Kozmikus por

Űrpor (néha "mikrometeoritoknak" is nevezik) – az űrben lévő vagy az űrből a Földre hulló por . A részecskéinek mérete több molekulától 0,2 mikronig terjed . Különböző becslések szerint naponta 60-100 tonna kozmikus por ülepedik a Föld felszínén , ami egy évre vetítve 25-40 ezer tonna [2] [3] .

A naprendszer porába tartozik az üstököspor , az aszteroidapor , a Kuiper-övből származó por és a Naprendszeren áthaladó csillagközi por . Annak a porfelhőnek a sűrűsége, amelyen a Föld áthalad, megközelítőleg 10–6 porrészecske per m 3 [4] . A Naprendszerben a bolygóközi por az állatövi fényként ismert hatást hoz létre .

Az űrpor néhány szerves vegyületet (amorf szerves szilárd anyagokat, kevert aromás - alifás szerkezettel) tartalmaz, amelyek természetesen gyorsan képződhetnek [5] [6] [7] . A kozmikus por egy kis része "csillagpor" - a csillagok evolúciójából visszamaradt tűzálló ásványok.

A csillagközi pormintákat a Stardust űrszonda gyűjtötte, és 2006-ban hozta vissza a Földre [8] [9] [10] [11] .

Definíció és osztályozás

A 2010. januári Meteoritics & Planetary Science "Meteorite and Meteoroid: New Complete Definitions" [12] című cikkében a szerzők a következő meghatározást javasolták a tudományos közösségnek:

Kozmikus por (Interplanetary dust particle (IDP)): 10 mikronnál kisebb részecskék, amelyek a bolygóközi térben mozognak. Ha az ilyen részecskék később nagy természetes vagy mesterséges eredetű testekkel egyesülnek, továbbra is „kozmikus pornak” nevezik őket.

A kozmikus por a csillagászati ​​objektumokhoz viszonyított helyzete alapján különböztethető meg, például: intergalaktikus por , galaktikus por [13] , csillagközi por , bolygók körüli por , porfelhők a csillagok körül és a bolygóközi por fő összetevői az állatövi porkomplexumban (megfigyelve: látható fény állatövi fényként ): aszteroidapor , üstököspor és néhány kevésbé jelentős adalékanyag: Kuiper-öv por , a Naprendszeren áthaladó csillagközi por és béta meteoroidok . A csillagközi por sötét vagy világos felhők ( ködök ) formájában figyelhető meg.

A Naprendszerben a poranyag nem egyenletesen oszlik el, hanem főleg különböző méretű porfelhőkben (heterogenitású) koncentrálódik. Ezt különösen az 1961. február 15-i teljes napfogyatkozás során állapították meg, az Alkalmazott Geofizikai Intézet szondarakétájára szerelt optikai berendezés segítségével a külső korona fényességének mérésére a 60-100 km-es magassági tartományban. a Föld felszínét.

Jelentősége és kutatása

A kozmikus por régóta bosszantó forrása a csillagászati ​​közösségnek, mivel zavarja az űrobjektumok megfigyelését. Az infravörös csillagászat korszakának kezdetével észrevették, hogy a kozmikus porrészecskék az asztrofizikai folyamatok fontos összetevői, és elemzésük olyan jelenségekről nyújt majd információt, mint a Naprendszer kialakulása [14] . A kozmikus por fontos szerepet játszhat a csillagkeletkezés korai szakaszában, és részt vehet a jövő bolygóinak kialakulásában. A Naprendszerben a kozmikus por nagy szerepet játszik az állatövi fényhatás, a Szaturnusz gyűrűinek küllőiben , a Jupiter , a Szaturnusz, az Uránusz és a Neptunusz gyűrűrendszerében , valamint az üstökösökben .

Jelenleg a kozmikus porkutatás interdiszciplináris terület, amely magában foglalja a fizikát ( szilárdtest-fizika , elektromágnesesség , felületfizika, statisztikai fizika , hőfizika ), fraktálelméletet , kémiát , meteoritikát , valamint a csillagászat és asztrofizika valamennyi ágát [15] . Ezek a formálisan nem kapcsolódó kutatási területek azért jönnek össze, mert az űrpor részecskék evolúciós cikluson mennek keresztül, amely kémiai, fizikai és dinamikus változásokat is magában foglal. A kozmikus por evolúciójában tehát az Univerzum egészének evolúciós folyamatai „lenyomódnak”.

A kozmikus por minden részecskéjének egyedi jellemzői vannak, mint például a kezdeti sebesség , az anyagtulajdonságok, a hőmérséklet , a mágneses tér stb., és e paraméterek bármelyikének csekély változása eltérő forgatókönyvekhez vezethet a részecske "viselkedése" tekintetében. A megfelelő metódusok használatával információt kaphat arról, hogy honnan származik ez az objektum, és mi a köztes környezet.

Észlelési módszerek

A kozmikus port indirekt módszerekkel lehet kimutatni, beleértve a részecskéi elektromágneses jellemzőinek elemzését.

Az űrpor közvetlenül ("in situ") is kimutatható különféle gyűjtési módszerekkel. Különböző becslések szerint naponta 5-300 tonna földönkívüli anyag kerül a Föld légkörébe [16] [17] .

