Kosmický prach

Vesmírný prach (někdy označovaný jako "mikrometeority") - prach , který je ve vesmíru nebo padá na Zemi z vesmíru. Velikost jeho částic se pohybuje od několika molekul do 0,2 mikronu . Podle různých odhadů se na zemském povrchu denně usadí od 60 do 100 tun kosmického prachu, což v přepočtu na rok činí 25-40 tisíc tun [2] [3] .

Prach sluneční soustavy zahrnuje kometární prach , asteroidový prach , prach z Kuiperova pásu a mezihvězdný prach procházející sluneční soustavou. Hustota prachového mračna, kterým Země prochází, je přibližně 10 −6 prachových částic na m 3 [4] . Ve sluneční soustavě meziplanetární prach vytváří efekt známý jako zodiakální světlo .

Vesmírný prach obsahuje některé organické sloučeniny (amorfní organické pevné látky se smíšenou aromaticko - alifatickou strukturou), které se mohou rychle přirozeně tvořit [5] [6] [7] . Malá část kosmického prachu je „hvězdný prach“ – žáruvzdorné minerály, které zbyly po hvězdném vývoji.

Vzorky mezihvězdného prachu byly shromážděny kosmickou lodí Stardust a přivezeny zpět na Zemi v roce 2006 [8] [9] [10] [11] .

Definice a klasifikace

V článku Meteoritics & Planetary Science z ledna 2010 „Meteorite and Meteoroid: New Complete Definitions“ [12] navrhli autoři vědecké komunitě následující definici:

Kosmický prach (meziplanetární prachové částice (IDP)): částice menší než 10 mikronů pohybující se v meziplanetárním prostoru. Pokud se takové částice následně spojí s velkými tělesy přírodního nebo umělého původu, nadále se jim říká „kosmický prach“.

Kosmický prach lze rozlišit podle jeho polohy vzhledem k astronomickým objektům, například: mezigalaktický prach , galaktický prach [13] , mezihvězdný prach , cirkuplanetární prach , prachová mračna kolem hvězd a hlavní složky meziplanetárního prachu v našem zodiakálním prachovém komplexu (pozorované v viditelné světlo jako zvěrokruhové světlo ): prach z asteroidů , kometární prach a některé méně významné přísady: prach z Kuiperova pásu , mezihvězdný prach procházející sluneční soustavou a beta meteoroidy . Mezihvězdný prach lze pozorovat ve formě tmavých nebo světlých mraků ( mlhovin )

Ve sluneční soustavě není prachová hmota distribuována rovnoměrně, ale je soustředěna především v prachových oblacích (heterogenitách) různých velikostí. To bylo zjištěno zejména při úplném zatmění Slunce 15. února 1961 pomocí optického zařízení namontovaného na sondě rakety Ústavu aplikované geofyziky k měření jasnosti vnější koróny ve výškovém rozmezí 60-100 km nad zemského povrchu.

Význam a výzkum

Kosmický prach byl dlouho zdrojem obtěžování astronomické komunity, protože zasahuje do pozorování vesmírných objektů. S počátkem éry infračervené astronomie bylo zjištěno, že částice kosmického prachu jsou důležitou součástí astrofyzikálních procesů a jejich analýza poskytne informace o takových jevech, jako je vznik sluneční soustavy [14] . Kosmický prach může hrát důležitou roli v raných fázích vzniku hvězd a podílet se na vzniku budoucích planet. Ve Sluneční soustavě hraje kosmický prach velkou roli při výskytu zodiakálního světelného efektu, paprsků Saturnových prstenců , prstencových soustav Jupitera , Saturnu, Uranu a Neptunu a v kometách .

V současné době je výzkum kosmického prachu interdisciplinárním oborem, který zahrnuje fyziku ( fyziku pevných látek , elektromagnetismus , fyziku povrchů, statistickou fyziku , tepelnou fyziku ), teorii fraktálů , chemii , meteoritiku a také všechna odvětví astronomie a astrofyziky [15] . Tyto formálně nesouvisející oblasti výzkumu se spojují, protože částice kosmického prachu procházejí evolučním cyklem, který zahrnuje chemické, fyzikální a dynamické změny. Do evoluce kosmického prachu se tak „otiskují“ procesy evoluce vesmíru jako celku.

Každá částice kosmického prachu má individuální charakteristiky, jako je počáteční rychlost , vlastnosti materiálu, teplota , magnetické pole atd., a nepatrná změna kteréhokoli z těchto parametrů může vést k různým scénářům „chování“ této částice. Při použití vhodných metod můžete získat informace o tom, odkud tento objekt pochází a jaké je přechodné prostředí.

Metody detekce

Kosmický prach lze detekovat nepřímými metodami, včetně použití analýzy elektromagnetických charakteristik jeho částic.

Vesmírný prach lze také detekovat přímo („in situ“) pomocí různých sběrných metod. Podle různých odhadů se do zemské atmosféry dostává denně od 5 do 300 tun mimozemské hmoty [16] [17] .

Byly vyvinuty metody pro sběr vzorků kosmického prachu v zemské atmosféře. NASA tedy sbírá pomocí deskových kolektorů umístěných pod křídly letadel létajících ve stratosféře . Vzorky kosmického prachu jsou také odebírány z povrchových ložisek obrovských ledových mas ( Antarktida a Arktida ) az hlubinných ložisek.

Dalším zdrojem kosmického prachu jsou meteority , které obsahují hvězdný prach. Částice hvězdného prachu jsou tvrdé, žáruvzdorné kusy materiálu, rozeznatelné podle jejich izotopového složení, které mohou být obsaženy pouze ve vyvíjejících se hvězdách před vstupem do mezihvězdného prostředí . Tyto částice kondenzovaly z hvězdné hmoty, když se ochlazovala, když opouštěla ​​hvězdu.

Ke sběru částic kosmického prachu v meziplanetárním prostoru se používají automatické meziplanetární stanice . Detektory prachu byly použity v misích takových stanic jako HEOS-2 , Helios , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo a Cassini , LDEF , EURECA a družice Gorid v blízkosti Země . Někteří vědci použili Voyager 1 a Voyager 2 jako druh obří Langmuirovy sondy . Detektory prachu jsou v současné době instalovány na kosmických lodích Ulysses , PROBA , Rosetta , Stardust a New Horizons . Vzorky kosmického prachu odebrané jak na Zemi, tak ve vesmíru jsou uloženy ve speciálních skladovacích zařízeních. Jeden z nich se nachází v Lyndon Johnson Center v Houstonu .

Vysoké rychlosti (řádově 10-40 km/s) znesnadňují zachycení částic kosmického prachu. Proto jsou vyvíjeny detektory kosmického prachu pro měření parametrů souvisejících s dopadem vysokorychlostních částic a pro stanovení fyzikálních vlastností částic (typicky hmotnost a rychlost ) pomocí laboratorní kalibrace . Spolu s nimi měřily prachové detektory také takové vlastnosti, jako je záblesk nárazového světla, akustický signál a nárazová ionizace. Prachový detektor na Stardust byl schopen zachytit neporušené prachové částice v aerogelu s nízkou hustotou .

Dobrá příležitost ke studiu kosmického prachu pochází z pozorování v infračerveném spektru, zejména pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu NASA, největšího infračerveného dalekohledu působícího na oběžné dráze Země. Spitzer během své mise pořídil snímky a spektra tepelného záření vyzařovaného vesmírnými objekty v rozsahu od 3 do 180 mikrometrů. Většina tohoto infračerveného záření je zachycena zemskou atmosférou a nelze je ze Země pozorovat. Při analýze série Spitzerových dat byly získány určité důkazy, že kosmický prach se tvoří v blízkosti supermasivní černé díry [18] .

Dalším mechanismem pro detekci kosmického prachu je polarimetrie . Vzhledem k tomu, že částice nejsou kulovité a mají tendenci narovnávat mezihvězdná magnetická pole , polarizují světlo z hvězd, které prochází prachovými mračny. Pro blízké oblasti mezihvězdného prostoru byla k určení struktury prachu v Místní bublině (oblast zředěného horkého plynu uvnitř Orionského ramene v naší Galaxii) použita vysoce přesná optická polarimetrie [19] .

V roce 2019 objevili vědci v Antarktidě mezihvězdný prach, o kterém se předpokládá, že pochází z Místního mezihvězdného mračna . Přítomnost mezihvězdného prachu v Antarktidě byla odhalena měřením radionuklidů 60 Fe a 53 Mn pomocí vysoce citlivé hmotnostní spektrometrie [20] .

Elektromagnetické vlastnosti

Částice kosmického prachu interagují s elektromagnetickým zářením , zatímco povaha odraženého záření závisí na vlastnostech částic, jako je velikost, průřez, struktura, indexy lomu , vlnová délka elektromagnetického záření atd. Charakteristiky záření kosmického prachu umožňují pochopit, zda absorpce dochází k rozptylu nebo polarizaci záření.

Rozptyl a útlum („tmavnutí“) záření poskytuje užitečné informace o velikosti prachových částic. Pokud například jakýkoli kosmický objekt v určitém rozsahu vypadá jasněji než v jiném, umožňuje nám to vyvodit závěr o velikosti částic.

Rozptyl světla od prachových částic na fotografiích s dlouhou expozicí je dobře patrný v případě reflexních mlhovin (mračna plynu a prachu osvětlená hvězdou) a dává představu o optických charakteristikách jednotlivých částic. Studie rozptylu rentgenového záření mezihvězdným prachem naznačují, že astronomické zdroje rentgenového záření budou mít rozptýlené halo kvůli prachu [22] .

Některé další vlastnosti

Kosmický prach se skládá z mikročástic, které se mohou shlukovat do větších, nepravidelně tvarovaných úlomků, jejichž pórovitost se značně liší. Složení, velikost a další vlastnosti částic závisí na jejich umístění, a proto analýza složení prachových částic může naznačit jejich původ. Mezihvězdný prach, prachové částice v mezihvězdných mracích a cirkumhvězdný prach se liší svými charakteristikami. Například prachové částice v hustých mezihvězdných oblacích mají často ledový „plášť“ a jsou v průměru větší než prachové částice ze vzácného mezihvězdného prostředí. Meziplanetární prachové částice bývají ještě větší.

Většina mimozemské hmoty, která se usazuje na povrchu Země, jsou meteoroidy o průměru 50 až 500 mikrometrů a průměrné hustotě 2,0 g/cm 3 (s pórovitostí asi 40 %). Hustota meziplanetárních prachových částic zachycených ve stratosféře Země se pohybuje od 1 do 3 g/cm 3 s průměrnou hodnotou asi 2,0 g /cm 3 [23] .

Molekuly CO , karbidu křemíku , křemičitanů , polycyklických aromatických uhlovodíků , ledu a polyformaldehydu byly nalezeny v cirkumstelárním prachu (existují také důkazy o přítomnosti silikátových a uhlíkových částic v mezihvězdném prostředí). Kometní prach má tendenci se lišit od prachu asteroidů . Asteroidový prach připomíná uhlíkaté chondritové meteority . Kometární prach má podobné složení jako mezihvězdné částice, které mohou zahrnovat křemičitany, polycyklické aromatické uhlovodíky a led .

Stardust

Termín „hvězdný prach“ označuje žáruvzdorné prachové částice, které vznikly z plynů vyvržených protohvězdnými objekty do oblaku, ze kterého se zformovala sluneční soustava [24] . Částice hvězdného prachu (také nazývané presolární zrna v meteoritice [25] ) se nacházejí v meteoritech. Hvězdný prach byl součástí prachu v mezihvězdném prostředí od počátku formování sluneční soustavy před více než čtyřmi miliardami let, než se dostal do složení meteoritů. Takzvané uhlíkaté chondrity jsou nejbohatším zdrojem hvězdného prachu.

Na základě laboratorních studií bylo identifikováno velké množství různých typů hvězdného prachu. Je možné, že tyto žáruvzdorné částice byly dříve potaženy těkavými sloučeninami, které se ztrácejí, když je meteorit rozpuštěn v kyselinách , takže zůstávají pouze nerozpustné žáruvzdorné minerály. Hledání hvězdného prachu bez rozpuštění většiny meteoritu je extrémně časově náročný proces.

Studium koncentrace izotopů různých chemických prvků ve hvězdném prachu umožnilo objevit mnoho nových aspektů nukleosyntézy [26] . Důležitými vlastnostmi hvězdného prachu jsou takové vlastnosti, jako je tvrdost, netavitelnost a přítomnost stop vystavení vysokým teplotám. Běžnými složkami částic jsou karbid křemíku , grafit , oxid hlinitý , spinel a další pevné látky, které kondenzují při vysokých teplotách z chladícího plynu při expanzi hvězdného větru nebo supernovy . Hvězdný prach se složením velmi liší od částic vznikajících při nízkých teplotách v mezihvězdném prostředí.

Zdá se, že izotopové složení hvězdného prachu v mezihvězdném prostředí neexistuje, což naznačuje, že hvězdný prach kondenzuje z plynu jednotlivých hvězd předtím, než se izotopy pocházející z hvězd smísí s mezihvězdným prostředím. To umožňuje identifikovat původní hvězdy. Například těžké prvky v částicích karbidu křemíku (SiC) jsou prakticky čisté izotopy s - procesu , což odpovídá jejich kondenzaci v červených obrech asymptotické větve , protože hvězdy této větve jsou hlavním zdrojem nukleosyntézy a jejich atmosfér. jsou podle pozorování vysoce obohaceny o nuklidy vznikající v s - procesu.

Dalším příkladem jsou tzv. supernovové kondenzáty, v anglické literatuře označované zkratkou SUNOCON (od SUperNOva CONdensate [27] ), aby se odlišily od jiného typu hvězdného prachu kondenzovaného ve hvězdných atmosférách. Kondenzáty supernov obsahují abnormálně velké množství izotopu 44 Ca [28] , což naznačuje, že kondenzovaly v atmosféře obsahující velké množství radioaktivního izotopu 44 Ti , jehož poločas rozpadu je 65 let. Radioaktivní jádra 44 Ti tedy byla stále "naživu" během období kondenzace uvnitř rozpínajícího se nitra supernovy, ale po době potřebné pro smíchání s mezihvězdným plynem se stala zaniklými radionuklidy (zejména 44 Ca). Tento objev potvrdil předpověď [29] z roku 1975, že tímto způsobem lze identifikovat kondenzáty supernov. Obsah karbidu křemíku ve hvězdném prachu kondenzátu supernovy je pouze 1 % obsahu karbidu křemíku ve hvězdném prachu asymptotické obří větve.

Hvězdný prach (jak kondenzáty supernov, tak asymptotické obří větve hvězdného prachu ) je pouze malá část kosmického prachu - méně než 0,1 % hmotnosti veškeré mezihvězdné pevné hmoty, ale studium hvězdného prachu je velmi zajímavé, zejména při studiu vývoj hvězd a nukleosyntéza .

Studium hvězdného prachu umožňuje analyzovat látky, které existovaly před vznikem Země [30] , což bylo kdysi považováno za nemožné, zejména v 70. letech 20. století, kdy převládal názor, že sluneční soustava začala jako oblak horkého plynu [ 31] , ve kterém nebyly žádné pevné částice odpařené při vysoké teplotě. Existence hvězdného prachu umožnila tuto hypotézu vyvrátit.

Tvorba prachu

Zdá se, že velké prachové částice mají složitou strukturu, včetně žáruvzdorných jader, která kondenzují uvnitř hvězdných výronů, s vrstvami, které se tvoří, když vstupují do studených, hustých mezihvězdných mračen. Počítačové modelování cyklického růstu a ničení částic vně mraků ukázalo, že taková jádra žijí mnohem déle než hmota prachu jako celek [32] [33] . Tato jádra zahrnují hlavně křemíkové částice kondenzující v atmosférách chladných červených obrů bohatých na kyslík a uhlíkové částice kondenzující v atmosférách chladných uhlíkových hvězd . Červení obři, kteří se vyvinuli nebo opustili hlavní sekvenci a vstoupili do fáze obří hvězdy , jsou hlavním zdrojem žáruvzdorných jader prachových částic. Tato žáruvzdorná jádra jsou také označována jako "hvězdný prach" (viz část výše), což je termín pro malé množství kosmického prachu, který kondenzuje v proudech hvězdných plynů během období, kdy jsou vyčerpány poslední hvězdy. Pár procent žáruvzdorných jader prachových částic kondenzuje v rozpínajících se útrobách supernov, což jsou jakési vesmírné dekompresní komory. V meteoritice je žáruvzdorný hvězdný prach extrahovaný z meteoritů často označován jako „předsolární prach“, ale meteority obsahují pouze malý zlomek veškerého předsolárního prachu. Hvězdný prach kondenzuje uvnitř hvězd za kvalitativně odlišných podmínek než většina kosmického prachu, který se tvoří v temných molekulárních oblacích galaxie. Tato molekulární mračna jsou velmi chladná, obvykle méně než 50 K, takže mnoho druhů ledu může kondenzovat na prachových částicích pouze tehdy, když jsou zničeny nebo rozštěpeny zářením a sublimací do plynného stavu. Poté, co se vytvořila sluneční soustava, mnoho částic mezihvězdného prachu prošlo dalšími změnami prostřednictvím sloučení a chemických reakcí v planetárním akrečním disku. Historie různých typů částic v rané fázi formování Sluneční soustavy byla dosud studována poměrně špatně.

Je známo, že kosmický prach vzniká ve slupkách hvězd pozdního vývoje z určitých pozorovatelných struktur. Infračervené záření o vlnové délce 9,7 mikronů je známkou přítomnosti křemíkového prachu v chladných obřích hvězdách bohatých na kyslík. Emise při 11,5 µm indikuje přítomnost prachu z karbidu křemíku. To dává důvod tvrdit, že malé částice křemíkového prachu pocházely z vnějších obalů těchto hvězd [34] [35] .

Podmínky v mezihvězdném prostoru většinou nepřejí tvorbě křemíkových jader prachových částic, takže to trvá dlouho, pokud je to vůbec možné. Výpočty ukazují, že vzhledem k pozorovanému typickému průměru prachové částice a teplotě mezihvězdného plynu může vznik mezihvězdných částic vyžadovat dobu přesahující stáří vesmíru [36] . Na druhou stranu je vidět, že prachové částice vznikaly relativně nedávno v bezprostřední blízkosti sousedních hvězd, při výronech nových a supernov , a také proměnných hvězd typu R corona R , které zjevně vyvrhují diskrétní oblaka obsahující jak plyn, tak prach. Hvězdy tedy ztrácejí hmotu tam, kde se tvoří žáruvzdorná jádra prachových částic.

Většina kosmického prachu ve Sluneční soustavě je prach, který prošel mnoha přeměnami z původního materiálu "budovy" Sluneční soustavy, který se následně soustředil do planetesimál , a zbývající pevné hmoty ( komety a asteroidy ), přeměněné během srážky těchto těles. V historii vzniku sluneční soustavy byl nejběžnějším prvkem (a stále je) vodík  - H 2 . Chemické prvky jako hořčík , křemík a železo , které jsou hlavními složkami pozemských planet , kondenzují do pevné fáze při nejvyšších teplotách planetárního disku. Některé molekuly, jako je CO, N 2 , NH 3 a volný kyslík , existovaly v plynné formě. Některé prvky a sloučeniny, jako je grafit (C) a karbid křemíku, kondenzují na pevné částice v planetárním disku; ale částice uhlíku a karbidu křemíku nalezené v meteoritech, na základě jejich izotopového složení, jsou předsluneční a neobjevily se během formování planetárního disku. Některé molekuly vytvořily složité organické sloučeniny, zatímco jiné molekuly vytvořily zmrzlé ledové pláty, které mohly pokrýt „žáruvzdorná“ (Mg, Si, Fe) jádra prachových částic. Hvězdný prach je výjimkou z obecného trendu, protože kondenzuje uvnitř hvězd a vytváří žáruvzdorné krystalické minerály. Ke kondenzaci grafitu dochází uvnitř vnitřku supernovy, když se rozpínají a ochlazují, a to i v plynu obsahujícím více kyslíku než uhlíku [37] . Podobné chemické vlastnosti uhlíku jsou možné v radioaktivním prostředí supernov. Tento příklad tvorby prachu si zaslouží zvláštní pozornost [38] .

Vznik planetárních disků molekulárních prekurzorů byl do značné míry určen teplotou sluneční mlhoviny. Protože teplota sluneční mlhoviny klesala se vzdáleností od tvořícího se Slunce, je možné určit původ prachové částice na základě jejího složení. Některé materiály s prachovými částicemi lze získat pouze při vysokých teplotách, zatímco jiné materiály při mnohem nižších teplotách. Často jediná prachová částice obsahuje složky, které se ve sluneční mlhovině vytvořily na různých místech a v různých časech. Většina hmoty přítomné v původní sluneční mlhovině mezitím zmizela (akretovala se ve Slunci, unikla do mezihvězdného prostoru nebo se stala součástí planet, asteroidů nebo komet).

Meziplanetární prachové částice jsou díky svému vysokému stupni přeměny jemnozrnné směsi skládající se z tisíců až milionů minerálních částic a amorfních složek . Takovou částici je možné znázornit jako „matrix“ materiálu se „zapuštěnými“ prvky, které vznikly v různých dobách a na různých místech sluneční mlhoviny, stejně jako před jejím vznikem. Příklady prvků „zapuštěných“ do kosmického prachu jsou skleněné částice rozptýlené kovy a sulfidy , chondruly a CAI .

Ze Sluneční mlhoviny k Zemi

Planetologové klasifikují částice chondritu podle stupně oxidace železa v nich obsaženého: enstatit (E), obyčejný (O) a uhlíkatý (C). Jak název napovídá, uhlíkaté chondrity jsou bohaté na uhlík a mnoho z nich má anomálie v izotopickém množství vodíku , dusíku , uhlíku a kyslíku . Spolu s uhlíkatými chondrity se vyskytují částice kosmického prachu, které obsahují prvky s nejnižší kondenzační teplotou („těkavé“ prvky) a největší množství organických sloučenin. Předpokládá se, že tyto prachové částice vznikly v počáteční fázi formování sluneční soustavy. "Tkavé" prvky nebyly při teplotách nad 500 K, takže "matrice" meziplanetárních prachových částic sestává z nějakého velmi "raného" materiálu. Tento scénář platí v případě kometárního prachu [39] . Původ jemné frakce, kterou je hvězdný prach (viz výše), je zcela odlišný; jedná se o žáruvzdorné minerály vzniklé uvnitř hvězd, které se stávají součástí mezihvězdné hmoty a zůstávají ve formujícím se planetárním disku. Tok iontů ze slunečních erupcí zanechává na částicích stopy. Ionty slunečního větru působící na povrch částic generují amorfní záření deformované disky na povrchu částic a spallogenní jádra jsou generována galaktickým a slunečním kosmickým zářením. Prachová částice, která pochází z Kuiperova pásu 40 astronomických jednotek od Slunce, bude mít mnohem vyšší hustotu stopy a vyšší integrované dávky záření než prachové částice pocházející z hlavního pásu asteroidů.

Počítačové simulace v roce 2012 ukázaly, že složité organické molekuly nezbytné pro vznik života ( mimozemské organické molekuly ) mohly vzniknout v protoplanetárním disku z prachových částic obklopujících Slunce před vznikem Země [40] . K podobným procesům může docházet i kolem jiných hvězd s planetárními systémy [40] .

V září 2012 vědci NASA oznámili, že polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH), vystavené mezihvězdnému prostředí , se přeměňují na složitější organické sloučeniny prostřednictvím hydrogenace , okysličování a hydroxylace – „krok na cestě k aminokyselinám a nukleotidy, suroviny proteinů a DNA “ [41] [42] . Kromě toho v důsledku těchto transformací PAH ztrácejí své spektroskopické vlastnosti , což může být jedním z důvodů „nedostatku detekce PAH v mezihvězdných ledových částicích, zejména ve vnějších oblastech chladných, hustých mraků nebo ve vyšších molekulách vrstvy protoplanetárních disků“ [41] [42] .

V únoru 2014 NASA oznámila aktualizaci databáze [43] [44] pro detekci a monitorování polycyklických aromatických uhlovodíků ve vesmíru. Podle představitelů NASA může být více než 20 % uhlíku ve vesmíru spojeno s PAH, možnými výchozími materiály pro vznik života [44] . PAH se zřejmě vytvořily krátce po velkém třesku [45] [46] [47] a jsou spojovány s novými hvězdami a exoplanetami [44] .

V březnu 2015 představitelé NASA oznámili, že poprvé v laboratoři za podmínek co nejblíže vesmíru byly syntetizovány složité organické sloučeniny DNA a RNA , včetně uracilu , cytosinu a thyminu , za použití výchozích chemikálií, jako je pyrimidin nalezený v meteority.. Podle vědců se pyrimidin, chemická látka s největším obsahem uhlíku nalezená ve vesmíru, mohl vytvořit v červených obrech nebo v mezihvězdných oblacích prachu a plynu [48] .

Mračna prachu ve vesmíru

Sluneční soustava, stejně jako ostatní planetární soustavy, má svůj vlastní meziplanetární oblak prachu . Ve vesmíru existují různé typy plynových a prachových mlhovin s různými fyzikálními charakteristikami a procesy: difúzní mlhoviny , infračervené reflexní mlhoviny , zbytky supernov , molekulární mraky , HII oblasti , fotodisociační oblasti a temné mlhoviny .

Rozdíly mezi těmito typy mlhovin spočívají v povaze záření, které vyzařují. Například oblasti H II, jako je mlhovina v Orionu , kde je intenzivní tvorba hvězd, jsou charakterizovány jako tepelné emisní mlhoviny. Na druhou stranu, zbytky supernov, jako je Krabí mlhovina , se vyznačují netepelným ( synchrotronovým zářením ).

Některé z nejznámějších prachových mlhovin jsou difuzní mlhoviny z Messierova katalogu jako M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . Existují i ​​větší katalogy prachových předmětů, Sharpless Catalog (1959). Lindsův katalog oblastí HII (1965) Lindsův katalog jasných mlhovin (1962), van den Bergův katalog tmavých mlhovin (1966) Zelený katalog reflexních mlhovin (1988) katalog NASA National Space Science Data Center (NSDC) [50] a CDS Online katalogy [51] .

Dodávka vzorků prachu

7. února 1999 byla vypuštěna automatická meziplanetární stanice Stardust jako součást programu NASA Discovery ke studiu komety 81P/Wild a sběru vzorků kosmického prachu . Stardust přinesl vzorky prachu zpět na Zemi 15. ledna 2006. Na jaře 2014 bylo oznámeno získávání částic mezihvězdného prachu ze vzorků [52] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Tři pruhy světla . Získáno 4. dubna 2016. Archivováno z originálu 4. dubna 2016.
  2. ↑ Každý den padá na Zemi 60 tun kosmického prachu , Popular Science . Archivováno z originálu 16. srpna 2017. Staženo 8. prosince 2016.
  3. ↑ Herbert A. Zook. Kosmická loď Měření toku kosmického prachu  //  Narůstání mimozemské hmoty v průběhu historie Země / Bernhard Peucker-Ehrenbrink, Birger Schmitz. — Springer USA, 2001-01-01. - str. 75-92 . — ISBN 9781461346685 , 9781441986948 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5 . Archivováno z originálu 23. června 2018.
  4. ↑ „Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel“ Archivováno 16. srpna 2017 na Wayback Machine Gregory L. Matloff , Less Johnson, únor 2005
  5. ↑ Chow, Denise Discovery: Kosmický prach obsahuje organickou hmotu z hvězd . Space.com (26. října 2011). Datum přístupu: 26. října 2011. Archivováno z originálu 1. února 2016.
  6. ↑ Zaměstnanci ScienceDaily . Astronomové objevují komplexní organickou hmotu, která existuje v celém vesmíru . ScienceDaily (26. října 2011). Získáno 27. října 2011. Archivováno z originálu 3. července 2015.
  7. ↑ Kwok, Slunce; Zhang, Yong. Smíšené aromaticko-alifatické organické nanočástice jako nosiče neidentifikovaných prvků infračervené emise  (anglicky)  // Nature  : journal. - 2011. - 26. října ( roč. 479 , č. 7371 ). - S. 80-3 . - doi : 10.1038/příroda10542 . — . — PMID 22031328 .
  8. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffsi, Williame. Stardust objevuje potenciální částice mezihvězdného prostoru . NASA (14. srpna 2014). Získáno 14. 8. 2014. Archivováno z originálu 26. 9. 2015.
  9. ↑ Dunn, Marcia . Skvrny vrácené z vesmíru mohou být mimozemští návštěvníci , AP News  (14. srpna 2014). Archivováno z originálu 19. srpna 2014. Staženo 14. srpna 2014.
  10. ↑ Ruka, Eriku. Sedm zrnek mezihvězdného prachu odhaluje svá tajemství   // Science News :časopis. - 2014. - 14. srpna.
  11. ↑ Westphal, Andrew J. et al. Důkazy o mezihvězdném původu sedmi prachových částic shromážděných kosmickou lodí Stardust  (anglicky)  // Science  : journal. - 2014. - 15. srpna ( sv. 345 ). - str. 786-791 . - doi : 10.1126/science.1252496 . - . — PMID 25124433 .
  12. ↑ Alan E. Rubin; Jeffrey N. Grossman. Meteorit a meteoroid: Nové komplexní definice   // Meteoritika a planetární věda : deník. - 2010. - Leden ( roč. 45 , č. 1 ). - S. 114-122 .
  13. ↑ Nová data z Planck observatoře uzavírají příliš optimistickou interpretaci výsledků BICEP2 . Získáno 1. října 2014. Archivováno z originálu 2. října 2014.
  14. ↑ Starkey, Natalie . Váš dům je plný vesmírného prachu – odhaluje příběh sluneční soustavy , Space.com  (22. listopadu 2013). Archivováno z originálu 22. února 2014. Staženo 16. února 2014.
  15. ↑ Eberhard Grün. Meziplanetární prach . - Berlin: Springer, 2001. - ISBN 978-3-540-42067-5 .
  16. ↑ Atkins, Nancy (březen 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 > Archivováno 4. listopadu 2019 na Wayback Machine 
  17. ↑ Royal Astronomical Society, tisková zpráva (březen 2012), CODITA: měření kosmického prachu smeteného Zemí (UK-Německé národní astronomické setkání NAM2012 ed.), Royal Astronomical Society , < http://www.jodrellbank.manchester. ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html > Archivováno 20. září 2013 na 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. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 668 , č.p. 2 . - P.L107-L110 . - doi : 10.1086/523104 . - . - arXiv : 0710.2225 .
  19. ↑ Bavlna, DV a kol. Lineární polarizace jižních jasných hvězd měřená na úrovni dílů na milion  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2016. - Leden ( roč. 455 , č. 2 ). - S. 1607-1628 . - doi : 10.1093/mnras/stv2185 . - . - arXiv : 1509.07221 . arXiv Archivováno 24. října 2019 na Wayback Machine
  20. ↑ Koll D. a kol. Interstellar 60 Fe v Antarktidě  //  Physical Review Letters. - 2019. - Sv. 123 . — P. 072701 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701 .
  21. ↑ Zářící výtrysk z mladé hvězdy . Archivováno 12. listopadu 2020. Staženo 19. února 2013.
  22. ↑ Smith RK, Edgar RJ, Shafer RA Rentgenové halo GX 13+1  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Sv. 581 , č.p. 1 . - str. 562-569 . - doi : 10.1086/344151 . - . - arXiv : astro-ph/0204267 .
  23. ↑ Love SG, Joswiak DJ, Brownlee DE Hustoty stratosférických mikrometeoritů   // Icarus . - Elsevier , 1992. - Sv. 111 , č.p. 1 . - str. 227-236 . - doi : 10.1006/icar.1994.1142 . — .
  24. ↑ Clayton DD Precondensed Matter: Klíč k rané sluneční soustavě  //  Měsíc a planety. — Sv. 19 , iss. 2 . - str. 109-137 . - doi : 10.1007/BF00896983 . - .
  25. ↑ Zinner E. Hvězdná nukleosyntéza a izotopové složení premolárních zrn z primitivních meteoritů  // Annual Review of Earth and Planetary Sciences  . - Výroční přehledy , 1998. - Sv. 26 . - S. 147-188 . - doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 . - .
  26. ↑ Clayton DD, Nittler LR  Astrophysics with Presolar Stardust  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2004. - Sv. 42 , č. 1 . - str. 39-78 . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . - .
  27. ↑ D.D. Clayton, Měsíc a planety 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. - Sv. 462 . - P.L31-34 . - doi : 10.1086/310021 . - .
  29. ↑ Clayton DD 22 Na, Ne-E, Vyhaslé radioaktivní anomálie a nepodporované 40 Ar  //  Příroda: časopis. - 1975. - Sv. 257 , č.p. 5521 . - str. 36-37 . - doi : 10.1038/257036b0 . - .
  30. ↑ Clayton DD Planetární tělesa starší než Země   // Věda . - 2000. - Sv. 288 , č.p. 5466 . — S. 619 . - doi : 10.1126/science.288.5466.617f .
  31. ↑ Grossman L. Kondenzace v primitivní sluneční mlhovině   // Geochim . Cosmochim. Acta : deník. - 1972. - Sv. 36 , č. 5 . - str. 597-619 . - doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6 . - .
  32. ↑ Liffman K., Clayton DD Stochastické historie žáruvzdorného mezihvězdného prachu  //  Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference : journal. - 1988. - Sv. 18 . - S. 637-657 . - .
  33. ↑ Liffman K., Clayton DD Stochastický vývoj žáruvzdorného mezihvězdného prachu během chemického vývoje dvoufázového mezihvězdného prostředí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1989. - Sv. 340 . - S. 853-868 . - doi : 10.1086/167440 . - .
  34. ↑ Humphreys RM, Strecker DW, Ney EP Spektroskopická a fotometrická pozorování supergiantů M v Carině  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Sv. 172 . - str. 75 . - doi : 10.1086/151329 . - .
  35. ↑ Evans 1994, pp. 164-167
  36. ↑ Evans 1994, pp. 147-148
  37. ↑ Clayton DD, Liu W., Dalgarno A. Kondenzace uhlíku v plynu radioaktivní supernovy  //  Science : journal. - 1999. - Sv. 283 , č.p. 5406 . - S. 1290-1292 . - doi : 10.1126/science.283.5406.1290 . - .
  38. ↑ Clayton DD Nová astronomie s radioaktivitou: radiogenní uhlíková chemie  //  New Astronomy Reviews: journal. - 2011. - Sv. 55 , č. 5-6 . - S. 155-165 . - doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001 . — .
  39. ↑ Gruen, Eberhard (1999). Encyklopedie sluneční soustavy — meziplanetární prach a zodiakální mrak . str. XX.
  40. ↑ 1 2 Moskowitz, Clara Životní stavební kameny se mohly vytvořit v prachu kolem mladého slunce. Space.com (29. března 2012). Získáno 30. března 2012. Archivováno z originálu 8. srpna 2012.
  41. ↑ 1 2 Zaměstnanci. NASA vaří ledové organické látky, aby napodobila původ života . Space.com (20. září 2012). Získáno 22. září 2012. Archivováno z originálu 25. června 2015.
  42. ↑ 1 2 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui. In-situ sondování radiačně indukovaného zpracování organických látek v astrofyzikálních ledových analogech – nová laserová desorpce Laserová ionizace hmotnostní spektroskopické studie s časem letu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2012. - 1. září ( roč. 756 ). — P.L24 . - doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24 . — .
  43. ↑ IR spektroskopická databáze NASA Ames PAH . www.astrochem.org . Získáno 24. října 2019. Archivováno z originálu dne 29. června 2015.
  44. ↑ 1 2 3 Hoover, Rachel Potřebujete sledovat organické nanočástice napříč vesmírem? NASA má na to aplikaci . NASA (21. února 2014). Získáno 22. února 2014. Archivováno z originálu 6. září 2015.
  45. ↑ Carey, Bjorn Life's Building Blocks 'Hodnota ve vesmíru' . Space.com (18. října 2005). Získáno 3. března 2014. Archivováno z originálu dne 28. ledna 2019.
  46. ↑ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, LJ Variace v poloze vrcholu 6,2 μm mezihvězdné emisní vlastnosti: Tracer of N v mezihvězdné polycyklické aromatické uhlovodíkové populaci  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - 10. října ( roč. 632 , č. 1 ). - str. 316-332 . - doi : 10.1086/432495 . - .
  47. ↑ Allamandola, Louis. Kosmické rozložení chemické složitosti (nedostupný odkaz) . NASA (13. dubna 2011). Datum přístupu: 3. března 2014. Archivováno z originálu 27. února 2014. 
  48. ↑ Marlaire, Ruth NASA Amesová reprodukuje stavební kameny života v laboratoři . NASA (3. března 2015). Datum přístupu: 5. března 2015. Archivováno z originálu 5. března 2015.
  49. ↑ Messierův katalog . Získáno 6. července 2005. Archivováno z originálu dne 14. listopadu 1996.
  50. ↑ Vítejte v NSSDCA . nssdc.gsfc.nasa.gov . Získáno 24. října 2019. Archivováno z originálu dne 27. října 2019.
  51. ↑ Šablona VizieR :CatName . Získáno 17. dubna 2022. Archivováno z originálu 16. února 2005.
  52. ↑ Stardust Interstellar Dust Particles (odkaz není k dispozici) . JSC, NASA (13. března 2014). Získáno 22. října 2019. Archivováno z originálu 14. července 2007. 

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie