Når det gjelder masse, utgjør faste støvpartikler en ubetydelig del av universet, men det er takket være interstellart støv at stjerner, planeter og mennesker som studerer verdensrommet og rett og slett beundrer stjernene oppsto og fortsetter å dukke opp. Hva slags stoff er dette kosmiske støvet? Hva får folk til å utstyre ekspedisjoner ut i verdensrommet som koster det årlige budsjettet til en liten stat i håp, og ikke i den faste tillit, om å trekke ut og bringe tilbake til jorden i det minste en liten håndfull interstellart støv?
Mellom stjerner og planeter
I astronomi kalles støv små, brøkdeler av en mikron i størrelse, svevestøv flyr i verdensrommet. Kosmisk støv er ofte konvensjonelt delt inn i interplanetært og interstellært, selv om det åpenbart ikke er forbudt å gå inn i interplanetarisk rom. Det er ikke lett å bare finne det der, blant det "lokale" støvet er sannsynligheten lav, og egenskapene i nærheten av solen kan endre seg betydelig. Nå, hvis du flyr lenger unna, til grensene solsystemet, der er sannsynligheten for å fange ekte interstellart støv veldig høy. Perfekt alternativ gå utover solsystemet helt.
Interplanetært støv, i det minste i relativt nærhet til jorden, er en ganske godt studert sak. Den fylte hele solsystemets plass og konsentrert seg i ekvatorplanet, og ble hovedsakelig født som et resultat av tilfeldige kollisjoner av asteroider og ødeleggelsen av kometer som nærmet seg solen. Sammensetningen av støvet skiller seg faktisk ikke fra sammensetningen av meteoritter som faller på jorden: det er veldig interessant å studere det, og det er fortsatt mange funn som må gjøres i dette området, men det ser ikke ut til å være noe spesielt. intriger her. Men takket være dette spesielle støvet, i godt vær i vest umiddelbart etter solnedgang eller i øst før soloppgang, kan du beundre en blek lyskjegle over horisonten. Dette er den såkalte dyrekretsen sollys, spredt av små kosmiske støvpartikler.
Hvor støv er mer interessant interstellar. Dets karakteristiske trekk er tilstedeværelsen hard kjerne og skjell. Kjernen ser ut til å være sammensatt hovedsakelig av karbon, silisium og metaller. Og skallet er hovedsakelig laget av frossen på overflaten av kjernen gassformige elementer, krystallisert i "dypfryse"-forholdene i det interstellare rommet, og dette er omtrent 10 kelvin, hydrogen og oksygen. Imidlertid er det urenheter av molekyler som er mer komplekse. Disse er ammoniakk, metan og til og med polyatomiske organiske molekyler, som fester seg til en støvflekk eller danner seg på overflaten under vandring. Noen av disse stoffene flyr selvfølgelig bort fra overflaten, for eksempel under påvirkning av ultrafiolett stråling, men denne prosessen er reversibel - noen flyr bort, andre fryser eller syntetiseres.
Nå i rommet mellom stjerner eller i nærheten av dem er vann, oksider av karbon, nitrogen, svovel og silisium allerede funnet, selvfølgelig, ikke ved kjemiske, men ved fysiske, det vil si spektroskopiske, metoder. hydrogenklorid, ammoniakk, acetylen, organiske syrer, slik som maursyre og eddiksyre, etyl- og metylalkoholer, benzen, naftalen. De fant til og med aminosyren glycin!
Det ville vært interessant å fange og studere interstellart støv som trenger inn i solsystemet og sannsynligvis faller til jorden. Problemet med å "fange" det er ikke lett, for hvordan holde is-"frakken" inne solstråler, spesielt i jordens atmosfære, er det få interstellare støvpartikler som lykkes. Store blir for varme rømningshastighet kan ikke slukkes raskt, og støvpartiklene "brenner ut". Små glir imidlertid i atmosfæren i årevis og bevarer en del av skallet, men her oppstår problemet med å finne dem og identifisere dem.
Det er en til, veldig spennende detalj. Det dreier seg om støv hvis kjerner er laget av karbon. Karbon syntetisert i kjernene til stjerner og sluppet ut i verdensrommet, for eksempel fra atmosfæren til aldrende (som røde kjemper) stjerner, som flyr inn i det interstellare rommet, avkjøles og kondenserer omtrent på samme måte som etter en varm dag, tåke fra avkjølt vanndamp samler seg i lavlandet. Avhengig av krystalliseringsforholdene kan lagdelte strukturer av grafitt, diamantkrystaller (forestill deg hele skyer av bittesmå diamanter!) og til og med hule kuler av karbonatomer (fullerener) oppnås. Og i dem, kanskje, som i en safe eller beholder, lagres partikler av atmosfæren til en veldig gammel stjerne. Å finne slike støvflekker ville vært en stor suksess.
Hvor finnes kosmisk støv?
Det må sies at selve konseptet om det kosmiske vakuumet som noe helt tomt lenge har forblitt kun en poetisk metafor. Faktisk er hele universets rom, både mellom stjerner og mellom galakser, fylt med materie, flyter elementære partikler, stråling og felt magnetiske, elektriske og gravitasjonsmessige. Alt som kan berøres, relativt sett, er gass, støv og plasma, hvis bidrag til den totale massen til universet, ifølge ulike estimater, bare er omtrent 12 % ved middels tetthet ca. 10-24 g/cm3. Det er mest gass i verdensrommet, nesten 99 %. Dette er hovedsakelig hydrogen (opptil 77,4 %) og helium (21 %), resten står for mindre enn to prosent av massen. Og så er det støvet er nesten hundre ganger mindre enn gass.