Módszereket dolgoztak ki a Föld légkörében lévő kozmikus por minták gyűjtésére. Tehát a NASA a sztratoszférában repülő repülőgépek szárnyai alá helyezett lemezgyűjtők segítségével gyűjt . A kozmikus pormintákat hatalmas jégtömegek felszíni lerakódásaiból ( Antarktisz és az Északi- sarkvidék ) és mélytengeri lerakódásokból is gyűjtik.

A kozmikus por másik forrása a meteoritok , amelyek csillagport tartalmaznak. A csillagpor részecskék kemény, tűzálló anyagdarabok, amelyek izotópos összetételükről ismerhetők fel, és csak a fejlődő csillagokban lehetnek jelen, mielőtt a csillagközi közegbe lépnének . Ezek a részecskék kicsapódtak a csillaganyagból, ahogy az lehűlt, ahogy elhagyta a csillagot.

Az automatikus bolygóközi állomásokat a kozmikus porszemcsék összegyűjtésére használják a bolygóközi térben . A porérzékelőket olyan állomások küldetéseinél használták, mint a HEOS-2 , Helios , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo és Cassini , LDEF , EURECA és a Gorid Földközeli műholdak . Egyes tudósok a Voyager 1 -et és a Voyager 2 -t egyfajta óriási Langmuir-szondaként használták . Porérzékelők jelenleg az Ulysses , a PROBA , a Rosetta , a Stardust és a New Horizons űrszondákon vannak telepítve. A Földön és az űrben gyűjtött kozmikus pormintákat speciális tárolóhelyeken tárolják. Ezek egyike a NASA houstoni Lyndon Johnson Központjában található .

A nagy sebesség (10-40 km/s nagyságrendű) megnehezíti a kozmikus porszemcsék befogását. Ezért kozmikus pordetektorokat fejlesztenek a nagy sebességű részecskék becsapódásával kapcsolatos paraméterek mérésére, valamint a részecskék fizikai tulajdonságainak (jellemzően tömeg és sebesség ) laboratóriumi kalibrációval történő meghatározására . Ezek mellett a porérzékelők olyan jellemzőket is mértek, mint a fényvillanás, akusztikus jel és az ütközés ionizációja. A Stardust porérzékelője képes volt felfogni a kis sűrűségű aerogél sértetlen porszemcséit.

A kozmikus por tanulmányozására jó lehetőséget kínálnak az infravörös spektrumban végzett megfigyelések, különösen a NASA Spitzer Űrteleszkópja, a Föld körüli pályán működő legnagyobb infravörös távcső. A küldetése során Spitzer képeket és spektrumokat szerzett az űrobjektumok által kibocsátott hősugárzásról 3 és 180 mikrométer közötti tartományban. Ennek az infravörös sugárzásnak a nagy részét a Föld légköre zárja be, és a Földről nem figyelhető meg. Egy sor Spitzer-adat elemzése során bizonyos bizonyítékokat kaptak arra vonatkozóan, hogy egy szupermasszív fekete lyuk közelében kozmikus por képződik [18] .

A kozmikus por kimutatásának másik mechanizmusa a polarimetria . Mivel a részecskék nem gömb alakúak, és hajlamosak kiegyenesíteni a csillagközi mágneses tereket , polarizálják a porfelhőkön áthaladó csillagok fényét. A csillagközi tér közeli régióinál nagy pontosságú optikai polarimetriát alkalmaztak a por szerkezetének meghatározására a Helyi Buborékban (galaxisunkban az Orion-karon belüli ritkított forró gáz régiója ) [19] .

2019-ben a kutatók csillagközi port fedeztek fel az Antarktiszon, amelyről úgy gondolják, hogy a helyi csillagközi felhőből származik . A csillagközi por jelenlétét az Antarktiszon a 60 Fe és 53 Mn radionuklidok rendkívül érzékeny tömegspektrometriával történő mérésével tárták fel [20] .

Elektromágneses tulajdonságok

A kozmikus porrészecskék kölcsönhatásba lépnek az elektromágneses sugárzással , míg a visszavert sugárzás természete a részecskék olyan jellemzőitől függ, mint a méret, keresztmetszet, szerkezet, törésmutatók , elektromágneses sugárzás hullámhossza stb. A kozmikus por sugárzásának jellemzői lehetővé teszik annak megértését, hogy az abszorpció a sugárzás szórása vagy polarizációja megy végbe.

A sugárzás szórása és csillapítása ("sötétedése") hasznos információkkal szolgál a porszemcsék méretéről. Például, ha egy kozmikus objektum egy bizonyos tartományban világosabbnak tűnik, mint egy másikban, ez lehetővé teszi számunkra, hogy következtetést vonjunk le a részecskék méretére vonatkozóan.

A porrészecskékből származó fény szóródása a hosszú expozíciós fényképeken jól látható a reflexiós ködök (csillaggal megvilágított gáz- és porfelhők) esetén, és képet ad az egyes részecskék optikai jellemzőiről. A csillagközi por röntgensugárzásának vizsgálatai arra utalnak, hogy a csillagászati ​​röntgenforrások diffúz fényudvarral rendelkeznek a por miatt [22] .

