Praf cosmic

Praf spațial (uneori denumit „micrometeoriți”) - praf care se află în spațiu sau cade pe Pământ din spațiu. Dimensiunea particulelor sale variază de la câteva molecule la 0,2 microni . Potrivit diverselor estimări, la suprafața Pământului se depun zilnic de la 60 la 100 de tone de praf cosmic, ceea ce în termeni de un an este de 25-40 de mii de tone [2] [3] .

Praful din sistemul solar include praful de cometă, praful de asteroizi , praful din centura Kuiper și praful interstelar care trece prin sistemul solar. Densitatea norului de praf prin care trece Pământul este de aproximativ 10 −6 particule de praf pe m 3 [4] . În sistemul solar , praful interplanetar creează un efect cunoscut sub numele de lumină zodiacală .

Praful spațial conține niște compuși organici (solide organice amorfe cu structură mixtă aromatic - alifatică ) care se pot forma rapid în mod natural [5] [6] [7] . O mică parte din praful cosmic este „praf de stele” – minerale refractare rămase din evoluția stelară.

Probele de praf interstelar au fost colectate de nava spațială Stardust și aduse înapoi pe Pământ în 2006 [8] [9] [10] [11] .

Definiție și clasificare

În articolul din ianuarie 2010 Meteoritics & Planetary Science „Meteorit and Meteoroid: New Complete Definitions” [12] , autorii au propus următoarea definiție comunității științifice:

Praf cosmic (Interplanetary dust particle (IDP)): particule mai mici de 10 microni care se deplasează în spațiul interplanetar. Dacă astfel de particule se unesc ulterior cu corpuri mari de origine naturală sau artificială, ele continuă să fie numite „praf cosmic”.

Praful cosmic poate fi distins prin poziția sa față de obiectele astronomice, de exemplu: praf intergalactic , praf galactic [13] , praf interstelar , praf circumplanetar , nori de praf din jurul stelelor și componente majore ale prafului interplanetar din complexul nostru de praf zodiacal (observat în lumină vizibilă ca lumină zodiacală ): praf de asteroizi, praf de cometă și câțiva aditivi mai puțin semnificativi: praf din Centura Kuiper , praf interstelar care trece prin sistemul solar și meteoriți beta . Praful interstelar poate fi observat sub formă de nori întunecați sau ușori ( nebuloase )

În sistemul solar , materia prafului nu este distribuită uniform, ci este concentrată în principal în nori de praf (eterogeneități) de diferite dimensiuni. Acest lucru a fost stabilit, în special, în timpul eclipsei totale de soare din 15 februarie 1961, folosind echipamente optice montate pe o rachetă sondă a Institutului de Geofizică Aplicată pentru a măsura luminozitatea coroanei exterioare în intervalul de altitudine de 60-100 km deasupra. suprafata Pamantului.

Semnificație și cercetare

Praful cosmic a fost mult timp o sursă de enervare pentru comunitatea astronomică, deoarece interferează cu observațiile obiectelor spațiale. Odată cu începutul erei astronomiei în infraroșu , s-a observat că particulele de praf cosmic sunt componente importante ale proceselor astrofizice, iar analiza lor va oferi informații despre fenomene precum formarea sistemului solar [14] . Praful cosmic poate juca un rol important în stadiile incipiente ale formării stelelor și poate fi implicat în formarea viitoarelor planete. În Sistemul Solar, praful cosmic joacă un rol important în apariția efectului de lumină zodiacală, a spițelor inelelor lui Saturn , a sistemelor de inele ale lui Jupiter , Saturn, Uranus și Neptun și în comete .

În prezent, cercetarea prafului cosmic este un domeniu interdisciplinar, incluzând fizica ( fizica stării solide , electromagnetism , fizica suprafețelor, fizica statistică , fizica termică ), teoria fractale , chimie , meteoritică , precum și toate ramurile astronomiei și astrofizicii [15] . Aceste domenii de cercetare care nu sunt înrudite formal se reunesc deoarece particulele de praf spațial trec printr-un ciclu evolutiv care include schimbări chimice, fizice și dinamice. În evoluția prafului cosmic, procesele de evoluție a Universului în ansamblu sunt astfel „întipărite”.

Fiecare particulă de praf cosmic are caracteristici individuale, cum ar fi viteza inițială , proprietățile materialului, temperatura , câmpul magnetic etc., iar o ușoară modificare a oricăruia dintre acești parametri poate duce la diferite scenarii pentru „comportamentul” acestei particule. Când utilizați metodele adecvate, puteți obține informații despre de unde provine acest obiect și care este mediul intermediar.

Metode de detectare

Praful cosmic poate fi detectat prin metode indirecte, inclusiv prin analiza caracteristicilor electromagnetice ale particulelor sale.

De asemenea, praful spațial poate fi detectat direct ("in situ") folosind o varietate de metode de colectare. Potrivit diverselor estimări, de la 5 la 300 de tone de materie extraterestră intră pe zi în atmosfera Pământului [16] [17] .

Au fost dezvoltate metode pentru colectarea probelor de praf cosmic din atmosfera Pământului. Așadar, NASA colectează folosind colectoare de plăci plasate sub aripile aeronavelor care zboară în stratosferă . Probele de praf cosmic sunt, de asemenea, colectate din depozitele de suprafață ale unor mase vaste de gheață ( Antarctica și Arctica ) și din depozitele de adâncime.

O altă sursă de praf cosmic sunt meteoriții , care conțin praf de stele. Particulele de praf de stea sunt bucăți de material dure, refractare, recunoscute după compoziția lor izotopică, care pot fi conținute doar în stelele în evoluție înainte de a intra în mediul interstelar . Aceste particule s-au condensat din materia stelară pe măsură ce s-a răcit când a părăsit steaua.

Stațiile interplanetare automate sunt folosite pentru a colecta particule de praf cosmic în spațiul interplanetar . Detectoarele de praf au fost utilizate în misiunile unor stații precum HEOS-2 , Helios , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo și Cassini , LDEF , EURECA și Gorid near-Earth satellites . Unii oameni de știință au folosit Voyager 1 și Voyager 2 ca un fel de sondă Langmuir gigantică . Detectoarele de praf sunt instalate în prezent pe navele spațiale Ulysses , PROBA , Rosetta , Stardust și New Horizons . Probele de praf cosmic colectate atât pe Pământ, cât și în spațiu sunt depozitate în spații speciale de depozitare. Unul dintre acestea este situat la Centrul Lyndon Johnson al NASA din Houston .

Vitezele mari (de ordinul a 10-40 km/s) fac dificilă captarea particulelor de praf cosmic. Prin urmare, detectoarele de praf cosmic sunt în curs de dezvoltare pentru a măsura parametrii asociați cu impactul cu particule de mare viteză și pentru a determina proprietățile fizice ale particulelor (de obicei, masa și viteza ) prin calibrare de laborator . Alături de acestea, detectoarele de praf au măsurat și caracteristici precum flash-ul de impact, semnalul acustic și ionizarea impactului. Detectorul de praf de pe Stardust a reușit să capteze particulele de praf intacte din aerogelul de joasă densitate .

O oportunitate bună de a studia praful cosmic vine din observațiile din spectrul infraroșu, în special cu telescopul spațial Spitzer al NASA, cel mai mare telescop în infraroșu care operează pe orbita Pământului. În timpul misiunii sale, Spitzer a obținut imagini și spectre ale radiațiilor termice emise de obiectele spațiale în intervalul de la 3 la 180 de micrometri. Cea mai mare parte a acestei radiații infraroșii este prinsă de atmosfera Pământului și nu poate fi observată de pe Pământ. Analizând o serie de date Spitzer, s-au obținut unele dovezi că praful cosmic se formează lângă o gaură neagră supermasivă [18] .

Un alt mecanism de detectare a prafului cosmic este polarimetria . Deoarece particulele nu sunt sferice și tind să îndrepte câmpurile magnetice interstelare , ele polarizează lumina stelelor care trece prin norii de praf. Pentru regiunile din apropierea spațiului interstelar, polarimetria optică de înaltă precizie a fost folosită pentru a determina structura prafului din Bubble Local (o regiune de gaz fierbinte rarefiat în interiorul Brațului Orion din galaxia noastră) [19] .

În 2019, cercetătorii au descoperit în Antarctica praf interstelar despre care se crede că provine din Norul Interstelar Local . Prezența prafului interstelar în Antarctica a fost dezvăluită prin măsurarea radionuclizilor 60 Fe și 53 Mn folosind spectrometrie de masă foarte sensibilă [20] .

Proprietăți electromagnetice

Particulele de praf cosmic interacționează cu radiația electromagnetică , în timp ce natura radiației reflectate depinde de caracteristicile particulelor precum dimensiunea, secțiunea transversală, structura, indicii de refracție , lungimea de undă a radiației electromagnetice etc. Caracteristicile radiației de praf cosmic fac posibilă înțelegerea dacă absorbția are loc împrăștierea sau polarizarea radiațiilor .

Imprăștirea și atenuarea ("întunecarea") radiației oferă informații utile despre dimensiunea particulelor de praf. De exemplu, dacă orice obiect cosmic dintr-un anumit interval arată mai strălucitor decât în ​​altul, acest lucru ne permite să tragem o concluzie despre dimensiunea particulelor.

Imprăștirea luminii din particulele de praf în fotografiile cu expunere lungă este clar vizibilă în cazul nebuloaselor de reflexie (nori de gaz și praf iluminați de o stea) și oferă o idee despre caracteristicile optice ale particulelor individuale. Studiile privind împrăștierea razelor X de către praful interstelar sugerează că sursele astronomice de raze X vor avea halouri difuze din cauza prafului [22] .

Alte proprietăți

Praful cosmic este compus din microparticule care se pot coalesce în fragmente mai mari, de formă neregulată, a căror porozitate variază foarte mult. Compoziția, dimensiunea și alte proprietăți ale particulelor depind de locația lor și, în consecință, analiza compoziției particulelor de praf poate indica originea acestora. Praful interstelar, particulele de praf din norii interstelari și praful circumstelar sunt diferite în caracteristicile lor. De exemplu, particulele de praf din norii interstelari densi au adesea o „manta” înghețată și sunt, în medie, mai mari decât particulele de praf din mediul interstelar rarefiat. Particulele de praf interplanetare tind să fie și mai mari.

Majoritatea materiei extraterestre care se așează pe suprafața Pământului sunt meteoroizi cu un diametru de 50 până la 500 de micrometri și o densitate medie de 2,0 g/cm 3 (cu o porozitate de aproximativ 40%). Densitatea particulelor de praf interplanetar capturate în stratosfera Pământului variază de la 1 la 3 g/cm3 cu o valoare medie de aproximativ 2,0 g /cm3 [23] .

Molecule de CO , carbură de siliciu , silicați , hidrocarburi aromatice policiclice , gheață și poliformaldehidă au fost găsite în praful circumstelar (există, de asemenea, dovezi pentru prezența particulelor de silicat și carbon în mediul interstelar). Praful de cometă tinde să fie diferit de praful de asteroizi . Praful de asteroizi seamănă cu meteoriți de condrită carbonică . Praful cometar este similar ca compoziție cu particulele interstelare, care pot include silicați, hidrocarburi aromatice policiclice și gheață .

Stardust

Termenul „praf de stele” se referă la particulele de praf refractar care s-au format din gazele ejectate de obiectele protostelare în norul din care s-a format sistemul solar [24] . Particulele de praf de stea (numite și boabe presolare în meteoritice [25] ) se găsesc în meteoriți. Praful de stele a fost o componentă a prafului în mediul interstelar încă de la începutul formării sistemului solar , cu peste patru miliarde de ani în urmă, înainte de a intra în compoziția meteoriților. Așa-numitele condrite carbonice sunt cele mai bogate surse de praf de stele.

Pe baza studiilor de laborator, au fost identificate un număr mare de tipuri diferite de praf de stele. Este posibil ca aceste particule refractare să fi fost acoperite anterior cu compuși volatili care se pierd atunci când meteoritul este dizolvat în acizi , lăsând doar minerale refractare insolubile. Căutarea prafului de stele fără a dizolva cea mai mare parte a meteoritului este un proces extrem de consumator de timp.

Studiile concentrației izotopilor diferitelor elemente chimice în praful stelar au făcut posibilă descoperirea multor aspecte noi ale nucleosintezei [26] . Proprietățile importante ale prafului de stele sunt caracteristici precum duritatea, infuzibilitatea și prezența urmelor de expunere la temperatură înaltă. Componentele obișnuite ale particulelor sunt carbura de siliciu , grafitul , alumina , spinelul și alte solide care se condensează la temperaturi ridicate de la răcirea gazului într-un vânt stelar sau expansiunea supernovei . Praful de stele este foarte diferit în compoziție față de particulele formate la temperaturi scăzute în mediul interstelar.

Compoziția izotopică a prafului stelar nu pare să existe în mediul interstelar, ceea ce indică faptul că praful stelar se condensează din gazul stelelor individuale înainte ca izotopii derivați din stelele să se amestece cu mediul interstelar. Acest lucru permite identificarea stelelor originale. De exemplu, elementele grele din particulele de carbură de siliciu (SiC) sunt practic izotopi puri ai procesului s , ceea ce corespunde condensării lor în giganții roșii ai ramului asimptotic , deoarece stelele acestei ramuri sunt principala sursă de nucleosinteză și atmosferele lor. , conform observațiilor, sunt foarte îmbogățiți în nuclizi proveniți din procesul s - .

Un alt exemplu sunt așa-numitele condensate de supernove, prescurtate în literatura engleză ca SUNOCON (de la SUperNOva CONdensate [27] ) pentru a le distinge de un alt tip de praf stelar condensat în atmosferele stelare. Condensatele de supernovă conțin o cantitate anormal de mare de izotop 44 Ca [28] , ceea ce indică faptul că s-au condensat într-o atmosferă care conține o cantitate mare de izotop radioactiv 44 Ti , al cărui timp de înjumătățire este de 65 de ani. Astfel, nucleele radioactive de 44 Ti erau încă „vii” în timpul perioadei de condensare în interiorul în expansiune al supernovei, dar au dispărut radionuclizi (în special, 44 Ca) după timpul necesar amestecării cu gazul interstelar. Această descoperire a confirmat predicția [29] din 1975 că condensatele de supernovă ar putea fi identificate în acest fel. Conținutul de carbură de siliciu din praful stelar al condensatului supernovei este de numai 1% din conținutul de carbură de siliciu din praful stelar al ramului gigant asimptotic.

Praful de stele (atât condensurile de supernova, cât și praful asimptotic de ramuri gigantice ) este doar o mică parte din praful cosmic - mai puțin de 0,1% din masa întregii materii solide interstelare, dar studiile asupra prafului stelar sunt de mare interes, în special în studiul evoluţia stelară şi nucleosinteza .

Studiul prafului de stele face posibilă analizarea substanțelor care existau înainte de formarea Pământului [30] , ceea ce odată a fost considerat imposibil, mai ales în anii 1970, când opinia predominantă era că sistemul solar a început ca un nor de gaz fierbinte [ 31] , în care nu au existat particule solide evaporate la temperatură ridicată. Existența prafului de stele a făcut posibilă respingerea acestei ipoteze.

Formarea prafului

Particulele mari de praf par să aibă o structură complexă, inclusiv miezuri refractare care se condensează în interiorul ejectelor stelare, cu straturi formate pe măsură ce intră în norii interstelari reci și denși. Modelarea computerizată a creșterii ciclice și distrugerii particulelor din afara norilor a arătat că astfel de nuclee trăiesc mult mai mult decât masa de praf în ansamblu [32] [33] . Aceste nuclee includ în principal particule de siliciu care se condensează în atmosferele giganților roșii reci, bogate în oxigen, și particule de carbon care se condensează în atmosferele stelelor reci de carbon . Giganții roșii care au evoluat sau au părăsit secvența principală și au intrat în faza de stea gigantică sunt sursa principală de miezuri refractare de particule de praf. Aceste miezuri refractare sunt denumite și „praf de stele” (vezi secțiunea de mai sus), un termen pentru o cantitate mică de praf cosmic care se condensează în fluxurile de gaze stelare în perioada în care ultima dintre stele este epuizată. Câteva procente din miezurile refractare ale particulelor de praf se condensează în interioarele în expansiune ale supernovelor, care sunt un fel de camere de decompresie spațială. În meteoritică , praful de stea refractar extras din meteoriți este adesea denumit „praf presolar”, dar meteoriții conțin doar o mică parte din tot praful presolar. Praful de stele se condensează în interiorul stelelor în condiții calitativ diferite decât cea mai mare parte a prafului cosmic, care se formează în norii moleculari întunecați ai galaxiei. Acești nori moleculari sunt foarte reci, de obicei mai mici de 50 K, așa că multe tipuri de gheață se pot condensa doar pe particulele de praf atunci când sunt distruse sau împărțite prin radiație și sublimare într-o stare gazoasă. După formarea sistemului solar, multe dintre particulele de praf interstelar au suferit modificări suplimentare prin fuziuni și reacții chimice în discul de acreție planetară. Istoria diferitelor tipuri de particule în stadiul incipient al formării sistemului solar a fost studiată destul de prost până acum.

Se știe că praful cosmic se formează în învelișurile stelelor cu evoluție târzie din anumite structuri observabile. Radiația infraroșie la o lungime de undă de 9,7 microni este un semn al prezenței prafului de siliciu în stelele gigantice reci, bogate în oxigen, evoluate. Emisia la 11,5 µm indică prezența prafului de carbură de siliciu. Acest lucru dă motive pentru a afirma că particulele mici de praf de siliciu au provenit din învelișurile exterioare ale acestor stele [34] [35] .

Condițiile din spațiul interstelar nu favorizează, de obicei, formarea miezurilor de siliciu ale particulelor de praf, așa că durează mult timp, dacă este deloc posibil. Calculele arată că, având în vedere diametrul tipic observat al unei particule de praf și temperatura gazului interstelar, formarea particulelor interstelare poate necesita un timp care depășește vârsta Universului [36] . Pe de altă parte, se poate observa că particulele de praf s-au format relativ recent în imediata apropiere a stelelor învecinate, în ejecții de noi și supernove , precum și de stele variabile de tip R corona R , care, aparent, ejectează nori discreti. conţinând atât gaz, cât şi praf. Astfel, stelele pierd masa acolo unde se formează miezurile refractare ale particulelor de praf.

Cea mai mare parte a prafului cosmic din sistemul solar este praf care a suferit multiple transformări din materialul original al „cladirii” sistemului solar, care s-a concentrat ulterior în planetezimale , iar materia solidă rămasă ( comete și asteroizi ), transformată în timpul ciocnirile acestor corpuri. În istoria formării sistemului solar, cel mai comun element a fost (și este încă) hidrogenul  - H 2 . Elementele chimice precum magneziul , siliciul și fierul , care sunt principalele componente ale planetelor terestre , se condensează într-o fază solidă la cele mai înalte temperaturi ale discului planetar. Unele molecule, cum ar fi CO, N2 , NH3 și oxigenul liber , au existat sub formă gazoasă. Unele elemente și compuși, cum ar fi grafitul (C) și carbura de siliciu, se condensează în particule solide în discul planetar; dar particulele de carbon și carbură de siliciu găsite în meteoriți, pe baza compoziției lor izotopice, sunt presolare și nu au apărut în timpul formării discului planetar. Unele molecule au format compuși organici complecși, în timp ce alte molecule au format foi de gheață înghețate care ar putea acoperi miezurile „refractare” (Mg, Si, Fe) ale particulelor de praf. Praful de stele este o excepție de la tendința generală, deoarece se condensează în interiorul stelelor pentru a forma minerale cristaline refractare. Condensarea grafitului are loc în interiorul unei supernove pe măsură ce acestea se extind și se răcesc, iar acest lucru are loc chiar și într-un gaz care conține mai mult oxigen decât carbon [37] . Proprietăți chimice similare ale carbonului sunt posibile în mediul radioactiv al supernovelor. Acest exemplu de formare a prafului merită o atenție specială [38] .

Formarea discurilor planetare ale precursorilor moleculari a fost determinată în mare măsură de temperatura nebuloasei solare. Deoarece temperatura nebuloasei solare a scăzut odată cu distanța față de Soarele care se formează, este posibil să se determine originea unei particule de praf pe baza compoziției sale. Unele materiale cu particule de praf au putut fi obținute doar la temperaturi ridicate, în timp ce alte materiale la temperaturi mult mai scăzute. Adesea, o singură particulă de praf conține componente care s-au format în diferite locuri și în momente diferite în nebuloasa solară. Cea mai mare parte a materiei prezente în nebuloasa solară originală a dispărut de atunci (s-a acumulat în Soare, a scăpat în spațiul interstelar sau a devenit parte din planete, asteroizi sau comete).

Datorită gradului lor ridicat de transformare, particulele de praf interplanetar sunt amestecuri cu granulație fină care constă din mii până la milioane de particule minerale și componente amorfe . Este posibil să se descrie o astfel de particule ca o „matrice” de material cu elemente „încorporate” care s-au format în momente diferite și în locuri diferite ale nebuloasei solare, precum și înainte de formarea acesteia. Exemple de elemente „înglobate” în praful cosmic sunt particulele de sticlă intercalate cu metale și sulfuri , condrule și CAI .

De la Nebuloasa Solară la Pământ

Planetologii clasifică particulele de condrită în funcție de gradul de oxidare a fierului conținut în ele: enstatita (E), obișnuită (O) și carbonică (C). După cum sugerează și numele, condritele carbonice sunt bogate în carbon și multe dintre ele au anomalii în abundența izotopică a hidrogenului , azotului , carbonului și oxigenului . Alături de condritele carbonice, există particule de praf cosmic, care conțin elemente cu cea mai scăzută temperatură de condensare (elemente „volatile”) și cea mai mare cantitate de compuși organici. Se presupune că aceste particule de praf s-au format în stadiul inițial al formării sistemului solar. Elementele „volatile” nu se aflau la temperaturi peste 500 K, așa că „matricea” particulelor de praf interplanetar constă dintr-un material foarte „timpuriu”. Acest scenariu este valabil în cazul prafului cometar [39] . Originea fracției fine, care este praful de stele (vezi mai sus), este complet diferită; acestea sunt minerale refractare formate în interiorul stelelor, care devin componente ale materiei interstelare și rămân în discul planetar în formare. Fluxul de ioni din erupțiile solare lasă urme pe particule. Ionii de vânt solar care acționează pe suprafața particulelor generează radiații amorfe deformate de discuri de pe suprafața particulelor, iar nucleele spalogene sunt generate de razele galactice și cosmice solare. O particulă de praf care își are originea în centura Kuiper 40 de unități astronomice de la Soare va avea o densitate mult mai mare și doze de radiații integrate mai mari decât particulele de praf care provin din centura principală de asteroizi.

Simulările pe computer din 2012 au arătat că moleculele organice complexe necesare apariției vieții ( molecule organice extraterestre ) s-ar fi putut forma într-un disc protoplanetar din particulele de praf din jurul Soarelui înainte de formarea Pământului [40] . Procese similare pot avea loc în jurul altor stele cu sisteme planetare [40] .

În septembrie 2012, oamenii de știință de la NASA au raportat că hidrocarburile aromatice policiclice (PAH), expuse la medii interstelare , sunt transformate în compuși organici mai complecși prin hidrogenare , oxigenare și hidroxilare - „un pas pe calea către aminoacizi și nucleotide, materii prime de proteine ​​și respectiv ADN ” [41] [42] . În plus, ca urmare a acestor transformări, HAP-urile își pierd caracteristicile spectroscopice , ceea ce poate fi unul dintre motivele „lipsei detectării HAP-urilor în particulele de gheață interstelară, în special în regiunile exterioare ale norilor reci, denși sau în partea moleculară superioară. straturi de discuri protoplanetare” [41] [42] .

În februarie 2014, NASA a anunțat o actualizare a bazei de date [43] [44] pentru detectarea și monitorizarea hidrocarburilor aromatice policiclice din univers. Potrivit oficialilor NASA, mai mult de 20% din carbonul din univers poate fi asociat cu HAP, posibile materii prime pentru formarea vieții [44] . Aparent, PAH-urile s-au format la scurt timp după Big Bang [45] [46] [47] și sunt asociate cu noi stele și exoplanete [44] .

În martie 2015, oficialii NASA au raportat că, pentru prima dată într-un laborator, în condiții cât mai apropiate de spațiul cosmic, compuși organici complecși ai ADN și ARN , inclusiv uracil , citozină și timină , au fost sintetizați folosind substanțe chimice inițiale, cum ar fi pirimidina găsită în meteoriti.. Potrivit oamenilor de știință, pirimidina, cea mai bogată substanță chimică în carbon găsită în univers, s-ar putea să se fi format în giganți roșii sau în norii de praf și gaz interstelar [48] .

Nori de praf în univers

Sistemul solar, ca și alte sisteme planetare, are propriul nor de praf interplanetar . Există diferite tipuri de nebuloase de gaz și praf în Univers cu diferite caracteristici și procese fizice: nebuloase difuze, nebuloase cu reflexie în infraroșu , rămășițe de supernovă , nori moleculari , regiuni HII, regiuni de fotodisociere și nebuloase întunecate .

Diferențele dintre aceste tipuri de nebuloase constă în natura radiațiilor pe care o emit. De exemplu, regiunile H II precum Nebuloasa Orion , unde formarea stelelor este intensă, sunt caracterizate ca nebuloase cu emisie termică. Pe de altă parte, rămășițele de supernove, cum ar fi Nebuloasa Crabului , sunt caracterizate prin radiații non-termice ( radiație sincrotron ).

Unele dintre cele mai cunoscute nebuloase prăfuite sunt nebuloasele difuze din catalogul lui Messier , cum ar fi M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . Există, de asemenea, cataloage mai mari de obiecte din praf, Catalogul Sharpless (1959). Catalogul Linds al regiunilor HII (1965) Catalogul Linds al nebuloaselor luminoase (1962), catalogul van den Berg al nebuloaselor întunecate (1966) Catalogul verde al nebuloaselor de reflexie (1988) Catalogul NASA National Space Science Data Center (NSDC) [50] și CDS Cataloage online [51] .

Livrarea probelor de praf

Pe 7 februarie 1999, Stardust , o stație interplanetară automată, a fost lansată ca parte a programului Discovery al NASA pentru a studia cometa 81P/Wild și a colecta mostre de praf cosmic . Stardust a adus mostre de praf înapoi pe Pământ pe 15 ianuarie 2006. În primăvara anului 2014, a fost anunțată recuperarea particulelor de praf interstelar din probe [52] .

Vezi și

Note

  1. ↑ Trei benzi de lumină . Consultat la 4 aprilie 2016. Arhivat din original pe 4 aprilie 2016.
  2. ↑ 60 de tone de praf cosmic cad pe Pământ în fiecare zi , Popular Science . Arhivat din original pe 16 august 2017. Preluat la 8 decembrie 2016.
  3. ↑ Herbert A. Zook. Măsurătorile navelor spațiale ale fluxului de praf cosmic  //  Acreția de materie extraterestră de-a lungul istoriei Pământului / Bernhard Peucker-Ehrenbrink, Birger Schmitz. — Springer SUA, 2001-01-01. - P. 75-92 . — ISBN 9781461346685 , 9781441986948 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5 . Arhivat din original pe 23 iunie 2018.
  4. ↑ „Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel” Arhivat 16 august 2017 la Wayback Machine Gregory L. Matloff , Less Johnson, februarie 2005
  5. ↑ Chow, Denise Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars . Space.com (26 octombrie 2011). Data accesului: 26 octombrie 2011. Arhivat din original la 1 februarie 2016.
  6. ↑ Personalul ScienceDaily . Astronomii descoperă că există materie organică complexă în întregul univers . ScienceDaily (26 octombrie 2011). Consultat la 27 octombrie 2011. Arhivat din original la 3 iulie 2015.
  7. ↑ Kwok, Soare; Zhang, Yong. Nanoparticule organice mixte aromatice-alifatice ca purtători de caracteristici de emisie în infraroșu neidentificate  (engleză)  // Nature  : journal. - 2011. - 26 octombrie ( vol. 479 , nr. 7371 ). - P. 80-3 . - doi : 10.1038/nature10542 . — . — PMID 22031328 .
  8. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William. Stardust descoperă potențiale particule din spațiul interstelar . NASA (14 august 2014). Consultat la 14 august 2014. Arhivat din original la 26 septembrie 2015.
  9. ↑ Dunn, Marcia . Petele returnate din spațiu pot fi vizitatori extratereștri , AP News  (14 august 2014). Arhivat din original pe 19 august 2014. Preluat la 14 august 2014.
  10. ↑ Mână, Eric. Șapte boabe de praf interstelar își dezvăluie secretele   // Science News :revistă. - 2014. - 14 august.
  11. ↑ Westphal, Andrew J. și colab. Dovezi pentru originea interstelară a șapte particule de praf colectate de nava spațială Stardust  (engleză)  // Science  : journal. - 2014. - 15 august ( vol. 345 ). - P. 786-791 . - doi : 10.1126/science.1252496 . - . — PMID 25124433 .
  12. ↑ Alan E. Rubin; Jeffrey N. Grossman. Meteorit și meteorit: noi definiții cuprinzătoare   // Meteoritics & Planetary Science : jurnal. - 2010. - ianuarie ( vol. 45 , nr. 1 ). - P. 114-122 .
  13. ↑ Date noi de la observatorul Planck închide interpretarea prea optimistă a rezultatelor BICEP2 . Consultat la 1 octombrie 2014. Arhivat din original pe 2 octombrie 2014.
  14. ↑ Starkey, Natalie . Casa ta este plină de praf spațial – dezvăluie povestea sistemului solar , Space.com  (22 noiembrie 2013). Arhivat din original pe 22 februarie 2014. Preluat la 16 februarie 2014.
  15. ↑ Eberhard Grün. Praf interplanetar . - Berlin: Springer, 2001. - ISBN 978-3-540-42067-5 .
  16. ↑ Atkins, Nancy (martie 2012), Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth , Universe Today , < http://www.universetoday.com/94392/getting-a-handle-on-how-much-cosmic- dust-hits-earth/#ixzz2j9WbyxMT > Arhivat 4 noiembrie 2019 la Wayback Machine 
  17. ↑ Royal Astronomical Society, comunicat de presă (martie 2012), CODITA: mesuring the cosmic dust swept up by the Earth (Reuniunea Națională de Astronomie Regatul Unit-Germania NAM2012 ed.), Royal Astronomical Society , < http://www.jodrellbank.manchester. ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html > Arhivat 20 septembrie 2013 la Wayback Machine 
  18. ↑ Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S.C.; Hines, DC; Bouwman, J. Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2007. - Vol. 668 , nr. 2 . - P.L107-L110 . - doi : 10.1086/523104 . - Cod biblic . - arXiv : 0710.2225 .
  19. ↑ Cotton, DV et al. Polarizarea liniară a stelelor strălucitoare din sud măsurată la nivel de părți pe milion  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2016. - ianuarie ( vol. 455 , nr. 2 ). - P. 1607-1628 . - doi : 10.1093/mnras/stv2185 . - . - arXiv : 1509.07221 . arXiv Arhivat 24 octombrie 2019 la Wayback Machine
  20. ↑ Koll D. și colab. Interstellar 60 Fe în Antarctica  //  Physical Review Letters. - 2019. - Vol. 123 . — P. 072701 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701 .
  21. ↑ Un jet strălucitor de la o stea tânără . Arhivat 12 noiembrie 2020. Preluat la 19 februarie 2013.
  22. ↑ Smith RK, Edgar RJ, Shafer RA The X-ray halo of GX 13+1  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2002. - Vol. 581 , nr. 1 . - P. 562-569 . - doi : 10.1086/344151 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0204267 .
  23. ↑ Love SG, Joswiak DJ, Brownlee DE Densities of stratospheric micrometeorites   // Icarus . - Elsevier , 1992. - Vol. 111 , nr. 1 . - P. 227-236 . - doi : 10.1006/icar.1994.1142 . — Cod .
  24. ↑ Materia precondensată Clayton DD : cheia sistemului solar timpuriu  //  Luna și planetele. — Vol. 19 , iss. 2 . - P. 109-137 . - doi : 10.1007/BF00896983 . - Cod biblic .
  25. ↑ Zinner E. Nucleosinteza stelară și compoziția izotopică a granulelor premolare de la meteoriți primitivi  // Annual Review of Earth and Planetary Sciences  . - Recenzii anuale , 1998. - Vol. 26 . - P. 147-188 . - doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 . - Cod .
  26. ↑ Clayton DD, Nittler LR  Astrophysics with Presolar Stardust  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : jurnal. - 2004. - Vol. 42 , nr. 1 . - P. 39-78 . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . - .
  27. ↑ D.D. Clayton, Luna și planetele 19, 109 (1978)
  28. ↑ Nittler LR, Amari S., Zinner E., Woosley SE Extinct 44 Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1996. - Vol. 462 . - P.L31-34 . - doi : 10.1086/310021 . - Cod biblic .
  29. ↑ Clayton DD 22 Na, Ne-E, Extinct radioactive anomalies and unsupported 40 Ar  //  Nature: journal. - 1975. - Vol. 257 , nr. 5521 . - P. 36-37 . - doi : 10.1038/257036b0 . - .
  30. ↑ Clayton DD Solide planetare mai vechi decât Pământul   // Știință . - 2000. - Vol. 288 , nr. 5466 . — P. 619 . - doi : 10.1126/science.288.5466.617f .
  31. ↑ Grossman L. Condensation in the primitive solar nebula   // Geochim . Cosmochim. Acta : jurnal. - 1972. - Vol. 36 , nr. 5 . - P. 597-619 . - doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6 . - Cod .
  32. ↑ Liffman K., Clayton DD Stochastic histories of refractory interstellar dust  //  Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference: journal. - 1988. - Vol. 18 . - P. 637-657 . - Cod biblic .
  33. ↑ Liffman K., Clayton DD Evoluția stocastică a prafului interstelar refractar în timpul evoluției chimice a unui mediu interstelar în două faze  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1989. - Vol. 340 . - P. 853-868 . - doi : 10.1086/167440 . - Cod biblic .
  34. ↑ Humphreys RM, Strecker DW, Ney EP Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1972. - Vol. 172 . - P. 75 . - doi : 10.1086/151329 . - Cod biblic .
  35. ↑ Evans 1994, pp. 164-167
  36. ↑ Evans 1994, pp. 147-148
  37. ↑ Clayton DD, Liu W., Dalgarno A. Condensation of carbon in radioactive supernova gas  //  Science : journal. - 1999. - Vol. 283 , nr. 5406 . - P. 1290-1292 . - doi : 10.1126/science.283.5406.1290 . - Cod biblic .
  38. ↑ Clayton DD O nouă astronomie cu radioactivitate: chimia radiogenică a carbonului  //  New Astronomy Reviews : jurnal. - 2011. - Vol. 55 , nr. 5-6 . - P. 155-165 . - doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001 . — Cod .
  39. ↑ Gruen, Eberhard (1999). Enciclopedia Sistemului Solar - Praful interplanetar și Norul zodiacal . pp. XX.
  40. ↑ 1 2 Moskowitz, Clara Life’s Building Blocks s-ar putea să se fi format în Dust Around Young Sun. Space.com (29 martie 2012). Preluat la 30 martie 2012. Arhivat din original la 8 august 2012.
  41. ↑ 1 2 Personal. NASA gătește produse organice înghețate pentru a imita originile vieții . Space.com (20 septembrie 2012). Preluat la 22 septembrie 2012. Arhivat din original la 25 iunie 2015.
  42. ↑ 1 2 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui. Sondarea in situ a procesării induse de radiații a substanțelor organice în analogi de gheață astrofizice—Novel desorbție cu laser Ionizare cu laser în timp de zbor Studii spectroscopice de masă  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2012. - 1 septembrie ( vol. 756 ). — P.L24 . - doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24 . — Cod biblic .
  43. ^ NASA Ames PAH IR Spectroscopic Database . www.astrochem.org . Preluat la 24 octombrie 2019. Arhivat din original la 29 iunie 2015.
  44. ↑ 1 2 3 Hoover, Rachel Trebuie să urmărească nano-particulele organice în Univers? NASA are o aplicație pentru asta . NASA (21 februarie 2014). Consultat la 22 februarie 2014. Arhivat din original la 6 septembrie 2015.
  45. ↑ Carey, Bjorn Life's Building Blocks 'Abundant in Space' . Space.com (18 octombrie 2005). Preluat la 3 martie 2014. Arhivat din original la 28 ianuarie 2019.
  46. ↑ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, LJ Variații în poziția de vârf a emisiei interstelare de 6,2 μm Caracteristică: un trasator de N în populația interstelară de hidrocarburi aromatice policiclice  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2005. - 10 octombrie ( vol. 632 , nr. 1 ). - P. 316-332 . - doi : 10.1086/432495 . - Cod biblic .
  47. ↑ Allamandola, Louis. Distribuția cosmică a complexității chimice (link indisponibil) . NASA (13 aprilie 2011). Data accesului: 3 martie 2014. Arhivat din original pe 27 februarie 2014. 
  48. ↑ Marlaire, Ruth NASA Ames reproduce elementele de bază ale vieții în laborator . NASA (3 martie 2015). Data accesului: 5 martie 2015. Arhivat din original pe 5 martie 2015.
  49. ↑ Catalog Messier . Consultat la 6 iulie 2005. Arhivat din original la 14 noiembrie 1996.
  50. ↑ Bine ați venit la NSSDCA . nssdc.gsfc.nasa.gov . Preluat la 24 octombrie 2019. Arhivat din original la 27 octombrie 2019.
  51. ↑ VizieR Template:CatName . Consultat la 17 aprilie 2022. Arhivat din original pe 16 februarie 2005.
  52. ↑ Stardust Interstellar Dust Particles (link indisponibil) . JSC, NASA (13 martie 2014). Preluat la 22 octombrie 2019. Arhivat din original la 14 iulie 2007. 

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii