Tähtienvälinen pöly. Olemme kaikki tehty kosmisesta pölystä, tiedemiehet ovat osoittaneet, mikä on kosmista pölyä

Hei. Tällä luennolla puhumme kanssasi pölystä. Mutta ei siitä, joka kerääntyy huoneisiisi, vaan kosmisesta pölystä. Mikä se on?

Avaruuspöly on erittäin pieniä kiinteän aineen hiukkasia, joita löytyy mistä tahansa universumin osista, mukaan lukien meteoriittipöly ja tähtienvälinen aine, jotka voivat absorboida tähtien valoa ja muodostaa tummia sumuja galakseissa. Joissakin meren sedimenteissä on pallomaisia pölyhiukkasia, joiden halkaisija on noin 0,05 mm; uskotaan, että nämä ovat jäännöksiä niistä 5000 tonnin kosmisesta pölystä, joka putoaa vuosittain maapallolle.

Tutkijat uskovat, että kosmista pölyä ei muodostu ainoastaan törmäyksestä, pienten kiinteiden kappaleiden tuhoutumisesta, vaan myös tähtienvälisen kaasun paksuuntumisesta. Kosminen pöly erottuu alkuperästään: pöly on galaktista, tähtienvälistä, planeettojenvälistä ja planeettojen ympärillä (yleensä rengasjärjestelmässä).

Kosmisen pölyn rakeita syntyy pääasiassa punaisten kääpiötähtien hitaasti ulos virtaavissa ilmakehissä sekä tähtien räjähdysprosesseissa ja kaasun nopeassa ulospurkauksessa galaksien ytimistä. Muita kosmisen pölyn lähteitä ovat planetaariset ja alkutähtisumut, tähtien ilmakehät ja tähtienväliset pilvet.

Kokonaiset kosmisen pölyn pilvet, jotka ovat Linnunradan muodostavien tähtien kerroksessa, estävät meitä havainnoimasta kaukaisia tähtijoukkoja. Plejadien kaltainen tähtijoukko on täysin upotettu pölypilven alle. Tämän joukon kirkkaimmat tähdet valaisevat pölyn, kuten lyhty valaisee sumua yöllä. Kosminen pöly voi loistaa vain heijastuneen valon vaikutuksesta.

Kosmisen pölyn läpi kulkevat siniset valonsäteet vaimentuvat enemmän kuin punaiset, joten meille saapuva tähtien valo näyttää kellertävältä ja jopa punertavalta. Kokonaiset maailmanavaruuden alueet ovat suljettuina havainnoilta juuri kosmisen pölyn vuoksi.

Planeettojen välinen pöly, ainakin suhteellisen lähellä maata, on melko hyvin tutkittu asia. Täyttää kaikki tila aurinkokunta ja keskittynyt päiväntasaajan tasoon, se syntyi suurimmaksi osaksi satunnaisten asteroidien törmäysten ja Aurinkoa lähestyvien komeettojen tuhoutumisesta. Pölyn koostumus ei itse asiassa eroa Maahan putoavien meteoriittien koostumuksesta: on erittäin mielenkiintoista tutkia sitä, ja tällä alueella on vielä monia löytöjä, mutta näyttää siltä, että ei ole erityistä juonittelua täällä. Mutta tämän nimenomaisen pölyn ansiosta voit ihailla vaaleaa valokartiota horisontin yläpuolella kauniilla säällä lännessä heti auringonlaskun jälkeen tai idässä ennen auringonnousua. Tämä on niin kutsuttu horoskooppi - auringonvalo pienten kosmisten pölyhiukkasten hajallaan.

Paljon mielenkiintoisempaa on tähtienvälinen pöly. Sen erottuva piirre on kiinteän ytimen ja kuoren läsnäolo. Ydin näyttää koostuvan pääasiassa hiilestä, piistä ja metalleista. Ja kuori on valmistettu pääasiassa kaasumaisista elementeistä, jotka on jäädytetty ytimen pinnalle, kiteytetty tähtienvälisen avaruuden "syvän jäätymisen" olosuhteissa, ja tämä on noin 10 kelviniä, vetyä ja happea. Siinä on kuitenkin molekyylien epäpuhtauksia ja monimutkaisempia. Nämä ovat ammoniakkia, metaania ja jopa moniatomisia orgaanisia molekyylejä, jotka tarttuvat pölyjyväseen tai muodostuvat sen pinnalle vaeltamisen aikana. Jotkut näistä aineista tietysti lentävät pois sen pinnalta, esimerkiksi ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, mutta tämä prosessi on palautuva - jotkut lentävät pois, toiset jäätyvät tai syntetisoituvat.

Jos galaksi on muodostunut, mistä pöly tulee - periaatteessa tutkijat ymmärtävät. Sen merkittävimmät lähteet ovat novat ja supernovat, jotka menettävät osan massastaan "pudottamalla" kuoren ympäröivään tilaan. Lisäksi pölyä syntyy myös punaisten jättiläisten laajenevassa ilmakehässä, josta se kirjaimellisesti pyyhkäisee pois säteilypaineen vaikutuksesta. Niiden viileässä, tähtien standardien mukaan ilmakehässä (noin 2,5 - 3 tuhatta kelviniä) on melko paljon suhteellisen monimutkaisia molekyylejä.
Mutta tässä on mysteeri, jota ei ole vielä ratkaistu. Aina on uskottu, että pöly on tähtien evoluution tuote. Toisin sanoen tähtien täytyy syntyä, olla olemassa jonkin aikaa, vanhentua ja esimerkiksi tuottaa pölyä viimeisessä supernovaräjähdyksessä. Mikä oli ensin, muna vai kana? Ensimmäinen tähden syntymiseen tarvittava pöly tai ensimmäinen tähti, joka jostain syystä syntyi ilman pölyn apua, vanheni, räjähti muodostaen aivan ensimmäisen pölyn.
Mitä oli alussa? Loppujen lopuksi, kun alkuräjähdys tapahtui 14 miljardia vuotta sitten, maailmankaikkeudessa oli vain vetyä ja heliumia, ei muita alkuaineita! Silloin niistä alkoi nousta ensimmäiset galaksit, valtavat pilvet ja niistä ensimmäiset tähdet, joiden täytyi kulkea pitkä matka elämässä. Tähtien ytimissä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden piti "hitsata" monimutkaisempia kemiallisia alkuaineita, muuttaa vedyn ja heliumin hiileksi, typeksi, hapeksi ja niin edelleen, ja vasta sen jälkeen tähden piti heittää kaikki avaruuteen räjähtäen tai pudottamalla kuoren vähitellen. Sitten tämän massan piti jäähtyä, jäähtyä ja lopulta muuttua pölyksi. Mutta jo 2 miljardia vuotta myöhemmin alkuräjähdys, varhaisimmista galakseista oli pölyä! Teleskooppien avulla se löydettiin galakseista, jotka ovat 12 miljardin valovuoden päässä meidän galaksista. Samaan aikaan 2 miljardia vuotta on liian lyhyt ajanjakso tähden koko elinkaarelle: tänä aikana useimmat tähdet eivät ehdi vanheta. Mistä nuoressa galaksissa pöly tuli, jos siellä ei pitäisi olla muuta kuin vetyä ja heliumia, on mysteeri.

Katsoessaan aikaa professori hymyili hieman.

Mutta yrität selvittää tämän mysteerin kotona. Kirjoitetaan tehtävä.

Kotitehtävät.

1. Yritä miettiä, mikä ilmestyi ensin, ensimmäinen tähti vai onko se vielä pölyä?

Lisätehtävä.

1. Raportoi kaiken tyyppisestä pölystä (tähtienvälinen, planeettojen välinen, ympäri planeetta, galaksien välinen)

2. Koostumus. Kuvittele itsesi tiedemieheksi, jonka tehtävänä on tutkia avaruuspölyä.

3. Kuvia.

kotitekoinen tehtävä opiskelijoille:

1. Miksi pölyä tarvitaan avaruudessa?

Lisätehtävä.

1. Ilmoita kaikenlaisesta pölystä. Koulun entiset oppilaat muistavat säännöt.

2. Koostumus. Kosmisen pölyn katoaminen.

3. Kuvia.

Mistä kosminen pöly tulee? Planeettamme ympäröi tiheä ilmakuori - ilmakehä. Ilmakehän koostumus sisältää kaikkien tuntemien kaasujen lisäksi myös kiinteitä hiukkasia - pölyä.

Pohjimmiltaan se koostuu tuulen vaikutuksesta ylös nousevista maapartikkeleista. Tulivuorenpurkausten aikana havaitaan usein voimakkaita pölypilviä. Kokonaiset "pölyhatut" roikkuvat suurten kaupunkien päällä, saavuttaen 2-3 kilometrin korkeuden. Pölyhiukkasten määrä yhdessä kuutiossa. cm ilmaa kaupungeissa saavuttaa 100 tuhatta kappaletta, kun taas puhtaassa vuoristoilmassa niitä on vain muutama sata. Maanpäällinen pöly nousee kuitenkin suhteellisen pieniin korkeuksiin - jopa 10 km: iin. Vulkaaninen pöly voi saavuttaa 40-50 km korkeuden.

Kosmisen pölyn alkuperä

Pölypilvien esiintyminen merkittävästi yli 100 km:n korkeudella on todettu. Nämä ovat niin sanottuja "hopeapilviä", jotka koostuvat kosmisesta pölystä.

Kosmisen pölyn alkuperä on erittäin monipuolinen: se sisältää rappeutuneiden komeettojen jäänteitä ja Auringon sinkoamia ja kevyen paineen voimalla meille tuomia ainehiukkasia.

Luonnollisesti vaikutuksen alaisena painovoima merkittävä osa näistä kosmisista pölyhiukkasista laskeutuu hitaasti maan pinnalle. Tällaista kosmista pölyä on havaittu korkeilla lumisilla huipuilla.

meteoriitit

Tämän hitaasti laskeutuvan kosmisen pölyn lisäksi satoja miljoonia meteoreja tunkeutuu ilmakehämme rajoihin joka päivä - mitä kutsumme "tähdeksi". Lentäessään satojen kilometrien sekunnissa kosmisella nopeudella ne palavat kitkasta ilmahiukkasia vastaan ennen kuin ne saavuttavat maan pinnan. Niiden palamistuotteet laskeutuvat myös maahan.

Meteorien joukossa on kuitenkin poikkeuksellisen suuria yksilöitä, jotka saavuttavat maan pinnan. Siten tunnetaan suuren Tunguska-meteoriitin putoaminen kello 5.00 30. kesäkuuta 1908, ja siihen liittyy useita seismisiä ilmiöitä, jotka havaittiin jopa Washingtonissa (9 tuhatta km törmäyspaikasta) ja jotka osoittavat räjähdyksen voiman meteoriitin putoaminen. Poikkeuksellisen rohkeasti meteoriitin törmäyspaikkaa tutkinut professori Kulik löysi törmäyspaikkaa ympäröivän tuulisuojan satojen kilometrien säteeltä. Valitettavasti meteoriittia ei löytynyt. British Museum Kirpatrickin työntekijä teki erityisen matkan Neuvostoliittoon vuonna 1932, mutta ei päässyt edes meteoriitin putoamispaikkaan. Hän kuitenkin vahvisti massan arvioineen professori Kulikin oletuksen pudonnut meteoriitti 100-120 tonnia.

Avaruuden pölypilvi

Mielenkiintoinen on akateemikko V. I. Vernadskyn hypoteesi, joka piti mahdollisena, ettei meteoriitti pudota, vaan valtava kosmisen pölyn pilvi, joka liikkui valtavalla nopeudella.

Akateemikko Vernadsky vahvisti hypoteesinsa ulkonäöllä näinä päivinä suuri numero valopilviä, jotka liikkuvat suuressa korkeudessa nopeudella 300-350 km/h. Tämä hypoteesi voisi myös selittää sen tosiasian, että ympäröivät puut meteoriittikraatteri, pysyivät pystyssä, kun taas kauempana sijaitsevat räjähdysaalto kaatoi alas.

Tunguskan meteoriitin lisäksi tunnetaan myös useita meteoriittiperäisiä kraattereita. Ensimmäistä näistä tutkituista kraattereista voidaan kutsua Arizonan kraatteriksi "Devil's Canyonissa". Mielenkiintoista on, että sen läheltä ei löydetty vain rautameteoriitin palasia, vaan myös pieniä timantteja, jotka muodostuivat korkean lämpötilan ja paineen aiheuttamasta hiilestä meteoriitin putoamisen ja räjähdyksen aikana.
Näiden valtavien, kymmeniä tonneja painavien meteoriittien putoamisesta kertovien kraatterien lisäksi löytyy myös pienempiä kraattereita: Australiassa, Ezel-saarella ja useissa muissa.

Suurten meteoriittien lisäksi putoaa vuosittain melko paljon pienempiä, jotka painavat 10-12 grammasta 2-3 kiloon.

Jos maata ei suojaisi tiheä ilmakehä, joka sekunti pommittaisimme pienimmät kosmiset hiukkaset, jotka ryntäisivät luodin nopeuden ylittävällä nopeudella.

Tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa on pieniä kiintoainehiukkasia - niitä, jotka ovat sisällä Jokapäiväinen elämä kutsumme pölyksi. Kutsumme näiden hiukkasten kerääntymistä kosmiseksi pölyksi erottaaksemme sen maanpäällisessä mielessä olevasta pölystä, vaikka niiden fyysinen rakenne on samanlainen. Nämä ovat hiukkasia, joiden koko vaihtelee 0,000001 senttimetristä 0,001 senttimetriin, kemiallinen koostumus joka on yleisesti ottaen vielä tuntematon.

Nämä hiukkaset muodostavat usein pilviä, jotka havaitaan eri tavoin. Joten esimerkiksi meillä planeettajärjestelmä Kosmisen pölyn esiintyminen havaittiin johtuen siitä, että auringonvalo, joka hajoaa sen päälle, aiheuttaa ilmiön, joka on pitkään tunnettu "horoskooppivalona". Havaitsemme horoskooppivaloa poikkeuksellisen kirkkaina öinä heikosti valaisevana nauhana, joka ulottuu taivaalla horoskooppia pitkin, se heikkenee vähitellen poistuessamme Auringosta (joka on tällä hetkellä horisontin takana). Eläinradan valon voimakkuuden mittaukset ja sen spektrin tutkiminen osoittavat, että se tulee auringonvalon siroamisesta hiukkasiin, jotka muodostavat kosmisen pölypilven, ympäröivät Aurinkoa ja saavuttavat Marsin kiertoradan (Maa on siis kosmisen pilven sisällä pöly).
Kosmisen pölypilvien esiintyminen tähtienvälisissä tiloissa havaitaan samalla tavalla.
Jos jokin pölypilvi tulee lähelle suhteellisen kirkasta tähteä, tämän tähden valo hajoaa pilveen. Sitten löydämme tämän pölypilven kirkkaan täplän muodossa, jota kutsutaan "epäsäännölliseksi sumuksi" (hajasumu).
Joskus kosmisen pölyn pilvi tulee näkyviin, koska se peittää takanaan olevat tähdet. Sitten erottelemme sen suhteellisen tumman täplän muodossa tähtien täynnä olevan taivaan taustalla.
Kolmas tapa havaita kosmista pölyä on muuttaa tähtien väriä. Kosmisen pölypilven takana olevat tähdet ovat yleensä voimakkaammin punaisia. Kosminen pöly, aivan kuten maanpäällinen pöly, aiheuttaa sen läpi kulkevan valon "punoitusta". Voimme usein havaita tämän ilmiön maan päällä. Sumuisina öinä näemme, että etäällä meistä sijaitsevat lyhdyt ovat punaisempia kuin lähellä olevat lyhdyt, joiden valo pysyy käytännössä ennallaan. Meidän on kuitenkin tehtävä varaus: vain pienistä hiukkasista koostuva pöly muuttaa väriä. Ja juuri tällaista pölyä löytyy useimmiten tähtienvälisistä ja planeettojen välisistä tiloista. Ja siitä tosiasiasta, että tämä pöly aiheuttaa sen takana olevien tähtien valon "punoituksen", päätämme, että sen hiukkasten koko on pieni, noin 0,00001 cm.
Emme tiedä tarkalleen, mistä kosminen pöly tulee. Todennäköisesti se johtuu kaasuista, joita tähdet, etenkin nuoret, jatkuvasti heittävät ulos. Kaasu klo matalat lämpötilat jäätyy ja muuttuu kiinteä kosmisen pölyn hiukkasissa. Ja päinvastoin, osa tästä pölystä on suhteellisen korkeassa lämpötilassa, esimerkiksi lähellä kuumaa tähteä tai kahden kosmisen pölypilven törmäyksen aikana, mikä ei yleisesti ottaen ole harvinaista meidän alueellamme. Universumi muuttuu taas kaasuksi.

Maailmankaikkeudessa on miljardeja tähtiä ja planeettoja. Ja jos tähti on liekehtivä kaasupallo, niin maapallon kaltaiset planeetat koostuvat kiinteistä alkuaineista. Planeetat muodostuvat pölypilvinä, jotka pyörivät vasta muodostuneen tähden ympärillä. Tämän pölyn rakeet puolestaan koostuvat elementeistä, kuten hiilestä, piistä, hapesta, raudasta ja magnesiumista. Mutta mistä kosmiset pölyhiukkaset tulevat? Kööpenhaminan Niels Bohr -instituutin uusi tutkimus osoittaa, että pölyrakeita ei voi muodostua vain jättimäisissä supernovaräjähdyksissä, vaan ne voivat myös selviytyä erilaisten pölyyn vaikuttavien räjähdysten myöhemmistä shokkiaalloista.

Tietokoneella luotu kuva kuinka kosmista pölyä muodostuu supernovaräjähdyksissä. Lähde: ESO/M. Kornmesser

Kosmisen pölyn muodostuminen on pitkään ollut mysteeri tähtitieteilijöille. Itse pölyelementit muodostuvat tähdissä hehkuvassa vetykaasussa. Vetyatomit yhdistyvät keskenään muodostaen raskaampia ja raskaampia alkuaineita. Tämän seurauksena tähti alkaa lähettää säteilyä valon muodossa. Kun kaikki vety on lopussa eikä energiaa enää voida ottaa, tähti kuolee ja sen kuori lentää avaruuteen, joka muodostaa erilaisia sumuja, joissa voi syntyä uudelleen nuoria tähtiä. Raskaat alkuaineet muodostuvat pääasiassa supernoveissa, joiden esi-isänä ovat massiiviset tähdet, jotka kuolevat jättimäisessä räjähdyksessä. Mutta kuinka yksittäiset elementit tarttuvat yhteen muodostaen kosmista pölyä, on jäänyt mysteeriksi.

”Ongelmana oli, että vaikka supernovaräjähdyksen alkuaineiden mukana syntyisi pölyä, itse tapahtuma on niin voimakas, ettei näiden pienten rakeiden olisi yksinkertaisesti pitänyt säilyä. Mutta kosmista pölyä on olemassa, ja sen hiukkaset voivat olla täysin erikokoisia. Tutkimuksemme valaisee tätä ongelmaa", sanoo professori Jens Hjort, Niels Bohr Instituten pimeän kosmologian keskuksen johtaja.

tilannekuva Hubble-teleskooppi epätavallinen kääpiögalaksi, josta kirkas supernova SN 2010jl sai alkunsa. Kuva on otettu ennen sen ilmestymistä, joten nuolessa näkyy sen esitähti. Räjähtävä tähti oli erittäin massiivinen, noin 40 auringon massaa. Lähde: ESO

Kosmisen pölyn tutkimuksissa tutkijat tarkkailevat supernoveja käyttämällä X-shooter tähtitieteellistä instrumenttia VLT (Very Large Telescope) -kompleksissa Chilessä. Siinä on hämmästyttävä herkkyys ja siihen sisältyvät kolme spektrografia. pystyy tarkkailemaan koko valospektriä kerralla ultravioletti- ja näkyvästä infrapunaan. Hjort selittää, että aluksi he odottivat "kunnollista" supernovaräjähdystä. Ja silloin se tapahtui, valvontakampanja alkoi. Havaittu tähti oli poikkeuksellisen kirkas, 10 kertaa kirkkaampi kuin tyypillinen keskimääräinen supernova, ja sen massa oli 40 kertaa Auringon massa. Kaiken kaikkiaan tähden havainnointi kesti tutkijoilta kaksi ja puoli vuotta.

”Pöly imee valoa, ja tietojemme perusteella pystyimme laskemaan funktion, joka voisi kertoa pölyn määrästä, koostumuksesta ja raekoosta. Tuloksissa löysimme jotain todella jännittävää, Christa Gol.

Ensimmäinen askel avaruuspölyn muodostumisessa on miniräjähdys, jossa tähti heittää avaruuteen vetyä, heliumia ja hiiltä sisältävää materiaalia. Tästä kaasupilvestä tulee eräänlainen kuori tähden ympärillä. Muutama näitä välähdyksiä lisää ja kuori tihenee. Lopulta tähti räjähtää ja tiheä kaasupilvi peittää sen ytimen kokonaan.

”Kun tähti räjähtää, iskuaalto osuu tiheään kaasupilveen kuin tiili betoniseinään. Kaikki tämä tapahtuu kaasufaasissa uskomattomissa lämpötiloissa. Mutta paikka, jossa räjähdys osui, tulee tiheäksi ja jäähtyy 2000 celsiusasteeseen. Tässä lämpötilassa ja tiheydessä alkuaineet voivat ydintyä ja muodostaa kiinteitä hiukkasia. Löysimme jopa yhden mikronin pieniä pölyrakeita, mikä on erittäin suuri arvo näille alkuaineille. Tuossa koossa heidän pitäisi pystyä selviytymään tulevasta matkastaan galaksin halki."

Näin ollen tiedemiehet uskovat löytäneensä vastauksen kysymykseen siitä, kuinka kosminen pöly muodostuu ja elää.

Massaltaan kiinteät pölyhiukkaset muodostavat merkityksettömän osan maailmankaikkeudesta, mutta tähtienvälisen pölyn ansiosta tähdet, planeetat ja avaruutta tutkivat ja tähtiä ihailevat ihmiset ovat nousseet ja ilmestyvät edelleen. Millaista ainetta tämä kosminen pöly on? Mikä saa ihmiset varustamaan pienen valtion vuosibudjetin arvoisia retkikuntia avaruuteen siinä toivossa, etteikö varmaa varmuutta ole, että he poistaisivat ja tuovat maan päälle ainakin kourallisen tähtienvälistä pölyä?

Tähtien ja planeettojen välillä

Pölyksi kutsutaan tähtitiedossa pieniä, mikronin osia, avaruudessa lentäviä kiinteitä hiukkasia. Kosminen pöly jaetaan usein ehdollisesti planeettojenväliseen ja tähtienväliseen, vaikka on selvää, että tähtienvälinen pääsy planeettojen väliseen tilaan ei ole kielletty. Pelkästään sen löytäminen sieltä, "paikallisesta" pölystä, ei ole helppoa, todennäköisyys on pieni ja sen ominaisuudet lähellä aurinkoa voivat muuttua merkittävästi. Jos nyt lennät pois aurinkokunnan rajoille, siellä on erittäin suuri todennäköisyys saada kiinni todellista tähtienvälistä pölyä. Ihanteellinen vaihtoehto on mennä aurinkokunnan ulkopuolelle kokonaan.

Pöly on planeettojenvälistä joka tapauksessa suhteellisen lähellä maata - asiaa on tutkittu melkoisesti. Aurinkokunnan koko tilan täyttävä ja päiväntasaajan tasoon keskittynyt se syntyi suurimmaksi osaksi asteroidien satunnaisten törmäysten ja Aurinkoa lähestyvien komeettojen tuhoutumisesta. Pölyn koostumus ei itse asiassa eroa Maahan putoavien meteoriittien koostumuksesta: on erittäin mielenkiintoista tutkia sitä, ja tällä alueella on vielä monia löytöjä, mutta näyttää siltä, että ei ole erityistä juonittelua täällä. Mutta tämän nimenomaisen pölyn ansiosta voit ihailla vaaleaa valokartiota horisontin yläpuolella kauniilla säällä lännessä heti auringonlaskun jälkeen tai idässä ennen auringonnousua. Tämä on niin kutsuttu eläinradan auringonvalo, jota sirottavat pienet kosmiset pölyhiukkaset.

Nyt tähtien välisestä avaruudesta tai niiden läheisyydestä ei tietenkään ole kemiallisia, vaan fysikaalisia, eli spektroskooppisia, menetelmiä jo löydetty: vesi, hiilen, typen, rikin ja piin oksidit, kloorivety, ammoniakki, asetyleeni, orgaaniset hapot, kuten muurahais- ja etikkahappo, etyyli- ja metyylialkoholit, bentseeni, naftaleeni. He jopa löysivät aminohapon glysiinin!

Olisi mielenkiintoista saada kiinni ja tutkia tähtienvälistä pölyä, joka tunkeutuu aurinkokuntaan ja todennäköisesti putoaa maan päälle. Sen "saapuminen" ei ole helppoa, koska harvat tähtienväliset pölyhiukkaset onnistuvat pitämään jää "takkinsa" auringossa, erityisesti maan ilmakehässä. Suuret lämpenevät liikaa, niiden kosmista nopeutta ei voida sammuttaa nopeasti, ja pölyhiukkaset "palavat". Pienet kuitenkin suunnittelevat ilmakehässä vuosia säilyttäen osan kuoresta, mutta tässä syntyy ongelma niiden löytämisessä ja tunnistamisessa.

On toinen erittäin kiehtova yksityiskohta. Se koskee pölyä, jonka ytimet koostuvat hiilestä. Hiili, joka syntetisoituu tähtien ytimissä ja lähtee avaruuteen esimerkiksi ikääntyvien (kuten punaisten jättiläisten) tähtien ilmakehästä, lentää ulos tähtienväliseen avaruuteen, jäähtyy ja tiivistyy suunnilleen samalla tavalla kuin jäähtyneen vesihöyryn sumu kerääntyy avaruuteen. alamailla kuuman päivän jälkeen. Kiteytysolosuhteista riippuen voidaan saada kerrosrakenteita grafiittia, timanttikiteitä (kuvittele vain kokonaisia pienten timanttien pilviä!) ja jopa onttoja hiiliatomipalloja (fullereeneja). Ja niihin, kenties, kuten tallelokeroon tai astiaan, varastoidaan hyvin muinaisen tähden ilmakehän hiukkasia. Tällaisten pölyhiukkasten löytäminen olisi valtava menestys.

Mistä avaruuspölyä löytyy?

On sanottava, että käsitys kosmisesta tyhjiöstä täysin tyhjänä on pitkään ollut vain runollinen metafora. Itse asiassa koko maailmankaikkeuden avaruus, sekä tähtien että galaksien välillä, on täynnä ainetta, virtaa alkuainehiukkasia, säteily ja magneettiset, sähköiset ja gravitaatiokentät. Ainoa, mitä voidaan koskea, on suhteellisesti sanottuna kaasu, pöly ja plasma, joiden osuus maailmankaikkeuden kokonaismassasta on eri arvioiden mukaan vain noin 12 % ja keskimääräinen tiheys noin 10-24 g/cm 3 . Kaasua on avaruudessa eniten, lähes 99%. Tämä on pääasiassa vetyä (jopa 77,4 %) ja heliumia (21 %), loput muodostavat alle kaksi prosenttia massasta. Ja sitten on pölyä massan suhteen, se on melkein sata kertaa vähemmän kuin kaasu.

Vaikka joskus tyhjyys tähtienvälisessä ja galaktisessa tilassa on melkein ihanteellinen: joskus yhdelle aineatomille on 1 litra tilaa! Tällaista tyhjiötä ei ole maanpäällisissä laboratorioissa eikä aurinkokunnassa. Vertailun vuoksi voimme antaa seuraavan esimerkin: 1 cm 3:ssä hengittämämme ilmaa on noin 30 000 000 000 000 000 000 molekyyliä.

Tämä aine on jakautunut tähtienvälisessä avaruudessa hyvin epätasaisesti. Suurin osa tähtienvälinen kaasu ja pöly muodostavat kaasu- ja pölykerroksen lähellä Galaxyn kiekon symmetriatasoa. Sen paksuus galaksissamme on useita satoja valovuosia. Suurin osa kaasusta ja pölystä sen spiraalihaaroissa (haaroissa) ja ytimessä on keskittynyt pääasiassa jättimäisiin molekyylipilviin, joiden koko vaihtelee 5-50 parsekin (16160 valovuotta) välillä ja painaa kymmeniä tuhansia ja jopa miljoonia auringon massoja. Mutta myös näiden pilvien sisällä aine jakautuu epähomogeenisesti. Pilven päätilavuudessa, ns. turkissa, pääasiassa molekyylivedystä, hiukkastiheys on noin 100 kappaletta per 1 cm 3. Pilven sisällä tapahtuvissa tiivistymissä se saavuttaa kymmeniä tuhansia hiukkasia per 1 cm 3 ja näiden tiivistymien ytimissä yleensä miljoonia hiukkasia per 1 cm 3 . Tämä maailmankaikkeuden aineen jakautumisen epätasaisuus johtuu tähtien, planeettojen ja viime kädessä meidänkin olemassaolosta. Koska tähdet syntyvät tiheissä ja suhteellisen kylmissä molekyylipilvissa.

Mikä on mielenkiintoista: mitä suurempi pilven tiheys on, sitä monipuolisempi se on koostumukseltaan. Samanaikaisesti pilven (tai sen yksittäisten osien) tiheyden ja lämpötilan ja niiden aineiden välillä, joiden molekyylit kohtaavat siellä, on vastaavuus. Toisaalta tämä on kätevää pilvien tutkimiseen: tarkkailemalla niiden yksittäisiä komponentteja eri spektrialueilla spektrin ominaislinjoja pitkin, esimerkiksi CO, OH tai NH 3, voit "katsoa" yhteen tai toiseen osaan se. Toisaalta pilven koostumuksesta saatava tieto antaa meille mahdollisuuden oppia paljon siinä tapahtuvista prosesseista.

Lisäksi tähtienvälisessä avaruudessa on spektrien perusteella myös aineita, joiden olemassaolo maanpäällisissä olosuhteissa on yksinkertaisesti mahdotonta. Nämä ovat ioneja ja radikaaleja. Niiden kemiallinen aktiivisuus on niin korkea, että ne reagoivat välittömästi maan päällä. Ja avaruuden harvinaisen kylmässä tilassa he elävät pitkään ja melko vapaasti.

Yleensä tähtienvälisessä avaruudessa oleva kaasu ei ole vain atomia. Siellä missä on kylmempää, korkeintaan 50 kelviniä, atomit onnistuvat pysymään yhdessä muodostaen molekyylejä. Suuri massa tähtienvälistä kaasua on kuitenkin edelleen atomitilassa. Tämä on pääasiassa vetyä, sen neutraali muoto löydettiin suhteellisen hiljattain vuonna 1951. Kuten tiedät, se lähettää radioaaltoja, joiden pituus on 21 cm (taajuus 1420 MHz), joiden intensiteetti määritti, kuinka paljon se on galaksissa. Muuten, se on jakautunut epähomogeenisesti tähtien väliseen tilaan. Atomivetypilvissä sen pitoisuus saavuttaa useita atomeja per 1 cm3, mutta pilvien välillä se on suuruusluokkaa pienempi.

Lopuksi kuumien tähtien lähellä kaasua on ionien muodossa. Voimakas ultraviolettisäteily lämmittää ja ionisoi kaasun, ja se alkaa hehkua. Siksi alueet korkea pitoisuus kuuma kaasu, jonka lämpötila on noin 10 000 K, näyttää valopilviltä. Niitä kutsutaan kevyiksi kaasusumuiksi.

Ja missä tahansa sumussa on enemmän tai vähemmän tähtienvälistä pölyä. Huolimatta siitä, että sumut on ehdollisesti jaettu pölyisiin ja kaasumaisiin, molemmissa on pölyä. Ja joka tapauksessa, se on pöly, joka ilmeisesti auttaa tähtiä muodostumaan sumujen syvyyksissä.

sumu esineitä

Kaikista avaruuskohteista sumut ovat ehkä kauneimpia. Totta, näkyvällä alueella olevat tummat sumut näyttävät aivan mustilta läiskiltä taivaalla, ja ne näkyvät parhaiten taustaa vasten Linnunrata. Mutta muilla sähkömagneettisten aaltojen alueilla, kuten infrapuna, ne näkyvät erittäin hyvin ja kuvat ovat hyvin epätavallisia.

Sumut ovat eristettyjä avaruudessa, ja niitä yhdistävät gravitaatiovoimat tai ulkoinen paine, kaasun ja pölyn kerääntyminen. Niiden massa voi olla 0,1 - 10 000 auringon massaa ja niiden koko voi olla 1 - 10 parsekkia.

Aluksi tähtitieteilijät ärsyttivät sumut. 1800-luvun puoliväliin asti löydettyjä sumuja pidettiin ärsyttävänä esteenä, joka esti tähtien havainnoinnin ja uusien komeettojen etsimisen. Vuonna 1714 englantilainen Edmond Halley, jonka nimeä kuuluisa komeetta kantaa, jopa laati "mustan listan" kuudesta sumusta, jotta ne eivät johtaisi "komeetan sieppaajia" harhaan, ja ranskalainen Charles Messier laajensi luettelon 103 esineeseen. Onneksi muusikko Sir William Herschel, hänen sisarensa ja poikansa, jotka rakastivat tähtitiedettä, kiinnostuivat sumuista. Tarkkaillessaan taivasta omilla kaukoputkillaan he jättivät jälkeensä luettelon sumuista ja tähtijoukkoista, jotka sisältävät tietoja 5 079 avaruusobjektista!

Herschelit käyttivät käytännössä loppuun noiden vuosien optisten teleskooppien mahdollisuudet. Valokuvauksen keksintö ja pitkä valotusaika mahdollistivat kuitenkin hyvin heikosti valoisten kohteiden löytämisen. Hieman myöhemmin spektrianalyysimenetelmät, havainnot sähkömagneettisten aaltojen eri alueilla mahdollistivat tulevaisuudessa paitsi monien uusien sumujen havaitsemisen, myös niiden rakenteen ja ominaisuuksien määrittämisen.

Tähtienvälinen sumu näyttää kirkkaalta kahdessa tapauksessa: joko se on niin kuuma, että sen kaasu itsessään hohtaa, tällaisia sumuja kutsutaan päästösumuiksi; tai itse sumu on kylmä, mutta sen pöly hajottaa lähellä olevan kirkkaan tähden valoa, tämä on heijastussumu.

Tummat sumut ovat myös tähtienvälisiä kaasu- ja pölykokoelmia. Mutta toisin kuin kevyet kaasusumut, jotka joskus näkyvät jopa vahvoilla kiikareilla tai kaukoputkella, kuten Orionin sumu, tummat sumut eivät säteile valoa, vaan absorboivat sitä. Kun tähden valo kulkee tällaisten sumujen läpi, pöly voi imeä sen kokonaan ja muuttaa sen silmälle näkymätönksi infrapunasäteilyksi. Siksi tällaiset sumut näyttävät tähtittömiltä upotuksilta taivaalla. V. Herschel kutsui niitä "rei'iksi taivaalla". Ehkä näyttävin niistä on Hevosenpääsumu.

Pölyhiukkaset eivät kuitenkaan välttämättä absorboi tähtien valoa kokonaan, vaan sirottavat sitä vain osittain, vaikkakin valikoivasti. Tosiasia on, että tähtienvälisten pölyhiukkasten koko on lähellä sinisen valon aallonpituutta, joten se hajoaa ja absorboituu voimakkaammin, ja tähtien valon ”punainen” osa tavoittaa meidät paremmin. Muuten, tämä hyvä tapa arvioi pölyrakeiden kokoa sen mukaan, kuinka ne vaimentavat eri aallonpituuksien valoa.

tähti pilvestä

Tähtien muodostumisen syitä ei ole tarkasti selvitetty, on olemassa vain malleja, jotka selittävät kokeelliset tiedot enemmän tai vähemmän luotettavasti. Lisäksi tähtien muodostumistavat, ominaisuudet ja tuleva kohtalo ovat hyvin erilaisia ja riippuvat hyvin monista tekijöistä. On kuitenkin olemassa vakiintunut käsite tai pikemminkin kehittynein hypoteesi, jonka ydin yleisimmillä termeillä on, että tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasusta alueilla, joilla on lisääntynyt ainetiheys, eli tähtienvälisten pilvien syvyydet. Pöly materiaalina voitaisiin jättää huomiotta, mutta sen rooli tähtien muodostumisessa on valtava.

Tämä tapahtuu (alkeimmassa versiossa yhdelle tähdelle), ilmeisesti näin. Ensinnäkin prototähtien pilvi tiivistyy tähtienvälisestä väliaineesta, mikä voi johtua painovoiman epävakaudesta, mutta syyt voivat olla erilaisia, eikä niitä vielä täysin ymmärretä. Tavalla tai toisella se supistuu ja vetää puoleensa ainetta ympäröivästä tilasta. Lämpötila ja paine sen keskustassa nousevat, kunnes tämän kutistuvan kaasupallon keskellä olevat molekyylit alkavat hajota atomeiksi ja sitten ioneiksi. Tällainen prosessi jäähdyttää kaasua ja paine ytimen sisällä laskee jyrkästi. Ydin puristuu kokoon ja shokkiaalto etenee pilven sisällä ja hylkää sen ulkokerrokset. Muodostuu prototähti, joka jatkaa kutistumistaan gravitaatiovoimien vaikutuksesta, kunnes reaktiot alkavat sen keskustassa lämpöydinfuusio vedyn muuntaminen heliumiksi. Puristus jatkuu jonkin aikaa, kunnes gravitaatiopuristusvoimat tasapainottavat kaasun ja säteilypaineen voimia.

On selvää, että muodostuneen tähden massa on aina pienempi kuin sen "tuottaneen" sumun massa. Osa aineesta, joka ei ehtinyt pudota ytimeen, "pyyhkäisee" shokkiaallon vaikutuksesta, säteily ja hiukkaset virtaavat yksinkertaisesti ympäröivään tilaan tämän prosessin aikana.

Tähtien ja tähtijärjestelmien muodostumisprosessiin vaikuttavat monet tekijät, mukaan lukien magneettikenttä, joka usein myötävaikuttaa prototähtien pilven "murtumiseen" kahdeksi, harvemmin kolmeksi fragmentiksi, joista kukin puristuu omaksi prototähdeksi. painovoiman vaikutus. Näin syntyy esimerkiksi monia binääritähtijärjestelmiä - kaksi tähteä, jotka pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä ja liikkuvat avaruudessa yhtenä kokonaisuutena.

Kun ydinpolttoaineen "vanheneminen" tähtien suolistossa vähitellen palaa loppuun, ja mitä nopeammin, sitä nopeammin lisää tähtiä. Tässä tapauksessa reaktioiden vetykierto korvataan heliumilla, sitten ydinfuusioreaktioiden seurauksena muodostuu yhä raskaampia kemiallisia alkuaineita, rautaa asti. Lopulta ydin, joka ei saa enemmän energiaa lämpöydinreaktioista, pienenee jyrkästi kokoaan, menettää stabiilisuutensa ja sen aine putoaa itsensä päälle. Tapahtuu voimakas räjähdys, jonka aikana aine voi lämmetä miljardeihin asteisiin ja ytimien väliset vuorovaikutukset johtavat uusien kemiallisten alkuaineiden muodostumiseen, raskaimpiin asti. Räjähdykseen liittyy voimakas energian vapautuminen ja aineen vapautuminen. Tähti räjähtää, prosessia kutsutaan supernovaräjähdykseksi. Lopulta tähti muuttuu massasta riippuen neutronitähti tai musta aukko.

Näin luultavasti todella tapahtuu. Joka tapauksessa ei ole epäilystäkään siitä, että nuoret, eli kuumat, tähdet ja niiden joukot ovat ennen kaikkea vain sumuissa, eli alueilla, joilla on lisääntynyt kaasu- ja pölytiheys. Tämä näkyy selvästi valokuvissa, jotka on otettu teleskooppien eri aallonpituusalueilla.

Tämä ei tietenkään ole muuta kuin karkein yhteenveto tapahtumien sarjasta. Meille kaksi asiaa ovat pohjimmiltaan tärkeitä. Ensinnäkin, mikä on pölyn rooli tähtien muodostumisessa? Ja toinen, mistä se itse asiassa tulee?

Universaali jäähdytysneste

Kosmisen aineen kokonaismassassa itse pöly eli kiinteiksi hiukkasiksi yhdistetyt hiili-, piin ja joidenkin muiden alkuaineiden atomit on niin pieni, että joka tapauksessa tähtien rakennusmateriaalina näyttäisi siltä, että ne voivat ei oteta huomioon. Itse asiassa heidän roolinsa on kuitenkin suuri, he jäähdyttävät kuumaa tähtienvälistä kaasua muuttaen sen erittäin kylmäksi tiheäksi pilveksi, josta sitten saadaan tähdet.

Tosiasia on, että tähtienvälinen kaasu ei voi jäähtyä itseään. Elektroninen rakenne Vetyatomin energia on sellainen, että se voi luovuttaa ylimääräistä energiaa, jos sellaista on, säteilemällä valoa spektrin näkyvällä ja ultraviolettialueella, mutta ei infrapuna-alueella. Kuvaannollisesti sanottuna vety ei voi säteillä lämpöä. Jäähtyäkseen kunnolla se tarvitsee "jääkaapin", jonka roolia hoitavat tarkasti tähtienvälisen pölyn hiukkaset.

Törmäyksessä pölyrakeiden kanssa suurella nopeudella, toisin kuin raskaammat ja hitaammat pölyrakeet, kaasumolekyylit lentävät nopeasti, menettävät nopeutta ja niiden liike-energia siirtyy pölyrakeen. Se myös lämpenee ja luovuttaa tätä ylimääräistä lämpöä ympäröivään tilaan, myös infrapunasäteilyn muodossa, samalla kun itse jäähtyy. Joten ottamalla vastaan tähtienvälisten molekyylien lämmön, pöly toimii eräänlaisena säteilijänä, joka jäähdyttää kaasupilviä. Sen massa ei ole paljon - noin 1% pilven koko aineen massasta, mutta tämä riittää poistamaan ylimääräistä lämpöä miljoonien vuosien aikana.

Kun pilven lämpötila laskee, myös paine laskee, pilvi tiivistyy ja siitä voi jo syntyä tähtiä. Sen materiaalin jäänteet, josta tähti syntyi, ovat puolestaan planeettojen muodostumisen lähde. Täällä pölyhiukkaset sisältyvät jo niiden koostumukseen ja suurempina määrinä. Koska syntyessään tähti lämpenee ja kiihdyttää kaikkea ympärillään olevaa kaasua, ja pöly jää lentää lähellä. Loppujen lopuksi se pystyy jäähtymään ja vetää puoleensa uusi tähti, joka on paljon vahvempi kuin yksittäiset kaasumolekyylit. Lopulta vastasyntyneen tähden vieressä on pölypilvi ja reunalla pölykyllästetty kaasu.

Siellä syntyvät kaasuplaneetat, kuten Saturnus, Uranus ja Neptunus. No, kiinteitä planeettoja ilmestyy tähden lähelle. Meillä on Mars, Maa, Venus ja Merkurius. Osoittautuu melko selkeä jako kahteen vyöhykkeeseen: kaasuplaneetat ja kiinteät planeetat. Joten maapallo osoittautui suurelta osin tehty tähtienvälisistä pölyhiukkasista. Metallisista pölyhiukkasista on tullut osa planeetan ydintä, ja nyt maapallolla on valtava rautaydin.

Nuoren universumin mysteeri

Jos galaksi on muodostunut, niin mistä pöly tulee? Periaatteessa tiedemiehet ymmärtävät. Sen merkittävimmät lähteet ovat novat ja supernovat, jotka menettävät osan massastaan "pudottamalla" kuoren ympäröivään tilaan. Lisäksi pölyä syntyy myös punaisten jättiläisten laajenevassa ilmakehässä, josta se kirjaimellisesti pyyhkäisee pois säteilypaineen vaikutuksesta. Niiden viileässä, tähtien standardien mukaan ilmakehässä (noin 2,5 3 tuhatta kelviniä) on melko paljon suhteellisen monimutkaisia molekyylejä.

Mutta tässä on mysteeri, jota ei ole vielä ratkaistu. Aina on uskottu, että pöly on tähtien evoluution tuote. Toisin sanoen tähtien täytyy syntyä, olla olemassa jonkin aikaa, vanhentua ja esimerkiksi tuottaa pölyä viimeisessä supernovaräjähdyksessä. Mutta mikä oli ensin, muna vai kana? Ensimmäinen tähden syntymiseen tarvittava pöly tai ensimmäinen tähti, joka jostain syystä syntyi ilman pölyn apua, vanheni, räjähti muodostaen aivan ensimmäisen pölyn.

Mitä oli alussa? Loppujen lopuksi, kun alkuräjähdys tapahtui 14 miljardia vuotta sitten, maailmankaikkeudessa oli vain vetyä ja heliumia, ei muita alkuaineita! Silloin niistä alkoi nousta ensimmäiset galaksit, valtavat pilvet ja niistä ensimmäiset tähdet, joiden täytyi kulkea pitkä matka elämässä. Tähtien ytimissä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden piti "hitsata" monimutkaisempia kemiallisia alkuaineita, muuttaa vedystä ja heliumista hiileksi, typeksi, hapeksi ja niin edelleen, ja vasta sen jälkeen tähden piti heittää kaikki avaruuteen räjähtäen tai vähitellen. kuoren pudottaminen. Sitten tämän massan piti jäähtyä, jäähtyä ja lopulta muuttua pölyksi. Mutta jo 2 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, varhaisimmista galakseista oli pölyä! Teleskooppien avulla se löydettiin galakseista, jotka ovat 12 miljardin valovuoden päässä meidän galaksista. Samaan aikaan 2 miljardia vuotta on liian lyhyt ajanjakso tähden koko elinkaarelle: tänä aikana useimmat tähdet eivät ehdi vanheta. Mistä nuoressa galaksissa pöly tuli, jos siellä ei pitäisi olla muuta kuin vetyä ja heliumia, mysteeri.

Mote reaktori

Tähtienvälinen pöly ei ainoastaan toimi eräänlaisena yleisenä kylmäaineena, vaan kenties pölyn ansiosta monimutkaisia molekyylejä ilmaantuu avaruuteen.

Tosiasia on, että pölyjyvän pinta voi toimia samanaikaisesti reaktorina, jossa molekyylejä muodostuu atomeista, ja katalysaattorina niiden synteesin reaktioihin. Onhan todennäköisyys, että useat eri alkuaineiden atomit törmäävät kerralla yhdessä pisteessä ja jopa ovat vuorovaikutuksessa keskenään lämpötilassa, joka on hieman absoluuttisen nollan yläpuolella, on käsittämättömän pieni. Toisaalta todennäköisyys, että pölyhie törmää peräkkäin eri atomien tai molekyylien kanssa lennon aikana, etenkin kylmän tiheän pilven sisällä, on melko suuri. Itse asiassa näin tapahtuu, ja tähtienvälisten pölyjyvien kuori muodostuu atomeista ja molekyyleistä, jotka ovat jäätyneet siihen.

Kiinteällä pinnalla atomit ovat vierekkäin. Vaeltaessaan pölyjyvän pinnan yli energeettisesti edullisinta paikkaa etsiessään atomit kohtaavat ja saavat mahdollisuuden reagoida toistensa kanssa. Tietysti hyvin hitaasti pölyjyvien lämpötilan mukaisesti. Hiukkasten pinnalla, erityisesti niiden, jotka sisältävät metallia ytimessä, voi olla katalyytin ominaisuuksia. Maan kemistit tietävät hyvin, että tehokkaimmat katalyytit ovat vain mikronin murto-osan hiukkasia, joiden päälle kootaan ja sitten reagoivat molekyylit, jotka ovat normaaleissa olosuhteissa täysin "välinpitämättömiä" toisilleen. Ilmeisesti myös molekyylivetyä muodostuu tällä tavalla: sen atomit "tarttuvat" pölyjyväseen ja lentää sitten pois siitä, mutta jo pareittain, molekyylien muodossa.

Voi hyvinkin olla, että pieniä tähtienvälisiä pölyjyviä, jotka ovat jääneet vähän kuorissaan orgaanisia molekyylejä, mukaan lukien yksinkertaisimmat aminohapot, ja toi ensimmäiset "elämän siemenet" Maahan noin 4 miljardia vuotta sitten. Tämä ei tietenkään ole muuta kuin kaunis hypoteesi. Mutta sen eduksi on se, että aminohappo glysiini löytyi kylmän kaasun ja pölypilvien koostumuksesta. Ehkä muitakin on, vain toistaiseksi kaukoputkien ominaisuudet eivät salli niitä havaita.

Pölyn metsästys

Tähtienvälisen pölyn ominaisuuksia on tietysti mahdollista tutkia kaukaa maapallolla tai sen satelliiteilla sijaitsevien kaukoputkien ja muiden instrumenttien avulla. Mutta on paljon houkuttelevampaa ottaa kiinni tähtienväliset pölyhiukkaset ja sitten tutkia niitä yksityiskohtaisesti, selvittää ei teoreettisesti, vaan käytännössä, mistä ne koostuvat, miten ne on järjestetty. Tässä on kaksi vaihtoehtoa. Voit päästä avaruuden syvyyksiin, kerätä sinne tähtienvälistä pölyä, tuoda sitä Maahan ja analysoida sitä kaikkien kanssa mahdollisia tapoja. Tai voit yrittää lentää pois aurinkokunnasta ja analysoida matkan varrella olevaa pölyä suoraan avaruusaluksen kyydissä ja lähettää tiedot Maahan.

NASA teki useita vuosia sitten ensimmäisen yrityksen tuoda näytteitä tähtienvälisestä pölystä ja yleensä tähtienvälisen väliaineen aineesta. Avaruusalus oli varustettu erityisillä ansoilla - keräilijillä tähtienvälisen pölyn ja kosmisten tuulen hiukkasten keräämiseksi. Pölyhiukkasten kiinnittämiseksi kuoriaan menettämättä ansoja täytettiin erityisellä aineella, niin sanotulla aerogeelillä. Tämä erittäin kevyt vaahtoava aine (jonka koostumus on liikesalaisuus) muistuttaa hyytelöä. Pölyhiukkaset takertuvat siihen, ja sitten, kuten missä tahansa ansassa, kansi napsahtaa kiinni ollakseen auki jo maan päällä.

Tämän projektin nimi oli Stardust Stardust. Hänen ohjelmansa on loistava. Helmikuussa 1999 laukaisun jälkeen aluksella olevat laitteet keräävät lopulta näytteitä tähtienvälisestä pölystä ja erikseen pölystä viime vuoden helmikuussa lähellä Maata lentäneen Wild-2-komeetan välittömästä läheisyydestä. Nyt tällä arvokkaimmalla lastilla täytetyillä konteilla alus lentää kotiin laskeutumaan 15. tammikuuta 2006 Utahiin, lähellä Salt Lake Cityä (USA). Silloin tähtitieteilijät näkevät vihdoin omin silmin (mikroskoopin avulla tietysti) juuri ne pölyhiukkaset, joiden koostumuksen ja rakenteen mallit he ovat jo ennustaneet.

Ja elokuussa 2001 Genesis lensi hakemaan ainenäytteitä syvästä avaruudesta. Tämä NASA-projekti oli suunnattu pääasiassa aurinkotuulen hiukkasten vangitsemiseen. Vietettyään 1 127 päivää ulkoavaruudessa, jonka aikana se lensi noin 32 miljoonaa kilometriä, alus palasi ja pudotti maapallolle kapselin saaduilla näytteillä - ansoilla ioneilla, aurinkotuulen hiukkasilla. Valitettavasti sattui onnettomuus, laskuvarjo ei avautunut, ja kapseli putosi maahan kaikin voimin. Ja kaatui. Tietenkin hylky kerättiin ja tutkittiin huolellisesti. Kuitenkin maaliskuussa 2005 Houstonissa pidetyssä konferenssissa ohjelman osallistuja Don Barnetty totesi, että neljä aurinkotuulen hiukkasia sisältäviä keräilijöitä ei vaikuttanut, ja tutkijat tutkivat aktiivisesti niiden sisältöä, 0,4 mg vangittua aurinkotuulta, Houstonissa. .

Nyt NASA valmistelee kuitenkin kolmatta projektia, vieläkin suurempaa. Tämä on Interstellar Probe -avaruustehtävä. Tällä kertaa avaruusalus poistetaan 200 a etäisyydeltä. esim. maasta (eli etäisyys maasta aurinkoon). Tämä alus ei koskaan palaa, mutta se "täytetään" laajalla valikoimalla laitteita, mukaan lukien ja analysoidakseen näytteitä tähtienvälisestä pölystä. Jos kaikki menee hyvin, tähtienväliset pölyhiukkaset syvästä avaruudesta lopulta vangitaan, valokuvataan ja analysoidaan automaattisesti suoraan avaruusaluksessa.

Nuorten tähtien muodostuminen

1. Jättimäinen galaktinen molekyylipilvi, jonka koko on 100 parsekkia, massa 100 000 aurinkoa, lämpötila 50 K, tiheys 10 2 hiukkasta / cm 3. Tämän pilven sisällä on laajamittaisia kondensaatioita, diffuusia kaasu- ja pölysumuja (110 kpl, 10 000 aurinkoa, 20 K, 10 3 hiukkasta/cm 4 hiukkasta/cm3). Jälkimmäisen sisällä on pallosia, joiden koko on 0,1 kpl, massa 110 aurinkoa ja tiheys 10 10 6 hiukkasta / cm 3, joissa muodostuu uusia tähtiä.

2. Tähden syntymä kaasu- ja pölypilven sisällä

3. Uusi tähti säteilyllään ja tähtituulillaan kiihdyttää ympäröivän kaasun pois itsestään

4. Nuori tähti saapuu avaruuteen puhtaana ja ilman kaasua ja pölyä työntäen sen synnyttänyttä sumua

Auringon massaltaan yhtä suuren tähden "alkion" kehityksen vaiheet

5. Gravitaatiollisesti epävakaan pilven alkuperä, kooltaan 2 000 000 aurinkoa, jonka lämpötila on noin 15 K ja alkutiheys 10 -19 g/cm 3

6. Useiden satojen tuhansien vuosien jälkeen tämä pilvi muodostaa ytimen, jonka lämpötila on noin 200 K ja kooltaan 100 aurinkoa, ja sen massa on edelleen vain 0,05 Auringon massasta.

7. Tässä vaiheessa ydin, jonka lämpötila on jopa 2 000 K, kutistuu jyrkästi vetyionisaation vuoksi ja samalla lämpenee 20 000 K, kasvavaan tähteen putoavan aineen nopeus saavuttaa 100 km/s

8. Kahden auringon kokoinen prototähti, jonka lämpötila on keskellä 2x10 5 K ja pinnalla 3x10 3 K

9. Tähtien esievoluution viimeinen vaihe on hidas puristus, jonka aikana litiumin ja berylliumin isotoopit palavat. Vasta lämpötilan noustessa 6x10 6 K:een, alkavat tähden sisäpuolella heliumissa synteesin lämpöydinreaktiot vedystä. Aurinkomme kaltaisen tähden syntymäjakson kokonaiskesto on 50 miljoonaa vuotta, minkä jälkeen tällainen tähti voi palaa hiljaa miljardeja vuosia

Olga Maksimenko, kemian kandidaatti