Прејди на содржината

Вселенска прашина

Од Википедија — слободната енциклопедија
Хондритска прашина.

Космичката прашина, исто така наречена вонземска прашина или вселенска прашина — прашина што постои во вселената или паднала на Земјата.[1][2] Повеќето честички од вселенската прашина се мерат помеѓу неколку молекули и 0,1 mm (100 микрометри). Поголемите честички се нарекуваат метеороиди. Космичката прашина може дополнително да се разликува по нејзината астрономска местоположба: меѓугалактичка прашина, меѓуѕвездена прашина, меѓупланетарна прашина (како во зодијачкиот облак) и циркупланетарна прашина (како во планетарен прстен).

Во Сончевиот Систем, меѓупланетарната прашина ја предизвикува зодијачката светлина. Прашината од Сончевиот Систем вклучува кометна прашина, астероидна прашина, прашина од Кајперовиот Појас и меѓуѕвездена прашина што минува низ Сончевиот Систем. Се проценува дека илјадници тони космичка прашина стигнуваат до површината на Земјата секоја година,[3] при што повеќето зрна имаат маса помеѓу 10-16 kg (0,1 pg) и 10-4 kg (100 mg).[3] Густината на облакот од прашина низ кој патува Земјата е приближно 10 −6 зрна прашина/m 3 .[4]

Космичката прашина содржи некои сложени органски соединенија (аморфни органски цврсти материи со мешана ароматско - алифатична структура) кои би можеле да се создадат природно и брзо од ѕвездите.[5][6][7] Помал дел од прашината во вселената е „ѕвездена прашина“ која се состои од поголеми огноотпорни минерали кои се кондензираат како материја оставена од ѕвездите.

Меѓуѕвездените честички од прашина биле собрани од вселенското летало Стардаст и примероците биле вратени на Земјата во 2006 година.[8][9][10][11]

Проучување

[уреди | уреди извор]
Уметнички впечаток за формирање прашина околу експлозија на супернова.[12]

Вселенската прашина некогаш на астрономите им правела повеќе проблем, бидејќи ги заматувала објектите што сакале да ги набљудуваат. Кога започнала инфрацрвената астрономија, било забележано дека прашинските честички се значајни и витални компоненти на астрофизичките процеси. Нивната анализа може да открие информации за феномени како што е формирањето на Сончевиот Систем.[13] На пример, космичката прашина може да предизвика губење на масата кога ѕвездата се приближува до крајот на својот живот, да игра улога во раните фази на формирање на ѕвездите и да формира планети. Во Сончевиот Систем, прашината игра голема улога во зодијачката светлина, на прстените на Сатурн, Јупитер, Уран и Нептун, и кометите.

Зодијачка светлина предизвикана од космичка прашина.[14]

На интердисциплинарна студија за прашината се среќаваат различни научни области: физика (физика на тврдо тело, електромагнетна теорија, статистичка физика, топлинска физика), фрактална математика, површинаска хемија, како и секоја гранка на астрономијата и астрофизиката.[15] Овие различни истражувачки области може да се поврзат со следнава тема: честичките од космичката прашина еволуираат циклично; хемиски, физички и динамички. Развојот на прашината ги следи патеките во кои Универзумот рециклира материјал, во процеси аналогни на секојдневните чекори на рециклирање со кои се запознаени многу луѓе: производство, складирање, преработка, собирање, потрошувачка и фрлање.

Набљудувањата и мерењата на космичката прашина во различни региони обезбедуваат важен увид во процесите на рециклирање на Универзумот; во облаците на дифузната меѓуѕвездена средина, во молекуларните облаци, во околу ѕвездената прашина на млади ѕвездени објекти и во планетарните системи како што е Сончевиот Систем, каде што астрономите ја сметаат прашината како најрециклирана состојба. Астрономите акумулираат набљудувачки „снимки“ од прашина во различни фази од нејзиниот живот и, со текот на времето, формираат поцелосна слика за комплицираните чекори за рециклирање на Универзумот.

