Проверено 14 августа 2014 года .
  9. Рианна Данн, Марсия (14 августа 2014 г.). «Вернувшиеся из космоса пятнышки могут быть пришельцами» . AP News . Архивировано из оригинального 19 августа 2014 года . Проверено 14 августа 2014 года .
  10. ↑ Рука, Эрик (14 августа 2014 г.). «Семь крупинок межзвездной пыли раскрывают свои секреты» . Новости науки . Проверено 14 августа 2014 года .
  11. ^ Вестфаль, Эндрю Дж .; и другие. (15 августа 2014 г.). «Доказательства межзвездного происхождения семи частиц пыли, собранных космическим кораблем Stardust». Наука . 345 (6198): 786–791. Bibcode : 2014Sci ... 345..786W . DOI : 10.1126 / science.1252496 . hdl : 2381/32470 . PMID 25124433 . S2CID 206556225 .  
  12. ^ «VLT раскрывает пыльную тайну» . Пресс-релиз ESO . Проверено 8 августа 2014 года .
  13. ↑ Старки, Натали (22 ноября 2013 г.). «Ваш дом полон космической пыли - он раскрывает историю Солнечной системы» . Space.com . Проверено 16 февраля 2014 .
  14. ^ "Три полосы света" . Проверено 4 апреля 2016 года .
  15. ↑ Эберхард Грюн (2001). Межпланетная пыль . Берлин: Springer. ISBN 978-3-540-42067-5.
  16. ^ Аткинс, Нэнси (март 2012 г.), Получение информации о том, сколько космической пыли попадает на Землю , Вселенная сегодня
  17. ^ Королевское астрономическое общество, пресс-релиз (март 2012 г.), CODITA: измерение космической пыли , унесенной Землей (Национальное астрономическое собрание Великобритании и Германии NAM2012, ред.), Королевское астрономическое общество, архивировано с оригинала 20 сентября 2013 г.
  18. ^ Markwick-Kemper, F .; Галлахер, Южная Каролина; Хайнс, округ Колумбия; Бауман, Дж. (2007). «Пыль на ветру: кристаллические силикаты, корунд и периклаз в PG 2112 + 059». Астрофизический журнал . 668 (2): L107 – L110. arXiv : 0710.2225 . Bibcode : 2007ApJ ... 668L.107M . DOI : 10.1086 / 523104 . S2CID 10881419 . 
  19. ^ Хлопок, DV; и другие. (Январь 2016 г.). «Линейная поляризация ярких звезд Юга, измеренная на уровне миллионных долей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (2): 1607–1628. arXiv : 1509.07221 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1607C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2185 . S2CID 11191040 .  arXiv
  20. ^ Koll, D .; и другие. (2019). «Интерстеллар 60Fe в Антарктиде». Письма с физическим обзором . 123 (7): 072701. Bibcode : 2019PhRvL.123g2701K . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.123.072701 . PMID 31491090 . 
  21. ^ "Светящаяся струя молодой звезды" . Изображение недели от ЕКА / Хаббла . Проверено 19 февраля 2013 года .
  22. ^ Смит РК; Эдгар Р.Дж.; Шафер Р.А. (декабрь 2002 г.). «Рентгеновский ореол GX 13 + 1». Astrophys. Дж . 581 (1): 562–69. arXiv : astro-ph / 0204267 . Bibcode : 2002ApJ ... 581..562S . DOI : 10.1086 / 344151 . S2CID 17068075 . 
  23. ^ Зиннер, Э. (1998). «Звездный нуклеосинтез и изотопный состав зерен премоляров из примитивных метеоритов». Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci . 26 : 147–188. Bibcode : 1998AREPS..26..147Z . DOI : 10.1146 / annurev.earth.26.1.147 .
  24. ^ a b Клейтон, Дональд Д. (1978). «Предконденсированная материя: ключ к ранней солнечной системе» . Луна и планеты . 19 (2): 109–137. DOI : 10.1007 / BF00896983 . S2CID 121956963 .  CS1 maint: обескураженный параметр ( ссылка )
  25. ^ DD Clayton & LR Nittler (2004). «Астрофизика с досолнечной звездной пылью». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Bibcode : 2004ARA & A..42 ... 39C . DOI : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . S2CID 96456868 . 
  26. ^ Ниттлер, LR; Amari, S .; Zinner, E .; Вусли, С.Е. (1996). « Потухший Ti 44 в пресолярном графите и SiC: доказательство происхождения сверхновой» . Astrophys. Дж . 462 : L31–34. Bibcode : 1996ApJ ... 462L..31N . DOI : 10.1086 / 310021 .
  27. ^ Клейтон, Дональд Д. (1975). «22Na, Ne-E, потухшие радиоактивные аномалии и неподдерживаемый 40Ar». Природа . 257 (5521): 36–37. Bibcode : 1975Natur.257 ... 36C . DOI : 10.1038 / 257036b0 . S2CID 38856879 . 
  28. ^ Клейтон, Дональд Д. (2000). «Планетарные тела старше Земли». Наука . 288 (5466): 619. DOI : 10.1126 / science.288.5466.617f . S2CID 120584726 . 
  29. ^ Гроссман, Л. (1972). «Конденсация в примитивной солнечной туманности». Геохим. Космохим. Acta . 36 (5): 597–619. Bibcode : 1972GeCoA..36..597G . DOI : 10.1016 / 0016-7037 (72) 90078-6 .
  30. ^ Любовь SG; Джосвиак Д.И. и Браунли Д.Е. (1992). «Плотности стратосферных микрометеоритов». Икар . 111 (1): 227–236. Bibcode : 1994Icar..111..227L . DOI : 10.1006 / icar.1994.1142 .
  31. ^ Потпов, Алексей; и другие. (21 сентября 2020 г.). «Смешивание пыли и льда в холодных регионах и твердой воды в диффузной межзвездной среде» . Природа Астрономия . 5 : 78–85. arXiv : 2008.10951 . Bibcode : 2020NatAs.tmp..188P . DOI : 10.1038 / s41550-020-01214-х . S2CID 221292937 . Проверено 26 сентября 2020 . 
  32. ^ Лиффман, Курт; Клейтон, Дональд Д. (1988). «Стохастические истории тугоплавкой межзвездной пыли». Материалы конференции по лунной и планетарной науке . 18 : 637–57. Bibcode : 1988LPSC ... 18..637L .
  33. ^ Лиффман, Курт; Клейтон, Дональд Д. (1989). «Стохастическая эволюция тугоплавкой межзвездной пыли при химической эволюции двухфазной межзвездной среды» . Astrophys. Дж . 340 : 853–68. Bibcode : 1989ApJ ... 340..853L . DOI : 10.1086 / 167440 .
  34. ^ Хамфрис, Роберта М .; Стрекер, Дональд У .; Ней, EP (1972). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения M сверхгигантов в Киле». Астрофизический журнал . 172 : 75. Bibcode : 1972ApJ ... 172 ... 75H . DOI : 10.1086 / 151329 .
  35. Перейти ↑ Evans 1994, pp. 164-167
  36. ^ Evans 1994, стр. 147-148
  37. ^ Клейтон, Дональд Д .; Liu, W .; Далгарно, А. (1999). «Конденсация углерода в радиоактивном сверхновом газе» . Наука . 283 (5406): 1290–92. Bibcode : 1999Sci ... 283.1290C . DOI : 10.1126 / science.283.5406.1290 . PMID 10037591 . 
  38. Перейти ↑ Clayton, Donald D. (2011). «Новая астрономия с радиоактивностью: радиогенная химия углерода». Новые обзоры астрономии . 55 (5–6): 155–65. Bibcode : 2011NewAR..55..155C . DOI : 10.1016 / j.newar.2011.08.001 .
  39. ^ Грюн, Eberhard (1999). Энциклопедия Солнечной системы - межпланетная пыль и зодиакальное облако . С. XX.
  40. ^ a b Московиц, Клара (29 марта 2012 г.). «Строительные блоки жизни могли образоваться в пыли вокруг молодого солнца» . Space.com . Проверено 30 марта 2012 года .
  41. ^ a b Персонал (20 сентября 2012 г.). «НАСА готовит ледяную органику, чтобы имитировать происхождение жизни» . Space.com . Проверено 22 сентября 2012 года .
  42. ^ a b Gudipati, Murthy S .; Ян, Руи (1 сентября 2012 г.). «Исследование на месте радиационно-индуцированной обработки органических веществ в астрофизических аналогах льда - новые методы лазерной десорбции, лазерной ионизации, времяпролетные масс-спектроскопические исследования». Письма в астрофизический журнал . 756 (1): L24. Bibcode : 2012ApJ ... 756L..24G . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 756/1 / L24 .
  43. ^ "База данных ИК-спектроскопии Эймса ПАУ НАСА" . www.astrochem.org .
  44. ^ a b c Гувер, Рэйчел (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У НАСА есть для этого приложение» . НАСА . Проверено 22 февраля 2014 года .
  45. ↑ Кэри, Бьорн (18 октября 2005 г.). «„Обильный в пространстве жизни Строительных блоков “ » . Space.com . Проверено 3 марта 2014 года .
  46. ^ Хаджинс, Дуглас М .; Баушлихер младший, Чарльз В .; Алламандола, LJ (10 октября 2005 г.). "Вариации положения пика межзвездной эмиссии 6,2 мкм: индикатор N в межзвездной популяции полициклических ароматических углеводородов" . Астрофизический журнал . 632 (1): 316–332. Bibcode : 2005ApJ ... 632..316H . DOI : 10.1086 / 432495 .
  47. ^ Алламандола, Луи; и другие. (13 апреля 2011 г.). «Космическое распространение химической сложности» . НАСА . Архивировано из оригинального 27 февраля 2014 года . Проверено 3 марта 2014 года .
  48. ^ Marlaire, Рут (3 марта 2015). «НАСА Эймс воспроизводит строительные блоки жизни в лаборатории» . НАСА . Проверено 5 марта 2015 года .
  49. ^ "Каталог Мессье" . Архивировано 14 ноября 1996 года . Проверено 6 июля 2005 .CS1 maint: bot: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  50. ^ «Добро пожаловать в NSSDCA» . nssdc.gsfc.nasa.gov .
  51. ^ http://cdsweb.u-strasbg.fr/htbin/myqcat3?V/70A/
  52. ^ "Частицы межзвездной пыли" . ОАО, НАСА. 2014-03-13. Архивировано из оригинала на 2007-07-14 . Проверено 25 марта 2014 .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Эванс, Анёрин (1994). Пыльная Вселенная . Эллис Хорвуд.

Внешние ссылки [ править ]

  • Группа космической пыли
  • Доказательства межзвездного происхождения семи пылевых частиц, собранных космическим кораблем Stardust