Selv om noen ganger er tomheten i det interstellare og intergalaktiske rommet nesten ideell: noen ganger er det 1 liter rom per materieatom! Det er ikke noe slikt vakuum verken i terrestriske laboratorier eller i solsystemet. Til sammenligning kan vi gi følgende eksempel: i 1 cm 3 av luften vi puster inn, er det omtrent 30.000.000.000.000.000.000 molekyler.
Denne saken er fordelt i interstellare rom veldig ujevn. Mest av interstellar gass og støv danner et gass-støvlag nær symmetriplanet til den galaktiske skiven. Tykkelsen i galaksen vår er flere hundre lysår. Mesteparten av gassen og støvet i dens spiralgrener (armer) og kjerne er hovedsakelig konsentrert i gigantiske molekylære skyer som varierer i størrelse fra 5 til 50 parsek (16 x 160 lysår) og veier titusener og til og med millioner av solmasser. Men inne i disse skyene er saken også fordelt ujevnt. I hovedvolumet av skyen, den såkalte pelsfrakken, hovedsakelig laget av molekylært hydrogen, er tettheten av partikler omtrent 100 stykker per 1 cm 3. I tetthetene inne i skyen når den titusenvis av partikler per 1 cm3, og i kjernene til disse tetthetene, vanligvis millioner av partikler per 1 cm3. Det er denne ujevne fordelingen av materie i universet som skylder eksistensen av stjerner, planeter og til syvende og sist oss selv. Fordi det er i molekylære skyer, tette og relativt kalde, at stjerner blir født.
Det som er interessant er at jo høyere tettheten til skyen er, desto mer variert er sammensetningen. I dette tilfellet er det samsvar mellom tettheten og temperaturen til skyen (eller dens individuelle deler) og de stoffene hvis molekyler finnes der. På den ene siden er dette praktisk for å studere skyer: ved å observere deres individuelle komponenter i forskjellige spektralområder langs de karakteristiske linjene i spekteret, for eksempel CO, OH eller NH 3, kan du "kikke" inn i en eller annen del av det . På den annen side lar data om sammensetningen av skyen oss lære mye om prosessene som skjer i den.
I tillegg, i det interstellare rommet, å dømme etter spektrene, er det stoffer hvis eksistens under terrestriske forhold rett og slett er umulig. Dette er ioner og radikaler. Deres kjemisk aktivitet så høyt at de på jorden reagerer umiddelbart. Og i det sjeldne, kalde rommet i verdensrommet lever de lenge og ganske fritt.
Generelt er gass i interstellart rom ikke bare atomær. Der det er kaldere, ikke mer enn 50 kelvin, klarer atomer å holde seg sammen og danner molekyler. derimot stor masse interstellar gass er fortsatt i atomtilstand. Det er hovedsakelig hydrogen, dens nøytrale form ble oppdaget relativt nylig - i 1951. Som kjent sender den ut radiobølger 21 cm lange (frekvens 1420 MHz), basert på intensiteten som det ble bestemt hvor mye det er i galaksen. Den er forresten ikke jevnt fordelt i rommet mellom stjerner. I skyer av atomært hydrogen når konsentrasjonen flere atomer per 1 cm3, men mellom skyene er den størrelsesorden lavere.
Til slutt, nær varme stjerner, eksisterer gass i form av ioner. Kraftig ultrafiolett stråling varmer og ioniserer gassen, og får den til å gløde. Dette er grunnen til at områder med høy konsentrasjon av varm gass, med en temperatur på rundt 10 000 K, fremstår som lysende skyer. De kalles lette gasståker.
Og i enhver tåke, i større eller mindre mengder, er det interstellart støv. Til tross for at tåker konvensjonelt er delt inn i støv- og gasståker, er det støv i begge. Og uansett er det støv som tilsynelatende hjelper stjerner til å danne seg i dypet av tåker.
Tåkete gjenstander
Blant alle kosmiske objekter er nebulaer kanskje de vakreste. Riktignok ser mørke tåker i det synlige området ut som svarte flekker på himmelen, de observeres best mot bakgrunnen til Melkeveien. Men i andre områder elektromagnetiske bølger, for eksempel infrarød, de er veldig godt synlige og bildene viser seg å være veldig uvanlige.
Tåker er de som er isolert i rommet, forbundet med tyngdekreftene eller ytre trykk ansamlinger av gass og støv. Massen deres kan være fra 0,1 til 10 000 solmasser, og størrelsen kan være fra 1 til 10 parsecs.
Først irriterte stjernetåker astronomene. Frem til midten av 1800-tallet ble oppdagede tåker sett på som en irriterende plage som hindret observasjon av stjerner og leting etter nye kometer. I 1714 ble engelskmannen Edmond Halley, hvis navn er kjent komet, kompilerte til og med en "svarteliste" med seks tåker slik at de ikke ville villede "kometfangere", og franskmannen Charles Messier utvidet denne listen til 103 objekter. Heldigvis ble musikeren Sir William Herschel, som var forelsket i astronomi, og hans søster og sønn interessert i stjernetåkene. De observerte himmelen med teleskoper de bygde selv, og etterlot seg en katalog over tåker og stjerneklynger som inneholder informasjon om 5.079 romobjekter!
Herschels uttømte praktisk talt evnene til optiske teleskoper fra disse årene. Imidlertid oppfinnelsen av fotografi og stor tid eksponeringer gjorde det mulig å finne svært svakt lysende gjenstander. Litt senere spektrale metoder analyse, gjorde observasjoner i forskjellige områder av elektromagnetiske bølger det mulig i fremtiden ikke bare å oppdage mange nye tåker, men også å bestemme deres struktur og egenskaper.
En interstellar tåke ser lys ut i to tilfeller: enten er den så varm at gassen selv lyser, slike tåker kalles emisjonståker; eller selve tåken er kald, men støvet sprer lyset fra en lysende stjerne i nærheten - det er en refleksjonståke.
Mørke tåker er også interstellare ansamlinger av gass og støv. Men i motsetning til lette gass-tåker, som noen ganger er synlige selv med en sterk kikkert eller et teleskop, som Orion-tåken, sender ikke mørke tåker ut lys, men absorberer det. Når stjernelyset passerer gjennom slike tåker, kan støv absorbere det fullstendig og konvertere det til infrarød stråling som er usynlig for øyet. Derfor ser slike tåker ut som stjerneløse hull på himmelen. V. Herschel kalte dem «hull i himmelen». Den kanskje mest spektakulære av dem alle er Hestehodetåken.
Imidlertid kan støvkorn ikke helt absorbere lyset fra stjerner, men bare delvis spre det, og selektivt. Faktum er at størrelsen på interstellare støvpartikler er nær bølgelengden til blått lys, så det blir spredt og absorbert sterkere, og den "røde" delen av stjernelyset når oss bedre. Forresten, dette riktig vei estimere størrelsen på støvkorn ved hvordan de demper lys med forskjellige bølgelengder.
Stjerne fra skyen
Årsakene til at stjerner dukker opp er ikke nøyaktig fastslått det er bare modeller som mer eller mindre pålitelig forklarer eksperimentelle data. I tillegg kommer dannelsesveier, egenskaper og videre skjebne stjerner er svært forskjellige og avhenger av mange faktorer. Imidlertid er det et etablert konsept, eller rettere sagt, den mest utviklede hypotesen, hvis essens i det meste generell disposisjon, er at stjerner dannes fra interstellar gass i områder med økt materietetthet, det vil si i dypet av interstellare skyer. Støv som materiale kan ignoreres, men dets rolle i dannelsen av stjerner er enorm.
Tilsynelatende skjer dette (i den mest primitive versjonen, for en enkelt stjerne). For det første kondenserer en protostellar sky fra det interstellare mediet, noe som kan skyldes gravitasjonsustabilitet, men årsakene kan være forskjellige og er ennå ikke helt klare. På en eller annen måte trekker den seg sammen og tiltrekker seg materie fra det omkringliggende rommet. Temperaturen og trykket i midten øker til molekylene i midten av denne kollapsende gasskulen begynner å bryte fra hverandre til atomer og deretter til ioner. Denne prosessen avkjøler gassen, og trykket inne i kjernen synker kraftig. Kjernen trekker seg sammen, og en sjokkbølge forplanter seg inne i skyen og kaster av seg dens ytre lag. En protostjerne dannes, som fortsetter å trekke seg sammen under påvirkning av tyngdekraften til reaksjoner begynner i midten termonukleær fusjon omdannelse av hydrogen til helium. Kompresjonen fortsetter en stund til styrke gravitasjonskompresjon vil ikke balanseres av kreftene fra gass og strålingstrykk.
Det er tydelig at massen til den resulterende stjernen alltid er mindre enn massen til tåken som "fødte" den. I løpet av denne prosessen blir en del av materien som ikke hadde tid til å falle ned på kjernen "svept ut" av en sjokkbølge, stråling og partikkel strømmer rett og slett inn i det omkringliggende rommet.
Prosessen med dannelsen av stjerner og stjernesystemer påvirkes av mange faktorer, inkludert magnetfeltet, som ofte bidrar til "riving" av den protostellare skyen i to, sjelden tre fragmenter, som hver blir komprimert under påvirkning av tyngdekraften til sin egen protostjerne. Slik dobler for eksempel mange stjernesystemer to stjerner som kretser rundt generelt senter masser og beveger seg i rommet som en helhet.
Når du blir eldre kjernebrensel i dypet av stjerner brenner gradvis ut, og jo raskere mer stjerne. I dette tilfellet erstattes hydrogensyklusen av reaksjoner med heliumsyklusen, og deretter, som et resultat av kjernefysiske fusjonsreaksjoner, dannes stadig tyngre. kjemiske elementer, helt ned til jernet. Til slutt avtar kjernen, som ikke lenger mottar energi fra termonukleære reaksjoner, kraftig i størrelse, mister stabiliteten, og stoffet ser ut til å falle på seg selv. Skjer kraftig eksplosjon, hvor et stoff kan varmes opp til milliarder av grader, og interaksjoner mellom kjerner fører til dannelse av nye kjemiske elementer, opp til det tyngste. Eksplosjonen er ledsaget av en skarp frigjøring av energi og frigjøring av materie. En stjerne eksploderer, en prosess som kalles en supernova. Til syvende og sist vil stjernen, avhengig av massen, bli til nøytronstjerne eller et svart hull.
Dette er sannsynligvis hva som faktisk skjer. Det er uansett ingen tvil om at unge, det vil si varme, stjerner og deres klynger er mest tallrike i tåker, det vil si i områder med økt tetthet av gass og støv. Dette er godt synlig på fotografier tatt med teleskoper i forskjellige bølgelengdeområder.
Selvfølgelig er dette ikke noe mer enn den råeste oppsummeringen av hendelsesforløpet. For oss er to punkter grunnleggende viktige. For det første, hvilken rolle spiller støv i prosessen med stjernedannelse? Og for det andre, hvor kommer det egentlig fra?
Universal kjølevæske
I total masse kosmisk materie Selve støvet, det vil si atomer av karbon, silisium og noen andre grunnstoffer kombinert til faste partikler, er så lite at i alle fall, som byggemateriale for stjerner, ser det ut til, kan ignoreres. Men faktisk er deres rolle stor - det er de som avkjøler den varme interstellare gassen, og gjør den om til den veldig kalde tette skyen som stjerner deretter dannes fra.
Faktum er at interstellar gass i seg selv ikke kan avkjøles. Elektronisk struktur hydrogenatomet er slik at det kan gi fra seg overflødig energi, hvis noen, ved å sende ut lys i de synlige og ultrafiolette områdene av spekteret, men ikke i infrarød rekkevidde. Figurativt sett kan ikke hydrogen utstråle varme. For å kjøle ned ordentlig, trenger det et "kjøleskap", hvis rolle spilles av interstellare støvpartikler.
Under en kollisjon med støvkorn i høy hastighet, i motsetning til tyngre og langsommere støvkorn, flyr gassmolekyler raskt, de mister hastighet og kinetisk energi overføres til et støvkorn. Den varmes også opp og avgir denne overskuddsvarmen til det omkringliggende rommet, blant annet i form av infrarød stråling, mens det selv kjøler ned. Ved å absorbere varmen fra interstellare molekyler, fungerer derfor støv som en slags radiator som avkjøler gasskyen. Det er ikke mye i masse - omtrent 1% av massen til hele skyen er stoff, men dette er nok til å fjerne overflødig varme over millioner av år.
Når temperaturen på skyen synker, synker også trykket, skyen kondenserer og stjerner kan bli født av den. Restene av materialet som stjernen ble født av er på sin side startmaterialet for dannelsen av planeter. Nå inkluderer sammensetningen deres allerede støvpartikler, og inn mer. Fordi, etter å ha blitt født, varmes en stjerne opp og akselererer all gassen rundt seg selv, mens støv forblir flyvende i nærheten. Tross alt er den i stand til å kjøle seg og tiltrekkes av den nye stjernen mye sterkere enn individuelle gassmolekyler. Til slutt er det en støvsky nær den nyfødte stjernen, og støvrik gass i periferien.
De er født der gassplaneter, som Saturn, Uranus og Neptun. Vel, stjerner vises i nærheten steinete planeter. For oss er det Mars, Jorden, Venus og Merkur. Det viser seg en ganske klar inndeling i to soner: gassplaneter og solide. Så jorden viste seg i stor grad å være laget av interstellare støvkorn. Metallstøvpartikler ble en del av planetens kjerne, og nå har jorden en enorm jernkjerne.
Mysteriet med det unge universet
Hvis en galakse har dannet seg, hvor kommer da støvet fra I prinsippet forstår forskerne. De viktigste kildene er novaer og supernovaer, som mister deler av massen, og "slipper" skallet inn i det omkringliggende rommet. I tillegg blir støv også født i den ekspanderende atmosfæren til røde kjemper, hvorfra det bokstavelig talt blir feid bort av strålingstrykk. I deres kjølige atmosfære, etter stjerners standard, (omtrent 2,5 3 tusen kelvin) er det ganske mange relativt komplekse molekyler.
Men her er et mysterium som ennå ikke er løst. Det har alltid vært antatt at støv er et produkt av utviklingen av stjerner. Stjerner må med andre ord fødes, eksistere en stund, bli gamle og for eksempel inn det siste utbruddet supernova produserer støv. Men hva kom først - egget eller kyllingen? Det første støvet som var nødvendig for fødselen av en stjerne, eller den første stjernen, som av en eller annen grunn ble født uten hjelp av støv, ble gammel, eksploderte og dannet det aller første støvet.
Hva skjedde i begynnelsen? Når alt kommer til alt, da Big Bang skjedde for 14 milliarder år siden, var det bare hydrogen og helium i universet, ingen andre grunnstoffer! Det var da de første galaksene begynte å dukke opp fra dem, enorme skyer, og i dem de første stjernene, som måtte gjennom en lang reise. livsvei. Termonukleære reaksjoner i stjernekjernene måtte de "koke" mer komplekse kjemiske elementer, gjøre hydrogen og helium til karbon, nitrogen, oksygen og så videre, og etter det måtte stjernen kaste alt ut i verdensrommet, eksplodere eller gradvis kaste av seg skall. Denne massen måtte så avkjøles, avkjøles og til slutt bli til støv. Men allerede 2 milliarder år etter det store smellet, i de tidligste galaksene var det støv! Ved hjelp av teleskoper ble det oppdaget i galakser 12 milliarder lysår unna våre. Samtidig er 2 milliarder år en for kort periode til å fullføre Livssyklus stjerner: i løpet av denne tiden har de fleste stjerner ikke tid til å bli gamle. Hvor støvet kom fra i den unge galaksen, om det ikke skulle være noe der bortsett fra hydrogen og helium, er et mysterium.
Mote reaktor
Ikke bare fungerer interstellart støv som en slags universell kjølevæske, men det er kanskje takket være støv at komplekse molekyler dukker opp i verdensrommet.
Faktum er at overflaten til et støvkorn kan tjene både som en reaktor der molekyler dannes fra atomer og som en katalysator for reaksjonene til deres syntese. Tross alt, sannsynligheten for at det er mange atomer på en gang ulike elementer kollidere på ett punkt, og til og med samhandle med hverandre ved en temperatur litt høyere absolutt null, ufattelig liten. Men sannsynligheten for at et støvkorn vil sekvensielt kollidere i flukt med forskjellige atomer eller molekyler, spesielt inne i en kald tett sky, er ganske stor. Faktisk er dette hva som skjer - dette er hvordan et skall av interstellare støvkorn dannes fra atomer og molekyler som er frosset fast på det.
På en fast overflate er atomene tett sammen. Når de vandrer langs overflaten av et støvkorn på jakt etter den mest energisk gunstige posisjonen, møtes atomene og finner seg selv i nærhet, får muligheten til å reagere seg imellom. Selvfølgelig veldig sakte i samsvar med temperaturen på støvpartikkelen. Overflaten til partikler, spesielt de som inneholder en metallkjerne, kan oppvise katalysatoregenskaper. Kjemikere på jorden vet godt at de mest effektive katalysatorene er nettopp partikler på en brøkdel av en mikron i størrelse som molekyler samles på og deretter reagerer på, i normale forhold helt "likegyldige" til hverandre. Tilsynelatende er det slik det er dannet molekylært hydrogen: dens atomer "fester" seg til en støvflekk, og flyr deretter bort fra den, men i par, i form av molekyler.
Det kan godt være at små interstellare støvpartikler, etter å ha beholdt noen få organiske molekyler i skallet, inkludert de enkleste aminosyrene, brakte de første "frøene til liv" til jorden for rundt 4 milliarder år siden. Dette er selvfølgelig ikke noe mer enn en vakker hypotese. Men det som taler til fordel er at aminosyren glycin ble funnet i kalde gass- og støvskyer. Kanskje det er andre, det er bare at evnene til teleskoper ennå ikke tillater dem å bli oppdaget.
Støvjakt
Egenskapene til interstellart støv kan selvfølgelig studeres på avstand ved hjelp av teleskoper og andre instrumenter som befinner seg på jorden eller på dens satellitter. Men det er mye mer fristende å fange interstellare støvpartikler, og deretter studere dem i detalj, finne ut, ikke teoretisk, men praktisk, hva de består av og hvordan de er bygget opp. Det er to alternativer her. Du kan nå dypet av verdensrommet, samle interstellart støv der, bringe det til jorden og analysere det av alle mulige måter. Eller du kan prøve å fly utenfor solsystemet og analysere støv underveis direkte om bord i romfartøyet, og sende de resulterende dataene til jorden.
Det første forsøket på å bringe prøver av interstellart støv, og stoffer fra interstellart medium generelt, ble gjort for flere år siden av NASA. Romfartøyet var utstyrt med spesielle feller - samlere for å samle interstellart støv og kosmiske vindpartikler. For å fange støvpartikler uten å miste skallet, ble fellene fylt med et spesielt stoff, den såkalte aerogelen. Dette veldig lette skumaktige stoffet (hvis sammensetningen er en forretningshemmelighet) ligner gelé. Vel inne, setter støvpartiklene seg fast, og så, som i enhver felle, smeller lokket igjen for å åpnes på jorden.
Dette prosjektet ble kalt Stardust stjernestøv. Programmet hans er grandiost. Etter oppskyting i februar 1999 vil utstyret om bord til slutt samle prøver av interstellart støv og separat fra støv i umiddelbar nærhet av Comet Wild-2, som fløy nær Jorden i februar i fjor. Nå med containere fylt med denne verdifulle lasten, flyr skipet hjem til land 15. januar 2006 i Utah, nær Salt Lake City (USA). Det er da astronomer endelig vil se med egne øyne (ved hjelp av et mikroskop, selvfølgelig) de samme støvkornene hvis sammensetning og strukturmodeller de allerede har forutsagt.
Og i august 2001 fløy Genesis for å samle prøver av materie fra verdensrommet. Dette NASA-prosjektet var hovedsakelig rettet mot å fange partikler sol-vind. Etter å ha tilbrakt 1127 dager i verdensrommet, hvor det fløy rundt 32 millioner km, returnerte skipet og slapp en kapsel med de resulterende prøvene - feller med ioner og solvindpartikler - til jorden. Akk, en ulykke skjedde - fallskjermen åpnet seg ikke, og kapselen traff bakken med all sin kraft. Og krasjet. Naturligvis ble ruskene samlet og nøye studert. I mars 2005, på en konferanse i Houston, sa programdeltaker Don Barnetti imidlertid at fire samlere med solvindpartikler ikke ble skadet, og innholdet deres, 0,4 mg fanget solvind, ble aktivt studert av forskere i Houston.
Imidlertid forbereder NASA nå et tredje prosjekt, enda mer ambisiøst. Det blir det romoppdrag Interstellar sonde. Denne gangen romskip vil bevege seg bort til en avstand på 200 a. e. fra jorden (dvs. avstand fra jorden til solen). Dette skipet kommer aldri tilbake, men det vil bli "fylt" med et bredt utvalg utstyr, inkludert for å analysere prøver av interstellart støv. Hvis alt ordner seg, vil interstellare støvkorn fra verdensrommet endelig bli fanget, fotografert og analysert automatisk, rett om bord i romfartøyet.
Dannelse av unge stjerner
1. En gigantisk galaktisk molekylsky med en størrelse på 100 parsecs, en masse på 100 000 soler, en temperatur på 50 K og en tetthet på 10 2 partikler/cm 3 . Inne i denne skyen er det storskala kondensasjoner - diffuse gass- og støvtåker (1 x 10 stk, 10 000 soler, 20 K, 10 3 partikler/cm 3) og små kondensasjoner - gass- og støvtåker (opptil 1 stk, 100 x 1000 soler, 20 K, 10 4 partikler/cm 3). Inne i sistnevnte er det nettopp klumper av kuler med en størrelse på 0,1 pc, en masse på 1 x 10 soler og en tetthet på 10 x 10 6 partikler / cm 3, hvor nye stjerner dannes
2. Fødselen av en stjerne inne i en sky av gass og støv
3. Den nye stjernen, med sin stråling og stjernevind, sprer den omkringliggende gassen bort fra seg selv
4. En ung stjerne dukker opp i verdensrommet som er rent og fri for gass og støv, og skyver til side tåken som fødte den
Stadier av "embryonisk" utvikling av en stjerne med en masse lik solen
5. Opprinnelsen til en gravitasjonsmessig ustabil sky med en størrelse på 2 000 000 soler, med en temperatur på omtrent 15 K og en initial tetthet på 10 -19 g/cm 3
6. Etter flere hundre tusen år vil denne skyen danne en kjerne med en temperatur på ca. 200 K og på størrelse med 100 soler, massen er fortsatt bare 0,05 av solenergien
7. På dette stadiet trekker kjernen med en temperatur på opptil 2000 K seg kraftig sammen på grunn av ionisering av hydrogen og varmes samtidig opp til 20 000 K, hastigheten på materie som faller på den voksende stjernen når 100 km/s
8. En protostjerne på størrelse med to soler med en temperatur i sentrum på 2x10 5 K, og på overflaten 3x10 3 K
9. Det siste stadiet av pre-evolusjonen av en stjerne er langsom kompresjon, der litium- og berylliumisotoper brenner ut. Først etter at temperaturen stiger til 6x10 6 K, startes termonukleære reaksjoner av heliumsyntese fra hydrogen i det indre av stjernen. Total varighet Fødselssyklusen til en stjerne som vår sol er 50 millioner år, deretter kan en slik stjerne brenne stille i milliarder av år
Olga Maksimenko, kandidat for kjemiske vitenskaper
KOSMISK STØV, faste partikler med karakteristiske størrelser fra ca. 0,001 mikron til ca. 1 mikron (og muligens opptil 100 mikron eller mer i det interplanetære mediet og protoplanetære skiver), som finnes i nesten alle astronomiske objekter: fra solsystemet til svært fjerne galakser og kvasarer. Støvegenskaper (partikkelkonsentrasjon, kjemisk oppbygning, partikkelstørrelse osv.) varierer betydelig fra en gjenstand til en annen, selv for gjenstander av samme type. Kosmisk støv sprer og absorberer innfallende stråling. Spredt stråling med samme bølgelengde som den innfallende strålingen forplanter seg i alle retninger. Stråling absorbert av en støvflekk omdannes til Termisk energi, og partikkelen sender vanligvis ut i et lengre bølgelengdeområde av spekteret sammenlignet med den innfallende strålingen. Begge prosessene bidrar til utryddelse – svekkelse av stråling himmellegemer støv plassert på siktelinjen mellom objektet og observatøren.
Støvobjekter studeres i nesten hele spekteret av elektromagnetiske bølger - fra røntgenstråler til millimeterbølger. Elektrisk dipolstråling fra raskt roterende ultrafine partikler ser ut til å bidra til noe mikrobølgestråling ved frekvenser 10-60 GHz. Viktig rolle spille laboratorieforsøk, der brytningsindekser måles, samt absorpsjonsspektra og spredningsmatriser for analoge partikler kosmiske støvpartikler, simulere prosessene for dannelse og vekst av ildfaste støvkorn i atmosfæren til stjerner og protoplanetariske skiver, studere dannelsen av molekyler og utviklingen av flyktige støvkomponenter under forhold som ligner på de som eksisterer i mørke interstellare skyer.
Kosmisk støv lokalisert i ulike fysiske forhold, er direkte studert i sammensetningen av meteoritter som falt på jordens overflate, i øvre lag jordens atmosfære(interplanetært støv og rester av små kometer), under romfartøysflyvninger til planeter, asteroider og kometer (cirkumplanetært og kometært støv) og utover heliosfæren (interstellart støv). Bakkebaserte og rombaserte fjernobservasjoner av kosmisk støv dekker solsystemet (interplanetært, sirkumplanetært og kometært støv, støv nær solen), det interstellare mediet til vår galakse (interstellart, sirkumstellart og nebulært støv) og andre galakser (ekstralaktisk støv ), samt svært fjerne objekter (kosmologisk støv).
Kosmiske støvpartikler består hovedsakelig av karbonholdige stoffer (amorft karbon, grafitt) og magnesium-jernsilikater (oliviner, pyroksener). De kondenserer og vokser i atmosfærene til stjerner fra sene spektralklasser og i protoplanetariske tåker, og blir deretter kastet ut i det interstellare mediet ved strålingstrykk. I interstellare skyer, spesielt tette, fortsetter ildfaste partikler å vokse som et resultat av akkresjon av gassatomer, samt når partikler kolliderer og fester seg sammen (koagulasjon). Dette fører til utseendet av skjell av flyktige stoffer (hovedsakelig is) og til dannelse av porøse aggregatpartikler. Ødeleggelsen av støvkorn skjer som et resultat av sputtering i sjokkbølger som oppstår etter supernovaeksplosjoner, eller fordampning under prosessen med stjernedannelse som startet i skyen. Det gjenværende støvet fortsetter å utvikle seg nær den dannede stjernen og manifesterer seg senere i form av en interplanetær støvsky eller kometkjerner. Paradoksalt nok, rundt utviklede (gamle) stjerner er støvet "frisk" (nylig dannet i atmosfæren deres), og rundt unge stjerner er støvet gammelt (utviklet som en del av det interstellare mediet). Det antas at kosmologisk støv, som muligens eksisterer i fjerne galakser, ble kondensert i utstøtingen av materiale fra eksplosjonene av massive supernovaer.
Tent. se på Art. Interstellart støv.
Mange mennesker beundrer med glede det vakre skuespillet til stjernehimmelen, en av naturens største kreasjoner. På en klar høsthimmel er det godt synlig hvordan en svakt lysende stripe går over hele himmelen, kalt Melkeveien, med uregelmessige konturer med forskjellig bredde og lysstyrke. Hvis vi vurderer Melkeveien, som danner vår galakse, i et teleskop, viser det seg at denne lyse stripen brytes opp i mange svake glødende stjerner, som for det blotte øye smelter sammen til en kontinuerlig glød. Det er nå slått fast at Melkeveien ikke bare består av stjerner og stjernehoper, men også av gass- og støvskyer.
Kosmisk støv forekommer i mange romobjekter, hvor det oppstår en rask utstrømning av materie, ledsaget av avkjøling. Det viser seg ved infrarød stråling varme Wolf-Rayet-stjerner med en veldig kraftig stjernevind, planetariske tåker, skjell av supernovaer og novaer. Et stort nummer av støv eksisterer i kjernene til mange galakser (for eksempel M82, NGC253), hvorfra det er en intens utstrømning av gass. Påvirkningen av kosmisk støv er mest uttalt under utslipp av en ny stjerne. Noen uker etter den maksimale lysstyrken til novaen, vises et sterkt overskudd av stråling i det infrarøde spekteret i spekteret, forårsaket av utseendet av støv med en temperatur på omtrent K. Videre
Hallo. I dette foredraget skal vi snakke med deg om støv. Men ikke om den typen som samler seg på rommene dine, men om kosmisk støv. Hva er det?
Kosmisk støv er Veldig fine partikler fast lokalisert i hvilken som helst del av universet, inkludert meteorittstøv og interstellar materie, i stand til å absorbere stjernelys og danne mørke tåker i galakser. Sfæriske støvpartikler ca. 0,05 mm i diameter finnes i enkelte marine sedimenter; Det antas at dette er restene av de 5000 tonn kosmisk støv som faller ned på kloden hvert år.
Forskere mener at kosmisk støv dannes ikke bare fra kollisjoner, ødeleggelse av små faste stoffer, men også på grunn av kondensering av interstellar gass. Kosmisk støv kjennetegnes ved sin opprinnelse: støv kan være intergalaktisk, interstellært, interplanetært og sirkumplanetært (vanligvis i et ringsystem).
Kosmiske støvkorn oppstår hovedsakelig i de langsomt utløpende atmosfærene til stjerner - røde dverger, så vel som under eksplosive prosesser på stjerner og voldsomme utkast av gass fra kjernene til galakser. Andre kilder til kosmisk støv inkluderer planetariske og protostellare tåker, stjerneatmosfærer og interstellare skyer.
Hele skyer av kosmisk støv, som befinner seg i laget av stjerner som danner Melkeveien, hindrer oss i å observere fjerne stjernehoper. Dette stjernehop, som Pleiadene, er fullstendig nedsenket i en støvsky. Det meste lyse stjerner, som er i denne klyngen, lyser opp støvet, som en lykt lyser opp tåke om natten. Kosmisk støv kan bare skinne av reflektert lys.
Blå lysstråler som passerer gjennom kosmisk støv svekkes mer enn røde stråler, så stjernelyset som når oss virker gulaktig eller til og med rødlig. Hele regioner i verdensrommet forblir stengt for observasjon nettopp på grunn av kosmisk støv.
Interplanetarisk støv, i det minste i komparativ nærhet til jorden, er ganske studert materie. Den fylte hele solsystemets plass og konsentrert seg i ekvatorplanet, og ble hovedsakelig født som et resultat av tilfeldige kollisjoner av asteroider og ødeleggelsen av kometer som nærmet seg solen. Sammensetningen av støvet skiller seg faktisk ikke fra sammensetningen av meteoritter som faller på jorden: det er veldig interessant å studere det, og det er fortsatt mange funn som må gjøres i dette området, men det ser ikke ut til å være noe spesielt. intriger her. Men takket være dette spesielle støvet, i godt vær i vest umiddelbart etter solnedgang eller i øst før soloppgang, kan du beundre en blek lyskjegle over horisonten. Dette er det såkalte dyrekretslyset - sollys spredt av små kosmiske støvpartikler.
Interstellar støv er mye mer interessant. Dens karakteristiske trekk er tilstedeværelsen av en solid kjerne og skall. Kjernen ser ut til å være sammensatt hovedsakelig av karbon, silisium og metaller. Og skallet er hovedsakelig laget av gassformige elementer frosset på overflaten av kjernen, krystallisert under forholdene med "dypfrysing" av det interstellare rommet, og dette er omtrent 10 kelvin, hydrogen og oksygen. Imidlertid er det urenheter av molekyler som er mer komplekse. Dette er ammoniakk, metan og til og med polyatomiske organiske molekyler som fester seg til en støvflekk eller danner seg på overflaten under vandring. Noen av disse stoffene flyr selvfølgelig bort fra overflaten, for eksempel under påvirkning av ultrafiolett stråling, men denne prosessen er reversibel - noen flyr bort, andre fryser eller syntetiseres.
Hvis en galakse har dannet seg, er det i prinsippet klart for forskerne hvor støvet kommer fra i den. Dens mest betydningsfulle kilder er novaer og supernovaer, som mister deler av massen, og "dumper" skallet inn i det omkringliggende rommet. I tillegg blir støv også født i den ekspanderende atmosfæren til røde kjemper, hvorfra det bokstavelig talt blir feid bort av strålingstrykk. I deres kjølige atmosfære, etter stjerners standard (omtrent 2,5 - 3 tusen kelvin) er det ganske mange relativt komplekse molekyler.
Men her er et mysterium som ennå ikke er løst. Det har alltid vært antatt at støv er et produkt av utviklingen av stjerner. Stjerner må med andre ord fødes, eksistere en stund, bli gamle og for eksempel produsere støv i den siste supernovaeksplosjonen. Men hva kom først - egget eller kyllingen? Det første støvet som var nødvendig for fødselen av en stjerne, eller den første stjernen, som av en eller annen grunn ble født uten hjelp av støv, ble gammel, eksploderte og dannet det aller første støvet.
Hva skjedde i begynnelsen? Når alt kommer til alt, da Big Bang skjedde for 14 milliarder år siden, var det bare hydrogen og helium i universet, ingen andre grunnstoffer! Det var da de første galaksene begynte å dukke opp fra dem, enorme skyer, og i dem de første stjernene, som måtte gå gjennom en lang livsbane. Termonukleære reaksjoner i kjernene til stjerner burde ha "kokt" mer komplekse kjemiske elementer, gjort hydrogen og helium til karbon, nitrogen, oksygen og så videre, og etter det burde stjernen ha kastet alt ut i verdensrommet, eksplodert eller gradvis kastet det ut. skall. Denne massen måtte så avkjøles, avkjøles og til slutt bli til støv. Men allerede 2 milliarder år etter Big Bang, i de tidligste galaksene, var det støv! Ved hjelp av teleskoper ble det oppdaget i galakser 12 milliarder lysår unna våre. Samtidig er 2 milliarder år en for kort periode for hele livssyklusen til en stjerne: i løpet av denne tiden har de fleste stjerner ikke tid til å bli gamle. Hvor støvet kom fra i den unge galaksen, om det ikke skulle være noe der bortsett fra hydrogen og helium, er et mysterium.
Professoren så på tiden og smilte litt.
Men du vil prøve å løse dette mysteriet hjemme. La oss skrive ned oppgaven.
Hjemmelekser.
1. Prøv å gjette hva som kom først, den første stjernen eller støvet?
Ekstra oppgave.
1. Rapporter om alle typer støv (interstellar, interplanetær, sirkumplanetær, intergalaktisk)
2. Essay. Se for deg selv som en vitenskapsmann som har i oppgave å studere kosmisk støv.
3. Bilder.
Hjemmelaget oppgave for studenter:
1. Hvorfor trengs støv i verdensrommet?
Ekstra oppgave.
1. Rapporter om alle typer støv. Tidligere studenter skoler husker reglene.
2. Essay. Forsvinningen av kosmisk støv.
3. Bilder.
Det er milliarder av stjerner og planeter i universet. Og mens en stjerne er en glødende gassfære, består planeter som Jorden av faste elementer. Planeter dannes i støvskyer som virvler rundt en nydannet stjerne. I sin tur er kornene til dette støvet sammensatt av elementer som karbon, silisium, oksygen, jern og magnesium. Men hvor kommer kosmiske støvpartikler fra? En ny studie fra Niels Bohr Institute i København viser at støvkorn ikke bare kan dannes i gigantiske supernovaeksplosjoner, de kan også overleve påfølgende. sjokkbølger ulike eksplosjoner som påvirker støv.
Et databilde av hvordan kosmisk støv dannes under supernovaeksplosjoner. Kilde: ESO/M. Kornmesser
Hvordan kosmisk støv ble dannet har lenge vært et mysterium for astronomer. Selve støvelementene dannes i flammende hydrogengass i stjerner. Hydrogenatomer kombineres med hverandre for å danne stadig tyngre grunnstoffer. Som et resultat begynner stjernen å sende ut stråling i form av lys. Når alt hydrogenet er oppbrukt og det ikke lenger er mulig å utvinne energi, dør stjernen, og skallet flyr bort i rom, som danner forskjellige tåker der unge stjerner igjen kan bli født. Tunge grunnstoffer dannes først og fremst i supernovaer, hvis forfedre er det massive stjerner, døende i en gigantisk eksplosjon. Men hvordan enkeltelementer klumper seg sammen for å danne kosmisk støv forble et mysterium.
"Problemet var at selv om det ble dannet støv sammen med elementer i supernovaeksplosjoner, er hendelsen i seg selv så voldsom at disse små kornene rett og slett ikke skulle overleve. Men kosmisk støv eksisterer, og dets partikler kan være fullstendig forskjellige størrelser. Forskningen vår kaster lys over dette problemet, sier professor Jens Hjort, leder for Senter for mørk kosmologi ved Niels Bohr Institutet.
Øyeblikksbilde Hubble-teleskop uvanlig dverggalaksen, som produserte den lyse supernovaen SN 2010jl. Bildet ble tatt før det dukket opp, så pilen viser stamstjernen. Stjernen som eksploderte var veldig massiv, omtrent 40 solmasser. Kilde: ESO
I studier av kosmisk støv observerer forskere supernovaer ved å bruke X-shooter astronomiske instrument installert på Very stort teleskop(VLT) i Chile. Den har utrolig følsomhet, og de tre spektrografene som er inkludert i den. kan observere hele lysspekteret på en gang, fra ultrafiolett og synlig til infrarødt. Hjorth forklarer at de først ventet på at den «riktige» eksplosjonen skulle dukke opp supernova. Og så, når dette skjedde, begynte en kampanje for å overvåke det. Den observerte stjernen var uvanlig lyssterk, 10 ganger lysere enn den gjennomsnittlige supernovaen, og massen var 40 ganger solens. Totalt tok det å observere stjernen forskerne to og et halvt år.
«Støv absorberer lys, og ved hjelp av dataene våre var vi i stand til å beregne en funksjon som kunne fortelle oss om mengden støv, dets sammensetning og kornstørrelse. Vi fant noe virkelig spennende i resultatene, sier Krista Gaul.
Det første trinnet mot dannelsen av kosmisk støv er en minieksplosjon der en stjerne skyter ut materiale som inneholder hydrogen, helium og karbon ut i verdensrommet. Denne gasskyen blir et slags skall rundt stjernen. Noen flere slike blink og skallet blir tettere. Til slutt eksploderer stjernen og en tett gassky omslutter kjernen fullstendig.
«Når en stjerne eksploderer, vil slaget eksplosjonsbølge kolliderer med en tett gasssky som en murstein som treffer en betongvegg. Alt dette skjer i gassfasen ved utrolige temperaturer. Men stedet hvor eksplosjonen traff blir tett og kjøles ned til 2000 grader Celsius. Ved denne temperaturen og tettheten kan elementene danne kjerne og danne faste partikler. Vi fant støvkorn så små som én mikron, noe som er veldig stor verdi for disse elementene. Med slike dimensjoner vil de kunne overleve sin fremtidige reise gjennom galaksen.»
Dermed mener forskerne at de har funnet svaret på spørsmålet om hvordan kosmisk støv dannes og lever.