Параметрите како што се почетното движење на честичката, својствата на материјалот, интервентната плазма и магнетното поле го одредуваат доаѓањето на честичката прашина до детекторот за прав. Мало менување на кој било од овие параметри може да даде значително различно динамичко однесување на прашината. Затоа, може да се дознае од каде потекнува тој предмет.

Методи за откривање

[уреди | уреди извор]
Космичка прашина на галаксијата Андромеда откриена во инфрацрвената светлина од вселенскиот телескоп Спицер.

Вселенската прашина може да се открие со индиректни методи кои ги користат радијативните својства на честичките од космичката прашина.

Космичката прашина може да се открие и директно („in-situ“) со користење на различни методи на собирање и од различни локации за собирање. Проценките за дневниот прилив на вонземски материјал што влегува во атмосферата на Земјата се движат меѓу 5 и 300 тони.[16][17]

НАСА собира примероци од честички од ѕвездена прашина во атмосферата на Земјата користејќи колектори на плочи под крилата на авионите кои летаат во стратосферата. Примероците од прашина се собираат и од површинските наслаги на големите ледени маси на Земјата (Антарктик и Гренланд/Арктик) и во длабоките морски седименти.

Дон Браунли од Универзитетот во Вашингтон во Сиетл прв веродостојно ја идентификувал вонземската природа на собраните честички од прашина во 1970-тите. Друг извор се метеоритите, кои содржат ѕвездена прашина извлечена од нив. Зрната од ѕвездена прашина се цврсти огноотпорни парчиња од поединечни претсоларни ѕвезди. Тие се препознаваат по нивните екстремни изотопски состави, кои можат да бидат само изотопски состави во еволуираните ѕвезди, пред какво било мешање со меѓуѕвездената средина. Овие зрна се кондензираат од ѕвездената материја додека се ладила додека ја напуштале ѕвездата.

Космичка прашина на маглината Коњска глава како откриена од вселенскиот телескоп Хабл .

Во меѓупланетарниот простор, детектори за прашина на планетарните вселенски летала се изградени и летаат, некои во моментов летаат, а во моментов се градат повеќе за да летаат. Големите орбитални брзини на честичките на прашината во меѓупланетарниот простор (обично 10–40 km/s) го прават собирањето на непроменети честички проблематично. Наместо тоа, in-situ детекторите за прашина генерално се измислени за да ги измерат параметрите поврзани со големобрзинскиот удар на прашинските честички врз инструментот, а потоа да ги извлечат физичките својства на честичките (обично масата и брзината) преку лабораториско баждарење (т.е. влијание на забрзаните честички со познати својства на лабораториска реплика на детекторот за прашина). Со текот на годините, детекторите за прашина го мереле, меѓу другото, блицот на ударното светло, акустичниот сигнал и јонизацијата на ударот. Неодамна инструмент за собирање на прашина, преку мисијата Стардаст, заробил честички на аерогел со ниска густина.

Детекторите за прашина во минатото летале на вселенските мисии ХЕОС-2, Хелиос, Пионер 10, Пионер 11, Џото, Галилео и Касини, на сателитите LDEF, EURECA и Горид кои кружат околу Земјата, а некои научници ги користеле Војаџер 1 и 2 за директно испитување на космичката прашина. Во моментов детектори за прашина летаат на вселенското летало Одисеј, Проба, Розета, Стардаст и Нови Хоризонти. Собраната прашина на Земјата или собраната понатаму во вселената и вратена со вселенски мисии за враќање примероци, потоа ја анализираат научниците за прашина во нивните соодветни лаборатории низ целиот свет. Еден голем капацитет за складирање на космичка прашина постои во Хјустон.

