Medzihviezdny prach. Všetci sme stvorení z kozmického prachu, vedci dokázali, čo je kozmický prach

Ahoj. V tejto prednáške sa s vami porozprávame o prachu. Nie však o ten, ktorý sa vám hromadí v izbách, ale o kozmickom prachu. Čo je to?

Vesmírny prach je veľmi malé častice pevnej hmoty, ktoré sa nachádzajú v ktorejkoľvek časti vesmíru, vrátane meteoritického prachu a medzihviezdnej hmoty, ktoré môžu absorbovať svetlo hviezd a vytvárať tmavé hmloviny v galaxiách. V niektorých morských sedimentoch sa nachádzajú sférické prachové častice s priemerom približne 0,05 mm; predpokladá sa, že ide o pozostatky tých 5 000 ton kozmického prachu, ktoré ročne padajú na zemeguľu.

Vedci sa domnievajú, že kozmický prach nevzniká len zrážkou, deštrukciou malých pevných telies, ale aj v dôsledku zahusťovania medzihviezdneho plynu. Kozmický prach sa vyznačuje svojim pôvodom: prach je medzigalaktický, medzihviezdny, medziplanetárny a cirkumplanetárny (zvyčajne v systéme prstencov).

Zrnká kozmického prachu vznikajú najmä v pomaly vytekajúcich atmosférach hviezd červených trpaslíkov, ako aj pri explozívnych procesoch na hviezdach a pri rýchlom vyvrhovaní plynu z jadier galaxií. Ďalšími zdrojmi kozmického prachu sú planetárne a protohviezdne hmloviny, hviezdne atmosféry a medzihviezdne oblaky.

Celé oblaky kozmického prachu, ktoré sú vo vrstve hviezd tvoriacich Mliečnu dráhu, nám bránia v pozorovaní vzdialených hviezdokôp. Hviezdokopa ako Plejády je úplne ponorená do oblaku prachu. Najjasnejšie hviezdy, ktoré sú v tejto hviezdokope, osvetľujú prach, ako lampáš osvetľuje hmlu v noci. Kozmický prach môže svietiť iba odrazeným svetlom.

Modré lúče svetla prechádzajúce kozmickým prachom sú zoslabené viac ako červené, takže svetlo hviezd, ktoré k nám dopadá, sa javí ako žltkasté až červenkasté. Celé oblasti svetového priestoru zostávajú pre pozorovanie uzavreté práve kvôli kozmickému prachu.

Medziplanetárny prach, prinajmenšom v relatívnej blízkosti Zeme, je pomerne dobre preštudovaná záležitosť. Vyplnenie celého priestoru slnečná sústava a sústredený v rovine svojho rovníka sa z veľkej časti zrodil v dôsledku náhodných zrážok asteroidov a zničenia komét približujúcich sa k Slnku. Zloženie prachu sa v skutočnosti nelíši od zloženia meteoritov padajúcich na Zem: je veľmi zaujímavé ho študovať a v tejto oblasti je stále potrebné urobiť veľa objavov, ale zdá sa, že neexistujú žiadne konkrétne intrigy tu. Ale vďaka tomuto konkrétnemu prachu môžete za pekného počasia na západe bezprostredne po západe slnka alebo na východe pred východom slnka obdivovať bledý kužeľ svetla nad obzorom. Toto je takzvaný zverokruh - slnečné svetlo rozptýlené malými čiastočkami kozmického prachu.

Oveľa zaujímavejší je medzihviezdny prach. Jeho charakteristickým znakom je prítomnosť pevného jadra a škrupiny. Zdá sa, že jadro pozostáva hlavne z uhlíka, kremíka a kovov. A plášť je vyrobený hlavne z plynných prvkov zmrazených na povrchu jadra, kryštalizovaných v podmienkach „hlbokého zmrazenia“ medzihviezdneho priestoru, a to je asi 10 kelvinov, vodík a kyslík. Sú v ňom však nečistoty molekúl a komplikovanejšie. Ide o amoniak, metán a dokonca aj viacatómové organické molekuly, ktoré sa pri potulkách nalepia na zrnko prachu alebo sa vytvoria na jeho povrchu. Niektoré z týchto látok samozrejme odlietajú z jeho povrchu napríklad pôsobením ultrafialového žiarenia, no tento proces je reverzibilný – niektoré odletia, iné zamrznú alebo sa syntetizujú.

Ak sa vytvorila galaxia, odkiaľ pochádza prach - v princípe vedci rozumejú. Jeho najvýznamnejšími zdrojmi sú novy a supernovy, ktoré strácajú časť svojej hmoty a „vysypávajú“ škrupinu do okolitého priestoru. Okrem toho sa prach rodí aj v rozpínajúcej sa atmosfére červených obrov, odkiaľ ho doslova zmieta tlak radiácie. V ich chladnej, na pomery hviezd, atmosfére (asi 2,5 - 3 tisíc kelvinov) sa nachádza pomerne veľa relatívne zložitých molekúl.
Ale je tu záhada, ktorá ešte nebola vyriešená. Vždy sa verilo, že prach je produktom vývoja hviezd. Inými slovami, hviezdy sa musia zrodiť, nejaký čas existovať, zostarnúť a povedzme pri poslednom výbuchu supernovy produkovať prach. Čo bolo skôr, vajce alebo kura? Prvý prach potrebný na zrod hviezdy alebo prvá hviezda, ktorá sa z nejakého dôvodu zrodila bez pomoci prachu, zostarla, vybuchla a vytvorila úplne prvý prach.
Čo bolo na začiatku? Koniec koncov, keď sa pred 14 miliardami rokov odohral Veľký tresk, vo vesmíre bol iba vodík a hélium, žiadne iné prvky! Vtedy sa z nich začali vynárať prvé galaxie, obrovské oblaky a v nich prvé hviezdy, ktoré museli v živote prejsť dlhú cestu. Termonukleárne reakcie v jadrách hviezd mali „zvárať“ zložitejšie chemické prvky, premeniť vodík a hélium na uhlík, dusík, kyslík atď., a až potom to hviezda musela všetko vyhodiť do vesmíru, pričom explodovala alebo postupne odhodila škrupinu. Potom táto hmota musela vychladnúť, vychladnúť a nakoniec sa premeniť na prach. Ale už po 2 miliardách rokov veľký tresk, v najstarších galaxiách bol prach! Pomocou ďalekohľadov bol objavený v galaxiách, ktoré sú od našej vzdialené 12 miliárd svetelných rokov. 2 miliardy rokov sú zároveň príliš krátke obdobie na celý životný cyklus hviezdy: počas tejto doby väčšina hviezd nestihne zostarnúť. Odkiaľ sa v mladej Galaxii vzal prach, ak by tam nemalo byť nič iné ako vodík a hélium, je záhadou.

Pri pohľade na čas sa profesor mierne usmial.

Túto záhadu sa ale pokúsite rozlúštiť doma. Napíšeme úlohu.

Domáca úloha.

1. Skúste uvažovať o tom, čo sa objavilo ako prvé, prvá hviezda alebo je to stále prach?

Dodatočná úloha.

1. Správa o akomkoľvek druhu prachu (medzihviezdny, medziplanetárny, cirkumplanetárny, medzigalaktický)

2. Zloženie. Predstavte si seba ako vedca povereného skúmaním vesmírneho prachu.

3. Obrázky.

domáce úloha pre študentov:

1. Prečo je vo vesmíre potrebný prach?

Dodatočná úloha.

1. Oznámte akýkoľvek druh prachu. Bývalí žiaci školy si pravidlá pamätajú.

2. Zloženie. Zmiznutie kozmického prachu.

3. Obrázky.

Odkiaľ pochádza kozmický prach? Naša planéta je obklopená hustým vzduchovým plášťom - atmosférou. Zloženie atmosféry okrem všetkým známym plynom zahŕňa aj pevné častice – prach.

V podstate pozostáva z častíc pôdy, ktoré sa dvíhajú pod vplyvom vetra. Počas sopečných erupcií sú často pozorované silné oblaky prachu. Nad veľkými mestami visia celé „prachové čiapky“, dosahujúce výšku 2-3 km. Počet prachových častíc v jednej kocke. cm vzduchu v mestách dosahuje 100 tisíc kusov, kým v čistom horskom vzduchu ich obsahuje len niekoľko stoviek. Prach pozemského pôvodu však stúpa do relatívne malých výšok – do 10 km. Sopečný prach môže dosiahnuť výšku 40-50 km.

Pôvod kozmického prachu

Bola zistená prítomnosť oblakov prachu vo výške výrazne presahujúcej 100 km. Ide o takzvané „strieborné oblaky“, pozostávajúce z kozmického prachu.

Pôvod kozmického prachu je mimoriadne rôznorodý: zahŕňa zvyšky rozpadnutých komét a častice hmoty vyvrhnuté Slnkom a prinesené k nám silou svetelného tlaku.

Prirodzene, pod vplyvom gravitácia významná časť týchto častíc kozmického prachu sa pomaly usádza na Zemi. Prítomnosť takéhoto kozmického prachu bola zistená na vysokých zasnežených štítoch.

meteority

Okrem tohto pomaly sa usadzujúceho kozmického prachu sa do hraníc našej atmosféry dennodenne rútia stovky miliónov meteorov – čo nazývame „padajúce hviezdy“. Letia kozmickou rýchlosťou stoviek kilometrov za sekundu a vyhoria z trenia o častice vzduchu skôr, ako sa dostanú na povrch zeme. Produkty ich spaľovania sa usadzujú aj na zemi.

Medzi meteormi sú však mimoriadne veľké exempláre, ktoré sa dostanú na povrch Zeme. Známy je teda pád veľkého tunguzského meteoritu o 5. hodine ráno 30. júna 1908, sprevádzaný množstvom seizmických javov zaznamenaných aj vo Washingtone (9 000 km od miesta dopadu) a naznačujúcich silu výbuchu počas pád meteoritu. Profesor Kulik, ktorý s mimoriadnou odvahou skúmal miesto dopadu meteoritu, našiel húštinu vetrolamov obklopujúcu miesto dopadu v okruhu stoviek kilometrov. Žiaľ, meteorit sa nenašiel. Zamestnanec Britského múzea Kirpatrick urobil v roku 1932 špeciálnu cestu do ZSSR, ale nedostal sa ani na miesto, kde meteorit padol. Potvrdil však predpoklad profesora Kulíka, ktorý hmotnosť odhadol padnutý meteorit v 100-120 ton.

Vesmírny prachový oblak

Zaujímavá je hypotéza akademika V. I. Vernadského, ktorý považoval za možné, že nemôže spadnúť meteorit, ale obrovský oblak kozmického prachu pohybujúci sa obrovskou rýchlosťou.

Akademik Vernadsky potvrdil svoju hypotézu tým, že sa objavil v týchto dňoch Vysoké číslo svetelné oblaky pohybujúce sa vo vysokej nadmorskej výške rýchlosťou 300-350 km za hodinu. Táto hypotéza by mohla vysvetliť aj skutočnosť, že okolité stromy meteoritový kráter, zostali stáť, zatiaľ čo tie, ktoré sa nachádzali ďalej, zrazila tlaková vlna.

Okrem tunguzského meteoritu je známych aj niekoľko kráterov meteoritového pôvodu. Prvý z týchto skúmaných kráterov možno nazvať arizonským kráterom v „Diablovom kaňone“. Zaujímavé je, že v jej blízkosti sa našli nielen úlomky železného meteoritu, ale aj malé diamanty vytvorené z uhlíka pri vysokej teplote a tlaku pri páde a výbuchu meteoritu.
Okrem týchto kráterov, ktoré svedčia o páde obrovských meteoritov vážiacich desiatky ton, existujú aj menšie krátery: v Austrálii na ostrove Ezel a na mnohých ďalších.

Okrem veľkých meteoritov padne ročne aj pomerne veľa menších - s hmotnosťou od 10 do 12 gramov do 2 až 3 kilogramov.

Ak by Zem nechránila hustá atmosféra, každú sekundu by nás bombardovali najmenšie kozmické častice, rútiace sa rýchlosťou presahujúcou rýchlosť strely.

V medzihviezdnom a medziplanetárnom priestore sú malé častice pevných látok - to, čo v Každodenný život nazývame prach. Hromadenie týchto častíc nazývame kozmický prach, aby sme ho odlíšili od prachu v pozemskom zmysle, hoci ich fyzikálna štruktúra je podobná. Sú to častice s veľkosťou od 0,000001 cm do 0,001 cm, chemické zloženie ktorý je vo všeobecnosti stále neznámy.