Néhány egyéb tulajdonság

A kozmikus por mikrorészecskékből áll, amelyek nagyobb, szabálytalan alakú töredékekké egyesülhetnek, amelyek porozitása nagyon változó. A részecskék összetétele, mérete és egyéb tulajdonságai a helyüktől függenek, és ennek megfelelően a porszemcsék összetételének elemzése jelezheti eredetüket. A csillagközi por, a csillagközi felhőkben lévő porrészecskék és a csillagközi por jellemzőikben eltérőek. Például a sűrű csillagközi felhőkben lévő porrészecskék gyakran jeges "köpennyel" rendelkeznek, és átlagosan nagyobbak, mint a ritkább csillagközi közegből származó porrészecskék. A bolygóközi porrészecskék általában még nagyobbak.

A Föld felszínén megtelepedő földönkívüli anyagok nagy része 50-500 mikrométer átmérőjű, átlagosan 2,0 g/cm 3 sűrűségű (kb. 40%-os porozitású) meteoroid. A Föld sztratoszférájában felfogott bolygóközi porszemcsék sűrűsége 1-3 g/cm 3 között van, átlagosan 2,0 g /cm 3 [23] .

CO , szilícium-karbid , szilikátok , policiklusos aromás szénhidrogének , jég és poliformaldehid molekulákat találtak a csillagok körüli porban (a csillagközi közegben szilikát- és szénrészecskék jelenlétére is van bizonyíték). Az üstököspor általában különbözik az aszteroidaportól . Az aszteroidapor széntartalmú kondrit meteoritokra emlékeztet . Az üstököspor összetételében hasonló a csillagközi részecskékhez, amelyek lehetnek szilikátok, policiklusos aromás szénhidrogének és jég .

Stardust

A "csillagpor" kifejezés olyan tűzálló porrészecskéket jelent, amelyek protocsillag objektumok által abba a felhőbe lökött gázokból képződtek, amelyből a Naprendszer létrejött [24] . A csillagpor részecskéket (amelyeket a meteoritikában szoláris szemcséknek is neveznek [25] ) a meteoritokban találunk. A csillagpor a Naprendszer kialakulásának kezdete óta , több mint négymilliárd évvel ezelőtt, mielőtt a meteoritok összetételébe került volna, a csillagközi közeg porának alkotóeleme. Az úgynevezett széntartalmú kondritok a csillagpor leggazdagabb forrásai.

Laboratóriumi vizsgálatok alapján nagyszámú különböző típusú csillagport azonosítottak. Lehetséges, hogy ezeket a tűzálló részecskéket korábban illékony vegyületekkel vonták be, amelyek elvesznek, amikor a meteoritot savakban oldják , és csak oldhatatlan tűzálló ásványok maradnak. A csillagpor keresése a meteorit nagy részének feloldása nélkül rendkívül időigényes folyamat.

Különféle kémiai elemek izotópjainak csillagporban való koncentrációjának vizsgálata lehetővé tette a nukleoszintézis számos új aspektusának felfedezését [26] . A csillagpor fontos tulajdonságai az olyan jellemzők, mint a keménység, az infúzióképesség és a magas hőmérsékletű expozíció nyomainak jelenléte. A részecskék gyakori összetevői a szilícium-karbid , grafit , alumínium- oxid , spinell és más szilárd anyagok, amelyek magas hőmérsékleten kondenzálódnak a csillagszél vagy szupernóva - tágulás során keletkező hűtőgázból . A csillagpor összetételében nagyon különbözik a csillagközi közegben alacsony hőmérsékleten képződő részecskéktől.

Úgy tűnik, hogy a csillagpor izotópos összetétele nem létezik a csillagközi közegben, ami azt jelzi, hogy a csillagpor az egyes csillagok gázából lecsapódik, mielőtt a csillagokból származó izotópok keverednének a csillagközi közeggel. Ez lehetővé teszi az eredeti csillagok azonosítását. Például a szilícium-karbid (SiC) részecskékben lévő nehéz elemek az s - folyamat gyakorlatilag tiszta izotópjai, ami megfelel az aszimptotikus ág vörös óriásaiban való kondenzációjuknak , mivel ennek az ágnak a csillagai a nukleoszintézis fő forrásai és légkörük. , a megfigyelések szerint nagymértékben dúsítják az s - folyamat során keletkező nuklidokat .

Egy másik példa az úgynevezett szupernóva-kondenzátumok, amelyeket az angol szakirodalomban SUNOCON (a SUperNOva CONdensate [27] szóból ) rövidítenek, hogy megkülönböztessék őket a csillagok légkörében kondenzált csillagpor egy másik típusától. A szupernóva kondenzátumok abnormálisan nagy mennyiségben tartalmaznak 44 Ca izotópot [28] , ami arra utal, hogy nagy mennyiségű radioaktív 44 Ti izotópot tartalmazó atmoszférában kondenzáltak , amelynek felezési ideje 65 év. Így a 44 Ti radioaktív mag a szupernóva táguló belsejében történt kondenzáció idején még "életben" volt, de a csillagközi gázzal való keveredéshez szükséges idő után kihalt radionuklidokká (különösen 44 Ca) váltak. Ez a felfedezés megerősítette azt az 1975-ös előrejelzést [29] , hogy a szupernóva-kondenzátumok ilyen módon azonosíthatók. A szupernóva-kondenzátum csillagporának szilícium- karbid -tartalma mindössze 1%-a az aszimptotikus óriáság csillagporában lévő szilícium-karbid-tartalomnak.