Инфрацрвената светлина може да навлезе во облаците од космичка прашина, овозможувајќи поглед во областите на формирање на ѕвездите и центрите на галаксиите. Вселенскиот телескоп Спицер на НАСА е најголемиот инфрацрвен телескоп лансиран во вселената. Го носел ракетата Делта од Кејп Канаверал, Флорида на 25 август 2003 година. За време на својата мисија, Спицер добил слики и спектри со детектирање на топлинското зрачење што го емитираат објектите во просторот помеѓу брановите должини од 3 и 180 микрометри. Поголемиот дел од ова инфрацрвено зрачење е блокирано од атмосферата на Земјата и не може да се набљудува од земјата. Наодите од Спицер ги ревитализирале студиите за космичката прашина. Еден извештај покажал некои докази дека космичката прашина е формирана во близина на супермасивна црна дупка.[18]

Друг механизам за откривање е полариметријата. Зрнестите прашини не се сферични и имаат тенденција да се усогласат со меѓуѕвездените магнетни полиња, претпочитајќи ја поларизирачката ѕвездена светлина што минува низ облаците од прашина. Во блискиот меѓуѕвезден простор, каде што меѓуѕвезденото црвенило не е доволно интензивно за да се открие, се користи висока прецизна оптичка полариметрија за да се собере структурата на прав во Месниот Меур.[19]

Во 2019 година, истражувачите пронашле меѓуѕвездена прашина на Антарктикот, која ја поврзуваат со Месниот Меѓуѕвезден Облак. Откривањето на меѓуѕвездената прашина на Антарктикот било направено со мерење на радионуклидите Fe-60 и Mn-53.[20]

Радијативни својства

[уреди | уреди извор]
HH 151 е светол млаз од блескав материјал проследен со сложена, портокалова нијанса на облак од гас и прашина.[21]

Прашинската честичка е во интеракција со електромагнетното зрачење на начин кој зависи од неговиот пресек, брановата должина на електромагнетното зрачење и од природата на зрното: неговиот показател на прекршување, големината итн. Процесот на зрачење за поединечно зрно се нарекува негова емисивност, во зависност од факторот на ефикасност на зрното. Дополнителни спецификации во врска со процесот на емисивност вклучуваат истребување, расејување, апсорпција или поларизација. Во кривите на емисиите на зрачење, неколку важни потписи го идентификуваат составот на прашинската честичка што емитуваат или апсорбираат. Прашинските честички можат нерамномерно да ја распрснуваат светлината.

Распрснувањето и изумирањето („затемнување“) на зрачењето дава корисни информации за големината на прашинската честичка. На пример, ако објектите во нечии податоци се многу пати посветли во видлива светлина расеана напред отколку во видлива светлина расфрлана назад, тогаш се подразбира дека значителен дел од честичките се со пречник од околу еден микрометар.

Расејувањето на светлината од прашинската честичка на видливите фотографии со долга експозиција е прилично забележливо во рефлексивните маглини и дава индиции за својствата на поединечните честички за расејување на светлината. Во брановите должини на Х-зраци, многу научници го истражуваат расејувањето на Х-зраците од меѓуѕвездената прашина, а некои сугерираат дека астрономските извори на Х-зраци би поседувале дифузни ореоли поради прашината.[22]

Ѕвездена прашина

[уреди | уреди извор]

Зрната од ѕвездена прашина [23] се содржани во метеоритите, од кои се извлекуваат во копнени лаборатории. Ѕвездената прашина била компонента на прашината во меѓуѕвездената средина пред нејзиното вградување во метеоритите. Метеоритите ги складираат тие зрна од ѕвездена прашина уште од моментот кога метеоритите првпат започнуваат да се собираат во планетарниот насобирачки диск пред повеќе од четири милијарди години. Таканаречените јаглеродни хондрити се особено плодни резервоари на ѕвездена прашина. Секое зрно од ѕвездена прашина постоело пред да се формира Земјата. Ѕвездената прашина е научен термин кој се однесува на огноотпорни зрна прашина кои се кондензираат од ладењето на исфрлените гасови од поединечни претсоларни ѕвезди и се вградуваат во облакот од кој кондензирал Сончевиот Систем.[24]

Многу различни видови на ѕвездена прашина се идентификувани со лабораториски мерења на невообичаениот изотопски состав на хемиските елементи кои го сочинуваат секое зрно од ѕвездена прашина. Овие огноотпорни минерални зрна можеби порано биле обложени со испарливи соединенија, но тие се губат при растворање на метеоритната материја во киселини, оставајќи само нерастворливи огноотпорни минерали. Пронаоѓањето на зрнести јадра без растворање на поголемиот дел од метеоритот е можно, но тешко.

Многу нови аспекти на нуклеосинтезата се откриени од изотопските соодноси во зрната на ѕвездена прашина.[25] Важно својство на ѕвездената прашина е тврдиот, огноотпорен, високотемпературен карактер на зрната. Составот се состои од силициум карбид, графит, алуминиум оксид, алуминиумски шпинел и други такви цврсти материи кои би се кондензирале на висока температура од гасот за ладење, како на пример при ѕвездени ветрови или при декомпресија на внатрешноста на супернова. Тие во голема мера се разликуваат од цврстите материи формирани на ниска температура во меѓуѕвездената средина.

Исто така, важни се нивните екстремни изотопски состави, кои се очекува да ги нема никаде во меѓуѕвездената средина. Ова исто така сугерира дека ѕвездената прашина кондензирана од гасовите на поединечните ѕвезди пред изотопите да можат да се разредат со мешање со меѓуѕвездената средина. Тие овозможуваат да се идентификуваат изворните ѕвезди. На пример, елементи во рамките на прашина на силициумкарбид (SiC) се речиси чисти изотопи, кое одговара на неговата кондензација во рамките на АГЏ (асимптотска гранка на џинови).

Друг драматичен пример е даден со таканаречените кондензати на супернови, обично скратени со акроним на SUNOCON (од SUperNOva CONdensate [24] ) за да се разликуваат од другите ѕвездени прашини кондензирани во ѕвездените атмосфери. SUNOCON содржат калциум во претерано големо изобилство [26] од 44 Ca, што покажува дека тие се кондензирале со изобилство на радиоактивен 44 Ti, кој има полуживот од 65 години.

Самата ѕвездена прашина (SUNOCONs и AGB зрна кои доаѓаат од специфични ѕвезди) е само скромна фракција од кондензираната космичка прашина, која формира помалку од 0,1% од масата на вкупните меѓуѕвездени цврсти материи. Високиот интерес за ѕвездената прашина произлегува од новите информации што таа ги донела во науките за развојот на ѕвездите и нуклеосинтезата.

Лабораториите ги проучувале цврстите материи кои постоеле пред да се формира Земјата.[27] Ова некогаш се сметало за невозможно, особено во 1970-тите кога космохемичарите биле уверени дека Сончевиот Систем започнал како топол гас [28] практично без никакви преостанати цврсти материи, кои би биле испарувани од високата температура. Постоењето на ѕвездена прашина докажала дека оваа историска слика е неточна.

Својства

[уреди | уреди извор]

Космичката прашина е направена од зрнеста прашина и агрегати. Овие честички се со неправилна форма, со порозност која се движи од меки до компактни. Составот, големината и другите својства зависат од тоа каде се наоѓа прашината, и обратно, анализата на составот на прашинската честичка може да открие многу за потеклото на прашинската честичка. Општата дифузна меѓуѕвездена средна прашина, зрнестата прашина во густите облаци, прашината од планетарните прстени и околу ѕвездената прашина се различни по своите одлики. На пример, зрната во густите облаци се здобиле со обвивка од мраз и во просек се поголеми од прашинската честичка во дифузната меѓуѕвездена средина. Меѓупланетарните прашински честички (ИДП) се генерално уште поголеми.

