Вонзодијачка прашина

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Овој уметнички приказ на замислена планета која ротира околу блиска ѕвезда го прикажува исклучителниот сјај на вонзодијачката прашина која се протега врз небото.

Вонзодијачката прашина се состои од зрна од аморфен јаглерод и силикатна прашина со големина од 1-100 микрометри кои ја исполнуваат рамнината на вонсончевите планетарни системи. Таа е вонсончев пандан на зодијачката прашина (зрна прашина со големина од 1-100 микрометри кои се наоѓаат во Сончевиот Систем), претежно во внатрешноста на астероидниот појас. Каков што е случајот со зодијачките прашина, веројатно и овие зрна се создадени од страна на комети кои испуштаат гасови, како и со судири меѓу поголемите матични тела, како астероиди. Вонзодијачките облаци од прашина честопати се составен дел на остаточните дискови кои се забележани околу ѕвездите од главната низа преку нивната прекумерна инфрацрвена емисија. Исклучително топли вонзодијачки дискови, исто така, најчесто се наоѓаат во близина на ѕвезди од спектрален тип А-К.[1] Вонзодијачката прашина се однесува на највнатрешниот и најжешкиот дел од овие остаточни дискови, на растојание од неколку астрономски единици од ѕвездата.[1] Зошто вонзодијачката прашина ја има во толкави количини на оваа близина до ѕвездите е тема на расправа и понудени се неколку теории кои се обидуваат да го објаснат феноменот. Облиците на вонзодијачките облаци од прашина го покажуваат динамичкото влијание на вонсончевите планети и можно е да укажат на постоењето на овие планети. Бидејќи честопати се наоѓа во близина на животопогодниот појас на ѕвездата, вонзодијачката прашина може во голема мера да ги попречуваат обидите да се сликаат земјовидни планети. Приближно 1 од 100 ѕвезди во блиските сончеви системи покажуваат дека содржат висока количина од топла прашина која е за околу 1000 пати поголема од просечната емисија на прашина во опсегот од 8,5 до12 μm.

Создавање[уреди | уреди извор]

На почетокот вонзодијачката прашина била само теоретски претпоставена, на сега може да се набљудува нејзиното инфрацрвно зрачење при обидот да се набљудуваат вонсончевите земјовидни планети.[2] Затоа што вонзодијачката прашина е вонсончев еквивалент на зодијачката прашина, се претпоставува дека настанале на ист начин. Таа треба да се разликува од меѓуѕвездената прашина, која не е уловена во Сончевиот Систем.[3] Остаточните честички од создавањето на ѕвездениот систем, како и остатоците од судирите на поголеми тела зад себе оставаат вонзодијачка прашина.[4] Се смета дека количината на потенцијалната вонзодијачка прашина постојано се намалува, затоа што големите тела (како планетите) апсорбираат големи количини од прашината. На пример, Земјата апсорбира 40.000 тони ваква прашина годишно. Прашината емитира инфрацрвени зраци, а преку гравитациските дејства со телата (како на пример ѕвезда), формира инфрацрвени прстени. Вакви прстени биле забележани кај многу ѕвездени системи во Млечниот Пат.[5] Прашината од различни извори, како судири на астероиди, комети и заробени честички, се смета дека создава различни инфрацрвени структури, соодветно.[6]

Примери на ѕвезди со вонзодијачка прашина[уреди | уреди извор]

Тековно истражување[уреди | уреди извор]

Преку набљудување се открило дека некои ѕвезди од спектралните типови А-К имаат знаци на инфрацрвена вонзодијачка прашина многу поблиску до ѕвездата отколку што се претпоставувало дека е тоа возможно. При одреден обем на ѕвездата, се очекува прашината да биде присобрана и исфрлена (од ѕвездата) во рок од неколку години. Иако се потврдило постоење на ваква прашината блиску до ѕвезда, моделите сè уште не можат да објаснат зошто таа се наоѓа таму.[1] Моделирањето на однесувањето и на зодијачката и на вонзодијачката прашина е битна истражувачка област, бидејќи прашината ги попречува астрономите во обидот да ги набљудуваат планетарните тела. Ако прашината може прецизно да се моделира, може да се отстрани при набљудувањата на земјовидните вонсончеви планети.[2]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 1,2 Scott, Nicholas Jon (January 2016). „Hot Exozodiacal Dust Disks, their Detection and Variability, as Measured with Long-Baseline Optical Interferometry“. American Astronomical Society Meeting Abstracts #227. 227: 228.07. Bibcode:2016AAS...22722807S.
  2. 2,0 2,1 Roberge, Aki; Chen, Christine H.; Millan-Gabet, Rafael; Weinberger, Alycia J.; Hinz, Philip M.; Stapelfeldt, Karl R.; Absil, Olivier; Kuchner, Marc J.; Bryden, Geoffrey (2012-08-17). „The Exozodiacal Dust Problem for Direct Observations of Exo-Earths“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англиски). 124 (918): 799–808. arXiv:1204.0025. Bibcode:2012PASP..124..799R. doi:10.1086/667218. ISSN 1538-3873.
  3. „Dust Grain | COSMOS“. astronomy.swin.edu.au (англиски). Посетено на 2017-10-16.
  4. „Comet or Asteroid? Big Space Rock Has Identity Crisis“. Space.com. Посетено на 2017-10-16.
  5. „Cool Cosmos“. coolcosmos.ipac.caltech.edu. Посетено на 2017-10-16.
  6. „An Improved Model for That Pesky Zodiacal Dust“. astrobites (англиски). 2013-01-04. Посетено на 2017-10-16.
  7. Lebreton, J.; van Lieshout, R.; Augereau, J.-C.; Absil, O.; Mennesson, B.; Kama, M.; Dominik, C.; Bonsor, A.; Vandeportal, J. (2013). „An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk. III. Detailed models of the exozodiacal disk and its origin“. Astronomy and Astrophysics. 555: A146. arXiv:1306.0956. Bibcode:2013A&A...555A.146L. doi:10.1051/0004-6361/201321415.
  8. 8,0 8,1 Absil, O.; Le Bouquin, J.-B.; Berger, J.-P.; Lagrange, A.-M.; Chauvin, G.; Lazareff, B.; Zins, G.; Haguenauer, P.; Jocou, L. (2011). „Searching for faint companions with VLTI/PIONIER. I. Method and first results“. Astronomy and Astrophysics. 535: A68. arXiv:1110.1178. Bibcode:2011A&A...535A..68A. doi:10.1051/0004-6361/201117719.
  9. Ertel, S.; Absil, O.; Defrère, D.; Le Bouquin, J.-B.; Augereau, J.-C.; Marion, L.; Blind, N.; Bonsor, A.; Bryden, G. (2014). „A near-infrared interferometric survey of debris-disk stars. IV. An unbiased sample of 92 southern stars observed in H band with VLTI/PIONIER“. Astronomy & Astrophysics. 570: 20. arXiv:1409.6143. Bibcode:2014A&A...570A.128E. doi:10.1051/0004-6361/201424438. A128.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]