Tieto častice často tvoria oblaky, ktoré sa zisťujú rôznymi spôsobmi. Tak napríklad v našom planetárny systém Prítomnosť kozmického prachu bola objavená v dôsledku skutočnosti, že slnečné svetlo, ktoré sa na ňom rozptýli, spôsobuje jav, ktorý je už dlho známy ako "svetlo zverokruhu". Svetlo zverokruhu pozorujeme za mimoriadne jasných nocí v podobe slabo svietiaceho pásu tiahnuceho sa na oblohe pozdĺž zverokruhu, postupne slabne, ako sa vzďaľujeme od Slnka (ktoré je v tomto čase za horizontom). Merania intenzity svetla zverokruhu a štúdium jeho spektra ukazujú, že pochádza z rozptylu slnečného svetla na časticiach, ktoré tvoria oblak kozmického prachu, obklopujú Slnko a dosahujú obežnú dráhu Marsu (Zem je teda vo vnútri oblaku kozmického prach).
Rovnakým spôsobom sa zisťuje prítomnosť oblakov kozmického prachu v medzihviezdnych priestoroch.
Ak sa nejaký oblak prachu priblíži k relatívne jasnej hviezde, potom sa svetlo z tejto hviezdy rozptýli na oblaku. Potom nájdeme tento oblak prachu vo forme jasnej škvrny nazývanej "nepravidelná hmlovina" (difúzna hmlovina).
Niekedy sa oblak kozmického prachu stáva viditeľným, pretože zakrýva hviezdy za ním. Potom ju rozlišujeme v podobe pomerne tmavej škvrny na pozadí oblohy posiatej hviezdami.
Tretím spôsobom detekcie kozmického prachu je zmena farby hviezd. Hviezdy, ktoré sú za oblakom kozmického prachu, sú vo všeobecnosti intenzívnejšie červené. Kozmický prach, rovnako ako pozemský, spôsobuje „sčervenanie“ svetla, ktoré ním prechádza. Tento jav môžeme často pozorovať aj na Zemi. Za hmlistých nocí vidíme, že lampáše umiestnené v určitej vzdialenosti od nás sú viac načervenalé ako blízke lampáše, ktorých svetlo zostáva prakticky nezmenené. Musíme však urobiť rezerváciu: iba prach pozostávajúci z malých častíc spôsobuje zmenu farby. A práve takýto prach sa najčastejšie nachádza v medzihviezdnych a medziplanetárnych priestoroch. A z toho, že tento prach spôsobuje „sčervenanie“ svetla hviezd ležiacich za ním, usudzujeme, že veľkosť jeho častíc je malá, asi 0,00001 cm.
Nevieme presne, odkiaľ kozmický prach pochádza. S najväčšou pravdepodobnosťou vzniká z tých plynov, ktoré neustále vyvrhujú hviezdy, najmä mladé. Plyn pri nízke teploty zamrzne a zmení sa na pevný v časticiach kozmického prachu. A naopak časť tohto prachu, ktorá sa ocitne v relatívne vysokej teplote, napríklad v blízkosti nejakej horúcej hviezdy, alebo pri zrážke dvoch oblakov kozmického prachu, čo vo všeobecnosti nie je v našich končinách nezvyčajné. Vesmír sa opäť mení na plyn.

Vo vesmíre sú miliardy hviezd a planét. A ak je hviezda horiacou guľou plynu, potom planéty ako Zem pozostávajú z pevných prvkov. Planéty vznikajú v oblakoch prachu, ktoré víria okolo novovzniknutej hviezdy. Zrnká tohto prachu sa zase skladajú z prvkov ako uhlík, kremík, kyslík, železo a horčík. Ale odkiaľ pochádzajú častice kozmického prachu? Nová štúdia z Inštitútu Nielsa Bohra v Kodani ukazuje, že prachové zrnká sa môžu tvoriť nielen pri obrovských výbuchoch supernov, ale dokážu prežiť aj následné rázové vlny rôznych výbuchov, ktoré na prach dopadnú.

Počítačom generovaný obraz o tom, ako sa tvorí kozmický prach pri výbuchoch supernov. Zdroj: ESO/M. Kornmesser

Ako vznikol kozmický prach, bolo pre astronómov dlho záhadou. Samotné prachové prvky sa tvoria v žiariacom plynnom vodíku vo hviezdach. Atómy vodíka sa navzájom spájajú a vytvárajú čoraz ťažšie prvky. V dôsledku toho hviezda začne vyžarovať žiarenie vo forme svetla. Keď sa vyčerpá všetok vodík a už nie je možné získavať energiu, hviezda zahynie a jej obal vyletí do vesmíru, kde sa vytvoria rôzne hmloviny, v ktorých sa môžu opäť zrodiť mladé hviezdy. Ťažké prvky sa tvoria predovšetkým v supernovách, ktorých predchodcami sú masívne hviezdy, ktoré zahynú pri obrovskom výbuchu. Ale ako sa jednotlivé prvky zlepia, aby vytvorili kozmický prach, zostalo záhadou.

„Problém bol v tom, že aj keby sa prach vytvoril spolu s prvkami pri výbuchoch supernov, samotná udalosť je taká silná, že tieto malé zrnká jednoducho nemali prežiť. Kozmický prach však existuje a jeho častice môžu mať úplne odlišnú veľkosť. Naša štúdia vrhá svetlo na tento problém,“ hovorí profesor Jens Hjort, vedúci Centra pre temnú kozmológiu v Inštitúte Nielsa Bohra.

snímka Hubbleov teleskop nezvyčajná trpasličia galaxia, v ktorej vznikla jasná supernova SN 2010jl. Obrázok bol nasnímaný pred jeho objavením sa, takže šípka ukazuje jeho predchodcu. Explodujúca hviezda bola veľmi masívna, asi 40 hmotností Slnka. Zdroj: ESO

Pri štúdiách kozmického prachu vedci pozorujú supernovy pomocou astronomického prístroja X-shooter v komplexe Very Large Telescope (VLT) v Čile. Má úžasnú citlivosť a tri spektrografy, ktoré obsahuje. dokáže naraz pozorovať celé spektrum svetla, od ultrafialového a viditeľného až po infračervené. Hjort vysvetľuje, že najskôr očakávali „poriadny“ výbuch supernovy. A vtedy sa to stalo, začala sa kampaň sledovania. Pozorovaná hviezda bola mimoriadne jasná, 10-krát jasnejšia ako typická priemerná supernova, a jej hmotnosť bola 40-krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Celkovo pozorovanie hviezdy trvalo výskumníkom dva a pol roka.

„Prach pohlcuje svetlo a pomocou našich údajov sme dokázali vypočítať funkciu, ktorá by nám mohla povedať o množstve prachu, jeho zložení a zrnitosti. Vo výsledkoch sme našli niečo naozaj vzrušujúce,“ Christa Gol.

Prvým krokom pri vzniku vesmírneho prachu je miniexplózia, pri ktorej hviezda vyvrhne do vesmíru materiál obsahujúci vodík, hélium a uhlík. Tento oblak plynu sa stáva akousi škrupinou okolo hviezdy. Ešte niekoľko takýchto zábleskov a škrupina sa stáva hustejšou. Nakoniec hviezda exploduje a hustý oblak plynu úplne zahalí jej jadro.

„Keď hviezda exploduje, rázová vlna zasiahne hustý oblak plynu ako tehla na betónovú stenu. To všetko sa deje v plynnej fáze pri neuveriteľných teplotách. Ale miesto, kde výbuch zasiahol, zhustne a ochladí sa na 2000 stupňov Celzia. Pri tejto teplote a hustote môžu prvky nukleovať a vytvárať pevné častice. Našli sme prachové zrná malé ako jeden mikrón, čo je pre tieto prvky veľmi veľká hodnota. Pri takejto veľkosti by mali byť schopní prežiť svoju budúcu cestu galaxiou.“

Vedci sa teda domnievajú, že našli odpoveď na otázku, ako vzniká a žije kozmický prach.

Podľa hmotnosti tvoria pevné častice prachu zanedbateľnú časť vesmíru, no práve vďaka medzihviezdnemu prachu vznikli a stále vznikajú hviezdy, planéty a ľudia, ktorí študujú vesmír a jednoducho hviezdy obdivujú. Aký druh látky je tento kozmický prach? Čo núti ľudí vybavovať expedície do vesmíru v hodnote ročného rozpočtu malého štátu v nádeji, že len, a nie s pevnou istotou, vyťažia a prinesú na Zem aspoň malú hrsť medzihviezdneho prachu?

Medzi hviezdami a planétami

Prach sa v astronómii nazýva malý, s veľkosťou zlomkov mikrónu, pevné častice lietajúce vo vesmíre. Kozmický prach sa často podmienečne delí na medziplanetárny a medzihviezdny prach, aj keď, samozrejme, medzihviezdny vstup do medziplanetárneho priestoru nie je zakázaný. Nájsť ho tam, medzi „miestnym“ prachom, nie je jednoduché, pravdepodobnosť je nízka a jeho vlastnosti v blízkosti Slnka sa môžu výrazne zmeniť. Teraz, ak odletíte na hranice slnečnej sústavy, tam je pravdepodobnosť zachytenia skutočného medzihviezdneho prachu veľmi vysoká. Ideálnou možnosťou je ísť za hranice slnečnej sústavy úplne.

Prach je medziplanetárny, v každom prípade v relatívnej blízkosti Zeme - záležitosť je celkom študovaná. Vyplnil celý priestor slnečnej sústavy a sústredil sa v rovine jej rovníka a z veľkej časti sa zrodil v dôsledku náhodných zrážok asteroidov a zničenia komét približujúcich sa k Slnku. Zloženie prachu sa v skutočnosti nelíši od zloženia meteoritov padajúcich na Zem: je veľmi zaujímavé ho študovať a v tejto oblasti je stále potrebné urobiť veľa objavov, ale zdá sa, že neexistujú žiadne konkrétne intrigy tu. Ale vďaka tomuto konkrétnemu prachu môžete za pekného počasia na západe bezprostredne po západe slnka alebo na východe pred východom slnka obdivovať bledý kužeľ svetla nad obzorom. Ide o takzvané zodiakálne slnečné svetlo, rozptýlené malými čiastočkami kozmického prachu.

Oveľa zaujímavejší je medzihviezdny prach. Jeho charakteristickým znakom je prítomnosť pevného jadra a škrupiny. Zdá sa, že jadro pozostáva hlavne z uhlíka, kremíka a kovov. A plášť je vyrobený hlavne z plynných prvkov zmrazených na povrchu jadra, kryštalizovaných v podmienkach „hlbokého zmrazenia“ medzihviezdneho priestoru, a to je asi 10 kelvinov, vodík a kyslík. Sú v ňom však nečistoty molekúl a komplikovanejšie. Ide o amoniak, metán a dokonca aj viacatómové organické molekuly, ktoré sa pri potulkách nalepia na zrnko prachu alebo sa vytvoria na jeho povrchu. Niektoré z týchto látok samozrejme odlietajú z jeho povrchu napríklad vplyvom ultrafialového žiarenia, no tento proces je reverzibilný – niektoré odletia, iné zamrznú alebo sa syntetizujú.

Teraz, v priestore medzi hviezdami alebo v ich blízkosti, sa, samozrejme, už našli nie chemické, ale fyzikálne, teda spektroskopické metódy: voda, oxidy uhlíka, dusíka, síry a kremíka, chlorovodík, čpavok, acetylén, organické kyseliny, ako je mravčia a octová, etyl a metylalkoholy, benzén, naftalén. Dokonca našli aminokyselinu glycín!

Bolo by zaujímavé zachytiť a študovať medzihviezdny prach prenikajúci do slnečnej sústavy a pravdepodobne padajúci na Zem. Problém „chytenia“ nie je jednoduchý, pretože máloktorým časticiam medzihviezdneho prachu sa podarí udržať svoj ľadový „plášť“ na slnku, najmä v zemskej atmosfére. Veľké sa príliš zahrievajú, ich kozmická rýchlosť sa nedá rýchlo uhasiť a prachové častice „spália“. Malé však roky plánujú v atmosfére, zadržujú časť škrupiny, no tu nastáva problém ich nájsť a identifikovať.

Je tu ešte jeden veľmi zaujímavý detail. Ide o prach, ktorého jadrá sú zložené z uhlíka. Uhlík syntetizovaný v jadrách hviezd a odchádzajúci do vesmíru napríklad z atmosféry starnúcich (ako červených obrov) hviezd vyletujúcich do medzihviezdneho priestoru sa ochladzuje a kondenzuje takmer rovnako ako po horúcej dennej hmle z ochladenej vody. para sa zhromažďuje v nížinách. V závislosti od podmienok kryštalizácie možno získať vrstvené štruktúry grafitu, diamantové kryštály (len si predstavte celé oblaky drobných diamantov!) a dokonca aj duté guľôčky uhlíkových atómov (fullerény). A v nich, možno, ako v trezore alebo kontajneri, sú uložené častice atmosféry veľmi starej hviezdy. Nájdenie takýchto prachových častíc by bolo obrovským úspechom.

Kde sa nachádza vesmírny prach?

Treba povedať, že samotný koncept kozmického vákua ako niečoho úplne prázdneho zostal dlho len poetickou metaforou. V skutočnosti je celý priestor vesmíru, medzi hviezdami a galaxiami, naplnený hmotou, prúdi elementárne častice, žiarenie a polia magnetické, elektrické a gravitačné. Relatívne povedané, všetko, čoho sa možno dotknúť, je plyn, prach a plazma, ktorých podiel na celkovej hmotnosti vesmíru je podľa rôznych odhadov len asi 12 % s priemernou hustotou asi 10 – 24 g/cm 3 . Plynu vo vesmíre je najviac, takmer 99 %. Ide najmä o vodík (až 77,4 %) a hélium (21 %), zvyšok tvorí necelé dve percentá hmotnosti. A potom je tu prach z hľadiska hmotnosti, je ho takmer stokrát menej ako plynu.

Aj keď niekedy je prázdnota v medzihviezdnom a medzigalaktickom priestore takmer ideálna: niekedy pripadá na jeden atóm hmoty 1 liter priestoru! Takéto vákuum neexistuje ani v pozemských laboratóriách, ani v slnečnej sústave. Pre porovnanie môžeme uviesť nasledujúci príklad: v 1 cm 3 vzduchu, ktorý dýchame, je približne 30 000 000 000 000 000 000 molekúl.

Táto hmota je v medzihviezdnom priestore rozložená veľmi nerovnomerne. Väčšina z medzihviezdny plyn a prach tvoria vrstvu plynu a prachu v blízkosti roviny symetrie disku Galaxie. Jeho hrúbka v našej Galaxii je niekoľko stoviek svetelných rokov. Väčšina plynu a prachu v jeho špirálových vetvách (ramenách) a jadre je sústredená hlavne v obrovských molekulárnych oblakoch s veľkosťou od 5 do 50 parsekov (16 160 svetelných rokov) a vážiacimi desiatky tisíc a dokonca milióny slnečných hmôt. Ale aj v rámci týchto oblakov je hmota rozložená nehomogénne. V hlavnom objeme oblaku, takzvanom kožuchu, hlavne z molekulárneho vodíka, je hustota častíc asi 100 kusov na 1 cm3. V zahusteniach vo vnútri oblaku dosahuje desiatky tisíc častíc na 1 cm 3 a v jadrách týchto zahustení vo všeobecnosti milióny častíc na 1 cm 3 . Práve táto nerovnomernosť v rozložení hmoty vo Vesmíre vďačí za existenciu hviezd, planét a v konečnom dôsledku aj nás samých. Pretože hviezdy sa rodia v molekulárnych oblakoch, hustých a relatívne chladných.

Čo je zaujímavé: čím vyššia je hustota oblaku, tým je jeho zloženie rôznorodejšie. V tomto prípade existuje súlad medzi hustotou a teplotou oblaku (alebo jeho jednotlivých častí) a tými látkami, ktorých molekuly sa tam nachádzajú. Na jednej strane je to vhodné na štúdium oblakov: pozorovaním ich jednotlivých zložiek v rôznych spektrálnych rozsahoch pozdĺž charakteristických čiar spektra, napríklad CO, OH alebo NH 3, môžete „nahliadnuť“ do jednej alebo druhej časti. z toho. Na druhej strane, údaje o zložení cloudu nám umožňujú dozvedieť sa veľa o procesoch, ktoré v ňom prebiehajú.

Navyše, v medzihviezdnom priestore, súdiac podľa spektier, existujú aj látky, ktorých existencia v pozemských podmienkach je jednoducho nemožná. Sú to ióny a radikály. Ich chemická aktivita je taká vysoká, že okamžite reagujú na Zemi. A v riedkom chladnom priestore vesmíru žijú dlho a celkom slobodne.

Vo všeobecnosti plyn v medzihviezdnom priestore nie je len atómový. Tam, kde je chladnejšie, nie viac ako 50 kelvinov, sa atómom podarí zostať spolu a tvoria molekuly. Veľká masa medzihviezdneho plynu je však stále v atómovom stave. Ide hlavne o vodík, jeho neutrálna forma bola objavená pomerne nedávno v roku 1951. Ako viete, vysiela rádiové vlny s dĺžkou 21 cm (frekvencia 1420 MHz), ktorých intenzita určovala, koľko sa jej v Galaxii nachádza. Tá je mimochodom v priestore medzi hviezdami rozložená nehomogénne. V oblakoch atómového vodíka dosahuje jeho koncentrácia niekoľko atómov na 1 cm3, medzi oblakmi je to však rádovo menej.

Nakoniec v blízkosti horúcich hviezd existuje plyn vo forme iónov. Výkonné ultrafialové žiarenie ohrieva a ionizuje plyn a ten začne žiariť. Preto tie oblasti vysoká koncentrácia horúci plyn s teplotou okolo 10 000 K vyzerajú ako svietiace oblaky. Nazývajú sa hmloviny ľahkého plynu.

A v každej hmlovine sa vo väčšej či menšej miere nachádza medzihviezdny prach. Napriek tomu, že hmloviny sú podmienene rozdelené na prašné a plynné, v oboch je prach. A v každom prípade je to prach, ktorý zjavne napomáha vzniku hviezd v hlbinách hmlovín.

hmlové predmety

Spomedzi všetkých vesmírnych objektov sú hmloviny snáď najkrajšie. Pravda, tmavé hmloviny vo viditeľnom rozsahu vyzerajú ako čierne guličky na oblohe, najlepšie sa dajú pozorovať na pozadí mliečna dráha. Ale v iných rozsahoch elektromagnetických vĺn, ako je infračervené, sú viditeľné veľmi dobre a obrázky sú veľmi nezvyčajné.

Hmloviny sú vo vesmíre izolované, spojené gravitačnými silami alebo vonkajším tlakom, nahromadením plynu a prachu. Ich hmotnosť môže byť od 0,1 do 10 000 hmotností Slnka a ich veľkosť môže byť od 1 do 10 parsekov.

Astronómom spočiatku vadili hmloviny. Až do polovice 19. storočia boli objavené hmloviny považované za nepríjemnú prekážku, ktorá znemožňovala pozorovanie hviezd a hľadanie nových komét. V roku 1714 Angličan Edmond Halley, ktorého meno nesie slávna kométa, dokonca zostavil „čiernu listinu“ šiestich hmlovín, aby „lapačov komét“ nezavádzali, a Francúz Charles Messier tento zoznam rozšíril na 103 objektov. Našťastie sa o hmloviny začal zaujímať hudobník Sir William Herschel, jeho sestra a syn, ktorý bol zamilovaný do astronómie. Pri pozorovaní oblohy pomocou vlastných zostrojených ďalekohľadov po sebe zanechali katalóg hmlovín a hviezdokôp s informáciami o 5 079 vesmírnych objektoch!

Herschelovci prakticky vyčerpali možnosti optických ďalekohľadov tých rokov. Vynález fotografie a dlhý expozičný čas však umožnili nájsť veľmi slabo svietiace objekty. O niečo neskôr spektrálne metódy analýzy, pozorovania v rôznych rozsahoch elektromagnetických vĺn umožnili v budúcnosti nielen odhaliť veľa nových hmlovín, ale aj určiť ich štruktúru a vlastnosti.

Medzihviezdna hmlovina vyzerá jasne v dvoch prípadoch: buď je taká horúca, že jej plyn sám žiari, takéto hmloviny sa nazývajú emisné hmloviny; alebo samotná hmlovina je studená, ale jej prach rozptyľuje svetlo blízkej jasnej hviezdy, toto je odrazová hmlovina.

Tmavé hmloviny sú tiež medzihviezdnymi zbierkami plynu a prachu. Ale na rozdiel od ľahkých plynných hmlovín, ktoré sú niekedy viditeľné aj silným ďalekohľadom alebo ďalekohľadom, ako je hmlovina Orion, tmavé hmloviny svetlo nevyžarujú, ale pohlcujú. Keď svetlo hviezdy prechádza cez takéto hmloviny, prach ho môže úplne pohltiť a premeniť ho na okom neviditeľné infračervené žiarenie. Preto takéto hmloviny vyzerajú ako poklesy na oblohe bez hviezd. V. Herschel ich nazval „dierami v nebi“. Snáď najpozoruhodnejšia z nich je hmlovina Konská hlava.

Prachové častice však nemusia úplne absorbovať svetlo hviezd, ale len čiastočne ho rozptyľujú, pričom selektívne. Faktom je, že veľkosť častíc medzihviezdneho prachu je blízka vlnovej dĺžke modrého svetla, takže sa rozptyľuje a absorbuje silnejšie a „červená“ časť svetla hviezd k nám lepšie dopadá. Mimochodom, toto dobrý spôsob odhadnúť veľkosť prachových zŕn podľa toho, ako zoslabujú svetlo rôznych vlnových dĺžok.

hviezda z oblaku

Dôvody vzniku hviezd neboli presne stanovené, existujú iba modely, ktoré viac-menej spoľahlivo vysvetľujú experimentálne údaje. Spôsoby vzniku, vlastnosti a ďalší osud hviezd sú navyše veľmi rôznorodé a závisia od veľmi mnohých faktorov. Existuje však ustálená koncepcia, či skôr najrozvinutejšia hypotéza, ktorej podstatou v najvšeobecnejšom zmysle je, že hviezdy vznikajú z medzihviezdneho plynu v oblastiach so zvýšenou hustotou hmoty, teda v r. hlbiny medzihviezdnych oblakov. Prach ako materiál by sa dal ignorovať, no jeho úloha pri tvorbe hviezd je obrovská.

To sa deje (v najprimitívnejšej verzii, pre jednu hviezdu), zrejme takto. Najprv sa z medzihviezdneho prostredia skondenzuje protohviezdny oblak, čo môže byť spôsobené gravitačnou nestabilitou, ale dôvody môžu byť rôzne a ešte nie sú úplne pochopené. Tak či onak sa sťahuje a priťahuje hmotu z okolitého priestoru. Teplota a tlak v jej strede stúpajú, až kým sa molekuly v strede tejto zmršťujúcej sa plynovej gule nezačnú rozpadať na atómy a potom na ióny. Takýto proces ochladzuje plyn a tlak vo vnútri jadra prudko klesá. Jadro je stlačené a vo vnútri oblaku sa šíri rázová vlna, ktorá odhodí jeho vonkajšie vrstvy. Vzniká protohviezda, ktorá sa vplyvom gravitačných síl ďalej zmenšuje, až kým v jej strede nezačnú reakcie termonukleárna fúzia premena vodíka na hélium. Stláčanie pokračuje nejaký čas, kým sa sily gravitačnej kompresie nevyrovnajú silami plynu a radiačného tlaku.

Je jasné, že hmotnosť vytvorenej hviezdy je vždy menšia ako hmotnosť hmloviny, ktorá ju „vyrobila“. Časť hmoty, ktorá nestihla dopadnúť na jadro, rázová vlna „zmietne“, žiarenie a častice pri tomto procese jednoducho prúdia do okolitého priestoru.

Proces vzniku hviezd a hviezdnych systémov je ovplyvnený mnohými faktormi, vrátane magnetického poľa, ktoré často prispieva k „rozbitiu“ protohviezdneho oblaku na dva, menej často tri fragmenty, z ktorých každý je stlačený do vlastnej protohviezdy pod vplyv gravitácie. Takto vznikajú napríklad mnohé dvojhviezdne sústavy – dve hviezdy, ktoré sa točia okolo spoločného ťažiska a pohybujú sa v priestore ako jeden celok.

Ako „starnutie“ jadrového paliva v útrobách hviezd postupne dohorí a čím rýchlejšie, tým rýchlejšie viac hviezd. V tomto prípade je vodíkový cyklus reakcií nahradený héliom, potom v dôsledku reakcií jadrovej fúzie vznikajú čoraz ťažšie chemické prvky, až po železo. Nakoniec jadro, ktoré nedostáva viac energie z termonukleárnych reakcií, prudko zmenšuje veľkosť, stráca stabilitu a jeho látka akoby padá na seba. Nastáva silný výbuch, počas ktorého sa hmota môže zahriať až na miliardy stupňov a interakcie medzi jadrami vedú k tvorbe nových chemických prvkov, až po tie najťažšie. Výbuch je sprevádzaný prudkým uvoľnením energie a uvoľnením hmoty. Hviezda exploduje, proces nazývaný výbuch supernovy. Nakoniec sa hviezda v závislosti od hmotnosti zmení na neutrónová hviezda alebo čierna diera.

Toto sa pravdepodobne skutočne deje. V každom prípade niet pochýb, že mladé, teda horúce, hviezdy a ich hviezdokopy sú najviac práve v hmlovinách, teda v oblastiach so zvýšenou hustotou plynu a prachu. To je jasne vidieť na fotografiách urobených ďalekohľadmi v rôznych rozsahoch vlnových dĺžok.

Samozrejme, nejde o nič iné ako o najhrubšie zhrnutie sledu udalostí. Pre nás sú zásadne dôležité dva body. Po prvé, aká je úloha prachu pri tvorbe hviezd? A druhý odkiaľ vlastne pochádza?

Univerzálna chladiaca kvapalina

V celkovej hmotnosti kozmickej hmoty je samotný prach, teda atómy uhlíka, kremíka a niektorých ďalších prvkov spojených do pevných častíc, taký malý, že v každom prípade ako stavebný materiál pre hviezdy by sa zdalo, že môžu neberú do úvahy. V skutočnosti je však ich úloha veľká, práve oni ochladzujú horúci medzihviezdny plyn a menia ho na ten veľmi studený hustý mrak, z ktorého sa potom získavajú hviezdy.

Faktom je, že medzihviezdny plyn sa nedokáže ochladiť. Elektronická štruktúra Energia atómu vodíka je taká, že sa môže vzdať prebytočnej energie, ak existuje, vyžarovaním svetla vo viditeľnej a ultrafialovej oblasti spektra, ale nie v infračervenej oblasti. Obrazne povedané, vodík nemôže vyžarovať teplo. Na správne vychladnutie potrebuje „chladničku“, ktorej úlohu práve zohrávajú častice medzihviezdneho prachu.

Pri zrážke s prachovými zrnami pri vysokej rýchlosti na rozdiel od ťažších a pomalších prachových zŕn molekuly plynu rýchlo lietajú, strácajú rýchlosť a ich kinetická energia sa prenáša na prachové zrno. Taktiež sa zahrieva a odovzdáva toto prebytočné teplo okolitému priestoru, a to aj vo forme infračerveného žiarenia, pričom sa ochladzuje. Takže prach, ktorý prijíma teplo medzihviezdnych molekúl, pôsobí ako druh žiariča, ktorý ochladzuje oblak plynu. Jeho hmotnosť nie je veľká - asi 1% hmotnosti celej hmoty oblaku, ale to stačí na odstránenie prebytočného tepla počas miliónov rokov.

Pri poklese teploty oblaku klesá aj tlak, oblak sa zráža a už sa z neho môžu rodiť hviezdy. Zvyšky materiálu, z ktorého sa hviezda zrodila, sú zasa zdrojom pre vznik planét. Tu sú už prachové častice zahrnuté v ich zložení a vo väčšom množstve. Pretože po narodení sa hviezda zahrieva a urýchľuje všetok plyn okolo nej a prach zostáva lietať v blízkosti. Koniec koncov, je schopný sa ochladiť a priťahuje ho nová hviezda oveľa silnejšia ako jednotlivé molekuly plynu. Nakoniec je vedľa novozrodenej hviezdy prachový oblak a na periférii prachom nasýtený plyn.

Rodia sa tam plynné planéty ako Saturn, Urán a Neptún. V blízkosti hviezdy sa objavujú pevné planéty. Máme Mars, Zem, Venušu a Merkúr. Ukazuje sa pomerne jasné rozdelenie na dve zóny: plynné planéty a pevné. Takže sa ukázalo, že Zem je z veľkej časti tvorená časticami medzihviezdneho prachu. Kovové prachové častice sa stali súčasťou jadra planéty a teraz má Zem obrovské železné jadro.

Tajomstvo mladého vesmíru

Ak sa vytvorila galaxia, odkiaľ pochádza prach?V zásade to vedci chápu. Jeho najvýznamnejšími zdrojmi sú novy a supernovy, ktoré strácajú časť svojej hmoty a „vysypávajú“ škrupinu do okolitého priestoru. Okrem toho sa prach rodí aj v rozpínajúcej sa atmosfére červených obrov, odkiaľ ho doslova zmieta tlak radiácie. V ich chladnej, na pomery hviezd, atmosfére (asi 2,5 3 tisíc kelvinov) je pomerne veľa relatívne zložitých molekúl.

Ale je tu záhada, ktorá ešte nebola vyriešená. Vždy sa verilo, že prach je produktom vývoja hviezd. Inými slovami, hviezdy sa musia zrodiť, nejaký čas existovať, zostarnúť a povedzme pri poslednom výbuchu supernovy produkovať prach. Ale čo bolo skôr, vajce alebo kura? Prvý prach potrebný na zrod hviezdy alebo prvá hviezda, ktorá sa z nejakého dôvodu zrodila bez pomoci prachu, zostarla, vybuchla a vytvorila úplne prvý prach.

Čo bolo na začiatku? Koniec koncov, keď sa pred 14 miliardami rokov odohral Veľký tresk, vo vesmíre bol iba vodík a hélium, žiadne iné prvky! Vtedy sa z nich začali vynárať prvé galaxie, obrovské oblaky a v nich prvé hviezdy, ktoré museli v živote prejsť dlhú cestu. Termonukleárne reakcie v jadrách hviezd mali „zvárať“ zložitejšie chemické prvky, premieňať vodík a hélium na uhlík, dusík, kyslík atď. zhadzovanie škrupiny. Potom táto hmota musela vychladnúť, vychladnúť a nakoniec sa premeniť na prach. Ale už 2 miliardy rokov po Veľkom tresku bol v najstarších galaxiách prach! Pomocou ďalekohľadov bol objavený v galaxiách, ktoré sú od našej vzdialené 12 miliárd svetelných rokov. 2 miliardy rokov sú zároveň príliš krátke obdobie na celý životný cyklus hviezdy: počas tejto doby väčšina hviezd nestihne zostarnúť. Odkiaľ sa v mladej Galaxii vzal prach, ak by tam nemalo byť nič iné ako vodík a hélium, záhada.

Mote reaktor

Nielenže medzihviezdny prach pôsobí ako akési univerzálne chladivo, možno práve vďaka prachu sa vo vesmíre objavujú zložité molekuly.

Faktom je, že povrch zrnka prachu môže súčasne slúžiť ako reaktor, v ktorom sa molekuly tvoria z atómov, a ako katalyzátor reakcií ich syntézy. Veď pravdepodobnosť, že sa naraz v jednom bode zrazí veľa atómov rôznych prvkov a dokonca aj pri teplote mierne nad absolútnou nulou budú navzájom interagovať, je nepredstaviteľne malá. Na druhej strane, pravdepodobnosť, že sa zrnko prachu počas letu postupne zrazí s rôznymi atómami alebo molekulami, najmä vo vnútri studeného hustého oblaku, je pomerne vysoká. V skutočnosti sa to deje takto, takto sa vytvára škrupina medzihviezdnych prachových zŕn z atómov a molekúl, ktoré sú na nej zamrznuté.

Na pevnom povrchu sú atómy vedľa seba. Pri migrácii po povrchu prachového zrna pri hľadaní energeticky najpriaznivejšej polohy sa atómy stretávajú a keď sú v tesnej blízkosti, dostávajú príležitosť navzájom reagovať. Samozrejme veľmi pomaly v súlade s teplotou prachového zrna. Povrch častíc, najmä tých, ktoré obsahujú kov v jadre, môže vykazovať vlastnosti katalyzátora. Chemici na Zemi dobre vedia, že najúčinnejšími katalyzátormi sú práve častice s veľkosťou zlomku mikrónu, na ktorých sa zostavujú a následne reagujú molekuly, ktoré sú si za normálnych podmienok úplne „ľahostajné“. Zdá sa, že týmto spôsobom vzniká aj molekulárny vodík: jeho atómy sa „nalepia“ na zrnko prachu a potom od neho odletia, ale už v pároch, vo forme molekúl.

Veľmi dobre sa môže stať, že malé zrnká medzihviezdneho prachu sa trochu zadržia vo svojich obaloch organické molekuly, vrátane najjednoduchších aminokyselín a priniesli prvé „semená života“ na Zem asi pred 4 miliardami rokov. Toto, samozrejme, nie je nič iné ako krásna hypotéza. Ale v jeho prospech je skutočnosť, že aminokyselina glycín bola nájdená v zložení studených oblakov plynu a prachu. Možno existujú aj iné, akurát zatiaľ možnosti teleskopov neumožňujú ich odhalenie.

Lov na prach

Vlastnosti medzihviezdneho prachu je samozrejme možné študovať na diaľku pomocou ďalekohľadov a iných prístrojov umiestnených na Zemi alebo na jej satelitoch. No oveľa lákavejšie je zachytiť medzihviezdne prachové častice, a potom ich podrobne študovať, zisťovať nie teoreticky, ale prakticky, z čoho sa skladajú, ako sú usporiadané. Tu sú dve možnosti. Môžete sa dostať do hlbín vesmíru, zbierať tam medzihviezdny prach, priviesť ho na Zem a analyzovať s každým možné spôsoby. Alebo sa môžete pokúsiť vyletieť zo slnečnej sústavy a analyzovať prach po ceste priamo na palube kozmickej lode a odoslať údaje na Zem.

Prvý pokus priniesť vzorky medzihviezdneho prachu a vo všeobecnosti látky medzihviezdneho média urobila NASA pred niekoľkými rokmi. Kozmická loď bola vybavená špeciálnymi pascami - kolektormi na zber medzihviezdneho prachu a častíc kozmického vetra. Aby lapače zachytávali prachové častice bez straty obalu, plnili sa špeciálnou látkou, takzvaným aerogélom. Táto veľmi ľahká penivá hmota (ktorej zloženie je obchodným tajomstvom) pripomína želé. Keď sa do nej dostanú častice prachu, uviaznu a potom, ako v každej pasci, sa veko zabuchne, aby sa otvorilo už na Zemi.

Tento projekt sa volal Stardust Stardust. Jeho program je skvelý. Po štarte vo februári 1999 zariadenie na palube nakoniec zozbiera vzorky medzihviezdneho prachu a samostatne aj prachu v bezprostrednej blízkosti kométy Wild-2, ktorá preletela blízko Zeme vlani vo februári. Teraz s kontajnermi naplnenými týmto najcennejším nákladom letí loď domov, aby pristála 15. januára 2006 v Utahu, neďaleko Salt Lake City (USA). Vtedy astronómovia konečne uvidia na vlastné oči (samozrejme s pomocou mikroskopu) práve tie prachové častice, ktorých modely zloženia a štruktúry už predpovedali.

A v auguste 2001 letel Genesis po vzorky hmoty z hlbokého vesmíru. Tento projekt NASA bol zameraný hlavne na zachytávanie častíc slnečného vetra. Po 1 127 dňoch strávených vo vesmíre, počas ktorých preletela asi 32 miliónov km, sa loď vrátila a na Zem zhodila kapsulu so získanými vzorkami – pasce s iónmi, časticami slnečného vetra. Bohužiaľ, stalo sa nešťastie, padák sa neotvoril a kapsula sa z celej sily zrútila na zem. A havaroval. Samozrejme, trosky boli pozbierané a starostlivo preštudované. V marci 2005 však na konferencii v Houstone účastník programu Don Barnetty uviedol, že štyri kolektory s časticami slnečného vetra neboli ovplyvnené a vedci aktívne študujú ich obsah, 0,4 mg zachyteného slnečného vetra v Houstone. .

Teraz však NASA pripravuje tretí projekt, ešte grandióznejší. Pôjde o vesmírnu misiu Interstellar Probe. Tentokrát vesmírna loď budú odstránené vo vzdialenosti 200 a. od Zeme (a. e. vzdialenosť od Zeme k Slnku). Táto loď sa už nikdy nevráti, ale bude „napchatá“ širokou škálou zariadení vrátane a na analýzu vzoriek medzihviezdneho prachu. Ak všetko pôjde dobre, častice medzihviezdneho prachu z hlbokého vesmíru budú konečne zachytené, odfotografované a automaticky analyzované priamo na palube kozmickej lode.

Formovanie mladých hviezd

1. Obrovský galaktický molekulárny mrak s veľkosťou 100 parsekov, hmotnosťou 100 000 sĺnk, teplotou 50 K, hustotou 102 častíc/cm3. Vo vnútri tohto oblaku sú rozsiahle kondenzácie difúzne plynové a prachové hmloviny (110 ks, 10 000 sĺnk, 20 K, 10 3 častíc/cm 4 častíc/cm3). V ich vnútri sa nachádzajú zhluky guľôčok s veľkosťou 0,1 ks, hmotnosťou 110 sĺnk a hustotou 10 10 6 častíc/cm 3 , kde vznikajú nové hviezdy.

2. Zrod hviezdy vo vnútri oblaku plynu a prachu

3. Nová hviezda svojim žiarením a hviezdnym vetrom urýchľuje okolitý plyn od seba

4. Mladá hviezda vstúpi do vesmíru, čistá a bez plynu a prachu, a tlačí hmlovinu, ktorá ju zrodila

Etapy „embryonálneho“ vývoja hviezdy, ktorá sa svojou hmotnosťou rovná Slnku

5. Pôvod gravitačne nestabilného oblaku s veľkosťou 2 000 000 sĺnk, s teplotou okolo 15 K a počiatočnou hustotou 10 -19 g/cm 3

6. Po niekoľkých stotisíc rokoch tvorí tento oblak jadro s teplotou asi 200 K a veľkosťou 100 sĺnk, jeho hmotnosť je stále len 0,05 slnečnej

7. V tomto štádiu sa jadro s teplotou do 2 000 K prudko zmršťuje ionizáciou vodíka a súčasne sa zahrieva až na 20 000 K, rýchlosť hmoty dopadajúcej na rastúcu hviezdu dosahuje 100 km/s.

8. Protohviezda veľkosti dvoch sĺnk s teplotou v strede 2x105K a na povrchu 3x103K

9. Posledným štádiom predevolúcie hviezdy je pomalé stláčanie, pri ktorom dochádza k vyhoreniu izotopov lítia a berýlia. Až po zvýšení teploty na 6x10 6 K sa v interiéri hviezdy spúšťajú termonukleárne reakcie syntézy hélia z vodíka. Celkové trvanie cyklu zrodu hviezdy, ako je naše Slnko, je 50 miliónov rokov, po ktorých môže takáto hviezda pokojne horieť ešte miliardy rokov.

Olga Maksimenko, kandidátka chemických vied