A csillagpor (mind a szupernóva-kondenzátumok, mind az aszimptotikus óriás ágcsillagpor ) a kozmikus pornak csak egy kis része – az összes csillagközi szilárd anyag tömegének kevesebb, mint 0,1%-a, de a csillagporral kapcsolatos tanulmányok nagyon érdekesek, különösen a csillagfejlődés és nukleoszintézis .

A csillagpor vizsgálata lehetővé teszi a Föld kialakulása előtt létező anyagok elemzését [30] , amit egykor lehetetlennek tartottak, különösen az 1970-es években, amikor az volt az uralkodó nézet, hogy a Naprendszer forró gázfelhőként indult [ 30] . 31] , amelyben nem voltak magas hőmérsékleten elpárolgott szilárd részecskék. A csillagpor létezése lehetővé tette ennek a hipotézisnek a cáfolatát.

Porképződés

Úgy tűnik, hogy a nagy porrészecskék összetett szerkezetűek, beleértve a tűzálló magokat, amelyek a csillagkidobás belsejében kondenzálódnak, és a hideg, sűrű csillagközi felhőkbe jutva rétegek képződnek. A felhőkön kívüli részecskék ciklikus növekedésének és pusztulásának számítógépes modellezése kimutatta, hogy az ilyen magok sokkal tovább élnek, mint a por tömege összességében [32] [33] . Ezek a magok főként a hideg oxigénben gazdag vörös óriások légkörében kondenzálódó szilíciumrészecskéket és a hideg széncsillagok légkörében kondenzálódó szénrészecskéket tartalmaznak . A porrészecskék tűzálló magjainak fő forrásai a vörös óriások, amelyek kifejlődtek vagy elhagyták a fősorozatot, és beléptek az óriáscsillag- fázisba. Ezeket a tűzálló magokat "csillagpornak" is nevezik (lásd a fenti részt), ez egy kis mennyiségű kozmikus por kifejezés, amely a csillagok gázáramában kondenzálódik abban az időszakban, amikor az utolsó csillag is elfogy. A porrészecskék tűzálló magjainak néhány százaléka a szupernóvák táguló belsejében kondenzálódik, amelyek egyfajta térdekompressziós kamrák. A meteoritikában a meteoritokból kinyert tűzálló csillagport gyakran "preszoláris pornak" nevezik, de a meteoritok a nap előtti pornak csak egy kis részét tartalmazzák. A csillagpor minőségileg eltérő körülmények között kondenzálódik a csillagok belsejében, mint a kozmikus por nagy része, amely a galaxis sötét molekulafelhőiben képződik. Ezek a molekulafelhők nagyon hidegek, jellemzően 50 K alattiak, ezért sok jégfajta csak akkor tud lecsapódni a porrészecskékre, ha sugárzás és szublimáció hatására elpusztul vagy gáz halmazállapotúvá válik. A Naprendszer kialakulása után a csillagközi porrészecskék nagy része további változásokon ment keresztül a bolygó akkréciós korongjában bekövetkezett egyesülések és kémiai reakciók révén. A különböző típusú részecskék történetét a Naprendszer kialakulásának korai szakaszában eddig meglehetősen kevéssé tanulmányozták.

Ismeretes, hogy bizonyos megfigyelhető struktúrákból kozmikus por képződik a késői fejlődésű csillagok héjában. A 9,7 mikronos hullámhosszú infravörös sugárzás a szilíciumpor jelenlétének jele a hűvös, oxigénben gazdag óriáscsillagokban. A 11,5 µm-es kibocsátás szilícium-karbid por jelenlétét jelzi. Ez alapot ad annak állítására, hogy a kis szilíciumpor részecskék ezeknek a csillagoknak a külső héjából származnak [34] [35] .

A csillagközi tér körülményei általában nem kedveznek a porrészecskék szilíciummagjainak kialakulásának, ezért ez hosszú időt vesz igénybe, ha egyáltalán lehetséges. A számítások azt mutatják, hogy a porrészecske megfigyelt tipikus átmérője és a csillagközi gáz hőmérséklete miatt a csillagközi részecskék kialakulásához az Univerzum korát meghaladó időre lehet szükség [36] . Másrészt látható, hogy a porszemcsék viszonylag nemrégiben keletkeztek a szomszédos csillagok közvetlen közelében, új és szupernóvák kilökődésében, valamint az R corona R típusú változócsillagokban , amelyek nyilvánvalóan különálló felhőket lövellnek ki. gázt és port is tartalmaz. Így a csillagok tömegét veszítik ott, ahol a porrészecskék tűzálló magjai keletkeznek.

