stringtranslate.com

Космическая пыль

Пористая частица пыли хондрита

Космическая пыль  , также называемая внеземной пылью , космической пылью или звездной пылью  , — это пыль , которая возникает в космическом пространстве или упала на Землю . [1] [2] Размер большинства частиц космической пыли составляет от нескольких молекул до 0,1  мм (100  мкм ), например микрометеороиды . Более крупные частицы называются метеороидами . Космическую пыль можно далее отличить по ее астрономическому местоположению: межгалактическая пыль , межзвездная пыль, межпланетная пыль (как в зодиакальном облаке ) и околопланетная пыль (как в планетарном кольце ). Существует несколько методов измерения космической пыли .

В Солнечной системе межпланетная пыль вызывает зодиакальный свет . Пыль Солнечной системы включает кометную пыль , планетарную пыль (например, с Марса), [3] астероидную пыль , пыль из пояса Койпера и межзвездную пыль, проходящую через Солнечную систему. По оценкам, тысячи тонн космической пыли ежегодно достигают поверхности Земли [4] , причем большинство зерен имеют массу от 10–16 кг (0,1 пг) до 10–4 кг (0,1 г). [4] Плотность пылевого облака, через которое движется Земля, составляет примерно 10 −6 пылинок/м 3 . [5]

Космическая пыль содержит некоторые сложные органические соединения (аморфные органические твердые вещества со смешанной ароматико - алифатической структурой), которые могут быть созданы естественным и быстрым образом звездами . [6] [7] [8] 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 доставлены на Землю в 2006 году. [9] [10] [11] [12]

Изучение и важность

Впечатление художника об образовании пыли вокруг взрыва сверхновой. [13]

Космическая пыль когда-то была исключительно помехой для астрономов, поскольку она заслоняла объекты, которые они хотели наблюдать. Когда началась инфракрасная астрономия , частицы пыли считались важными и жизненно важными компонентами астрофизических процессов. Их анализ может раскрыть информацию о таких явлениях, как формирование Солнечной системы. [14] Например, космическая пыль может вызывать потерю массы, когда звезда приближается к концу своей жизни , играть роль на ранних стадиях звездообразования и образовывать планеты . В Солнечной системе пыль играет важную роль в зодиакальном свете , спицах кольца B Сатурна , внешних диффузных планетарных кольцах Юпитера , Сатурна, Урана и Нептуна , а также кометах .

Зодиакальный свет , вызванный космической пылью. [15]

Междисциплинарное изучение пыли объединяет различные научные области: физику ( твёрдое тело , теорию электромагнетизма , физику поверхности, статистическую физику , теплофизику ), фрактальную математику , химию поверхности на пылинках, метеоритику , а также все отрасли астрономии и астрофизики. . [16] Эти разрозненные области исследований можно объединить следующей темой: частицы космической пыли развиваются циклически; химически, физически и динамически. Эволюция пыли прослеживает пути, по которым Вселенная перерабатывает материал, в процессах, аналогичных ежедневным этапам переработки, с которыми знакомы многие люди: производство, хранение, обработка, сбор, потребление и выбрасывание.

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 молодых звездных объектов и в планетных системах , таких как Солнечная система , где астрономы считают пыль наиболее переработанной. Астрономы накапливают наблюдательные «снимки» пыли на разных стадиях ее жизни и со временем составляют более полную картину сложных этапов переработки Вселенной.

Такие параметры, как начальное движение частицы, свойства материала, промежуточная плазма и магнитное поле , определяли прибытие частицы пыли в детектор пыли. Небольшое изменение любого из этих параметров может привести к существенному изменению динамического поведения пыли. Следовательно, можно узнать, откуда взялся этот объект и что находится (в) промежуточной среде.

Методы обнаружения

Космическая пыль галактики Андромеды , обнаруженная в инфракрасном свете космического телескопа Спитцер .

Для изучения космической пыли доступен широкий спектр методов . Космическую пыль можно обнаружить с помощью методов дистанционного зондирования , в которых используются радиационные свойства частиц космической пыли, например измерение зодиакального света .

Космическую пыль также можно обнаружить напрямую («на месте»), используя различные методы сбора и из разных мест сбора. По оценкам, ежедневный приток внеземного материала, попадающего в атмосферу Земли, колеблется от 5 до 300 тонн. [17] [18]

НАСА собирает образцы частиц звездной пыли в атмосфере Земли с помощью пластинчатых коллекторов под крыльями стратосферных самолетов . Пробы пыли также отбираются из поверхностных отложений на крупных массивах льда Земли (Антарктида и Гренландия/Арктика) и в глубоководных отложениях.

Дон Браунли из Вашингтонского университета в Сиэтле впервые достоверно определил внеземную природу собранных частиц пыли в конце 1970-х годов. Другим источником являются метеориты , содержащие извлеченную из них звездную пыль. Зерна звездной пыли представляют собой твердые тугоплавкие куски отдельных досолнечных звезд. Их можно узнать по их экстремальному изотопному составу, который может быть только изотопным составом внутри эволюционировавших звезд до какого-либо смешения с межзвездной средой. Эти зерна конденсировались из звездного вещества, когда оно охлаждалось при выходе из звезды.

Космическая пыль туманности Конская Голова , обнаруженная космическим телескопом Хаббл .

В межпланетном пространстве детекторы пыли на планетарных космических кораблях были построены и запущены, некоторые из них летают в настоящее время, а в настоящее время строятся еще больше для полетов. Большие орбитальные скорости пылевых частиц в межпланетном пространстве (обычно 10–40 км/с) делают захват неповрежденных частиц проблематичным. Вместо этого детекторы пыли на месте обычно разрабатываются для измерения параметров, связанных с высокоскоростным воздействием частиц пыли на прибор, а затем определения физических свойств частиц (обычно массы и скорости) посредством лабораторной калибровки (т. е. воздействия на ускоренные частицы с известных свойств на лабораторную копию детектора пыли). На протяжении многих лет детекторы пыли измеряли, среди прочего, ударную световую вспышку, акустический сигнал и ударную ионизацию. Недавно пылевой прибор на Stardust зафиксировал неповрежденные частицы в аэрогеле низкой плотности .

Детекторы пыли в прошлом использовались в космических миссиях HEOS 2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo, Ulysses и Cassini , на спутниках LDEF , EURECA и Gorid, находящихся на околоземной орбите , а некоторые ученые использовали Voyager 1. и два космических корабля в качестве гигантских зондов Ленгмюра для непосредственного отбора проб космической пыли. В настоящее время детекторы пыли летают на космических кораблях «Улисс », «Проба », «Розетта» , «Звездная пыль » и « Новые горизонты» . Пыль, собранная на Земле или собранная дальше в космосе и возвращенная космическими миссиями с возвратом проб, затем анализируется учеными-пылеведами в своих лабораториях по всему миру. Одно большое хранилище космической пыли существует в НАСА в Хьюстоне.

Инфракрасный свет может проникать сквозь облака космической пыли, что позволяет нам заглянуть в области звездообразования и центры галактик. Космический телескоп НАСА «Спитцер » был крупнейшим инфракрасным космическим телескопом до запуска космического телескопа Джеймса Уэбба . Во время своей миссии «Спитцер» получил изображения и спектры, обнаружив тепловое излучение , испускаемое объектами в космосе с длинами волн от 3 до 180 микрометров. Большая часть этого инфракрасного излучения блокируется атмосферой Земли и не может наблюдаться с земли. Находки «Спитцера» оживили исследования космической пыли. В одном отчете были представлены некоторые доказательства того, что космическая пыль образуется вблизи сверхмассивной черной дыры. [19]

Астрономы использовали космический телескоп Джеймса Уэбба, чтобы сфотографировать теплую пыль вокруг близлежащей молодой звезды Фомальгаут, чтобы изучить первый пояс астероидов, когда-либо наблюдавшийся за пределами Солнечной системы, в инфракрасном свете. [20]

Другой механизм обнаружения — поляриметрия . Пылевые зерна не имеют сферической формы и имеют тенденцию ориентироваться на межзвездные магнитные поля , преимущественно поляризуя звездный свет, проходящий через пылевые облака. В близлежащем межзвездном пространстве, где межзвездное покраснение недостаточно интенсивно, чтобы его можно было обнаружить, была использована высокоточная оптическая поляриметрия, чтобы определить структуру пыли внутри Местного пузыря . [21]

В 2019 году исследователи обнаружили в Антарктиде межзвездную пыль, которую они относят к Местному межзвездному облаку . Обнаружение межзвездной пыли в Антарктиде было осуществлено путем измерения радионуклидов Fe-60 и Mn-53 с помощью высокочувствительной масс-спектрометрии ускорителя . [22]

Радиационные свойства

HH 151 представляет собой яркую струю светящегося материала, за которой следует сложный шлейф газа и пыли оранжевого цвета. [23]

Пылевая частица взаимодействует с электромагнитным излучением способом, который зависит от ее поперечного сечения , длины волны электромагнитного излучения, а также от природы зерна: его показателя преломления , размера и т. д. Процесс излучения отдельного зерна называется его коэффициент излучения , зависящий от коэффициента полезного действия зерна . Дальнейшие характеристики процесса излучения включают затухание , рассеяние , поглощение или поляризацию . На кривых 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 в результате дифракции , а свет , рассеянный назад, — это отраженный свет.

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

Рассеяние света пылевыми частицами на видимых фотографиях с длительной выдержкой весьма заметно в отражательных туманностях и дает подсказку о светорассеивающих свойствах отдельных частиц. В рентгеновских длинах волн многие ученые исследуют рассеяние рентгеновских лучей межзвездной пылью, а некоторые предполагают, что астрономические источники рентгеновского излучения будут иметь диффузные ореолы из-за пыли. [24]

Звездная пыль

Зерна звездной пыли (также называемые метеористами досолнечными зернами [25] ) содержатся в метеоритах, из которых их извлекают в земных лабораториях. Звездная пыль была компонентом пыли в межзвездной среде до ее включения в метеориты. Метеориты хранят эти зерна звездной пыли с тех пор, как метеориты впервые собрались внутри планетарного аккреционного диска более четырех миллиардов лет назад. Особенно плодородными резервуарами звездной пыли являются так называемые углистые хондриты . Каждая крупинка звездной пыли существовала до образования Земли. Звездная пыль — это научный термин, обозначающий тугоплавкие частицы пыли, которые конденсировались в результате охлаждения газов, выброшенных отдельными досолнечными звездами, и включались в облако, из которого конденсировалась Солнечная система. [26]

Множество различных типов звездной пыли было идентифицировано с помощью лабораторных измерений весьма необычного изотопного состава химических элементов, составляющих каждое зерно звездной пыли. Эти огнеупорные минеральные зерна, возможно, ранее были покрыты летучими соединениями, но они теряются при растворении метеоритного вещества в кислотах, оставляя только нерастворимые тугоплавкие минералы. Найти ядра зерен без растворения большей части метеорита было возможно, но сложно и трудоемко (см. Пресолнечные зерна ).

Многие новые аспекты нуклеосинтеза были открыты на основе изотопных соотношений в зернах звездной пыли. [27] Важным свойством звездной пыли является твердая, огнеупорная и высокотемпературная природа зерен. Наиболее заметными являются карбид кремния , графит , оксид алюминия , алюминиевая шпинель и другие подобные твердые вещества, которые конденсируются при высокой температуре из охлаждающего газа, например, в звездных ветрах или при декомпрессии внутри сверхновой . Они сильно отличаются от твердых тел, образующихся при низкой температуре в межзвездной среде.

Также важен их экстремальный изотопный состав, которого, как ожидается, не существует нигде в межзвездной среде. Это также говорит о том, что звездная пыль, конденсировавшаяся из газов отдельных звезд раньше изотопов , могла быть разбавлена ​​путем смешивания с межзвездной средой. Это позволяет идентифицировать звезды-источники. Например, тяжелые элементы в зернах карбида кремния (SiC) представляют собой почти чистые изотопы S-процесса , что соответствует их конденсации в ветрах красных гигантов звезд AGB , поскольку звезды AGB являются основным источником нуклеосинтеза S-процесса и имеют атмосферу, наблюдаемую астрономами. астрономы будут сильно обогащены выкопанными элементами процесса.

Другой яркий пример дают так называемые конденсаты сверхновых, которые обычно сокращают до SUNOCON (от SUperNOva CONdensate [26] ), чтобы отличить их от другой звездной пыли, конденсирующейся в звездных атмосферах. SUNOCON содержат в своем кальции чрезмерно большое количество [28] 44 Ca , что свидетельствует о том , что они конденсировались с обильным содержанием радиоактивного 44 Ti , период полураспада которого составляет 65 лет . Таким образом, вытекшие ядра 44 Ti были еще «живыми» (радиоактивными), когда SUNOCON конденсировался около года внутри расширяющейся недра сверхновой, но стали бы потухшим радионуклидом (в частности, 44 Ca) по истечении времени, необходимого для смешивания с межзвездным газом. Его открытие подтвердило предсказание [29] 1975 года о том, что таким способом можно будет идентифицировать SUNOCON. Количество SiC SUNOCON (от сверхновых) составляет всего около 1% от количества SiC-звездной пыли от звезд AGB.

Сама звездная пыль (SUNOCON и зерна AGB, происходящие от определенных звезд) представляет собой лишь скромную часть конденсированной космической пыли, составляя менее 0,1% от массы всего межзвездного твердого тела. Высокий интерес к звездной пыли обусловлен новой информацией, которую она принесла наукам о звездной эволюции и нуклеосинтезе .

Лаборатории изучали твердые тела, существовавшие до образования Земли. [30] Когда-то это считалось невозможным, особенно в 1970-х годах, когда космохимики были уверены, что Солнечная система возникла как горячий газ [31], практически лишенный каких-либо оставшихся твердых веществ, которые испарились бы при высокой температуре. Существование звездной пыли доказало ошибочность этой исторической картины.

Некоторые объемные свойства

Гладкая частица межпланетной пыли хондрита.

Космическая пыль состоит из пылинок и агрегируется в частицы пыли. Эти частицы имеют неправильную форму, пористость варьируется от рыхлой до плотной . Состав, размер и другие свойства зависят от того, где находится пыль, и наоборот, анализ состава пылинки может многое рассказать о ее происхождении. Общая диффузная межзвездная средняя пыль, пылевые зерна в плотных облаках , пыль планетарных колец и околозвездная пыль различаются по своим характеристикам. Например, зерна в плотных облаках приобрели ледяную оболочку и в среднем крупнее частиц пыли в диффузной межзвездной среде. Частицы межпланетной пыли (IDP), как правило, еще крупнее.

Основные элементы 200 стратосферных межпланетных пылевых частиц.

В большей части притока внеземного вещества, выпадающего на Землю, преобладают метеороиды диаметром от 50 до 500 микрометров, средней плотностью 2,0 г/см 3 (пористостью около 40%). Суммарная скорость притока метеоритных объектов большинства вынужденных переселенцев, захваченных в стратосфере Земли , колеблется от 1 до 3 г/см 3 , при средней плотности около 2,0 г/см 3 . [32]

Другие специфические свойства пыли: в околозвездной пыли астрономы обнаружили молекулярные признаки 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 в целом отличается (с некоторым перекрытием) от астероидной пыли . Астероидная пыль напоминает углистые хондритовые метеориты . Кометная пыль напоминает межзвездные зерна , которые могут включать силикаты, полициклические ароматические углеводороды и водяной лед.

В сентябре 2020 года были представлены доказательства наличия воды в твердом состоянии в межзвездной среде и, в частности, водяного льда , смешанного с силикатными зернами в частицах космической пыли. [33]

Образование пылевых зерен

Впервые космический телескоп НАСА / ЕКА / Канадского космического агентства / космического телескопа Джеймса Уэбба наблюдал химическую подпись богатых углеродом пылинок при красном смещении, которое примерно эквивалентно одному миллиарду лет после рождения Вселенной, предполагает это наблюдение. захватывающие возможности исследования как образования космической пыли, так и самого раннего звездного населения в нашей Вселенной.

Крупные зерна в межзвездном пространстве, вероятно, имеют сложную структуру: тугоплавкие ядра, конденсировавшиеся внутри звездных потоков, покрыты слоями, приобретенными во время вторжений в холодные плотные межзвездные облака. Этот циклический процесс роста и разрушения за пределами облаков был смоделирован [34] [35] для демонстрации того, что ядра живут намного дольше, чем среднее время жизни пылевой массы. Эти ядра в основном начинаются с силикатных частиц, конденсирующихся в атмосферах холодных, богатых кислородом красных гигантов, и зерен углерода, конденсирующихся в атмосферах холодных углеродных звезд . Красные гиганты развились или вышли из главной последовательности и вступили в гигантскую фазу своей эволюции и являются основным источником тугоплавких пылевых ядер в галактиках. Эти тугоплавкие ядра также называют звездной пылью (раздел выше), что является научным термином для обозначения небольшой фракции космической пыли, которая термически конденсируется в звездных газах, когда они выбрасываются из звезд. Несколько процентов огнеупорных зерен конденсировались в расширяющихся недрах сверхновых, что-то вроде космической камеры декомпрессии. Метеоритики, изучающие тугоплавкую звездную пыль (извлеченную из метеоритов), часто называют ее досолнечными зернами , но внутри метеоритов находится лишь небольшая часть всей досолнечной пыли. Звездная пыль конденсируется внутри звезд посредством совершенно иного химического процесса конденсации, чем химия конденсации основной массы космической пыли, которая накапливает холод на ранее существовавшей пыли в темных молекулярных облаках галактики. Эти молекулярные облака очень холодные, обычно менее 50 К, поэтому лед многих видов может нарастать на зерна только в тех случаях, когда они разрушаются или разделяются на части радиацией и сублимацией в газовый компонент. Наконец, по мере формирования Солнечной системы многие межзвездные пылинки подверглись дальнейшей модификации в результате слияния и химических реакций в планетарном аккреционном диске. История различных типов зерен в ранней Солнечной системе сложна и понятна лишь частично.

Астрономы знают, что пыль образуется в оболочках звезд поздней эволюции, благодаря определенным наблюдениям. В инфракрасном свете излучение на длине волны 9,7 микрометра является признаком силикатной пыли в холодных эволюционировавших богатых кислородом гигантских звездах. Излучение на длине волны 11,5 микрометров указывает на присутствие пыли карбида кремния в холодных эволюционировавших богатых углеродом гигантских звездах. Это помогает предоставить доказательства того, что небольшие силикатные частицы в космосе произошли из выброшенных внешних оболочек этих звезд. [36] [37]

Условия в межзвездном пространстве вообще не подходят для образования силикатных ядер. Это заняло бы слишком много времени, даже если бы это было возможно. Аргументы таковы: учитывая наблюдаемый типичный диаметр зерна a , время достижения зерном a и температуру межзвездного газа, для формирования межзвездных зерен потребуется значительно больше времени, чем возраст Вселенной. [38] С другой стороны, видно, что зерна недавно образовались вблизи близлежащих звезд, в выбросах новых и сверхновых , а также в переменных звездах R Coronae Borealis , которые, по-видимому, выбрасывают дискретные облака, содержащие как газ, так и пыль. Таким образом, потеря массы звезд, несомненно, связана с формированием тугоплавких ядер зерен.

Большая часть пыли в Солнечной системе представляет собой тщательно переработанную пыль, переработанную из материала, из которого сформировалась Солнечная система и впоследствии собранную в планетезималях, а также оставшийся твердый материал, такой как кометы и астероиды , и преобразованный в течение каждого из столкновений этих тел. В истории формирования Солнечной системы наиболее распространенным элементом был (и остается) H 2 . Металлические элементы: магний, кремний и железо, являющиеся основными компонентами каменистых планет, конденсировались в твердые вещества 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, конденсируются в твердые зерна планетарного диска; но зерна углерода и SiC, обнаруженные в метеоритах, являются досолнечными, исходя из их изотопного состава, а не из-за формирования планетарного диска. Некоторые молекулы также образовывали сложные органические соединения, а некоторые образовывали замороженные ледяные мантии, каждая из которых могла покрывать «тугоплавкие» (Mg, Si, Fe) ядра зерен. Звездная пыль снова представляет собой исключение из общей тенденции, поскольку она кажется совершенно необработанной с момента ее термической конденсации внутри звезд в виде тугоплавких кристаллических минералов. Конденсация графита происходит внутри недр сверхновых, когда они расширяются и охлаждаются, и происходит даже в газе, содержащем больше кислорода, чем углерода, [39] удивительная химия углерода, ставшая возможной благодаря интенсивной радиоактивной среде сверхновых. Этот особый пример пылеобразования заслуживает специального рассмотрения. [40]

Формирование планетарных дисков молекул-предшественников во многом определялось температурой солнечной туманности. Поскольку температура солнечной туманности уменьшалась с гелиоцентрическим расстоянием, ученые могут сделать вывод о происхождении пылинки, зная ее состав. Некоторые материалы могли образоваться только при высоких температурах, тогда как другие зернистые материалы могли образоваться только при гораздо более низких температурах. Материалы одной межпланетной пылевой частицы часто показывают, что зернистые элементы сформировались в разных местах и ​​в разное время в солнечной туманности. Большая часть материи, присутствовавшей в первоначальной солнечной туманности, с тех пор исчезла; втягивается в Солнце, выбрасывается в межзвездное пространство или перерабатывается, например, в составе планет, астероидов или комет.

Из-за своей высокой степени переработки IDP (частицы межпланетной пыли) представляют собой мелкозернистую смесь тысяч и миллионов минеральных зерен и аморфных компонентов. Мы можем представить IDP как «матрицу» материала со встроенными элементами, которые сформировались в разное время и в разных местах солнечной туманности и до ее образования. Примерами внедренных в космическую пыль элементов являются GEMS , хондры и CAI .

От солнечной туманности до Земли

Пыльный след от ранней Солнечной системы до углеродистой пыли сегодня.

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

Мы можем проследить путь справа на диаграмме к ВПЛ, которые содержат наиболее изменчивые и примитивные элементы. След ведет нас сначала от межпланетных пылевых частиц к хондритическим межпланетным пылевым частицам. Ученые-планетологи классифицируют хондритовые хондриты с точки зрения их уменьшающейся 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. [41] От углеродистых хондритов мы идем по пути к наиболее примитивным материалам. Они почти полностью окислены и содержат элементы с самой низкой температурой конденсации («летучие» элементы) и наибольшее количество органических соединений. Поэтому считается, что частицы пыли с этими элементами образовались на заре существования Солнечной системы. Летучие элементы никогда не видели температуры выше 500 К, поэтому «матрица» зерен IDP состоит из какого-то очень примитивного материала Солнечной системы. Подобный сценарий верен и в случае с кометной пылью. [42] Происхождение небольшой фракции звездной пыли (см. выше) совершенно иное; эти тугоплавкие межзвездные минералы термически конденсируются внутри звезд, становятся небольшим компонентом межзвездного вещества и, следовательно, остаются в досолнечном планетарном диске. Следы ядерного повреждения вызваны потоком ионов от солнечных вспышек. Ионы солнечного ветра , воздействуя на поверхность частицы, создают на поверхности частицы аморфные радиационно-поврежденные края. А спаллогенные ядра производятся галактическими и солнечными космическими лучами. Частица пыли, возникшая в поясе Койпера на расстоянии 40 а.е., будет иметь во много раз большую плотность следов, более толстые аморфные края и более высокие интегрированные дозы, чем частица пыли, возникшая в главном поясе астероидов.

Согласно исследованиям компьютерной модели 2012 года , сложные органические молекулы , необходимые для жизни ( внеземные органические молекулы ), возможно, сформировались в протопланетном диске из пылевых частиц, окружающем Солнце, еще до образования Земли . [43] Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд , приобретающих планеты . [43]

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) , подвергнутые условиям межзвездной среды (ISM) , превращаются посредством гидрирования , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические соединения – «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам ». , сырье белков и ДНК соответственно». [44] [45] Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру , что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в межзвездных ледяных зернах, особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхние молекулярные слои протопланетных дисков ». [44] [45]

В феврале 2014 года НАСА объявило о значительно обновленной базе данных [46] [47] для обнаружения и мониторинга полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной . По мнению ученых НАСА , более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, возможными исходными материалами для образования жизни . [47] ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены во Вселенной, [48] [49] [50] и связаны с новыми звездами и экзопланетами . [47]

В марте 2015 года учёные НАСА сообщили, что впервые сложные органические соединения жизни ДНК и РНК , включая урацил , цитозин и тимин , были сформированы в лаборатории в условиях космического пространства с использованием исходных химических веществ, таких как пиримидин , обнаруженный в метеоритах . По мнению ученых, пиримидин, как и полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), самое богатое углеродом химическое вещество во Вселенной , возможно, образовался в красных гигантах или в межзвездных пылевых и газовых облаках. [51]

Какие-то «пылевые» облака во Вселенной

Солнечная система имеет собственное межпланетное пылевое облако , как и внесолнечные системы. Существуют разные типы туманностей с разными физическими причинами и процессами: диффузная туманность , туманность инфракрасного (ИК) отражения , остаток сверхновой , молекулярное облако , области HII , области фотодиссоциации и темная туманность .

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

Некоторые из наиболее известных пыльных областей Вселенной — это диффузные туманности в каталоге Мессье, например: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 . [52]

Некоторые более крупные каталоги пыли: Шарплесс (1959), Каталог областей HII, Линдс (1965), Каталог ярких туманностей, Линдс (1962), Каталог темных туманностей, ван ден Берг (1966), Каталог отражательных туманностей, Грин (1988), Rev. Справочный кат. галактических SNR, Национальный центр данных космических наук (NSSDC), [53] и онлайн-каталоги CDS. [54]

Возврат пробы пыли

Миссия Stardust программы Discovery была запущена 7 февраля 1999 года для сбора образцов комы кометы Wild 2 , а также образцов космической пыли. Он вернул образцы на Землю 15 января 2006 года. В 2007 году было объявлено об извлечении из образцов частиц межзвездной пыли. [55]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ↑ Броуд, Уильям Дж. (10 марта 2017 г.). «Пыльцы внеземной пыли по всей крыше». Нью-Йорк Таймс . Проверено 10 марта 2017 г.
  2. ^ Генгель, MJ; Ларсен, Дж.; Ван Гиннекен, М.; Саттл, доктор медицины (1 декабря 2016 г.). «Городская коллекция современных крупных микрометеоритов: свидетельства изменений потока внеземной пыли в четвертичном периоде». Геология . 45 (2): 119. Бибкод : 2017Гео....45..119Г. дои : 10.1130/G38352.1 .
  3. ^ Шехтман, Светлана (08 марта 2021 г.). «Случайные открытия Юноны разрушают представления о зодиакальном свете». НАСА . Проверено 21 января 2023 г.
  4. ^ аб Зук, Герберт А. (2001). «Измерения потока космической пыли космическими аппаратами». Аккреция внеземной материи на протяжении всей истории Земли . стр. 75–92. дои : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5. ISBN 978-1-4613-4668-5.
  5. ^ Матлофф, Грегори Л.; Джонсон, Лесс (февраль 2005 г.). «Применение электродинамического троса для межзвездных путешествий» (PDF) .
  6. ↑ Чоу, Дениз (26 октября 2011 г.). «Открытие: космическая пыль содержит органическое вещество звезд». Space.com . Проверено 26 октября 2011 г.
  7. ^ Сотрудники ScienceDaily (26 октября 2011 г.). «Астрономы обнаружили, что сложная органическая материя существует во Вселенной». ScienceDaily . Проверено 27 октября 2011 г.
  8. ^ Квок, Солнце; Чжан, Юн (26 октября 2011 г.). «Смешанные ароматико-алифатические органические наночастицы как носители неидентифицированных свойств инфракрасного излучения». Природа . 479 (7371): 80–3. Бибкод : 2011Natur.479...80K. дои : 10.1038/nature10542. PMID  22031328. S2CID  4419859.
  9. ^ Эгл, округ Колумбия; Браун, Дуэйн; Джеффс, Уильям (14 августа 2014 г.). «Звездная пыль обнаруживает потенциальные частицы межзвездного пространства». НАСА . Проверено 14 августа 2014 г.
  10. ↑ Данн, Марсия (14 августа 2014 г.). «Пятинки, вернувшиеся из космоса, могут быть инопланетными гостями». АП Новости . Архивировано из оригинала 19 августа 2014 года . Проверено 14 августа 2014 г.
  11. ↑ Хэнд, Эрик (14 августа 2014 г.). «Семь крупинок межзвездной пыли раскрывают свои тайны». Новости науки . Проверено 14 августа 2014 г.
  12. ^ Вестфаль, Эндрю Дж.; и другие. (15 августа 2014 г.). «Доказательства межзвездного происхождения семи частиц пыли, собранных космическим кораблем Stardust». Наука . 345 (6198): 786–791. Бибкод : 2014Sci...345..786W. дои : 10.1126/science.1252496. HDL : 2381/32470 . PMID  25124433. S2CID  206556225.
  13. ^ «VLT раскрывает пыльную тайну» . Пресс-релиз ESO . Проверено 8 августа 2014 г.
  14. ↑ Старки, Натали (22 ноября 2013 г.). «Ваш дом полон космической пыли – это раскрывает историю Солнечной системы». Space.com . Проверено 16 февраля 2014 г.
  15. ^ «Три полосы света» . Проверено 4 апреля 2016 г.
  16. ^ Эберхард Грюн (2001). Межпланетная пыль. Берлин: Шпрингер. ISBN 978-3-540-42067-5.
  17. ^ Аткинс, Нэнси (март 2012 г.), Как понять, сколько космической пыли попадает на Землю, Universe Today
  18. ^ Королевское астрономическое общество, пресс-релиз (март 2012 г.), CODITA: измерение космической пыли, уносимой Землей (Национальное астрономическое собрание Великобритании и Германии, NAM2012, изд.), Королевское астрономическое общество, заархивировано из оригинала 20 сентября 2013 г.
  19. ^ Марквик-Кемпер, Ф.; 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): Л107–Л110. arXiv : 0710.2225 . Бибкод : 2007ApJ...668L.107M. дои : 10.1086/523104. S2CID  10881419.
  20. ^ «Уэбб ищет пояс астероидов Фомальгаута и находит гораздо больше» . 17 октября 2023 г.
  21. ^ Коттон, Д.В.; и другие. (январь 2016 г.). «Линейная поляризация ярких звезд Юга, измеренная на уровне частей на миллион». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (2): 1607–1628. arXiv : 1509.07221 . Бибкод : 2016MNRAS.455.1607C. дои : 10.1093/mnras/stv2185. S2CID  11191040.arXiv
  22. ^ Колл, Д.; и другие. (2019). «Межзвездный 60Fe в Антарктиде». Письма о физических отзывах . 123 (7): 072701. Бибкод : 2019PhRvL.123g2701K. doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701. hdl : 1885/298253. PMID  31491090. S2CID  201868513.
  23. ^ "Светящаяся струя молодой звезды" . Фотография недели ЕКА/Хаббла . Проверено 19 февраля 2013 г.
  24. ^ Смит Р.К.; Эдгар Р.Дж.; Шафер Р.А. (декабрь 2002 г.). «Рентгеновское гало GX 13+1». Астрофиз. Дж . 581 (1): 562–69. arXiv : astro-ph/0204267 . Бибкод : 2002ApJ...581..562S. дои : 10.1086/344151. S2CID  17068075.
  25. ^ Зиннер, Э. (1998). «Звездный нуклеосинтез и изотопный состав зерен премоляров примитивных метеоритов». Анну. Преподобный Планета Земля. Наука . 26 : 147–188. Бибкод : 1998AREPS..26..147Z. doi :10.1146/annurev.earth.26.1.147.
  26. ^ аб Клейтон, Дональд Д. (1978). «Предварительно конденсированная материя: ключ к ранней Солнечной системе». Луна и планеты . 19 (2): 109–137. дои : 10.1007/BF00896983. S2CID  121956963.
  27. ^ Д. Д. Клейтон и Л. Р. Ниттлер (2004). «Астрофизика с предсолнечной звездной пылью». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Бибкод : 2004ARA&A..42...39C. doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. S2CID  96456868.
  28. ^ Ниттлер, LR; Амари, С.; Зиннер, Э.; Вусли, SE (1996). «Потухший 44Ti в пресолнечном графите и SiC: доказательство происхождения сверхновой». Астрофиз. Дж . 462 : Л31–34. Бибкод : 1996ApJ...462L..31N. дои : 10.1086/310021 .
  29. ^ Клейтон, Дональд Д. (1975). «22Na, Ne-E, потухшие радиоактивные аномалии и неподдерживаемый 40Ar». Природа . 257 (5521): 36–37. Бибкод : 1975Natur.257...36C. дои : 10.1038/257036b0. S2CID  38856879.
  30. ^ Клейтон, Дональд Д. (2000). «Планетарные тела старше Земли». Наука . 288 (5466): 619. doi :10.1126/science.288.5466.617f. S2CID  120584726.
  31. ^ Гроссман, Л. (1972). «Конденсация в примитивной солнечной туманности». Геохим. Космохим. Акта . 36 (5): 597–619. Бибкод : 1972GeCoA..36..597G. дои : 10.1016/0016-7037(72)90078-6.
  32. ^ Любовь С.Г.; Джосвиак DJ и Браунли Д.Э. (1992). «Плотность стратосферных микрометеоритов». Икар . 111 (1): 227–236. Бибкод : 1994Icar..111..227L. дои : 10.1006/icar.1994.1142.
  33. ^ Потпов, Алексей; и другие. (21 сентября 2020 г.). «Смешивание пыли и льда в холодных регионах и твердая вода в диффузной межзвездной среде». Природная астрономия . 5 : 78–85. arXiv : 2008.10951 . Бибкод : 2021NatAs...5...78P. дои : 10.1038/s41550-020-01214-x. S2CID  221292937 . Проверено 26 сентября 2020 г.
  34. ^ Лиффман, Курт; Клейтон, Дональд Д. (1988). «Стохастические истории тугоплавкой межзвездной пыли». Материалы Лунной и Планетарной научной конференции . 18 : 637–57. Бибкод : 1988LPSC...18..637L.
  35. ^ Лиффман, Курт; Клейтон, Дональд Д. (1989). «Стохастическая эволюция тугоплавкой межзвездной пыли в ходе химической эволюции двухфазной межзвездной среды». Астрофиз. Дж . 340 : 853–68. Бибкод : 1989ApJ...340..853L. дои : 10.1086/167440.
  36. ^ Хамфрис, Роберта М.; Стрекер, Дональд В.; Ней, EP (1972). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения М-сверхгигантов в Киле». Астрофизический журнал . 172 : 75. Бибкод : 1972ApJ...172...75H. дои : 10.1086/151329.
  37. ^ Эванс 1994, стр. 164–167.
  38. ^ Эванс 1994, стр. 147–148.
  39. ^ Клейтон, Дональд Д.; Лю, В.; Далгарно, А. (1999). «Конденсация углерода в радиоактивном газе сверхновой». Наука . 283 (5406): 1290–92. Бибкод : 1999Sci...283.1290C. дои : 10.1126/science.283.5406.1290. ПМИД  10037591.
  40. ^ Клейтон, Дональд Д. (2011). «Новая астрономия с радиоактивностью: радиогенная химия углерода». Новые обзоры астрономии . 55 (5–6): 155–65. Бибкод : 2011НовыйAR..55..155C. дои : 10.1016/j.newar.2011.08.001.
  41. ^ Джессбергер, EK (1999). «Частицы каменных комет: их элементарные, изотопные и минералогические ингредиенты». Обзоры космической науки . 90 (90): 91–97. Бибкод :1999ССРв...90...91Ж. дои : 10.1023/А: 1005233727874. S2CID  189780130.
  42. ^ Грюн, Эберхард (1999). Энциклопедия Солнечной системы — Межпланетная пыль и зодиакальное облако . стр. XX.
  43. ^ аб Московиц, Клара (29 марта 2012 г.). «Строительные блоки жизни могли образоваться в пыли вокруг молодого Солнца». Space.com . Проверено 30 марта 2012 г.
  44. ^ Ab Staff (20 сентября 2012 г.). «НАСА готовит ледяную органику, чтобы имитировать происхождение жизни». Space.com . Проверено 22 сентября 2012 г.
  45. ^ аб Гудипати, Мурти С.; Ян, Жуй (1 сентября 2012 г.). «Зондирование на месте радиационно-индуцированной обработки органических веществ в астрофизических аналогах льда - новые времяпролетные масс-спектроскопические исследования с лазерной десорбцией и лазерной ионизацией». Письма астрофизического журнала . 756 (1): Л24. Бибкод : 2012ApJ...756L..24G. дои : 10.1088/2041-8205/756/1/L24. S2CID  5541727.
  46. ^ "База данных ИК-спектроскопии Эймса PAH НАСА" . www.astrochem.org .
  47. ↑ abc Hoover, Рэйчел (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У НАСА есть для этого приложение». НАСА . Архивировано из оригинала 10 мая 2020 года . Проверено 22 февраля 2014 г.
  48. ^ Кэри, Бьорн (18 октября 2005 г.). «Строительные блоки жизни «в изобилии в космосе»». Space.com . Проверено 3 марта 2014 г.
  49. ^ Хаджинс, Дуглас М.; Баушлихер, Чарльз В. младший; Алламандола, ЖЖ (10 октября 2005 г.). «Вариации положения пика особенности межзвездного излучения 6,2 мкм: индикатор N в межзвездной популяции полициклических ароматических углеводородов». Астрофизический журнал . 632 (1): 316–332. Бибкод : 2005ApJ...632..316H. дои : 10.1086/432495 .
  50. ^ Аламандола, Луи; и другие. (13 апреля 2011 г.). «Космическое распределение химической сложности». НАСА . Архивировано из оригинала 27 февраля 2014 года . Проверено 3 марта 2014 г.
  51. ↑ Марлэр, Рут (3 марта 2015 г.). «НАСА Эймс воспроизводит строительные блоки жизни в лаборатории». НАСА . Архивировано из оригинала 5 марта 2015 года . Проверено 5 марта 2015 г.
  52. ^ "Каталог Мессье". Архивировано из оригинала 14 ноября 1996 года . Проверено 6 июля 2005 г.{{cite web}}: CS1 maint: bot: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  53. ^ «Добро пожаловать в NSSDCA» . nssdc.gsfc.nasa.gov .
  54. ^ "ВизиР". cdsarc.u-strasbg.fr .
  55. ^ "Частицы межзвездной пыли звездной пыли" . АО НАСА. 13 марта 2014 г. Архивировано из оригинала 14 июля 2007 г. Проверено 25 марта 2014 г.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки