Жұлдызаралық шаң. Біз бәріміз ғарыштық шаңнан жаратылғанбыз, ғалымдар ғарыштық шаңның не екенін дәлелдеді

Сәлеметсіз бе. Бұл лекцияда біз сіздермен шаң туралы сөйлесеміз. Бірақ сіздің бөлмелеріңізде жиналатын нәрсе туралы емес, ғарыштық шаң туралы. Бұл не?

Ғарыш шаңы Ғаламның кез келген бөлігінде кездесетін қатты заттың өте кішкентай бөлшектері, соның ішінде метеориттік шаң мен жұлдыз аралық зат, олар жұлдыз сәулесін жұтып, галактикаларда қараңғы тұмандықтарды түзе алады. Кейбір теңіз шөгінділерінде диаметрі 0,05 мм-ге жуық сфералық шаң бөлшектері кездеседі; Бұл жер шарына жыл сайын түсетін 5000 тонна ғарыштық шаңның қалдықтары деп саналады.

Ғалымдар ғарыш шаңы тек ұсақ қатты денелердің соқтығысудан, жойылуынан ғана емес, сонымен қатар жұлдыз аралық газдың қоюлануынан да пайда болады деп есептейді. Ғарыштық шаң өзінің шығу тегі бойынша ерекшеленеді: шаң галактикааралық, жұлдызаралық, планетааралық және айналмалы (әдетте сақина жүйесінде).

Ғарыштық шаң түйіршіктері, негізінен, қызыл ергежейлі жұлдыздардың баяу ағып жатқан атмосферасында, сондай-ақ жұлдыздардағы жарылыс процестерінде және галактика ядроларынан газды жылдам шығару кезінде пайда болады. Ғарыштық шаңның басқа көздері - планеталық және протожұлдыздық тұмандықтар, жұлдыздық атмосфералар және жұлдыз аралық бұлттар.

Құс жолын құрайтын жұлдыздар қабатында орналасқан ғарыштық шаңның тұтас бұлттары бізге алыстағы жұлдыз шоғырларын байқауға кедергі жасайды. Плеиада тәрізді жұлдыздар шоғыры толығымен шаң бұлтына батып кеткен. Түнде фонарь тұманды жарықтандыратыны сияқты, осы шоғырдағы ең жарық жұлдыздар шаңды жарықтандырады. Ғарыштық шаң шағылысқан жарық арқылы ғана жарқырайды.

Ғарыштық шаң арқылы өтетін көк сәулелер қызылға қарағанда әлсірейді, сондықтан бізге жеткен жұлдыздардың жарығы сарғыш, тіпті қызыл болып көрінеді. Әлемдік кеңістіктің барлық аймақтары ғарыштық шаңның әсерінен бақылау үшін жабық күйінде қалады.

Планетааралық шаң, кем дегенде, салыстырмалы түрде Жерге жақын, өте жақсы зерттелген мәселе. Барлық кеңістікті толтыру күн жүйесіжәне оның экваторының жазықтығында шоғырланған, ол негізінен астероидтардың кездейсоқ соқтығысуы және Күнге жақындаған кометаларды бұзу нәтижесінде дүниеге келген. Шаңның құрамы, шын мәнінде, Жерге түсетін метеориттердің құрамынан ерекшеленбейді: оны зерттеу өте қызықты және бұл салада әлі де көптеген жаңалықтар ашылады, бірақ бұл жерде ерекше нәрсе жоқ сияқты. интрига осында. Бірақ осы ерекше шаңның арқасында батыста күн батқаннан кейін немесе шығыста күн шыққанға дейін жақсы ауа-райында сіз көкжиектен жоғары ақшыл жарық конусын таңдай аласыз. Бұл зодиак деп аталатын - күн жарығыұсақ ғарыштық шаң бөлшектерімен шашыранды.

Жұлдызаралық шаң әлдеқайда қызықты. Оның айрықша ерекшелігі - қатты ядро мен қабықтың болуы. Өзегі негізінен көміртек, кремний және металдардан тұратын сияқты. Ал қабық негізінен ядроның бетінде қатып қалған, жұлдызаралық кеңістіктің «терең мұздату» жағдайында кристалданған газ тәрізді элементтерден тұрады және бұл шамамен 10 кельвин, сутегі және оттегі. Дегенмен, онда молекулалардың қоспалары бар және одан да күрделі. Бұл аммиак, метан, тіпті көп атомды органикалық молекулалар, олар шаң түйіршіктеріне жабысады немесе кезбелер кезінде оның бетінде пайда болады. Бұл заттардың кейбіреулері, әрине, оның бетінен ұшып кетеді, мысалы, ультракүлгін сәулеленудің әсерінен, бірақ бұл процесс қайтымды - кейбіреулері ұшып кетеді, басқалары қатып қалады немесе синтезделеді.

Егер галактика пайда болса, онда шаң қайдан пайда болады - негізінен ғалымдар түсінеді. Оның ең маңызды көздері - жаңа және суперновалар, олар массасының бір бөлігін жоғалтады, қабықты қоршаған кеңістікке «төгеді». Сонымен қатар, шаң да қызыл алыптардың кеңейетін атмосферасында туады, ол жерден радиациялық қысыммен жойылады. Олардың салқынында, жұлдыздардың, атмосфераның стандарттары бойынша (шамамен 2,5 - 3 мың кельвин) салыстырмалы түрде күрделі молекулалар өте көп.
Бірақ бұл жерде әлі шешілмеген жұмбақ бар. Шаңды жұлдыздардың эволюциясының жемісі деп санаған. Басқаша айтқанда, жұлдыздар туып, біраз уақыт өмір сүріп, қартаюы және, айталық, соңғы супернова жарылысында шаң шығаруы керек. Алдымен не келді: жұмыртқа ма, тауық па? Жұлдыздың дүниеге келуіне қажетті алғашқы шаң немесе қандай да бір себептермен шаңның көмегінсіз дүниеге келген алғашқы жұлдыз қартайып, жарылып, ең алғашқы шаңды құрады.
Басында не болды? Өйткені, 14 миллиард жыл бұрын Үлкен жарылыс болған кезде, Әлемде тек сутегі мен гелий болған, басқа элементтер жоқ! Дәл сол кезде олардан алғашқы галактикалар, үлкен бұлттар және олардың ішінде өмірде ұзақ жол жүруге тура келетін алғашқы жұлдыздар пайда бола бастады. Жұлдыздардың өзектеріндегі термоядролық реакциялар күрделірек «дәнекерленуі» керек еді химиялық элементтер, сутегі мен гелийді көміртегіге, азотқа, оттегіге және т.б. айналдырады, содан кейін ғана жұлдыз оның барлығын ғарышқа лақтыруы керек, жарылып немесе қабығын бірте-бірте түсіреді. Содан кейін бұл масса салқындауға, салқындатуға және, ең соңында, шаңға айналуы керек еді. Бірақ 2 миллиард жылдан кейін үлкен жарылыс, ең ерте галактикаларда шаң болған! Телескоптардың көмегімен ол бізден 12 миллиард жарық жылы қашықтықта орналасқан галактикаларда анықталды. Сонымен қатар, 2 миллиард жыл - бұл жұлдыздың толық өмір сүру циклі үшін тым қысқа кезең: бұл уақыт ішінде көптеген жұлдыздардың қартаюға уақыты болмайды. Жас Галактикада шаң қайдан пайда болды, егер сутегі мен гелийден басқа ештеңе болмаса, бұл жұмбақ.

Уақытқа қарап профессор сәл жымиды.

Бірақ сіз бұл жұмбақты үйде шешуге тырысасыз. Тапсырманы жазайық.

Үй жұмысы.

1. Бірінші не пайда болды, бірінші жұлдыз туралы ойланып көріңіз, әлде ол әлі тозаң ба?

Қосымша тапсырма.

1. Шаңның кез келген түрі туралы хабарлау (жұлдызаралық, планетааралық, айналмалы, галактикааралық)

2. Құрамы. Өзіңізді ғарыш шаңын зерттеуге тағайындалған ғалым ретінде елестетіңіз.

3. Суреттер.

үй оқушыларға тапсырма:

1. Шаң ғарышта не үшін қажет?

Қосымша тапсырма.

1. Кез келген шаң туралы хабарлаңыз. Мектептің бұрынғы оқушылары ережелерді есте сақтайды.

2. Құрамы. Ғарыштық шаңның жоғалуы.

3. Суреттер.

Ғарыштық шаң қайдан пайда болады? Біздің планетамыз тығыз ауа қабығымен - атмосферамен қоршалған. Атмосфераның құрамына барлығына белгілі газдардан басқа қатты бөлшектер – шаң да кіреді.

Негізінен желдің әсерінен көтерілетін топырақ бөлшектерінен тұрады. Жанартау атқылауы кезінде күшті шаң бұлттары жиі байқалады. Бүкіл «шаң қақпақтары» 2-3 км биіктікке жететін ірі қалалардың үстінде ілулі тұр. Бір текшедегі шаң бөлшектерінің саны. Қалаларда см ауа 100 мың данаға жетеді, ал таза тау ауасында оларда бірнеше жүз ғана болады. Дегенмен, құрлықтағы шаң салыстырмалы түрде аз биіктікке дейін көтеріледі - 10 км-ге дейін. Жанартау шаңы 40-50 км биіктікке жетеді.

Ғарыштық шаңның шығу тегі

100 км-ден едәуір асатын биіктікте шаң бұлттарының болуы анықталды. Бұл ғарыштық шаңнан тұратын «күміс бұлттар» деп аталады.

Ғарыштық шаңның шығу тегі өте алуан түрлі: оған ыдыраған кометалардың қалдықтары және Күннен лақтырылған және жарық қысымының күшімен бізге жеткізілген заттардың бөлшектері кіреді.

Әрине, әсерінен ауырлықбұл ғарыштық шаң бөлшектерінің едәуір бөлігі жерге баяу қонады. Мұндай ғарыштық шаңның болуы биік қарлы шыңдарда анықталды.

метеориттер

Осы баяу қонатын ғарыштық шаңнан басқа, күн сайын жүздеген миллион метеорттар біздің атмосфераның шекарасына түседі - біз оны «атып жатқан жұлдыздар» деп атаймыз. Секундына жүздеген километр ғарыштық жылдамдықпен ұшатын олар жер бетіне жеткенше ауа бөлшектерімен үйкеліс әсерінен күйіп кетеді. Олардың жану өнімдері де жерге шөгеді.

Дегенмен, метеорлардың арасында жер бетіне жететін ерекше үлкен үлгілер бар. Осылайша, 1908 жылы 30 маусымда таңғы сағат 5-те үлкен Тунгуска метеоритінің құлағаны белгілі, ол тіпті Вашингтонда (соғыс болған жерден 9 мың км қашықтықта) байқалған бірқатар сейсмикалық құбылыстармен бірге жүреді және жарылыстың күшін көрсетеді. метеориттің құлауы. Метеорит соқтығысқан жерді ерекше батылдықпен зерттеген профессор Кулик жүздеген шақырым радиуста соқтығысқан жерді қоршап тұрған қалың желді тапты. Өкінішке орай, метеорит табылмады. Британ мұражайының қызметкері Кирпатрик 1932 жылы КСРО-ға арнайы сапармен барған, бірақ метеорит құлаған жерге де жете алмаған. Дегенмен, ол массаны есептеген профессор Куликтің болжамын растады құлаған метеорит 100-120 тоннада.

Ғарыштық шаң бұлты

Академик В.И.Вернадскийдің гипотезасы қызық, ол метеорит емес, орасан зор жылдамдықпен қозғалатын орасан зор ғарыштық шаң бұлты түсуі мүмкін деп есептеді.

Академик Вернадский өз гипотезасын осы күндері сыртқы көрініспен растады үлкен санжоғары биіктікте сағатына 300-350 км жылдамдықпен қозғалатын жарқыраған бұлттар. Бұл гипотеза сонымен қатар айналадағы ағаштардың фактісін түсіндіре алады метеорит кратері, орнында қалды, ал одан әрі орналасқандары жарылыс толқынынан құлады.

Тунгус метеоритінен басқа, метеориттен шыққан бірқатар кратерлер де белгілі. Осы зерттелген кратерлердің біріншісін «Ібіліс каньоны» Аризона кратері деп атауға болады. Бір қызығы, оның жанынан тек темір метеориттің сынықтары ғана емес, сонымен қатар метеорит құлап, жарылған кезде жоғары температура мен қысымнан көміртектен түзілген ұсақ гауһар тастар да табылды.
Салмағы ондаған тонналық алып метеориттердің құлағанын куәландыратын бұл кратерлерден басқа, одан да кіші кратерлер бар: Австралияда, Эзел аралында және басқа да бірқатар.

Үлкен метеориттерден басқа, жыл сайын салмағы 10-12 грамнан 2-3 келіге дейін азырақ метеориттер түседі.

Егер Жерді тығыз атмосфера қорғамағанда, біз әрбір секунд сайын оқ жылдамдығынан асатын жылдамдықпен ұшатын ең кішкентай ғарыштық бөлшектермен бомбаланар едік.

Жұлдызаралық және планетааралық кеңістікте қатты денелердің ұсақ бөлшектері бар Күнделікті өміршаң деп атаймыз. Бұл бөлшектердің физикалық құрылымы ұқсас болғанымен жердегі шаңнан айыру үшін олардың жиналуын ғарыштық шаң деп атаймыз. Бұл өлшемдері 0,000001 сантиметрден 0,001 сантиметрге дейінгі бөлшектер, Химиялық құрамыбұл, жалпы, әлі белгісіз.

Бұл бөлшектер жиі әртүрлі тәсілдермен анықталатын бұлттарды құрайды. Мәселен, мысалы, біздің планеталық жүйеҒарыштық шаңның болуы күн сәулесінің оған шашырауы ежелден «зодиакальды жарық» деп аталатын құбылысты тудыратындығына байланысты анықталды. Біз зодиактық жарықты ерекше ашық түндерде аспанда зодиак бойымен созылып жатқан әлсіз жарқыраған жолақ түрінде байқаймыз, ол Күннен алыстаған сайын (бұл уақытта көкжиектен тыс жерде) бірте-бірте әлсірейді. Зодиакальды жарықтың қарқындылығын өлшеу және оның спектрін зерттеу оның ғарыштық шаң бұлтын құрайтын, Күнді қоршап, Марс орбитасына жететін бөлшектерге күн сәулесінің шашырауынан туындайтынын көрсетеді (Осылайша, Жер ғарыштық бұлттың ішінде болады. шаң).
Жұлдызаралық кеңістіктерде ғарыштық шаң бұлттарының болуы дәл осылай анықталады.
Кез келген шаң бұлты салыстырмалы түрде жарқыраған жұлдызға жақындаса, онда бұл жұлдыздың жарығы бұлтқа шашырап кетеді. Содан кейін біз бұл шаң бұлтын «тұрақты емес тұмандық» (диффузды тұмандық) деп аталатын жарқын дақ түрінде табамыз.
Кейде ғарыштық шаңның бұлты артындағы жұлдыздарды жауып тұратындықтан көрінеді. Содан кейін біз оны жұлдыздармен нүктеленген аспан фонында салыстырмалы түрде қараңғы дақ түрінде ажыратамыз.
Ғарыштық шаңды анықтаудың үшінші әдісі - жұлдыздардың түсін өзгерту. Ғарыштық шаң бұлтының артында орналасқан жұлдыздар, жалпы алғанда, қызылырақ болады. Ғарыштық шаң, жердегі шаң сияқты, одан өтетін жарықтың «қызаруын» тудырады. Біз бұл құбылысты жер бетінде жиі байқай аламыз. Тұманды түндерде бізден қашықтықта орналасқан шамдар жақын маңдағы шамдарға қарағанда қызарғанын көреміз, олардың жарығы іс жүзінде өзгеріссіз қалады. Дегенмен, біз ескертпе жасауымыз керек: кішкентай бөлшектерден тұратын шаң ғана түстің өзгеруіне әкеледі. Дәл осындай шаң жұлдызаралық және планетааралық кеңістіктерде жиі кездеседі. Ал бұл шаң оның артында жатқан жұлдыздардың жарығын «қызартуын» тудыратынына қарап, оның бөлшектерінің көлемі шағын, шамамен 0,00001 см деген қорытындыға келеміз.
Біз ғарыштық шаңның қайдан келетінін нақты білмейміз. Сірә, бұл жұлдыздар, әсіресе жас жұлдыздар үнемі лақтыратын газдардан туындайды. Газ төмен температураларқатып, айналады қаттығарыштық шаңның бөлшектерінде. Және, керісінше, бұл шаңның бір бөлігі салыстырмалы түрде жоғары температурада, мысалы, қандай да бір ыстық жұлдызға жақын жерде немесе ғарыштық шаңның екі бұлтының соқтығысуы кезінде, жалпы айтқанда, біздің аймақта сирек емес. Ғалам, қайтадан газға айналады.

Әлемде миллиардтаған жұлдыздар мен планеталар бар. Ал егер жұлдыз газдың жалын шары болса, онда Жер сияқты планеталар қатты элементтерден тұрады. Ғаламшарлар жаңадан пайда болған жұлдыздың айналасында айналатын шаң бұлттарында пайда болады. Өз кезегінде бұл шаңның дәндері көміртегі, кремний, оттегі, темір және магний сияқты элементтерден тұрады. Бірақ ғарыштық шаң бөлшектері қайдан келеді? Копенгагендегі Нильс Бор институтының жаңа зерттеуі шаң түйіршіктері алып супернова жарылыстарында пайда болып қана қоймай, олар шаңға әсер ететін әртүрлі жарылыстардың кейінгі соққы толқындарынан да төтеп бере алатынын көрсетеді.

Ғарыштық шаңның супернова жарылыстарында қалай пайда болатыны туралы компьютерде жасалған кескін. Дереккөз: ESO/M. Корнмессер

Ғарыштық шаңның қалай пайда болғаны астрономдар үшін ұзақ уақыт жұмбақ болып келді. Шаң элементтерінің өзі жұлдыздардағы жарқыраған сутегі газында түзіледі. Сутегі атомдары бір-бірімен қосылып, ауыр және ауыр элементтер түзеді. Нәтижесінде жұлдыз жарық түрінде сәуле шығара бастайды. Барлық сутегі таусылып, энергияны алу мүмкін болмаған кезде, жұлдыз өледі және оның қабығы жас жұлдыздар қайтадан туа алатын әртүрлі тұмандықтар түзетін ғарыш кеңістігіне ұшады. Ауыр элементтер, ең алдымен, үлкен жарылыс кезінде өлетін массивті жұлдыздар болып табылатын асқын жаңа жұлдыздарда түзіледі. Бірақ біртұтас элементтердің бір-біріне жабысып, ғарыштық шаңды құрайтыны жұмбақ күйінде қалды.

«Мәселе мынада, егер шаң супернованың жарылыстарындағы элементтермен бірге пайда болса да, оқиғаның өзі соншалықты күшті, бұл ұсақ түйіршіктер аман қалмауы керек еді. Бірақ ғарыштық шаң бар және оның бөлшектері мүлдем басқа өлшемдерде болуы мүмкін. Біздің зерттеуіміз бұл мәселеге жарық түсіреді», - дейді Нильс Бор институтының қараңғы космология орталығының жетекшісі, профессор Йенс Хьорт.

сурет Хаббл телескопы SN 2010jl жарқын суперновасы пайда болған ерекше ергежейлі галактика. Сурет пайда болғанға дейін түсірілген, сондықтан көрсеткі оның төл жұлдызын көрсетеді. Жарылған жұлдыз өте массивті болды, шамамен 40 күн массасы. Дереккөз: ESO

Ғарыштық шаңды зерттеуде ғалымдар Чилидегі Өте үлкен телескоп (VLT) кешенінде X-shooter астрономиялық құралын пайдаланып суперноваларды бақылайды. Оның таңғажайып сезімталдығы бар және оған енгізілген үш спектрограф бар. ультракүлгін және көрінетін инфрақызылға дейінгі барлық жарық спектрін бірден бақылай алады. Хьорт бастапқыда олар «дұрыс» супернованың жарылысын күткенін түсіндіреді. Міне, сол кезде болды, бақылау науқаны басталды. Бақыланатын жұлдыз ерекше жарқыраған, әдеттегі орташа суперновадан 10 есе жарық, ал оның массасы Күндікінен 40 есе көп болды. Жалпы алғанда, жұлдызды бақылау зерттеушілерге екі жарым жылға созылды.

«Шаң жарықты сіңіреді және біздің деректерімізді пайдалана отырып, біз шаңның мөлшері, оның құрамы мен дәнінің мөлшері туралы айтып бере алатын функцияны есептей алдық. Нәтижелерде біз шынымен қызықты нәрсе таптық», - деді Криста Гол.

Ғарыштық шаңның пайда болуының алғашқы қадамы - жұлдыздың құрамында сутегі, гелий және көміртегі бар материалды ғарышқа шығаратын шағын жарылыс. Бұл газ бұлты жұлдыздың айналасындағы қабықшаға айналады. Осылардың тағы бірнешеуі жыпылықтайды және қабық тығызырақ болады. Ақырында, жұлдыз жарылып, тығыз газ бұлты оның өзегін толығымен орап алады.

«Жұлдыз жарылған кезде соққы толқыны бетон қабырғаға соғылған кірпіш сияқты тығыз газ бұлтына соғылады. Мұның бәрі газ фазасында керемет температурада болады. Бірақ жарылыс болған жер тығыз болып, Цельсий бойынша 2000 градусқа дейін салқындайды. Бұл температура мен тығыздықта элементтер ядроланып, қатты бөлшектер түзе алады. Біз бір микрон сияқты кішкентай шаң түйірлерін таптық, бұл осы элементтер үшін өте үлкен мән. Бұл өлшемде олар галактика арқылы болашақ сапарларынан аман қалуы керек ».

Осылайша, ғалымдар ғарыштық шаң қалай пайда болады және өмір сүреді деген сұраққа жауап тапты деп есептейді.

Массасы бойынша шаңның қатты бөлшектері Ғаламның елеусіз бөлігін құрайды, бірақ жұлдыз аралық шаңның арқасында жұлдыздар, планеталар және ғарышты зерттейтін және жұлдыздарды тамашалайтын адамдар пайда болды және пайда болуын жалғастыруда. Бұл ғарыштық шаң қандай зат? Адамдарды ғарышқа экспедицияларды кем дегенде бір уыс жұлдыз аралық шаңды шығарып, Жерге әкелу үшін ғана емес, тек сенімділікпен емес, шағын мемлекеттің жылдық бюджетіне тең етіп жабдықтауға не мәжбүр етеді?

Жұлдыздар мен планеталар арасында

Астрономиядағы шаңды ұсақ, көлемі микронның фракциялары, ғарышта ұшатын қатты бөлшектер деп атайды. Ғарыштық шаң жиі шартты түрде планетааралық және жұлдызаралық болып бөлінеді, дегенмен, планетааралық кеңістікке жұлдызаралық кіруге тыйым салынбаған. Оны «жергілікті» шаңның арасынан табу оңай емес, ықтималдығы төмен және оның Күнге жақын қасиеттері айтарлықтай өзгеруі мүмкін. Енді, егер сіз Күн жүйесінің шекарасына ұшып кетсеңіз, онда нағыз жұлдызаралық шаңды ұстау ықтималдығы өте жоғары. Идеал нұсқа - Күн жүйесінен толығымен шығу.

Шаң планетааралық, кез келген жағдайда, Жерге салыстырмалы жақындықта - бұл мәселе жеткілікті түрде зерттелген. Күн жүйесінің бүкіл кеңістігін толтырып, оның экваторының жазықтығына шоғырланған ол негізінен астероидтардың кездейсоқ соқтығысуы және Күнге жақындаған кометалардың жойылуы нәтижесінде дүниеге келген. Шаңның құрамы, шын мәнінде, Жерге түсетін метеориттердің құрамынан ерекшеленбейді: оны зерттеу өте қызықты және бұл салада әлі де көптеген жаңалықтар ашылады, бірақ бұл жерде ерекше нәрсе жоқ сияқты. интрига осында. Бірақ осы ерекше шаңның арқасында батыста күн батқаннан кейін немесе шығыста күн шыққанға дейін жақсы ауа-райында сіз көкжиектен жоғары ақшыл жарық конусын таңдай аласыз. Бұл кішкентай ғарыштық шаң бөлшектерімен шашыраған зодиакалды күн сәулесі деп аталады.

Енді жұлдыздар арасындағы кеңістікте немесе олардың жанында, әрине, химиялық емес, физикалық, яғни спектроскопиялық әдістер табылды: су, көміртегі оксидтері, азот, күкірт және кремний, хлорсутек, аммиак, ацетилен, органикалық қышқылдар, мысалы құмырсқа және сірке, этил және метил спирттері, бензол, нафталин. Олар тіпті глицин амин қышқылын тапты!

Күн жүйесіне еніп, Жерге түсетін жұлдызаралық шаңды ұстап, зерттеу қызықты болар еді. Оны «ұстау» мәселесі оңай емес, өйткені бірнеше жұлдызаралық шаң бөлшектері күн сәулесінде, әсіресе Жер атмосферасында өздерінің мұз «жабындарын» сақтай алады. Үлкендері тым қатты қызады, олардың ғарыштық жылдамдығын тез сөндіру мүмкін емес, ал шаң бөлшектері «жанып кетеді». Кішкентайлары, алайда, қабықтың бір бөлігін сақтай отырып, атмосферада жылдар бойы жоспарлайды, бірақ бұл жерде оларды табу және анықтау мәселесі туындайды.

Тағы бір өте қызықты деталь бар. Бұл ядролары көміртектен тұратын шаңға қатысты. Жұлдыздардың өзектерінде синтезделген және ғарышқа кететін көміртегі, мысалы, қартаю атмосферасынан (қызыл алыптар сияқты) жұлдыз аралық кеңістікке ұшатын жұлдыздар, салқындатылған су буынан тұман жиналатындай салқындайды және конденсацияланады. ыстық күннен кейін ойпат. Кристалдану жағдайларына байланысты графиттің, алмаз кристалдарының (кіші гауһар тастардың тұтас бұлттарын елестетіп көріңізші!) және тіпті көміртегі атомдарының (фуллерендер) қуыс шарларының қабаттық құрылымдарын алуға болады. Оларда, мүмкін, сейфте немесе контейнерде, өте ежелгі жұлдыздың атмосферасының бөлшектері сақталады. Мұндай шаң бөлшектерін табу үлкен жетістік болар еді.

Ғарыш шаңы қай жерде кездеседі?

Айта кету керек, ғарыштық вакуум ұғымы толығымен бос нәрсе ретінде ұзақ уақыт бойы тек поэтикалық метафора болып қала берді. Шындығында, ғаламның бүкіл кеңістігі, жұлдыздар мен галактикалар арасында, материяға толы, ағып жатыр. элементар бөлшектер, сәулелену және магниттік, электрлік және гравитациялық өрістер. Түрлі бағалаулар бойынша Ғаламның жалпы массасына қосқан үлесі бар болғаны 10-24 г/см 3 орташа тығыздығымен шамамен 12%-ды құрайтын газ, шаң және плазмаға қол тигізуге болады. Ғарыштағы газ ең көп, шамамен 99%. Бұл негізінен сутегі (77,4% дейін) және гелий (21%), қалғандары массаның екі пайызынан азын құрайды. Содан кейін массасы бойынша шаң бар, ол газдан жүз есе дерлік аз.

Кейде жұлдызаралық және галактика аралық кеңістіктегі бос кеңістік дерлік идеалды болғанымен: кейде материяның бір атомы үшін 1 литр кеңістік бар! Жердегі зертханаларда да, күн жүйесінде де мұндай вакуум жоқ. Салыстыру үшін келесі мысалды келтіруге болады: біз тыныс алатын ауаның 1 см 3 бөлігінде шамамен 30 000 000 000 000 000 000 молекула бар.

Бұл зат жұлдызаралық кеңістікте өте біркелкі таралған. Көп бөлігіжұлдыз аралық газ бен шаң Галактика дискісінің симметрия жазықтығына жақын жерде газ және шаң қабатын құрайды. Оның біздің Галактикадағы қалыңдығы бірнеше жүз жарық жылы. Оның спираль тәрізді тармақтары (қолдары) мен өзегіндегі газ бен шаңның көп бөлігі негізінен көлемі 5-тен 50 парсекке (16160 жарық жылы) дейінгі және салмағы ондаған мың, тіпті миллиондаған күн массаларын құрайтын алып молекулалық бұлттарда шоғырланған. Бірақ бұл бұлттардың ішінде де зат біркелкі таралады. Бұлттың негізгі көлемінде, негізінен молекулалық сутектен жасалған жүн деп аталатын пальто, бөлшектердің тығыздығы 1 см 3 үшін шамамен 100 дана. Бұлт ішіндегі тығыздауларда ол 1 см 3-ге ондаған мың бөлшектерге жетеді, ал бұл тығыздықтардың өзектерінде, жалпы алғанда, 1 см 3-ке миллиондаған бөлшектер. Жұлдыздардың, планеталардың және, сайып келгенде, өзіміздің бар болуымыз үшін Әлемдегі материяның таралуының біркелкі еместігі. Жұлдыздар тығыз және салыстырмалы түрде суық молекулалық бұлттарда болғандықтан туады.

Бір қызығы: бұлттың тығыздығы неғұрлым жоғары болса, соғұрлым оның құрамы әртүрлі болады. Бұл жағдайда бұлттың (немесе оның жеке бөліктерінің) тығыздығы мен температурасы мен молекулалары сол жерде кездесетін заттар арасында сәйкестік бар. Бір жағынан, бұл бұлттарды зерттеуге ыңғайлы: олардың жеке құрамдас бөліктерін спектрдің сипаттамалық сызықтары бойымен әртүрлі спектрлік диапазондарда бақылау арқылы, мысалы, CO, OH немесе NH 3, сіз сол немесе басқа бөлікке «қарауға» болады. оның. Екінші жағынан, бұлттың құрамы туралы деректер онда болып жатқан процестер туралы көп білуге мүмкіндік береді.

Сонымен қатар, жұлдызаралық кеңістікте, спектрлер бойынша, жер жағдайында болуы мүмкін емес заттар да бар. Бұл иондар мен радикалдар. Олардың химиялық белсенділігі соншалық, олар Жерде бірден реакцияға түседі. Ғарыштың сирек кездесетін суық кеңістігінде олар ұзақ және өте еркін өмір сүреді.

Жалпы, жұлдызаралық кеңістіктегі газ тек атомдық емес. Суық жерде 50 кельвиннен аспайды, атомдар молекулалар түзе отырып, бірге тұрып қалады. Дегенмен, жұлдызаралық газдың үлкен массасы әлі де атом күйінде. Бұл негізінен сутегі, оның бейтарап түрі 1951 жылы салыстырмалы түрде жақында ашылды. Өздеріңіз білетіндей, ол ұзындығы 21 см (жиілігі 1420 МГц) радиотолқындарды шығарады, оның қарқындылығы оның Галактикада қаншалықты екенін анықтады. Айтпақшы, ол жұлдыздар арасындағы кеңістікте біркелкі таралады. Атом сутегінің бұлттарында оның концентрациясы 1 см3-де бірнеше атомға жетеді, бірақ бұлттар арасында ол аз мөлшерде болады.

Ақырында, ыстық жұлдыздардың жанында газ иондар түрінде болады. Күшті ультракүлгін сәуле газды қыздырып, иондандырады және ол жарқырай бастайды. Сондықтан аудандар жоғары концентрациятемпературасы шамамен 10 000 К болатын ыстық газ жарқыраған бұлттарға ұқсайды. Оларды жеңіл газ тұмандары деп атайды.

Ал кез келген тұмандықта азды-көпті дәрежеде жұлдыз аралық шаң болады. Тұмандықтардың шартты түрде шаңды және газ тәрізді болып бөлінуіне қарамастан, олардың екеуінде де шаң бар. Қалай болғанда да, бұл шаң, шамасы, тұмандықтардың тереңдігінде жұлдыздардың пайда болуына көмектеседі.

тұман объектілері

Барлық ғарыштық нысандардың ішінде тұмандықтар ең әдемісі болуы мүмкін. Рас, көрінетін диапазондағы қараңғы тұмандықтар аспандағы қара дақтарға ұқсайды, олар фонда жақсы байқалады Құс жолы. Бірақ электромагниттік толқындардың басқа диапазондарында, мысалы, инфрақызыл, олар өте жақсы көрінеді және суреттер өте ерекше.

Тұмандықтар кеңістікте оқшауланған, гравитациялық күштермен немесе сыртқы қысыммен, газдың және шаңның жиналуымен байланысты. Олардың массасы 0,1-ден 10 000 күн массасына дейін, ал өлшемдері 1-ден 10 парсекке дейін болуы мүмкін.

Алғашында астрономдарды тұмандықтар ренжітті. 19 ғасырдың ортасына дейін ашылған тұмандықтар жұлдыздарды бақылауға және жаңа кометаларды іздеуге кедергі келтіретін тітіркендіргіш кедергі ретінде қарастырылды. 1714 жылы аты атақты кометаға ие болған ағылшын Эдмон Халли тіпті «комета ұстаушыларды» адастырмас үшін алты тұмандықтың «қара тізімін» жасады, ал француз Шарль Мессиер бұл тізімді 103 нысанға дейін кеңейтті. Бақытымызға орай, музыкант сэр Уильям Гершель, астрономияға ғашық болған оның әпкесі мен ұлы тұмандықтарға қызығушылық танытты. Аспанды өздерінің құрастырған телескоптары арқылы бақылай отырып, олар 5 079 ғарыш нысаны туралы ақпаратты қамтитын тұмандықтар мен жұлдыздар шоғырларының каталогын қалдырды!

Гершельс сол жылдардағы оптикалық телескоптардың мүмкіндіктерін іс жүзінде таусылды. Дегенмен, фотосурет өнертабысы және ұзақ экспозиция уақыты өте әлсіз жарықты объектілерді табуға мүмкіндік берді. Сәл кейінірек спектрлік талдау әдістері, электромагниттік толқындардың әртүрлі диапазонындағы бақылаулар болашақта көптеген жаңа тұмандықтарды анықтауға ғана емес, сонымен қатар олардың құрылымы мен қасиеттерін анықтауға мүмкіндік берді.

Жұлдызаралық тұмандық екі жағдайда жарқыраған болып көрінеді: не оның ыстықтығы сонша, оның газының өзі жарқырайды, мұндай тұмандықтар эмиссиялық тұмандықтар деп аталады; немесе тұмандықтың өзі суық, бірақ оның шаңы жақын маңдағы жарық жұлдыздың жарығын шашыратады, бұл шағылысатын тұмандық.

Қараңғы тұмандықтар да газ бен шаңның жұлдызаралық жинақтары болып табылады. Бірақ кейде күшті бинокльмен немесе телескоппен көрінетін, мысалы, Орион тұмандығы сияқты жеңіл газ тәрізді тұмандықтардан айырмашылығы, қараңғы тұмандықтар жарық шығармайды, бірақ оны сіңіреді. Жұлдыздың жарығы осындай тұмандықтар арқылы өткенде, шаң оны толығымен жұтып, оны көзге көрінбейтін инфрақызыл сәулеге айналдырады. Сондықтан мұндай тұмандықтар аспандағы жұлдызсыз шөгінділерге ұқсайды. В.Гершель оларды «аспандағы тесіктер» деп атаған. Солардың ішіндегі ең кереметі - Жылқы тұмандығы.

Дегенмен, шаң бөлшектері жұлдыздардың жарығын толығымен жұтып қоймауы мүмкін, бірақ таңдаулы түрде оны жартылай ғана шашыратады. Өйткені, жұлдыз аралық шаң бөлшектерінің мөлшері көгілдір жарықтың толқын ұзындығына жақын, сондықтан ол шашыраңқы және күштірек жұтылады, ал жұлдыздар сәулесінің «қызыл» бөлігі бізге жақсырақ жетеді. Айтпақшы, бұл жақсы жолШаң түйіршіктерінің мөлшерін әртүрлі толқын ұзындықтағы жарықты әлсірету жолымен бағалау.

бұлттан шыққан жұлдыз

Жұлдыздардың пайда болу себептері нақты анықталған жоқ, эксперименттік деректерді азды-көпті сенімді түрде түсіндіретін модельдер ғана бар. Сонымен қатар, жұлдыздардың пайда болу жолдары, қасиеттері және одан әрі тағдыры өте әртүрлі және көптеген факторларға байланысты. Дегенмен, жақсы бекітілген тұжырымдама, дәлірек айтсақ, ең дамыған гипотеза бар, оның мәні, ең жалпы сөзбен айтқанда, жұлдыздар материяның тығыздығы жоғарылаған аймақтарда жұлдызаралық газдан пайда болады, яғни жұлдызаралық бұлттардың тереңдігі. Материал ретінде шаңды елемеуге болады, бірақ оның жұлдыздардың пайда болуындағы рөлі орасан зор.

Бұл болады (ең қарабайыр нұсқада, бір жұлдыз үшін), шамасы, осылай. Біріншіден, жұлдыз аралық ортадан протожұлдыз бұлты конденсацияланады, бұл гравитациялық тұрақсыздыққа байланысты болуы мүмкін, бірақ себептері әртүрлі болуы мүмкін және әлі толық түсінілмеген. Қалай болғанда да, ол қоршаған кеңістіктен материяны қысқартады және тартады. Осы кішірейетін газ шарының орталығындағы молекулалар атомдарға, содан кейін иондарға ыдырай бастағанша оның орталығындағы температура мен қысым көтеріледі. Мұндай процесс газды салқындатады, ал өзек ішіндегі қысым күрт төмендейді. Өзек қысылып, бұлт ішінде оның сыртқы қабаттарын тастай отырып, соққы толқыны таралады. Протожұлдыз түзіледі, ол гравитациялық күштердің әсерінен оның орталығында реакциялар басталғанша кішірейе береді. термоядролық синтезсутектің гелийге айналуы. Қысу біраз уақытқа дейін, гравитациялық сығылу күштері газ және сәулелік қысым күштерімен теңестірілгенге дейін жалғасады.

Түзілген жұлдыздың массасы оны «шығарған» тұмандық массасынан әрқашан аз болатыны анық. Ядроға түсіп үлгермеген материяның бір бөлігі соққы толқынымен «алып кетеді», радиация және бөлшектер осы процесте қоршаған кеңістікке жай ағып кетеді.

Жұлдыздар мен жұлдыздық жүйелердің қалыптасу процесіне көптеген факторлар әсер етеді, соның ішінде магнит өрісі, бұл көбінесе жұлдызды жұлдыз бұлтының екіге, азырақ үш фрагментке «үзілуіне» ықпал етеді, олардың әрқайсысы өз протожұлдызына сығылады. гравитацияның әсері. Осылайша, мысалы, көптеген қос жұлдыздық жүйелер пайда болады - ортақ массалар центрінің айналасында айналатын және кеңістікте біртұтас ретінде қозғалатын екі жұлдыз.

Жұлдыздардың ішіндегі ядролық отынның «қартаюы» бірте-бірте жанып, соғұрлым тезірек көбірек жұлдыз. Бұл жағдайда реакциялардың сутегі циклі гелиймен ауыстырылады, содан кейін ядролық синтез реакциялары нәтижесінде темірге дейін барған сайын ауыр химиялық элементтер түзіледі. Ақырында термоядролық реакциялардан артық энергия алмаған ядроның көлемі күрт кішірейіп, тұрақтылығын жоғалтады, ал заты, өзі сияқты, өзіне түседі. Күшті жарылыс пайда болады, оның барысында материя миллиардтаған градусқа дейін қызады, ал ядролар арасындағы өзара әрекеттесу ең ауырға дейін жаңа химиялық элементтердің пайда болуына әкеледі. Жарылыс энергияның күрт бөлінуімен және заттардың бөлінуімен бірге жүреді. Жұлдыз жарылады, бұл процесс супернованың жарылысы деп аталады. Сайып келгенде, жұлдыз массасына байланысты айналады нейтрондық жұлдызнемесе қара тесік.

Бұл шын мәнінде болатын нәрсе шығар. Қалай болғанда да, жас, яғни ыстық жұлдыздар мен олардың шоғырлары негізінен тұмандықтарда, яғни газ бен шаңның тығыздығы жоғары аймақтарда болатыны сөзсіз. Бұл әртүрлі толқын ұзындығы диапазонында телескоптармен түсірілген фотосуреттерде анық көрінеді.

Әрине, бұл оқиғалар тізбегінің ең өрескел қысқаша мазмұнынан басқа ештеңе емес. Біз үшін екі тармақ принципті түрде маңызды. Біріншіден, шаңның жұлдыздардың пайда болуындағы рөлі қандай? Ал екіншісі, шын мәнінде, ол қайдан келеді?

Әмбебап салқындатқыш

Ғарыштық материяның жалпы массасында шаңның өзі, яғни көміртегі, кремний және кейбір басқа элементтердің қатты бөлшектерге біріктірілген атомдары соншалықты кішкентай, кез келген жағдайда, жұлдыздар үшін құрылыс материалы ретінде олар мүмкін болатын сияқты. есепке алынбайды. Алайда, шын мәнінде, олардың рөлі үлкен, олар ыстық жұлдызаралық газды салқындатып, оны сол өте суық тығыз бұлтқа айналдырады, содан кейін жұлдыздар алынады.

Өйткені жұлдыз аралық газ өзін суыта алмайды. Электрондық құрылымСутегі атомының энергиясы спектрдің көрінетін және ультракүлгін аймақтарында сәуле шығару арқылы артық энергиядан бас тарта алатындай, бірақ инфрақызыл диапазонда емес. Бейнелеп айтқанда, сутегі жылу шығара алмайды. Дұрыс салқындату үшін оған «тоңазытқыш» қажет, оның рөлін жұлдызаралық шаң бөлшектері дәл атқарады.

Шаң түйіршіктерімен жоғары жылдамдықпен соқтығысқанда, ауыр және баяу шаң түйірлерінен айырмашылығы, газ молекулалары тез ұшады, олар жылдамдығын жоғалтады және олардың кинетикалық энергиясы шаң дәніне ауысады. Ол сондай-ақ қызады және осы артық жылуды қоршаған кеңістікке, соның ішінде инфрақызыл сәуле түрінде береді, ал өзі салқындатылады. Сонымен, жұлдыз аралық молекулалардың жылуын қабылдай отырып, шаң газ бұлтын салқындатып, радиатордың бір түрі ретінде әрекет етеді. Оның массасы көп емес - бұлттың бүкіл затының массасының шамамен 1% -ы, бірақ бұл миллиондаған жылдар бойы артық жылуды кетіруге жеткілікті.

Бұлттың температурасы төмендегенде, қысым да төмендейді, бұлт конденсацияланады және одан жұлдыздар пайда болуы мүмкін. Жұлдыз пайда болған материалдың қалдықтары өз кезегінде планеталардың пайда болуының көзі болып табылады. Мұнда шаң бөлшектері қазірдің өзінде олардың құрамына кіреді және көп мөлшерде. Өйткені, жұлдыз туылғаннан кейін, айналасындағы барлық газды қыздырып, тездетеді, ал шаң жақын жерде ұшу үшін қалады. Өйткені, ол салқындатуға қабілетті және жеке газ молекулаларына қарағанда әлдеқайда күшті жаңа жұлдызға тартылады. Ақырында, жаңа туған жұлдыздың жанында шаң бұлты, ал шетінде шаңға қаныққан газ бар.

Онда Сатурн, Уран және Нептун сияқты газды планеталар дүниеге келеді. Жұлдыздың жанында қатты планеталар пайда болады. Бізде Марс, Жер, Венера және Меркурий бар. Бұл екі аймаққа айтарлықтай айқын бөліну болып табылады: газ планеталары және қатты. Сонымен, Жер негізінен жұлдыз аралық шаң бөлшектерінен тұратын болып шықты. Металл шаң бөлшектері планета ядросының бір бөлігіне айналды, ал қазір Жердің үлкен темір өзегі бар.

Жас ғаламның құпиясы

Егер галактика пайда болса, онда шаң қайдан пайда болады?Негізі ғалымдар түсінеді. Оның ең маңызды көздері - жаңа және суперновалар, олар массасының бір бөлігін жоғалтады, қабықты қоршаған кеңістікке «төгеді». Сонымен қатар, шаң да қызыл алыптардың кеңейетін атмосферасында туады, ол жерден радиациялық қысыммен жойылады. Олардың салқынында, жұлдыздардың, атмосфераның стандарттары бойынша (шамамен 2,5 3 мың кельвин) салыстырмалы түрде күрделі молекулалар өте көп.

Бірақ бұл жерде әлі шешілмеген жұмбақ бар. Шаңды жұлдыздардың эволюциясының жемісі деп санаған. Басқаша айтқанда, жұлдыздар туып, біраз уақыт өмір сүріп, қартаюы және, айталық, соңғы супернова жарылысында шаң шығаруы керек. Бірақ алдымен не болды, жұмыртқа ма, тауық па? Жұлдыздың дүниеге келуіне қажетті алғашқы шаң немесе қандай да бір себептермен шаңның көмегінсіз дүниеге келген алғашқы жұлдыз қартайып, жарылып, ең алғашқы шаңды құрады.

Басында не болды? Өйткені, 14 миллиард жыл бұрын Үлкен жарылыс болған кезде, Әлемде тек сутегі мен гелий болған, басқа элементтер жоқ! Дәл сол кезде олардан алғашқы галактикалар, үлкен бұлттар және олардың ішінде өмірде ұзақ жол жүруге тура келетін алғашқы жұлдыздар пайда бола бастады. Жұлдыздардың өзектеріндегі термоядролық реакциялар күрделірек химиялық элементтерді «дәнекерлеуі», сутегі мен гелийді көміртегі, азот, оттегі және т.б. айналдыруы керек еді, содан кейін ғана жұлдыз оның бәрін жарып немесе біртіндеп ғарышқа лақтыруы керек еді. қабықты тастау. Содан кейін бұл масса салқындауға, салқындатуға және, ең соңында, шаңға айналуы керек еді. Бірақ Үлкен жарылыстан кейін 2 миллиард жыл өткен соң, ең алғашқы галактикаларда шаң пайда болды! Телескоптардың көмегімен ол бізден 12 миллиард жарық жылы қашықтықта орналасқан галактикаларда анықталды. Сонымен қатар, 2 миллиард жыл - бұл жұлдыздың толық өмір сүру циклі үшін тым қысқа кезең: бұл уақыт ішінде көптеген жұлдыздардың қартаюға уақыты болмайды. Жас Галактикада шаң қайдан пайда болды, егер сутегі мен гелийден басқа ештеңе болмаса, жұмбақ.

Мот реакторы

Жұлдызаралық шаң әмбебап хладагент ретінде әрекет етіп қана қоймайды, мүмкін, шаңның арқасында ғарышта күрделі молекулалар пайда болады.

Өйткені, шаң түйіршіктерінің беті бір мезгілде атомдардан молекулалар түзілетін реактор және олардың синтезінің реакцияларының катализаторы ретінде қызмет ете алады. Өйткені, әртүрлі элементтердің көптеген атомдарының бір нүктеде бірден соқтығысуы, тіпті абсолютті нөлден сәл жоғары температурада бір-бірімен әрекеттесу ықтималдығы елестету мүмкін емес. Екінші жағынан, шаң түйіршіктерінің әртүрлі атомдармен немесе молекулалармен, әсіресе салқын тығыз бұлттың ішінде ұшу кезінде дәйекті түрде соқтығысу ықтималдығы өте жоғары. Шындығында, осылай болады, онда мұздатылған атомдар мен молекулалардан жұлдызаралық шаң түйірлерінің қабығы пайда болады.

Қатты бетінде атомдар қатар орналасады. Шаң түйіршіктерінің үстінен қозғалып, энергия жағынан ең қолайлы позицияны іздеуде атомдар кездеседі және жақын жерде бола отырып, бір-бірімен әрекеттесу мүмкіндігіне ие болады. Әрине, шаң дәнінің температурасына сәйкес өте баяу. Бөлшектердің беті, әсіресе ядросында металы бар бөлшектер, катализатордың қасиеттерін көрсете алады. Жердегі химиктер ең тиімді катализаторлар молекулалар жиналып, содан кейін реакцияға түсетін, қалыпты жағдайда бір-біріне мүлдем «немқұрайлы» болатын өлшемдері микронның бір бөлігі ғана бөлшектер екенін жақсы біледі. Шамасы, молекулалық сутегі де осылай түзіледі: оның атомдары шаң дәніне «жабысып», содан кейін одан ұшып кетеді, бірақ қазірдің өзінде жұп болып, молекулалар түрінде.

Бұл өте жақсы болуы мүмкін, бұл кішкентай жұлдызаралық шаң түйіршіктері, олардың қабығында аздап сақталған органикалық молекулалар, соның ішінде ең қарапайым аминқышқылдары және шамамен 4 миллиард жыл бұрын Жерге алғашқы «тіршілік тұқымдарын» әкелді. Бұл, әрине, әдемі гипотезадан басқа ештеңе емес. Бірақ оның пайдасына амин қышқылы глицин суық газ және шаң бұлттарының құрамында табылған. Мүмкін басқалары да бар шығар, әзірге телескоптардың мүмкіндіктері оларды анықтауға мүмкіндік бермейді.

Шаңды аулау

Жерде немесе оның серіктерінде орналасқан телескоптар мен басқа құралдардың көмегімен, әрине, қашықтықта жұлдызаралық шаңның қасиеттерін зерттеуге болады. Бірақ жұлдыз аралық шаң бөлшектерін ұстау әлдеқайда қызықтырақ, содан кейін оларды егжей-тегжейлі зерттеп, теориялық емес, практикалық түрде олардың неден тұратынын, қалай орналасқанын білу. Мұнда екі нұсқа бар. Сіз ғарыштың тереңдігіне жете аласыз, сол жерде жұлдызаралық шаң жинай аласыз, оны Жерге әкеле аласыз және оны барлығымен бірге талдай аласыз. мүмкін жолдары. Немесе күн жүйесінен ұшып шығуға және деректерді Жерге жібере отырып, ғарыш кемесінің бортында жол бойындағы шаңды талдауға болады.

Жұлдызаралық шаң үлгілерін және жалпы жұлдызаралық ортаның затын әкелудің алғашқы әрекетін NASA бірнеше жыл бұрын жасаған. Ғарыш кемесі жұлдызаралық шаң мен ғарыштық жел бөлшектерін жинауға арналған арнайы тұзақтармен - коллекторлармен жабдықталған. Шаң бөлшектерін қабығын жоғалтпай ұстау үшін тұзақтар аэрогель деп аталатын арнайы затпен толтырылған. Бұл өте жеңіл көбікті зат (құрамы коммерциялық құпия болып табылады) желеге ұқсайды. Оған кіргеннен кейін шаң бөлшектері кептеліп қалады, содан кейін, кез келген қақпандағы сияқты, қақпақ жер бетінде ашық болу үшін жабылады.

Бұл жоба Stardust Stardust деп аталды. Оның бағдарламасы керемет. 1999 жылдың ақпанында ұшырылғаннан кейін, борттағы жабдық өткен жылдың ақпан айында Жерге жақын ұшқан Wild-2 кометасының тікелей маңайындағы жұлдызаралық шаң мен бөлек шаң үлгілерін жинайды. Енді осы ең құнды жүкпен толтырылған контейнерлермен кеме 2006 жылдың 15 қаңтарында Солт-Лейк-Ситидің (АҚШ) маңындағы Юта штатында қону үшін үйіне ұшып келеді. Дәл сол кезде астрономдар өз көздерімен (әрине, микроскоптың көмегімен) құрамы мен құрылымының модельдерін болжаған шаң бөлшектерін көреді.

Ал 2001 жылдың тамызында Genesis терең ғарыштан материя үлгілерін алу үшін ұшып кетті. NASA-ның бұл жобасы негізінен күн желінің бөлшектерін түсіруге бағытталған. Ғарыш кеңістігінде 1127 күн болғаннан кейін, ол шамамен 32 миллион км ұшты, кеме қайтып оралды және алынған үлгілері бар капсуланы - иондары бар тұзақтарды, күн желінің бөлшектерін - жерге тастады. Өкінішке орай, бақытсыздық болды, парашют ашылмай қалды, капсула бар күшімен жерге құлады. Және апатқа ұшырады. Әрине, қирандылар жиналып, мұқият зерттелді. Алайда, 2005 жылы наурызда Хьюстонда өткен конференцияда бағдарламаға қатысушы Дон Барнетти күн желінің бөлшектері бар төрт коллекторға әсер етпегенін мәлімдеді және ғалымдар Хьюстонда олардың мазмұнын белсенді түрде зерттеп жатыр, 0,4 мг күн желінің ұсталғаны. .

Дегенмен, қазір NASA үшінші, одан да ауқымды жобаны дайындап жатыр. Бұл Interstellar Probe ғарыштық миссиясы болады. Бұл жолы ғарыш кемесі 200 а қашықтықта жойылады. д. Жерден (а. e. Жерден Күнге дейінгі қашықтық). Бұл кеме ешқашан қайтып оралмайды, бірақ жұлдызаралық шаң үлгілерін талдау үшін және оның ішінде көптеген жабдықтармен «толтырылады». Егер бәрі ойдағыдай болса, терең кеңістіктегі жұлдыз аралық шаң бөлшектері ғарыш кемесі бортында автоматты түрде түсіріліп, суретке түсіріліп, талданатын болады.

Жас жұлдыздардың қалыптасуы

1. Көлемі 100 парсек, массасы 100 000 күн, температурасы 50 К, тығыздығы 10 2 бөлшек/см 3 алып галактикалық молекулалық бұлт. Бұл бұлттың ішінде кең ауқымды конденсациялар диффузиялық газ және шаң тұмандықтары (110 дана, 10 000 күн, 20 К, 10 3 бөлшектер/см 4 бөлшектер/см3) бар. Соңғысының ішінде көлемі 0,1 дана, массасы 110 күн және тығыздығы 10 10 6 бөлшектер/см 3 глобулалар шоғырлары бар, оларда жаңа жұлдыздар пайда болады.

2. Газ және шаң бұлтының ішінде жұлдыздың тууы

3. Жаңа жұлдыз өзінің радиациясымен және жұлдыздық желімен айналадағы газды өзінен алыстатады

4. Жас жұлдыз ғарышқа таза, газ бен шаңсыз кіреді және оны тудырған тұманды итереді.

Массасы Күнге тең жұлдыздың «эмбрионалдық» даму кезеңдері

5. Гравитациялық тұрақсыз бұлттың шығу тегі мөлшері 2 000 000 күн, температурасы шамамен 15 К және бастапқы тығыздығы 10 -19 г/см3.

6. Бірнеше жүз мың жылдан кейін бұл бұлт температурасы шамамен 200 К және өлшемі 100 күн ядросын құрайды, оның массасы әлі күнге дейін күннің 0,05 бөлігін құрайды.

7. Бұл кезеңде температурасы 2000 К-ге дейінгі ядро сутегі ионизациясының әсерінен күрт кішірейеді және бір уақытта 20 000 К дейін қызады, өсіп келе жатқан жұлдызға түсетін заттардың жылдамдығы 100 км/с жетеді.

8. Температурасы центрінде 2х10 5 К, ал бетінде 3х10 3 К, өлшемі екі күндік протожұлдыз.

9. Жұлдыздың эволюция алдындағы соңғы кезеңі баяу сығылу, оның барысында литий мен бериллий изотоптары жанып кетеді. Температура 6х10 6 К дейін көтерілгеннен кейін ғана жұлдыздың ішкі бөлігінде сутегіден гелий синтезінің термоядролық реакциялары басталады. Біздің Күн сияқты жұлдыздың туу циклінің жалпы ұзақтығы 50 миллион жыл, содан кейін мұндай жұлдыз миллиардтаған жылдар бойы тыныш жанып кетуі мүмкін.

Ольга Максименко, химия ғылымдарының кандидаты