A Naprendszerben található kozmikus por nagy része olyan por, amely többszörös átalakuláson ment keresztül a Naprendszer „épületének” eredeti anyagából, amely ezt követően a planetezimálokban összpontosult , és a megmaradt szilárd anyag ( üstökösök és aszteroidák ) a naprendszer során átalakult. e testek ütközései. A Naprendszer kialakulásának történetében a legelterjedtebb elem a hidrogén  - H 2 volt (és továbbra is az) . Az olyan kémiai elemek, mint a magnézium , a szilícium és a vas , amelyek a földi bolygók fő alkotóelemei, a bolygókorong legmagasabb hőmérsékletén szilárd fázisúvá kondenzálódnak. Egyes molekulák, mint például a CO, N 2 , NH 3 és a szabad oxigén , gáznemű formában léteztek. Egyes elemek és vegyületek, mint például a grafit (C) és a szilícium-karbid szilárd részecskékké kondenzálódnak a bolygókorongban; de a meteoritokban található szén- és szilícium-karbid részecskék izotóp-összetételük alapján napelem előttiek és nem a bolygókorong kialakulása során jelentek meg. Egyes molekulák összetett szerves vegyületeket, míg más molekulák fagyott jégtakarókat képeztek, amelyek beboríthatták a porszemcsék „tűzálló” (Mg, Si, Fe) magjait. A csillagpor kivételt képez az általános trend alól, mivel a csillagok belsejében kondenzálva tűzálló kristályos ásványokat képez. Grafit kondenzáció megy végbe a szupernóvák belsejében, miközben tágulnak és lehűlnek, és ez még a szénnél több oxigént tartalmazó gázban is előfordul [37] . A szénnek hasonló kémiai tulajdonságai lehetségesek a szupernóvák radioaktív környezetében. A porképződés ezen példája külön figyelmet érdemel [38] .

A molekuláris prekurzorok bolygókorongjainak kialakulását nagymértékben meghatározta a napköd hőmérséklete. Mivel a napköd hőmérséklete a kialakuló Naptól való távolság növekedésével csökkent, így összetétele alapján meg lehet határozni a porrészecske eredetét. Egyes porszemcsés anyagokat csak magas hőmérsékleten, míg más anyagokat sokkal alacsonyabb hőmérsékleten lehetett előállítani. Gyakran egyetlen porrészecske olyan komponenseket tartalmaz, amelyek különböző helyeken és különböző időpontokban keletkeztek a napködben. Az eredeti napködben jelen lévő anyag nagy része azóta eltűnt (felhalmozódott a Napba, kiszökött a csillagközi térbe, vagy bolygók, aszteroidák vagy üstökösök részévé vált).

A bolygóközi porrészecskék nagyfokú átalakulásuk miatt finomszemcsés keverékek, amelyek több ezertől millióig terjedő ásványi részecskékből és amorf komponensekből állnak . Lehetőség van egy ilyen részecskék "mátrixaként" ábrázolni olyan "beágyazott" elemekkel, amelyek a napköd különböző időpontjaiban és különböző helyein, valamint a kialakulása előtt keletkeztek. A kozmikus porba "beágyazott" elemek például a fémekkel és szulfidokkal , kondrulákkal és CAI -val tarkított üvegrészecskék .

A Napködtől a Földig

A planetológusok a kondritrészecskéket a bennük lévő vas oxidációs foka szerint osztályozzák : enstatit (E), közönséges (O) és széntartalmú (C). Ahogy a neve is sugallja, a széntartalmú kondritok szénben gazdagok, és sokukban anomáliák vannak a hidrogén , nitrogén , szén és oxigén izotóp-bőségében . A széntartalmú kondritok mellett vannak kozmikus por részecskék, amelyek a legalacsonyabb kondenzációs hőmérsékletű elemeket ("illékony" elemeket) és a legnagyobb mennyiségű szerves vegyületet tartalmazzák. Feltételezzük, hogy ezek a porszemcsék a Naprendszer kialakulásának kezdeti szakaszában keletkeztek. Az "illékony" elemek nem voltak 500 K feletti hőmérsékleten, így a bolygóközi porszemcsék "mátrixa" valami nagyon "korai" anyagból áll. Ez a forgatókönyv üstököspor esetén érvényes [39] . A finom frakció eredete, amely csillagpor (lásd fent), teljesen más; ezek a csillagok belsejében képződött tűzálló ásványok, amelyek a csillagközi anyag összetevőivé válnak, és a formálódó bolygókorongban maradnak. A napkitörésekből származó ionok áramlása nyomokat hagy a részecskéken. A részecske felületén ható napszél ionok amorf sugárzást generálnak, amelyet a részecske felületén lévő korongok deformálnak, a galaktikus és a napkozmikus sugarak pedig szpalogenikus magokat generálnak. A Naptól 40 csillagászati ​​egységnyire lévő Kuiper-övből származó porrészecskék nyomsűrűsége és integrált sugárzási dózisa sokkal nagyobb lesz, mint a fő aszteroidaövből származó porrészecskék.

A 2012-es számítógépes szimulációk kimutatták, hogy az élet kialakulásához szükséges összetett szerves molekulák ( földönkívüli szerves molekulák ) egy protoplanetáris korongban keletkezhettek a Napot körülvevő porszemcsékből a Föld kialakulása előtt [40] . Hasonló folyamatok történhetnek más bolygórendszerű csillagok körül is [40] .

2012 szeptemberében a NASA tudósai arról számoltak be, hogy a policiklusos aromás szénhidrogének (PAH-k), amelyek csillagközi környezetnek vannak kitéve, bonyolultabb szerves vegyületekké alakulnak át hidrogénezés , oxigenizáció és hidroxiláció révén – ez egy lépés az aminosavak felé vezető úton. nukleotidokat, fehérjék nyersanyagait és DNS -t” [41] [42] . Ezen túlmenően ezen átalakulások eredményeként a PAH-ok elveszítik spektroszkópiai jellemzőiket , ami lehet az egyik oka annak, hogy "a PAH-ok nem mutathatók ki a csillagközi jégrészecskékben, különösen a hideg, sűrű felhők külső régióiban vagy a felső molekularészekben. protoplanetáris lemezek rétegei" [41] [42] .

2014 februárjában a NASA bejelentette az adatbázis [43] [44] frissítését a policiklusos aromás szénhidrogének kimutatására és megfigyelésére az univerzumban. A NASA tisztviselői szerint az univerzum széntartalmának több mint 20%-a köthető PAH-okhoz, amelyek az élet kialakulásának lehetséges kiindulóanyagai [44] . Úgy tűnik, a PAH-ok nem sokkal az ősrobbanás után jöttek létre [45] [46] [47] , és új csillagokhoz és exobolygókhoz kapcsolódnak [44] .

2015 márciusában a NASA tisztviselői arról számoltak be, hogy először laboratóriumban, a világűrhöz lehető legközelebbi körülmények között szintetizáltak DNS és RNS komplex szerves vegyületeit , beleértve az uracilt , a citozint és a timint , kiindulási vegyi anyagok, például pirimidin felhasználásával . meteoritok.. A tudósok szerint a pirimidin, a világegyetem legszénben gazdagabb vegyi anyaga vörös óriásokban vagy csillagközi por- és gázfelhőkben keletkezhetett [48] .

Porfelhők az univerzumban

A Naprendszernek a többi bolygórendszerhez hasonlóan megvan a maga bolygóközi porfelhője . Az Univerzumban különféle típusú gáz- és porköd található, eltérő fizikai jellemzőkkel és folyamatokkal: diffúz ködök , infravörös visszaverődésű ködök , szupernóva-maradványok , molekulafelhők , HII régiók , fotodisszociációs régiók és sötét ködök .

Az ilyen típusú ködök közötti különbség az általuk kibocsátott sugárzás természetében rejlik. Például a H II régiókat, mint például az Orion-ködöt , ahol intenzív a csillagképződés, termikus emissziós ködként jellemzik. Másrészt a szupernóva-maradványokat, például a Rák-ködöt nem termikus ( szinkrotronsugárzás ) jellemzi .

A legismertebb poros ködök a Messier -katalógusból származó diffúz ködök, mint például az M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . Vannak nagyobb katalógusok is a portárgyakról, a Sharpless Catalog (1959). Linds katalógus a HII régiókról (1965) Linds katalógus fényes ködökről (1962), van den Berg sötét ködök katalógusa (1966) Zöld reflexiós köd katalógus (1988) NASA Nemzeti Űrtudományi Adatközpont (NSDC) katalógus [50] és CDS Online katalógusok [51] .

Porminták kiszállítása

1999. február 7-én a NASA Discovery programjának részeként elindították a Stardust nevű automatikus bolygóközi állomást a 81P/Wild üstökös tanulmányozására és kozmikus porminták gyűjtésére . A Stardust pormintákat hozott vissza a Földre 2006. január 15-én. 2014 tavaszán bejelentették a csillagközi porszemcsék mintákból való kinyerését [52] .

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ Három fénysáv . Letöltve: 2016. április 4. Az eredetiből archiválva : 2016. április 4..
  2. ↑ Naponta 60 tonna kozmikus por hullik a Földre , népszerű tudomány . Archiválva az eredetiből 2017. augusztus 16-án. Letöltve: 2016. december 8.
  3. ↑ Herbert A. Zook. Spacecraft Measurements of the Cosmic Dust Flux  //  Földönkívüli anyagok felszaporodása a Föld történetében / Bernhard Peucker-Ehrenbrink, Birger Schmitz. – Springer USA, 2001. 01. 01. - 75-92 . o . — ISBN 9781461346685 , 9781441986948 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5 . Archiválva az eredetiből 2018. június 23-án.
  4. ↑ "Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel" Archiválva : 2017. augusztus 16., a Wayback Machine Gregory L. Matloff , Less Johnson, 2005. február
  5. ↑ Chow, Denise felfedezése: A kozmikus por csillagokból származó szerves anyagot tartalmaz . Space.com (2011. október 26.). Hozzáférés időpontja: 2011. október 26. Az eredetiből archiválva : 2016. február 1..
  6. ↑ ScienceDaily munkatársai. A csillagászok felfedezik, hogy összetett szerves anyagok léteznek az egész Univerzumban . ScienceDaily (2011. október 26.). Letöltve: 2011. október 27. Az eredetiből archiválva : 2015. július 3..
  7. ↑ Kwok, Sun; Zhang, Yong. Vegyes aromás–alifás szerves nanorészecskék, mint azonosítatlan infravörös emissziós jellemzők hordozói  (angol)  // Nature  : Journal. - 2011. - október 26. ( 479. évf. , 7371. sz.). - P. 80-3 . - doi : 10.1038/nature10542 . — . — PMID 22031328 .
  8. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William. A Stardust potenciális csillagközi űrrészecskéket fedez fel . NASA (2014. augusztus 14.). Letöltve: 2014. augusztus 14. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 26..
  9. ↑ Dunn, Marcia . Az űrből hazatért foltok idegen látogatók lehetnek , AP News  (2014. augusztus 14.). Az eredetiből archiválva : 2014. augusztus 19. Letöltve: 2014. augusztus 14.
  10. ↑ Kéz, Eric. Hét csillagközi porszem felfedi titkait   // Science News :magazin. - 2014. - augusztus 14.
  11. ↑ Westphal, Andrew J. et al. A Stardust űrszonda által összegyűjtött hét porrészecske csillagközi eredetének bizonyítéka  (angol)  // Science  : Journal. - 2014. - augusztus 15. ( 345. köt. ). - P. 786-791 . - doi : 10.1126/tudomány.1252496 . - . — PMID 25124433 .
  12. ↑ Alan E. Rubin; Jeffrey N. Grossman. Meteorit és meteoroid: Új átfogó meghatározások   // Meteoritika és bolygótudomány : folyóirat. - 2010. - január ( 45. évf. , 1. sz.). - 114-122 . o .
  13. ↑ A Planck Obszervatórium új adatai lezárják a BICEP2 eredmények túlságosan optimista értelmezését . Letöltve: 2014. október 1. Az eredetiből archiválva : 2014. október 2..
  14. ↑ Starkey, Natalie . A háza tele van űrporral – feltárja a Naprendszer történetét , Space.com  (2013. november 22.). Az eredetiből archiválva : 2014. február 22. Letöltve: 2014. február 16.
  15. ↑ Eberhard Grün. Bolygóközi por . - Berlin: Springer, 2001. - ISBN 978-3-540-42067-5 .
  16. ↑ Atkins, Nancy (2012. március), 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 > Archivált : 2019. november 4. a Wayback Machine -nél 
  17. ↑ Royal Astronomical Society, sajtóközlemény (2012. március), CODITA: a Föld által felsöpört kozmikus por mérése (UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012 szerk.), Royal Astronomical Society , < http://www.jodrellbank.manchester. ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html > Archivált : 2013. szeptember 20. a Wayback Machine -nél 
  18. ↑ Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S.C.; Hines, DC; Bouwman, J. Por a szélben: kristályos szilikátok, korund és perikláz, PG 2112+059  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 668 , sz. 2 . - P.L107-L110 . - doi : 10.1086/523104 . - Iránykód . - arXiv : 0710.2225 .
  19. ↑ Cotton, DV et al. A déli fényes csillagok lineáris polarizációja milliomodrész szinten mérve  // ​​Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2016. - január ( 455. kötet , 2. szám ). - P. 1607-1628 . - doi : 10.1093/mnras/stv2185 . - . - arXiv : 1509.07221 . arXiv archiválva 2019. október 24-én a Wayback Machine -nél
  20. ↑ Koll D. et al. Csillagközi 60 Fe az Antarktiszon  //  Fizikai áttekintési levelek. - 2019. - 1. évf. 123 . — P. 072701 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701 .
  21. ↑ Izzó sugár egy fiatal csillagtól . Archiválva : 2020. november 12. Letöltve: 2013. február 19.
  22. ↑ Smith RK, Edgar RJ, Shafer RA The X-ray halo of GX 13+1  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 581 , sz. 1 . - P. 562-569 . - doi : 10.1086/344151 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0204267 .
  23. ↑ Love SG, Joswiak DJ, Brownlee DE Sztratoszférikus mikrometeoritok  sűrűsége  // Icarus . - Elsevier , 1992. - Vol. 111 , sz. 1 . - 227-236 . - doi : 10.1006/icar.1994.1142 . — .
  24. ↑ Clayton DD Precondensed Matter: Key to the Early Solar System  //  A Hold és a bolygók. — Vol. 19 , iss. 2 . - P. 109-137 . - doi : 10.1007/BF00896983 . - Iránykód .
  25. ↑ Zinner E. A csillagok nukleoszintézise és a primitív meteoritokból származó premoláris szemcsék izotópösszetétele  // Annual Review of Earth and Planetary Sciences  . - Annual Reviews , 1998. - Vol. 26 . - 147-188 . o . - doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 . - .
  26. ↑ Clayton DD, Nittler LR  Asztrofizika a Nap előtti csillagporral  // Astronomy and Astrophysics éves áttekintése : folyóirat. - 2004. - 20. évf. 42 , sz. 1 . - P. 39-78 . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . - Iránykód .
  27. ↑ D. D. Clayton, Moon and Planets 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. - IOP Publishing , 1996. - Vol. 462 . - P.L31-34 . - doi : 10.1086/310021 . - Iránykód .
  29. ↑ Clayton DD 22 Na, Ne-E, Kihalt radioaktív anomáliák és nem támogatott 40 Ar  //  Természet: folyóirat. - 1975. - 1. évf. 257. sz . 5521 . - P. 36-37 . - doi : 10.1038/257036b0 . - .
  30. ↑ Clayton DD A Földnél régebbi szilárd testek   // Tudomány . - 2000. - Vol. 288. sz . 5466 . - 619. o . - doi : 10.1126/science.288.5466.617f .
  31. ↑ Grossman L. Kondenzáció a primitív  napködben  // Geochim . Cosmochim. Acta : folyóirat. - 1972. - 1. évf. 36 , sz. 5 . - P. 597-619 . - doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6 . - .
  32. ↑ Liffman K., Clayton DD A tűzálló csillagközi por sztochasztikus története  //  Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference : Journal. - 1988. - 1. évf. 18 . - P. 637-657 . - Iránykód .
  33. ↑ Liffman K., Clayton DD A tűzálló csillagközi por sztochasztikus evolúciója kétfázisú csillagközi közeg kémiai evolúciója során  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1989. - Vol. 340 . - P. 853-868 . - doi : 10.1086/167440 . - Iránykód .
  34. ↑ Humphreys RM, Strecker DW, Ney EP Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 172 . - 75. o . - doi : 10.1086/151329 . - .
  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. - 1. évf. 283. sz . 5406 . - P. 1290-1292 . - doi : 10.1126/tudomány.283.5406.1290 . - .
  38. ↑ Clayton DD Új csillagászat radioaktivitással: radiogén szénkémia  //  New Astronomy Reviews : folyóirat. - 2011. - 20. évf. 55 , sz. 5-6 . - 155-165 . o . - doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001 . — .
  39. ↑ Gruen, Eberhard (1999). A Naprendszer enciklopédiája – Bolygóközi por és az állatövi felhő . pp. XX.
  40. ↑ 1 2 Moskowitz, Clara Life építőkövei porban keletkezhettek Young Sun körül. Space.com (2012. március 29.). Letöltve: 2012. március 30. Az eredetiből archiválva : 2012. augusztus 8..
  41. ↑ 1 2 Személyzet. A NASA jeges szerves anyagokat készít, hogy utánozza az élet eredetét . Space.com (2012. szeptember 20.). Letöltve: 2012. szeptember 22. Az eredetiből archiválva : 2015. június 25.
  42. ↑ 1 2 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui. Szerves anyagok sugárzás által indukált feldolgozásának in-situ szondázása asztrofizikai jéganalógokban – Új lézerdeszorpciós lézerionizációs repülési tömegspektroszkópiai vizsgálatok  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2012. - szeptember 1. ( 756. kötet ). — P.L24 . - doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24 . — Iránykód .
  43. ↑ NASA Ames PAH IR spektroszkópiai adatbázis . www.astrochem.org . Letöltve: 2019. október 24. Az eredetiből archiválva : 2015. június 29.
  44. ↑ 1 2 3 Hoover, Rachel Követni kell a szerves nanorészecskéket az Univerzumban? A NASA-nak van erre egy alkalmazása . NASA (2014. február 21.). Letöltve: 2014. február 22. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 6..
  45. ↑ Carey, Bjorn Life építőkövei „Abundant in Space” . Space.com (2005. október 18.). Letöltve: 2014. március 3. Az eredetiből archiválva : 2019. január 28..
  46. ↑ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, LJ Variations in the Peak Position of the Peak Position of the 6,2 μm Interstellar Emission Feature: A Tracer of N in the Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Population  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - október 10. ( 632. kötet , 1. szám ). - P. 316-332 . - doi : 10.1086/432495 . - Iránykód .
  47. ↑ Allamandola, Louis. A kémiai összetettség kozmikus eloszlása ​​(nem elérhető link) . NASA (2011. április 13.). Hozzáférés dátuma: 2014. március 3. Az eredetiből archiválva : 2014. február 27. 
  48. ↑ Marlaire, Ruth NASA Ames reprodukálja az élet építőköveit a laboratóriumban . NASA (2015. március 3.). Hozzáférés dátuma: 2015. március 5. Az eredetiből archiválva : 2015. március 5.
  49. ↑ Messier katalógus . Letöltve: 2005. július 6. Az eredetiből archiválva : 1996. november 14..
  50. ↑ Üdvözöljük az NSSDCA-ban . nssdc.gsfc.nasa.gov . Letöltve: 2019. október 24. Az eredetiből archiválva : 2019. október 27.
  51. ↑ VizieR sablon:Macskanév . Letöltve: 2022. április 17. Az eredetiből archiválva : 2005. február 16..
  52. ↑ Stardust Interstellar Dust Particles (a link nem érhető el) . JSC, NASA (2014. március 13.). Letöltve: 2019. október 22. Az eredetiből archiválva : 2007. július 14. 

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák