Massi poolest moodustavad tahked tolmuosakesed universumist tühise osa, kuid just tänu tähtedevahelisele tolmule tekkisid ja ilmuvad jätkuvalt tähed, planeedid ja inimesed, kes uurivad kosmost ja lihtsalt imetlevad tähti. Mis aine see kosmiline tolm on? Mis sunnib inimesi varustama ekspeditsioone kosmosesse, mis maksab väikese riigi aastaeelarve, lootuses, mitte aga kindlas kindlustundes, eraldada ja Maale tagasi tuua vähemalt väike peotäis tähtedevahelist tolmu?
Tähtede ja planeetide vahel
Astronoomias nimetatakse tolmu väikesteks, mikroni osadeks, tahked osakesed lendavad kosmoses. Kosmiline tolm jaguneb sageli tinglikult planeetidevaheliseks ja tähtedevaheliseks, kuigi ilmselgelt pole tähtedevaheline sisenemine planeetidevahelisse ruumi keelatud. Seda pole lihtne sealt leida, “kohaliku” tolmu hulgast, tõenäosus on väike ja selle omadused Päikese lähedal võivad oluliselt muutuda. Kui nüüd kaugemale lennata, siis piiridesse Päikesesüsteem, seal on tõelise tähtedevahelise tolmu püüdmise tõenäosus väga suur. Ideaalne variant Päikesesüsteemist üldse kaugemale minna.
Planeetidevaheline tolm, vähemalt Maale suhteliselt lähedal, on üsna hästi uuritud teema. Täides kogu Päikesesüsteemi ruumi ja koondunud selle ekvaatori tasapinnale, sündis see suuresti juhuslike asteroidide kokkupõrgete ja Päikesele lähenevate komeetide hävimise tulemusena. Tolmu koostis tegelikult ei erine Maale langevate meteoriitide koostisest: seda on väga huvitav uurida ja selles valdkonnas on veel palju avastusi teha, kuid tundub, et konkreetseid pole. intriig siin. Kuid tänu sellele konkreetsele tolmule saate hea ilmaga läänes kohe pärast päikeseloojangut või idas enne päikesetõusu imetleda horisondi kohal kahvatut valguskoonust. See on nn sodiaak päikesevalgus, mis on hajutatud väikeste kosmiliste tolmuosakestega.
Kus tolm on huvitavam tähtedevaheline. Selle eripäraks on kohalolek kõva südamik ja kestad. Tuum näib koosnevat peamiselt süsinikust, ränist ja metallidest. Ja kest on peamiselt valmistatud tuuma pinnale külmutatult gaasilised elemendid, kristalliseerunud tähtedevahelise ruumi "sügavkülmutamise" tingimustes ja see on umbes 10 kelvinit, vesinik ja hapnik. Siiski on molekulide lisandeid, mis on keerulisemad. Need on ammoniaak, metaan ja isegi polüatomilised orgaanilised molekulid, mis kleepuvad rändamise käigus tolmukübeme külge või tekivad selle pinnale. Mõned neist ainetest lendavad loomulikult selle pinnalt minema, näiteks ultraviolettkiirguse mõjul, kuid see protsess on pöörduv - mõned lendavad minema, teised külmuvad või sünteesitakse.
Nüüd on tähtede vahelisest ruumist või nende lähedusest juba leitud vett, süsiniku, lämmastiku, väävli ja räni oksiide, muidugi mitte keemiliste, vaid füüsikaliste, see tähendab spektroskoopiliste meetoditega. vesinikkloriid, ammoniaak, atsetüleen, orgaanilised happed, nagu sipelg- ja äädikhape, etüül- ja metüülalkoholid, benseen, naftaleen. Nad leidsid isegi aminohappe glütsiini!
Huvitav oleks püüda ja uurida tähtedevahelist tolmu, mis tungib päikesesüsteemi ja tõenäoliselt langeb Maale. Selle “püüdmise” probleem pole lihtne, sest kuidas oma jää “mantlit” sees hoida päikesekiired, eriti Maa atmosfääris, õnnestub vähestel tähtedevahelistel tolmuosakestel. Suured lähevad liiga kuumaks põgenemiskiirus ei saa kiiresti kustutada ja tolmuosakesed "põlevad ära". Väikesed aga libisevad aastaid atmosfääris, säilitades osa kestast, kuid siin tekib probleem nende leidmisel ja tuvastamisel.
On veel üks väga intrigeeriv detail. See puudutab tolmu, mille tuumad on valmistatud süsinikust. Tähtede tuumades sünteesitud ja näiteks vananevate (näiteks punaste hiiglaste) tähtede atmosfäärist kosmosesse paisatud süsinik jahtub ja kondenseerub umbes samamoodi nagu pärast kuuma päeva jahtunud udu. veeaur koguneb madalikule. Olenevalt kristalliseerumistingimustest võib saada grafiidi kihilisi struktuure, teemantkristalle (kujutage vaid ette terveid tillukeste teemantide pilvi!) ja isegi süsinikuaatomitest õõnsaid palle (fullereenid). Ja võib-olla hoitakse neis, nagu seifis või konteineris, väga iidse tähe atmosfääri osakesi. Selliste tolmulaikude leidmine oleks tohutu edu.
Kust leidub kosmilist tolmu?
Peab ütlema, et kosmilise vaakumi mõiste kui millestki täiesti tühjast on kauaks jäänud vaid poeetiliseks metafooriks. Tegelikult on kogu universumi ruum, nii tähtede kui ka galaktikate vahel, täidetud ainega, voolab elementaarosakesed, kiirgus ja magnetväljad, elektrilised ja gravitatsioonilised. Suhteliselt puudutatav on gaas, tolm ja plasma, mille panus Universumi kogumassi on erinevatel hinnangutel vaid umbes 12%. keskmise tihedusega umbes 10-24 g/cm3. Kosmoses on gaasi kõige rohkem, peaaegu 99%. See on peamiselt vesinik (kuni 77,4%) ja heelium (21%), ülejäänud moodustavad alla kahe protsendi massist. Ja siis on tolm, mille mass on peaaegu sada korda väiksem kui gaasil.
Kuigi mõnikord on tähtedevahelises ja galaktikatevahelises ruumis tühjus peaaegu ideaalne: mõnikord on ruumi 1 liiter aineaatomi kohta! Sellist vaakumit pole ei maapealsetes laborites ega päikesesüsteemis. Võrdluseks võime tuua järgmise näite: 1 cm 3 õhus, mida me hingame, on ligikaudu 30 000 000 000 000 000 000 molekuli.
See asi on laiali jagatud tähtedevaheline ruum väga ebaühtlane. Enamik tähtedevaheline gaas ja tolm moodustavad Galaktika ketta sümmeetriatasandi lähedal gaasi-tolmu kihi. Selle paksus meie galaktikas on mitusada valgusaastat. Suurem osa gaasist ja tolmust selle spiraalsetes harudes (harudes) ja tuumas on koondunud peamiselt hiiglaslikesse molekulaarpilvedesse, mille suurus on vahemikus 5 kuni 50 parsekit (16 x 160 valgusaastat) ja mis kaaluvad kümneid tuhandeid ja isegi miljoneid päikesemasse. Kuid nende pilvede sees jaotub aine ka ebaühtlaselt. Peamiselt molekulaarsest vesinikust valmistatud pilve põhimahus, nn kasukas, on osakeste tihedus umbes 100 tükki 1 cm 3 kohta. Pilvesiseses tiheduses ulatub see kümnete tuhandete osakesteni 1 cm3 kohta ja nende tiheduste tuumades üldiselt miljonite osakesteni 1 cm3 kohta. Just see aine ebaühtlane jaotus universumis võlgneb tähtede, planeetide ja lõpuks ka meie enda olemasolu. Kuna tähed sünnivad tihedates ja suhteliselt külmades molekulaarpilvedes.
Huvitav on see, et mida suurem on pilve tihedus, seda mitmekesisem on selle koostis. Sel juhul on vastavus pilve (või selle üksikute osade) tiheduse ja temperatuuri ning nende ainete vahel, mille molekule seal leidub. Ühest küljest on see mugav pilvede uurimiseks: vaadeldes nende üksikuid komponente erinevates spektrivahemikes mööda spektri iseloomulikke jooni, näiteks CO, OH või NH 3, saate "piiluda" selle ühte või teise ossa. . Teisest küljest võimaldavad andmed pilve koostise kohta palju õppida selles toimuvate protsesside kohta.
Lisaks on tähtedevahelises ruumis spektrite järgi otsustades aineid, mille olemasolu maapealsetes tingimustes on lihtsalt võimatu. Need on ioonid ja radikaalid. Nende keemiline aktiivsus nii kõrgel, et Maal reageerivad nad kohe. Ja kosmose haruldases külmas ruumis elavad nad pikka aega ja üsna vabalt.
Üldiselt ei ole gaas tähtedevahelises ruumis ainult aatomiline. Seal, kus on külmem, mitte üle 50 kelvini, suudavad aatomid koos püsida, moodustades molekule. Kuid suur mass tähtedevaheline gaas on endiselt aatomi olekus. See on peamiselt vesinik, selle neutraalne vorm avastati suhteliselt hiljuti - 1951. aastal. Teatavasti kiirgab see 21 cm pikkuseid raadiolaineid (sagedus 1420 MHz), mille intensiivsuse põhjal tehti kindlaks, kui palju neid Galaktikas on. Muide, see pole tähtede vahel ruumis ühtlaselt jaotunud. Aatomi vesiniku pilvedes ulatub selle kontsentratsioon mitme aatomini 1 cm3 kohta, kuid pilvede vahel on see suurusjärgus madalam.
Lõpuks eksisteerib kuumade tähtede lähedal gaas ioonide kujul. Võimas ultraviolettkiirgus soojendab ja ioniseerib gaasi, pannes selle hõõguma. Seetõttu paistavad kuuma gaasi kõrge kontsentratsiooniga alad, mille temperatuur on umbes 10 000 K, helendavate pilvedena. Neid nimetatakse kergeteks gaasiududeks.
Ja igas udukogus on suuremas või väiksemas koguses tähtedevahelist tolmu. Vaatamata sellele, et udukogud jagunevad tinglikult tolmu- ja gaasiududeks, leidub tolmu mõlemas. Ja igal juhul on see tolm, mis ilmselt aitab tähtedel udukogude sügavuses tekkida.
Udused objektid
Kõigist kosmilistest objektidest on udukogud ehk kõige ilusamad. Tõsi, tumedad udukogud näevad nähtavas piirkonnas lihtsalt välja nagu mustad laigud taevas, neid on kõige parem jälgida Linnutee taustal. Aga teistes vahemikes elektromagnetlained, näiteks infrapuna, on need väga hästi nähtavad ja pildid osutuvad väga ebatavalisteks.
Udud on ruumis isoleeritud udukogud, mida ühendavad gravitatsioonijõud või välist survet gaasi ja tolmu kogunemine. Nende mass võib olla vahemikus 0,1 kuni 10 000 päikesemassi ja nende suurus võib olla 1 kuni 10 parseki.
Alguses ärritasid udukogud astronoome. Kuni 19. sajandi keskpaigani peeti avastatud udukogusid tüütuks ebameeldivaks, mis takistas tähtede vaatlemist ja uute komeetide otsimist. 1714. aastal inglane Edmond Halley, kelle nimi on kuulus komeet, koostas isegi kuuest udukogust koosneva "musta nimekirja", et need "komeedipüüdjaid" ei eksitaks, ja prantslane Charles Messier laiendas seda nimekirja 103 objektini. Õnneks hakkasid udukogude vastu huvi tundma astronoomiasse armunud muusik Sir William Herschel ning tema õde ja poeg. Vaadeldes taevast enda ehitatud teleskoopidega, jätsid nad endast maha udukogude ja täheparvede kataloogi, mis sisaldas teavet 5079 kohta. kosmoseobjektid!
Herschelid ammendasid praktiliselt nende aastate optiliste teleskoopide võimalused. Kuid fotograafia leiutamine ja suuresti säritused võimaldasid leida väga nõrgalt helendavaid objekte. Natuke hiljem spektrimeetodid analüüs, vaatlused erinevates elektromagnetlainete vahemikes võimaldasid tulevikus mitte ainult avastada palju uusi udukogusid, vaid määrata ka nende struktuuri ja omadused.
Tähtedevaheline udukogu paistab heledana kahel juhul: kas see on nii kuum, et selle gaas ise hõõgub, selliseid udukogusid nimetatakse emissiooniududeks; või udukogu ise on külm, kuid selle tolm hajutab lähedalasuva ereda tähe valgust - see on peegeldusudu.
Tumedad udukogud on ka tähtedevahelised gaasi- ja tolmukogumid. Kuid erinevalt kergetest gaasilistest udukogudest, mis on mõnikord nähtavad isegi tugeva binokli või teleskoobiga, näiteks Orioni udukogu, ei eralda tumedad udukogud valgust, vaid neelavad seda. Kui tähevalgus läbib selliseid udukogusid, võib tolm selle täielikult neelata, muutes selle silmale nähtamatuks infrapunakiirguseks. Seetõttu näevad sellised udukogud välja nagu täheta augud taevas. V. Herschel nimetas neid "aukudeks taevas". Võib-olla on neist kõige tähelepanuväärsem Hobusepea udukogu.
Tolmuterad ei pruugi aga tähtede valgust täielikult neelata, vaid hajutada seda ainult osaliselt ja valikuliselt. Fakt on see, et tähtedevaheliste tolmuosakeste suurus on ligilähedane sinise valguse lainepikkusele, mistõttu see hajub ja neeldub tugevamalt ning tähevalguse “punane” osa jõuab meieni paremini. Muide, see hea viis hinnata tolmuterade suurust selle järgi, kuidas need erineva lainepikkusega valgust nõrgendavad.
Täht pilvest
Põhjused, miks tähed ilmuvad, pole täpselt kindlaks tehtud, on ainult mudelid, mis selgitavad enam-vähem usaldusväärselt eksperimentaalseid andmeid. Lisaks kujunemisteed, omadused ja edasine saatus tähed on väga mitmekesised ja sõltuvad paljudest teguritest. Siiski on olemas väljakujunenud kontseptsioon või õigemini kõige arenenum hüpotees, mille olemus on üldine ülevaade, on see, et tähed moodustuvad tähtedevahelisest gaasist suurenenud ainetihedusega piirkondades, st tähtedevaheliste pilvede sügavustes. Tolmu kui materjali võiks ignoreerida, kuid selle roll tähtede tekkes on tohutu.
Ilmselt see juhtub (kõige primitiivsemas versioonis ühe tähe puhul). Esiteks kondenseerub tähtedevahelisest keskkonnast protostellaarne pilv, mis võib olla tingitud gravitatsioonilisest ebastabiilsusest, kuid põhjused võivad olla erinevad ja pole veel päris selged. Nii või teisiti tõmbub see kokku ja tõmbab ümbritsevast ruumist ainet ligi. Temperatuur ja rõhk selle keskel tõusevad, kuni selle kokkuvariseva gaasipalli keskel asuvad molekulid hakkavad lagunema aatomiteks ja seejärel ioonideks. See protsess jahutab gaasi ja rõhk südamikus langeb järsult. Tuum tõmbub kokku ja lööklaine levib pilve sees, paiskades maha selle välimised kihid. Tekib prototäht, mis jätkab gravitatsiooni mõjul kokkutõmbumist, kuni selle keskmes algavad reaktsioonid termotuumasünteesi vesiniku muundamine heeliumiks. Kompressioon jätkub mõnda aega kuni tugevuseni gravitatsiooniline kokkusurumine ei tasakaalusta gaasi ja kiirgusrõhu jõud.
On selge, et saadud tähe mass on alati väiksem kui selle "sünnitanud" udukogu mass. Selle protsessi käigus “pühkib” lööklaine välja osa ainest, millel ei olnud aega tuumale langeda, kiirgus ja osakesed voolavad lihtsalt ümbritsevasse ruumi.
Tähtede ja tähesüsteemide moodustumise protsessi mõjutavad paljud tegurid, sealhulgas magnetväli, mis sageli aitab kaasa protostellaarse pilve "rebenemisele" kaheks, harva kolmeks fragmendiks, millest igaüks surutakse gravitatsiooni mõjul kokku. oma prototäht. Nii näiteks kahekordistavad paljud tähesüsteemid kaks tähte, mis tiirlevad ümber üldkeskus massid ja liikuda ruumis ühtse tervikuna.
Vanemaks saades tuumakütus tähtede sügavuses põleb järk-järgult läbi ja seda kiiremini rohkem tähte. Sel juhul asendub reaktsioonide vesiniktsükkel heeliumitsükliga, seejärel tekivad tuumasünteesireaktsioonide tulemusena järjest raskemad. keemilised elemendid, otse rauda. Lõpuks väheneb tuum, mis ei saa enam termotuumareaktsioonidest energiat, oma mõõtmetelt järsult, kaotab oma stabiilsuse ja selle aine justkui kukub enda peale. Toimub võimas plahvatus, mille käigus võib aine soojeneda miljardeid kraadini ning tuumadevahelised vastasmõjud põhjustavad uute keemiliste elementide teket kuni kõige raskemateni. Plahvatusega kaasneb järsk energia vabanemine ja aine vabanemine. Täht plahvatab, seda protsessi nimetatakse supernoovaks. Lõppkokkuvõttes muutub täht olenevalt selle massist neutrontäht või must auk.
Tõenäoliselt see tegelikult juhtubki. Igal juhul pole kahtlust, et noori, see tähendab kuumi tähti ja nende parvesid on kõige rohkem udukogudes, see tähendab suurenenud gaasi- ja tolmutihedusega piirkondades. See on selgelt näha erinevates lainepikkuste vahemikes teleskoopidega tehtud fotodel.
Muidugi pole see midagi muud kui sündmuste jada kõige jämedam kokkuvõte. Meie jaoks on põhimõtteliselt olulised kaks punkti. Esiteks, milline on tolmu roll tähtede moodustumise protsessis? Ja teiseks, kust see tegelikult tuleb?
Universaalne jahutusvedelik
IN kogumass kosmiline aine Tolm ise ehk tahketeks osakesteks ühendatud süsiniku, räni ja mõne muu elemendi aatomid on nii väikesed, et igal juhul ehitusmaterjal staaride puhul võib näiliselt ignoreerida. Kuid tegelikult on nende roll suur – just nemad jahutavad kuuma tähtedevahelist gaasi, muutes selle selleks väga külmaks tihedaks pilveks, millest tekivad siis tähed.
Fakt on see, et tähtedevaheline gaas ise ei saa jahtuda. Elektrooniline struktuur vesinikuaatom on selline, et see võib loobuda liigsest energiast, kui seda on, kiirgades valgust spektri nähtavas ja ultraviolettpiirkonnas, kuid mitte infrapuna vahemik. Piltlikult öeldes ei saa vesinik soojust kiirata. Õigeks jahtumiseks vajab see “külmikut”, mille rolli täidavad tähtedevahelised tolmuosakesed.
Suurel kiirusel tolmuteradega kokkupõrkel, erinevalt raskematest ja aeglasematest tolmuteradest lendavad gaasimolekulid kiiresti, kaotavad kiiruse ja kineetiline energia kandub tolmukübemeks. Samuti soojeneb see ja eraldab selle liigse soojuse ümbritsevale ruumile, sealhulgas infrapunakiirguse kujul, samal ajal kui ta ise jahtub. Seega, neelates tähtedevaheliste molekulide soojust, toimib tolm omamoodi radiaatorina, jahutades gaasipilve. Massi poolest pole seda palju - umbes 1% kogu pilve aine massist, kuid sellest piisab liigse soojuse eemaldamiseks miljonite aastate jooksul.
Pilve temperatuuri langedes langeb ka rõhk, pilv kondenseerub ja sellest võivad sündida tähed. Selle materjali jäänused, millest täht sündis, on omakorda lähtematerjaliks planeetide tekkeks. Nüüd sisaldab nende koostis juba tolmuosakesi ja sisse rohkem. Sest pärast sündi täht kuumeneb ja kiirendab kogu enda ümber gaasi, samal ajal kui tolm jääb läheduses lendama. Lõppude lõpuks on see võimeline jahtuma ja tõmbab uue tähe poole palju tugevamalt kui üksikud gaasimolekulid. Lõpuks on vastsündinud tähe lähedal tolmupilv ja äärealadel tolmurikas gaas.
Nad on seal sündinud gaasiplaneedid, nagu Saturn, Uraan ja Neptuun. Noh, lähedale ilmuvad tähed kivised planeedid. Meie jaoks on see Marss, Maa, Veenus ja Merkuur. Selgub üsna selge jagunemine kaheks tsooniks: gaasiplaneedid ja tahked planeedid. Seega osutus Maa suures osas tähtedevahelistest tolmuteradest koosnevaks. Metallitolmuosakesed said osaks planeedi tuumast ja nüüd on Maal tohutu raudtuum.
Noore universumi mõistatus
Kui galaktika on tekkinud, siis kust tuleb tolm Põhimõtteliselt saavad teadlased aru? Selle olulisemad allikad on noovad ja supernoovad, mis kaotavad osa oma massist, "kukkudes" kesta ümbritsevasse ruumi. Lisaks sünnib tolm ka punaste hiiglaste paisuvas atmosfääris, kust see kiirgusrõhk sõna otseses mõttes minema pühib. Nende jahedas, tähtede standardite järgi atmosfääris (umbes 2,5 3 tuhat kelvinit) on suhteliselt palju suhteliselt keerulisi molekule.
Kuid siin on mõistatus, mida pole veel lahendatud. Alati on arvatud, et tolm on tähtede evolutsiooni toode. Teisisõnu, tähed peavad sündima, mõnda aega eksisteerima, vananema ja, ütleme, sisse viimane haiguspuhang supernoova toodavad tolmu. Aga mis oli enne – muna või kana? Esimene tähe sünniks vajalik tolm ehk esimene täht, mis mingil põhjusel ilma tolmu abita sündis, vananes, plahvatas, moodustades kõige esimese tolmu.
Mis juhtus alguses? Lõppude lõpuks, kui Suur Pauk 14 miljardit aastat tagasi toimus, olid universumis ainult vesinik ja heelium, mitte ühtegi muud elementi! Just siis hakkasid neist esile kerkima esimesed galaktikad, tohutud pilved ja neis esimesed tähed, mis pidid läbima pika teekonna. elutee. Termotuumareaktsioonid tähtede tuumades tuli “keeda” keerulisemaid keemilisi elemente, muuta vesinik ja heelium süsinikuks, lämmastikuks, hapnikuks ja nii edasi ning pärast seda pidi täht selle kõik kosmosesse viskama, plahvatuslikult või järk-järgult maha visata. kest. See mass pidi siis jahtuma, maha jahtuma ja lõpuks tolmuks muutuma. Kuid juba 2 miljardit aastat hiljem suur pauk, kõige varasemates galaktikates oli tolm! Teleskoopide abil avastati see meie omast 12 miljardi valgusaasta kaugusel asuvates galaktikates. Samal ajal on 2 miljardit aastat liiga lühike periood täielikuks eluring tähed: selle aja jooksul pole enamikul tähtedel aega vananeda. Kust tuli noores galaktikas tolm, kui seal ei peaks olema midagi peale vesiniku ja heeliumi, on mõistatus.
Mote reaktor
Tähtedevaheline tolm ei toimi mitte ainult universaalse jahutusvedelikuna, vaid võib-olla just tänu tolmule ilmuvad kosmosesse keerulised molekulid.
Fakt on see, et tolmutera pind võib toimida nii reaktorina, milles aatomitest moodustuvad molekulid, kui ka nende sünteesireaktsioonide katalüsaatorina. Ju siis tõenäosus, et aatomeid on korraga palju erinevaid elemente põrkuvad ühel hetkel kokku ja suhtlevad üksteisega isegi veidi kõrgemal temperatuuril absoluutne null, kujuteldamatult väike. Kuid tõenäosus, et tolmukübe lendudel põrkab kokku erinevad aatomid või molekulid, eriti külma tiheda pilve sees, on üsna suured. Tegelikult juhtubki nii – nii moodustub kohatud aatomitest ja sellele külmunud molekulidest tähtedevaheliste tolmuterade kest.
Tahkel pinnal on aatomid lähestikku. Rändades mööda tolmutera pinda energeetiliselt soodsaimat positsiooni otsides, aatomid kohtuvad ja leiavad end lähedal, saavad võimaluse omavahel reageerida. Muidugi väga aeglaselt vastavalt tolmuosakeste temperatuurile. Osakeste, eriti metallist südamikku sisaldavate osakeste pinnal võivad olla katalüsaatori omadused. Maa keemikud teavad hästi, et kõige tõhusamad katalüsaatorid on täpselt mikroni murdosa suurused osakesed, millele kogutakse molekulid ja mis seejärel reageerivad. normaalsetes tingimustes täiesti "ükskõiksed" üksteise suhtes. Ilmselt see niimoodi kujunebki molekulaarne vesinik: selle aatomid “kleepuvad” tolmukübeme külge ja lendavad sealt eemale, kuid paarikaupa molekulide kujul.
Väga hästi võib juhtuda, et väikesed tähtedevahelised tolmuosakesed, säilitades oma kestades mõned orgaanilised molekulid, sealhulgas kõige lihtsamad aminohapped, tõid Maale esimesed "eluseemned" umbes 4 miljardit aastat tagasi. See pole muidugi midagi muud kui ilus hüpotees. Kuid selle kasuks räägib see, et aminohapet glütsiini leiti külmadest gaasi- ja tolmupilvedest. Võib-olla on ka teisi, lihtsalt teleskoopide võimalused ei võimalda neid veel tuvastada.
Tolmujaht
Tähtedevahelise tolmu omadusi saab muidugi distantsilt uurida, kasutades Maal või selle satelliitidel asuvaid teleskoope ja muid instrumente. Kuid palju ahvatlevam on püüda kinni tähtedevahelised tolmuosakesed ja seejärel neid üksikasjalikult uurida, mitte teoreetiliselt, vaid praktiliselt välja selgitada, millest need koosnevad ja kuidas need on üles ehitatud. Siin on kaks võimalust. Saate jõuda kosmosesügavustesse, koguda seal tähtedevahelist tolmu, tuua seda Maale ja analüüsida seda kõigi poolt võimalikud viisid. Või võite proovida lennata väljaspool Päikesesüsteemi ja analüüsida tolmu otse kosmoselaeva pardal, saates saadud andmed Maale.
NASA tegi mitu aastat tagasi esimese katse tuua proove tähtedevahelisest tolmust ja üldse tähtedevahelisest keskkonnast. Kosmoselaev oli varustatud spetsiaalsete püünistega – kollektoritega tähtedevahelise tolmu ja kosmiliste tuuleosakeste kogumiseks. Tolmuosakeste püüdmiseks ilma kesta kaotamata täideti püünised spetsiaalse ainega, nn aerogeeliga. See väga kerge vahutav aine (mille koostis on ärisaladus) meenutab tarretist. Sisse sattudes jäävad tolmuosakesed kinni ja nagu iga lõksu puhul, tõmbub kaas kinni, et avada Maal.
Selle projekti nimi oli Stardust tähe tolm. Tema programm on suurejooneline. Pärast starti 1999. aasta veebruaris koguvad pardal olevad seadmed lõpuks tähtedevahelise tolmu proove ja mullu veebruaris Maa lähedal lennanud komeedi Wild-2 vahetus läheduses olevast tolmust eraldi. Nüüd selle väärtusliku lastiga täidetud konteineritega laev lendab koju, et maanduda 15. jaanuaril 2006 Utahis, Salt Lake City (USA) lähedal. Siis näevad astronoomid lõpuks oma silmaga (loomulikult mikroskoobi abil) just neid tolmuterasid, mille koostist ja struktuurimudeleid nad on juba ennustanud.
Ja 2001. aasta augustis lendas Genesis süvakosmosest aineproove koguma. See NASA projekt oli suunatud peamiselt osakeste püüdmisele päikese tuul. Pärast 1127 päeva avakosmoses viibimist, mille jooksul lendas umbes 32 miljonit km, naasis laev ja viskas kapsli saadud proovidega – ioonide ja päikesetuuleosakestega püünised – Maale. Paraku juhtus ebaõnn - langevari ei avanenud ja kapsel põrkas kogu jõust vastu maad. Ja kukkus kokku. Loomulikult koguti praht ja uuriti hoolikalt. 2005. aasta märtsis aga ütles programmis osaleja Don Barnetti Houstonis toimunud konverentsil, et neli päikesetuuleosakestega kollektorit viga ei saanud ning nende sisu, 0,4 mg kinnipüütud päikesetuult, uurisid Houstoni teadlased aktiivselt.
NASA valmistab nüüd aga ette kolmandat, veelgi ambitsioonikamat projekti. Saab olema kosmosemissioon Tähtedevaheline sond. Seekord kosmoselaev eemaldub 200 a kaugusele. e. Maast (ehk kaugusest Maast Päikeseni). See laev ei naase kunagi, kuid see on "täidetud" mitmesuguste seadmetega, sealhulgas tähtedevahelise tolmu proovide analüüsimiseks. Kui kõik õnnestub, jäädvustatakse, pildistatakse ja analüüsitakse lõpuks otse kosmoselaeva pardal tähtedevahelised tolmuterad sügavkosmosest.
Noorte tähtede teke
1. Hiiglaslik galaktika molekulaarpilv, mille suurus on 100 parseki, mass 100 000 päikest, temperatuur 50 K ja tihedus 10 2 osakest/cm 3 . Selle pilve sees on laiaulatuslikud kondensatsioonid - hajus gaasi- ja tolmuudud (1 x 10 tk, 10 000 päikest, 20 K, 10 3 osakest/cm 3) ja väikesed kondensatsioonid - gaasi- ja tolmuudud (kuni 1 tk, 100 x 1000 päikest, 20 K, 10 4 osakest/cm 3). Viimase sees on täpselt 0,1 tk, massiga 0,1 tk, 1 x 10 päikest ja 10 x 10 6 osakest / cm 3 tihedusega gloobulite tükid, kus tekivad uued tähed.
2. Tähe sünd gaasi- ja tolmupilve sees
3. Uus täht oma kiirguse ja tähetuulega hajutab ümbritseva gaasi endast eemale
4. Noor täht kerkib kosmosesse, mis on puhas, gaasi- ja tolmuvaba, lükates kõrvale selle sünnitanud udukogu
Päikese massiga tähe “embrüonaalse” arengu etapid
5. Gravitatsiooniliselt ebastabiilse pilve päritolu, mille suurus on 2 000 000 päikest, mille temperatuur on umbes 15 K ja algtihedus 10–19 g/cm 3
6. Mitmesaja tuhande aasta pärast moodustab see pilv tuuma, mille temperatuur on umbes 200 K ja mille suurus on 100 päikest, mille mass on endiselt vaid 0,05 Päikese massist.
7. Selles etapis tõmbub tuum temperatuuriga kuni 2000 K vesiniku ionisatsiooni tõttu järsult kokku ja soojeneb samaaegselt kuni 20 000 K, kasvavale tähele langeva aine kiirus ulatub 100 km/s.
8. Kahe päikese suurune prototäht, mille temperatuur keskel on 2x10 5 K ja pinnal 3x10 3 K
9. Tähe eelevolutsiooni viimane etapp on aeglane kokkusurumine, mille käigus põlevad läbi liitiumi ja berülliumi isotoobid. Alles pärast temperatuuri tõusu 6x10 6 K-ni algavad tähe sisemuses vesinikust heeliumi sünteesi termotuumareaktsioonid. Kogukestus Sellise tähe nagu meie Päike sünnitsükkel on 50 miljonit aastat, pärast mida võib selline täht miljardeid aastaid vaikselt põleda
Olga Maksimenko, keemiateaduste kandidaat
KOSMILINE TOLM, tahked osakesed, mille iseloomulik suurus on umbes 0,001 mikronit kuni umbes 1 mikronini (ja võib-olla kuni 100 mikronit või rohkem planeetidevahelises keskkonnas ja protoplanetaarsetes ketastes), mida leidub peaaegu kõigil astronoomilistel objektidel: alates päikesesüsteemist kuni kauged galaktikad ja kvasarid. Tolmu omadused (osakeste kontsentratsioon, keemiline koostis, osakeste suurus jne) varieeruvad märkimisväärselt erinevate objektide puhul, isegi sama tüüpi objektide puhul. Kosmiline tolm hajutab ja neelab langevat kiirgust. Langeva kiirgusega sama lainepikkusega hajutatud kiirgus levib igas suunas. Tolmukübeme neeldunud kiirgus muundub soojusenergia, ja osake kiirgab tavaliselt langeva kiirgusega võrreldes spektri pikema lainepikkuse piirkonnas. Mõlemad protsessid aitavad kaasa väljasuremisele – kiirguse nõrgenemisele taevakehad tolm, mis asub objekti ja vaatleja vahelisel vaateväljal.
Tolmuobjekte uuritakse peaaegu kogu elektromagnetlainete ulatuses – röntgenikiirgusest millimeeterlaineteni. Näib, et kiiresti pöörlevate ülipeente osakeste elektriline dipoolkiirgus annab teatud panuse mikrolainekiirgus sagedustel 10-60 GHz. Tähtis roll mängida laboratoorsed katsed, milles mõõdetakse murdumisnäitajaid, aga ka analoogosakeste neeldumisspektreid ja hajumismaatrikse kosmilised tolmuosakesed, simuleerida tulekindlate tolmuterade tekke- ja kasvuprotsesse tähtede ja protoplanetaarsete ketaste atmosfääris, uurida molekulide teket ja lenduvate tolmukomponentide evolutsiooni tingimustes, mis on sarnased tumedates tähtedevahelistes pilvedes eksisteerivatele tingimustele.
Kosmiline tolm, mis asub erinevates füüsilised tingimused, uuritakse otseselt Maa pinnale langenud meteoriitide koostises, aastal ülemised kihid maa atmosfäär(planeetidevaheline tolm ja väikeste komeetide jäänused), kosmoselaevade lendude ajal planeetidele, asteroididele ja komeetidele (ringplaneetide ja komeetide tolm) ning väljaspool heliosfääri (tähtedevaheline tolm). Kosmilise tolmu maapealsed ja kosmosepõhised kaugvaatlused hõlmavad Päikesesüsteemi (planeetidevaheline, planeetide ja komeetide tolm, tolm Päikese lähedal), meie galaktika tähtedevahelist keskkonda (tähtedevaheline, ümbritseva ja udukujuline tolm) ja teisi galaktikaid (galaktikaväline tolm). ), samuti väga kaugel olevad objektid (kosmoloogiline tolm).
Kosmilised tolmuosakesed koosnevad peamiselt süsinikku sisaldavatest ainetest (amorfne süsinik, grafiit) ja magneesium-raudsilikaatidest (oliviinid, pürokseenid). Nad kondenseeruvad ja kasvavad hiliste spektriklasside tähtede atmosfääris ja protoplanetaarsetes udukogudes ning paiskuvad seejärel kiirgusrõhu toimel tähtedevahelisse keskkonda. Tähtedevahelistes pilvedes, eriti tihedates, jätkavad tulekindlad osakesed gaasiaatomite kogunemise tagajärjel, samuti osakeste kokkupõrke ja kokkukleepumise (koagulatsiooni) tagajärjel. See toob kaasa lenduvate ainete (peamiselt jää) kestade ilmumise ja poorsete täiteosakeste moodustumise. Tolmuterade hävimine toimub pärast supernoova plahvatusi tekkivate lööklainete pritsimise või pilves alanud tähtede tekkeprotsessi käigus aurustumise tagajärjel. Ülejäänud tolm jätkab evolutsiooni moodustunud tähe lähedal ja avaldub hiljem planeetidevahelise tolmupilve või komeedituumade kujul. Paradoksaalne on see, et arenenud (vanade) tähtede ümber on tolm "värske" (tekkis hiljuti nende atmosfääris) ja noorte tähtede ümber on tolm vana (arenenud tähtedevahelise keskkonna osana). Arvatakse, et kosmoloogiline tolm, mis võib esineda kaugetes galaktikates, kondenseerus massiivsete supernoovade plahvatuste käigus tekkinud materjali väljapaiskumisel.
Valgus vaata Art. Tähtedevaheline tolm.
Paljud inimesed imetlevad rõõmuga tähistaevast, mis on üks looduse suurimaid loominguid. Selges sügistaevas on hästi näha, kuidas üle terve taeva jookseb nõrgalt helendav triip nn. Linnutee, millel on erineva laiuse ja heledusega ebakorrapärased piirjooned. Kui arvestada Linnutee, moodustades meie galaktika, teleskoobis selgub, et see hele riba laguneb paljudeks nõrkadeks helendavad tähed, mis palja silmaga vaadates sulanduvad pidevaks säraks. Nüüdseks on kindlaks tehtud, et Linnutee ei koosne ainult tähtedest ja täheparvedest, vaid ka gaasi- ja tolmupilvedest.
Kosmilist tolmu esineb paljudel kosmoseobjektidel, kus toimub aine kiire väljavool, millega kaasneb jahtumine. See avaldub selle kaudu infrapunakiirgus kuumad Wolf-Rayet tähed väga võimsa tähetuulega, planetaarsed udukogud, supernoova ja noova kestad. Suur hulk tolmu leidub paljude galaktikate tuumades (näiteks M82, NGC253), kust toimub intensiivne gaasi väljavool. Kosmilise tolmu mõju avaldub kõige enam uue tähe emissiooni ajal. Mõni nädal pärast noova maksimaalset heledust ilmub selle spektrisse infrapunakiirguse tugev liigne kiirgus, mis on põhjustatud umbes K temperatuuriga tolmu ilmumisest.
Tere. Selles loengus räägime teiega tolmust. Kuid mitte sellisest, mis teie tubadesse koguneb, vaid kosmilisest tolmust. Mis see on?
Kosmiline tolm on Väga peened osakesed tahke mis asub Universumi mis tahes osas, sealhulgas meteoriiditolm ja tähtedevaheline aine, mis on võimeline neelama tähevalgust ja moodustama galaktikates tumedaid udukogusid. Mõnedes meresetetes leidub umbes 0,05 mm läbimõõduga sfäärilisi tolmuosakesi; arvatakse, et need on jäänused 5000 tonnist kosmilisest tolmust, mis igal aastal maakerale langevad.
Teadlased usuvad, et kosmiline tolm ei moodustu mitte ainult kokkupõrgetest, vaid ka väikeste hävitamistest tahked ained, aga ka tähtedevahelise gaasi kondenseerumise tõttu. Kosmilist tolmu eristab selle päritolu: tolm võib olla galaktikatevaheline, tähtedevaheline, planeetidevaheline ja ümmargune (tavaliselt ringsüsteemis).
Kosmilised tolmuterad tekivad peamiselt tähtede – punaste kääbuste – aeglaselt aeguvas atmosfääris, aga ka tähtedel toimuvate plahvatuslike protsesside ja galaktikate tuumade vägivaldse gaasi väljapaiskumise käigus. Teised kosmilise tolmu allikad on planeetide ja protostellaarsed udukogud, tähtede atmosfäär ja tähtedevahelised pilved.
Terved kosmilise tolmu pilved, mis asuvad Linnuteed moodustavate tähtede kihis, ei lase meil vaadelda kaugeid täheparvesid. See täheparv, nagu Plejaadid, on üleni tolmupilve sukeldunud. Kõige heledad tähed, mis on selles kobaras, valgustavad tolmu, nagu latern valgustab öösel udu. Kosmiline tolm saab paista ainult peegeldunud valguse käes.
Kosmilist tolmu läbivad sinised valguskiired sumbuvad rohkem kui punased, mistõttu meieni jõudev tähevalgus näib kollakas või isegi punakas. Terved maailmaruumi piirkonnad jäävad vaatlemiseks suletuks just kosmilise tolmu tõttu.
Planeetidevaheline tolm, vähemalt Maale suhteliselt lähedal, on üsna uuritud aine. Täides kogu Päikesesüsteemi ruumi ja koondunud selle ekvaatori tasapinnale, sündis see suuresti juhuslike asteroidide kokkupõrgete ja Päikesele lähenevate komeetide hävimise tulemusena. Tolmu koostis tegelikult ei erine Maale langevate meteoriitide koostisest: seda on väga huvitav uurida ja selles valdkonnas on veel palju avastusi teha, kuid tundub, et konkreetseid pole. intriig siin. Kuid tänu sellele konkreetsele tolmule saate hea ilmaga läänes kohe pärast päikeseloojangut või idas enne päikesetõusu imetleda horisondi kohal kahvatut valguskoonust. See on nn sodiaagivalgus – väikeste kosmiliste tolmuosakeste poolt hajutatud päikesevalgus.
Tähtedevaheline tolm on palju huvitavam. Selle eripäraks on tahke südamiku ja kesta olemasolu. Tuum näib koosnevat peamiselt süsinikust, ränist ja metallidest. Ja kest on peamiselt valmistatud tuuma pinnale külmutatud gaasilistest elementidest, mis on kristalliseerunud tähtedevahelise ruumi "sügavkülmumise" tingimustes ja see on umbes 10 kelvinit, vesinik ja hapnik. Siiski on molekulide lisandeid, mis on keerulisemad. Need on ammoniaak, metaan ja isegi mitmeaatomilised orgaanilised molekulid, mis kleepuvad ekslemise käigus tolmukübeme külge või tekivad selle pinnale. Mõned neist ainetest lendavad loomulikult selle pinnalt minema, näiteks ultraviolettkiirguse mõjul, kuid see protsess on pöörduv - mõned lendavad minema, teised külmuvad või sünteesitakse.
Kui galaktika on tekkinud, siis kust selles tolm pärineb, on teadlastele põhimõtteliselt selge. Selle kõige olulisemad allikad on noovad ja supernoovad, mis kaotavad osa oma massist, "viskavad" kesta ümbritsevasse ruumi. Lisaks sünnib tolm ka punaste hiiglaste paisuvas atmosfääris, kust see kiirgusrõhk sõna otseses mõttes minema pühib. Nende jahedas, tähtede standardite järgi atmosfääris (umbes 2,5–3 tuhat kelvinit) on suhteliselt palju suhteliselt keerulisi molekule.
Kuid siin on mõistatus, mida pole veel lahendatud. Alati on arvatud, et tolm on tähtede evolutsiooni toode. Teisisõnu, tähed peavad sündima, eksisteerima mõnda aega, vananema ja näiteks viimase supernoova plahvatuse käigus tolmu tootma. Aga mis oli enne – muna või kana? Esimene tähe sünniks vajalik tolm ehk esimene täht, mis mingil põhjusel ilma tolmu abita sündis, vananes, plahvatas, moodustades kõige esimese tolmu.
Mis juhtus alguses? Lõppude lõpuks, kui Suur Pauk 14 miljardit aastat tagasi toimus, olid universumis ainult vesinik ja heelium, mitte ühtegi muud elementi! Just siis hakkasid neist esile kerkima esimesed galaktikad, tohutud pilved ja neis esimesed tähed, mis pidid läbima pika elutee. Tähtede tuumades toimuvad termotuumareaktsioonid oleksid pidanud "keetma" keerukamaid keemilisi elemente, muutes vesiniku ja heeliumi süsinikuks, lämmastikuks, hapnikuks ja nii edasi ning pärast seda oleks täht pidanud selle kõik kosmosesse paiskama, plahvatades või järk-järgult oma kehast loobuma. kest. See mass pidi siis jahtuma, maha jahtuma ja lõpuks tolmuks muutuma. Kuid juba 2 miljardit aastat pärast Suurt Pauku oli kõige varasemates galaktikates tolm! Teleskoopide abil avastati see meie omast 12 miljardi valgusaasta kaugusel asuvates galaktikates. Samas on 2 miljardit aastat liiga lühike periood tähe täieliku elutsükli jaoks: selle aja jooksul ei jõua enamik tähti vananeda. Kust tuli noores galaktikas tolm, kui seal ei peaks olema midagi peale vesiniku ja heeliumi, on mõistatus.
Kellaaega vaadates professor naeratas kergelt.
Kuid proovite seda mõistatust kodus lahendada. Paneme ülesande kirja.
Kodutöö.
1. Proovige ära arvata, mis oli enne, kas esimene täht või tolm?
Lisaülesanne.
1. Teatage mis tahes tüüpi tolmust (tähtedevaheline, planeetidevaheline, ümberringi, galaktikatevaheline)
2. Essee. Kujutage end ette teadlasena, kelle ülesandeks on uurida kosmilist tolmu.
3. Pildid.
Omatehtud ülesanne õpilastele:
1. Miks on kosmoses tolmu vaja?
Lisaülesanne.
1. Teatage igat tüüpi tolmust. Endised õpilased koolid peavad reegleid meeles.
2. Essee. Kosmilise tolmu kadumine.
3. Pildid.
Universumis on miljardeid tähti ja planeete. Ja kuigi täht on hõõguv gaasikera, koosnevad sellised planeedid nagu Maa tahketest elementidest. Planeedid tekivad tolmupilvedena, mis keerlevad ümber äsja tekkinud tähe. Selle tolmu terad koosnevad omakorda sellistest elementidest nagu süsinik, räni, hapnik, raud ja magneesium. Aga kust tulevad kosmilised tolmuosakesed? Kopenhaageni Niels Bohri Instituudi uus uuring näitab, et tolmuterad ei saa tekkida mitte ainult hiiglaslikes supernoovaplahvatustes, vaid ka järgnevates plahvatustes. lööklained mitmesugused plahvatused, mis mõjutavad tolmu.
Arvutipilt sellest, kuidas supernoova plahvatuste käigus tekib kosmiline tolm. Allikas: ESO/M. Kornmesser
See, kuidas kosmiline tolm tekkis, on astronoomidele pikka aega olnud mõistatus. Tolmuelemendid ise moodustuvad tähtedes leegitsevas vesinikgaasis. Vesinikuaatomid ühinevad üksteisega, moodustades järjest raskemaid elemente. Selle tulemusena hakkab täht kiirgama valguse kujul kiirgust. Kui kogu vesinik on ammendatud ja energiat pole enam võimalik ammutada, sureb täht ja selle kest lendab eemale ruumi, mis moodustab erinevaid udukogusid, milles võivad uuesti sündida noored tähed. Rasked elemendid tekivad peamiselt supernoovades, mille eellased on massiivsed tähed, hukkus hiiglaslikus plahvatuses. Kuid kuidas üksikud elemendid kosmiliseks tolmuks kokku kleepuvad, jäi saladuseks.
«Probleem oli selles, et isegi kui tolm tekkis koos elementidega supernoova plahvatustes, on sündmus ise nii tugev, et need väikesed terad lihtsalt ei peaks ellu jääma. Kuid kosmiline tolm on olemas ja selle osakesed võivad olla täielikult olemas erinevad suurused. Meie uuringud heidavad sellele probleemile valgust,“ ütles professor Jens Hjort, Niels Bohri Instituudi tume kosmoloogia keskuse juht.
Hetktõmmis Hubble'i teleskoop ebatavaline kääbusgalaktika, mis tootis särava supernoova SN 2010jl. Pilt on tehtud enne selle ilmumist, nii et nool näitab selle eellastähte. Plahvatanud täht oli väga massiivne, umbes 40 päikesemassi. Allikas: ESO
Kosmilise tolmu uuringute käigus vaatlevad teadlased supernoovasid, kasutades astronoomilist instrumenti X-shooter, mis on paigaldatud Very suur teleskoop(VLT) Tšiilis. Sellel on hämmastav tundlikkus ja selles sisalduvad kolm spektrograafi. suudab korraga vaadelda kogu valguse ulatust ultraviolett- ja nähtavast infrapunani. Hjorth selgitab, et alguses ootasid nad "õiget" plahvatust supernoova. Ja kui see juhtus, algas selle jälgimise kampaania. Vaadeldud täht oli ebatavaliselt hele, 10 korda heledam kui keskmine supernoova ja selle mass oli 40 korda suurem kui Päikesel. Kokku võttis tähe vaatlemine teadlastel aega kaks ja pool aastat.
"Tolm neelab valgust ja meie andmete põhjal saime välja arvutada funktsiooni, mis võib meile öelda tolmu koguse, selle koostise ja tera suuruse. Leidsime tulemustes midagi tõeliselt põnevat,” Krista Gaul.
Esimene samm kosmilise tolmu tekke suunas on miniplahvatus, mille käigus täht paiskab kosmosesse materjali, mis sisaldab vesinikku, heeliumi ja süsinikku. Sellest gaasipilvest saab tähe ümber omamoodi kest. Veel paar sellist välgatust ja kest muutub tihedamaks. Lõpuks täht plahvatab ja tihe gaasipilv katab täielikult selle tuuma.
"Kui täht plahvatab, löök lööklaine põrkab kokku tiheda gaasipilvega nagu telliskivi vastu betoonseina. Kõik see toimub gaasifaasis uskumatutel temperatuuridel. Aga koht, kus plahvatus tabas, muutub tihedaks ja jahtub 2000 kraadini Celsiuse järgi. Sellel temperatuuril ja tihedusel võivad elemendid tuumada ja moodustada tahkeid osakesi. Leidsime ühe mikroni suuruseid tolmuterasid, mis on väga suur väärtus nende elementide jaoks. Selliste mõõtmetega suudavad nad oma tulevase teekonna läbi galaktika ellu jääda.
Seega usuvad teadlased, et nad on leidnud vastuse küsimusele, kuidas kosmiline tolm tekib ja elab.