Во најголем дел од приливот на вонземска материја што паѓа на Земјата доминираат метеороиди со пречници во опсег од 50 до 500 микрометри, со просечна густина од 2,0 g/cm³ (со порозност околу 40%). Вкупната стапка на прилив на метеоритски места на повеќето ВРЛ заробени во стратосферата на Земјата се движи помеѓу 1 и 3 g/cm³, со просечна густина од околу 2,0 g/cm³.[29]

Други специфични својства на прашина: во околу ѕвездената прашина, астрономите пронашле молекуларни знаци на CO, силициум карбид, аморген силикат, полициклични ароматични јаглеводороди, воден мраз и полиформалдехид, меѓу другото (во дифузната меѓуѕвездена средина, постојат докази за силини). Прашината од кометите е генерално различна (со преклопување) од астероидната прашина . Астероидната прашина наликува на јаглеродните хондритни метеорити . Кометната прашина наликува на меѓуѕвездени зрна кои може да вклучуваат силикати, полициклични ароматични јаглеводороди и воден мраз.

Во септември 2020 година, биле презентирани докази за вода во цврста состојба во меѓуѕвездената средина, а особено, за воден мраз измешан со силикатни зрна во зрна од космичка прашина.[30]

Формирање на зрнеста прашина

[уреди | уреди извор]

Големите зрна во меѓуѕвездениот простор се веројатно сложени, со огноотпорни јадра кои се кондензирале во ѕвездените одливи на врвот од слоевите стекнати при навлегување во ладни густи меѓуѕвездени облаци. Тој цикличен процес на раст и уништување надвор од облаците е моделиран [31][32] да се покаже дека јадрата живеат многу подолго од просечниот животен век на масата на прашина. Тие јадра главно започнуваат со силикатни честички кои се кондензираат во атмосферите на ладни црвени џинови богати со кислород и јаглеродни зрна кои се кондензираат во атмосферите на ладни јаглеродни ѕвезди. Црвените џинови еволуирале или смениле од главната низа и влегле во џиновската фаза на нивниот развој и се главниот извор на огноотпорни јадра од прав во галаксиите. Тие огноотпорни јадра се нарекуваат и ѕвездена прашина (делот погоре), што е научен термин за малиот дел од космичката прашина што топлински кондензирала во ѕвездените гасови додека се исфрлале од ѕвездите. Неколку проценти од огноотпорните зрнести јадра се кондензираат во внатрешноста на суперновите, еден вид космичка комора за декомпресија. Метеоричарите кои ја проучуваат огноотпорната ѕвездена прашина (извлечена од метеорити) често ја нарекуваат претсоларни зрна, но таа во метеоритите е само мал дел од целата претсоларна прашина. Ѕвездената прашина се кондензира во ѕвездите преку значително различна хемија на кондензација од онаа на најголемиот дел од космичката прашина, која се акредитира студено врз претходно постоечката прашина во темните молекуларни облаци на галаксијата. Тие молекуларни облаци се многу ладни, вообичаено помали од 50 K, така што мразот од многу видови може да се акредитираат на зрната, во случаи само да се уништат или да се разделат со зрачење и сублимација во гасна компонента. Конечно, како што се формирал Сончевиот Систем, многу меѓуѕвездени зрна прашина биле дополнително модифицирани со спојување и хемиски реакции во планетарниот насобирачки диск. Историјата на различните видови зрна во раниот Сончев Систем е комплицирана и само делумно разбрана.

Астрономите знаат дека прашината е формирана во обвивките на доцно еволуираните ѕвезди од специфични набљудувачки потписи. Во инфрацрвената светлина, емисијата од 9,7 микрометри е знак на силикатна прашина во студените еволуирани џинови богати со кислород. Емисијата на 11,5 микрометри укажува на присуство на прашина од силициум карбид во студени еволуирани гигантски ѕвезди богати со јаглерод. Тие помагаат да се обезбедат докази дека малите силикатни честички во вселената потекнуваат од исфрлените надворешни обвивки на овие ѕвезди.[33][34]

Условите во меѓуѕвездениот простор генерално не се погодни за формирање силикатни јадра. Ова ќе потрае премногу време за да се постигне, дури и ако е можно. Аргументите се дека: со оглед на забележаниот типичен пречник на зрното a, времето за зрното да достигне a и со оглед на температурата на меѓуѕвездениот гас, би било потребно значително подолго од староста на Универзумот за да се формираат меѓуѕвездени зрна.[35] Од друга страна, се гледа дека зрната неодамна се формирале во близина на блиските ѕвезди, во ејектите на нова и супернова, и во променливите ѕвезди R Coronae Borealis кои се чини дека исфрлаат дискретни облаци кои содржат и гас и прашина. Значи, загубата на маса од ѕвездите е несомнено местото каде што се формирале огноотпорните јадра на зрната.

Поголемиот дел од прашината во Сончевиот Систем е високо обработена прашина, рециклирана од материјалот од кој се формирал Сончевиот Систем и последователно се собира во планетезималите, и останатиот цврст материјал како што се комети и астероиди, и се реформира во текот на судирот на секој од тие тела. За време на историјата на формирањето на Сончевиот Систем, најзастапениот елемент бил (и сè уште е) H 2 . Металните елементи: магнезиум, силициум и железо, кои се главни состојки на карпестите планети, се кондензираат во цврсти материи на највисоките температури на планетарниот диск. Некои молекули, како што CO, N 2, NH 3, и слободен кислород, постојат во фаза на гас. Некои молекули, на пример, графитот (C) и SiC би се кондензирале во цврсти зрна во планетарниот диск; но зрната од јаглерод и SiC пронајдени во метеоритите се предсончеви врз основа на нивните изотопски состави, наместо од формирањето на планетарниот диск. Некои молекули, исто така, формираат сложени органски соединенија, а некои молекули замрзнати ледени обвивки, од кои или може да ги обложат „огноотпорните“ (Mg, Si, Fe) зрнести јадра. Ѕвездената прашина уште еднаш дава исклучок од општиот тренд, бидејќи се чини дека е целосно необработен поради нејзината топлинска кондензација во ѕвездите како огноотпорни кристални минерали. Кондензацијата на графитот се јавува во внатрешноста на суперновата додека тие се шират и ладат, а тоа го прават дури и во гас што содржи повеќе кислород отколку јаглерод,[36] изненадувачка јаглеродна хемија овозможена од интензивната радиоактивна средина на суперновите. Овој посебен пример за формирање прашина заслужува специфичен преглед.[37]

Формирањето на планетарен диск на претходничките молекули било одредено, во голем дел, од температурата на сончевата маглина. Бидејќи температурата на сончевата маглина се намалувала со хелиоцентрично растојание, научниците можат да го одредат потеклото на зрнестата прашина со познавање на материјалите на зрното. Некои материјали можеле да се формираат само на високи температури, додека други зрнести материјали можеле да се формираат само на многу пониски температури. Материјалите во една меѓупланетарна прашинска честичка често покажуваат дека зрнестите елементи се формирале на различни локации и во различно време во сончевата маглина. Поголемиот дел од материјата присутна во првобитната соларна маглина оттогаш исчезна; вовлечени во Сонцето, исфрлени во меѓуѕвездениот простор или повторно обработени, на пример, како дел од планетите, астероидите или кометите.

Поради нивната високо обработена природа, ВРЛ (меѓупланетарни прашински честички) се ситнозрнести мешавини од илјадници до милиони минерални зрна и аморфни компоненти. Тие можат да се замислат како како „матрица“ од материјал со вградени елементи кои биле формирани во различни времиња и места во сончевата маглина и пред формирањето на соларната маглина. Примери за вградени елементи во космичката прашина се ГЕМС, хондрили и CAI .

Од сончевата маглина до Земјата

[уреди | уреди извор]

Стрелките на соседниот дијаграм покажуваат еден можен пат од собраната меѓупланетарна прашинска честичка назад до раните фази на сончевата маглина.

Доколку се следи патеката на дијаграмот до ВРЛ кои ги содржат најнестабилните и најпримитивните елементи. Патеката носи прво од меѓупланетарни честички на прашина до хондритни меѓупланетарни честички на прашина. Планетарните научници ги класифицираат хондритските ВРЛ според нивниот намален степен на оксидација, така што тие спаѓаат во три големи групи: јаглеродни, обични и енстатитни хондрити. Како што имплицира името, јаглеродните хондрити се богати со јаглерод, а многу од нив имаат аномалии во изотопското изобилство на H, C, N и O.[38] Од јаглеродните хондрити, се следи патеката до најпримитивните материјали. Тие се речиси целосно оксидирани и содржат елементи со најниска температура на кондензација („испарливи“ елементи) и најголемо количество органски соединенија. Затоа, се смета дека честички од прашина со овие елементи се формирани во раниот живот на Сончевиот Систем. Испарливите елементи никогаш не доживеале температури над околу 500 К, па затоа, „матрицата“ на зрнестиот ИДП се состои од некој многу примитивен материјал од Сончевиот Систем. Таквото сценарио е точно во случај на кометната прашина. Потеклото на малата фракција што е ѕвездена прашина (види погоре) е сосема поинаква; овие огноотпорни меѓуѕвездени минерали топлински се кондензираат во ѕвездите, стануваат мала компонента на меѓуѕвездената материја и затоа остануваат во претсоларниот планетарен диск. Патеките за јадрено оштетување се предизвикани од јонскиот флукс од сончевите изливи. Јоните на сончевиот ветер што влијаат на површината на честичката создаваат оштетени рабови од аморфно зрачење на површината на честичката. А спалогените јадра се создаваат од галактичките и сончевите космички зраци. Прашинската честичка што потекнува од Кајперовиот Појас на 40 AU би имала многу повеќекратна густина од трагите, подебели аморфни бандажи и повисоки интегрирани дози од честичката прашина што потекнува од главниот астероиден појас.

Врз основа на студиите за компјутерски модели од 2012 година, сложените органски молекули неопходни за живот (вонземски органски молекули) можеби се формирале во протопланетарниот диск на зрнестата прашина што го опкружуваат Сонцето пред формирањето на Земјата.[39] Според компјутерските студии, истиот процес може да се случи и околу други ѕвезди кои стекнуваат планети .[39]

Во септември 2012 година, научниците на НАСА објавиле дека полицикличните ароматични јаглеводороди (PAHs), подложени на услови на меѓуѕвездената средина (ISM), се трансформираат, преку хидрогенизација, оксигенација и хидроксилација, во посложени органски - „чекор по патот кон аминокиселините и нуклеотидите, суровините на белковините и ДНК, соодветно“.[40][41] Понатаму, како резултат на овие трансформации, PAH го губат својот спектроскопски потпис што може да биде една од причините „за недостатокот на детекција на PAH во меѓуѕвездените зрна мраз, особено надворешните региони на студени, густи облаци или горните молекуларни слоеви на протопланетарни дискови.“ [40][41]

Во февруари 2014 година, НАСА објавила значително надградена база на податоци [42][43] за откривање и следење на полицикличните ароматични јаглеводороди (PAH) во универзумот. Според научниците на НАСА, над 20% од јаглеродот во Универзумот може да биде поврзан со PAH, како можни почетни материјали за формирање на живот.[43] Се смета дека PAH се формирани кратко по Големата експлозија, и ги има во изобилство во Универзумот,[44][45][46] и се поврзани со нови ѕвезди и вонсончеви планети.[43]

Во март 2015 година, научниците на НАСА известиле дека за прв пат, комплексни ДНК и РНК органски соединенија на животот, вклучувајќи ги урацил, цитозин и тимин, се формирани во лабораторија во услови на вселената, користејќи почетни хемикалии, како што е пиримидин, пронајдени во метеорити. Според научниците, пиримидинот, како и полицикличните ароматични јаглеводороди (PAHs), најбогатата хемикалија со јаглерод пронајдена во Универзумот, можеби е формирана во црвените џинови или во меѓуѕвездените облаци од прашина и гас, според научниците.[47]

Прашински облаци

[уреди | уреди извор]

Сончевиот Систем има свој меѓупланетарен прашински облак , како и вонсончевите системи. Постојат различни типови на маглини со различни физички причини и процеси: дифузна маглина, инфрацрвена (IR) рефлектирачка маглина, остаток од супернова, молекуларен облак, регион HII, регион на фотодисоцијација и темна маглина.

Разликата помеѓу тие типови на маглини е дека различни процеси на зрачење работат. На пример, регионите H II, како маглината Орион, каде што се случува формирање на ѕвезди, се одликуваат како топлински емисиони маглини. Остатоците од супернова, од друга страна, како маглината Рак, се одликуваат како нетермална емисија (синхротронско зрачење).

Некои од попознатите правливи региони во Универзумот се дифузните маглини во каталогот Месјер, на пример: M1, M8, M16, M17, M20, M42, M43 .[48]

Враќање на примерок

[уреди | уреди извор]

Мисијата Стардаст на програмата Дискавери, била лансирана на 7 февруари 1999 година за да се соберат примероци од кометата Вајлд 2, како и примероци од космичка прашина. Тој вратил примероци на Земјата на 15 јануари 2006 година. Во пролетта 2014 година било објавено обновување на честички од меѓуѕвездената прашина од примероците.[49]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Broad, William J. (March 10, 2017). „Flecks of Extraterrestrial Dust, All Over the Roof“. The New York Times. Посетено на March 10, 2017.
  2. ↑ Gengel, M.J.; Larsen, J.; Van Ginneken, M.; Suttle, M.D. (December 1, 2016). „An urban collection of modern-day large micrometeorites: Evidence for variations in the extraterrestrial dust flux through the Quaternary“. Geology. 45 (2): 119. Bibcode:2017Geo....45..119G. doi:10.1130/G38352.1.
  3. ↑ 3,0 3,1 Spacecraft Measurements of the Cosmic Dust Flux", Herbert A. Zook. doi:10.1007/978-1-4419-8694-8_5
  4. ↑ "Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel" Gregory L. Matloff, Less Johnson, February, 2005
  5. ↑ Chow, Denise (26 October 2011). „Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars“. Space.com. Посетено на 2011-10-26.
  6. ↑ ScienceDaily Staff (26 October 2011). „Astronomers Discover Complex Organic Matter Exists Throughout the Universe“. ScienceDaily. Посетено на 2011-10-27.
  7. ↑ Kwok, Sun; Zhang, Yong (26 October 2011). „Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features“. Nature. 479 (7371): 80–3. Bibcode:2011Natur.479...80K. doi:10.1038/nature10542. PMID 22031328.
  8. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William (August 14, 2014). „Stardust Discovers Potential Interstellar Space Particles“. NASA. Посетено на August 14, 2014.
  9. ↑ Dunn, Marcia (August 14, 2014). „Specks returned from space may be alien visitors“. AP News. Архивирано од изворникот на August 19, 2014. Посетено на August 14, 2014.
  10. ↑ Hand, Eric (August 14, 2014). „Seven grains of interstellar dust reveal their secrets“. Science News. Посетено на August 14, 2014.
  11. ↑ Westphal, Andrew J.; и др. (August 15, 2014). „Evidence for interstellar origin of seven dust particles collected by the Stardust spacecraft“. Science. 345: 786–791. Bibcode:2014Sci...345..786W. doi:10.1126/science.1252496. PMID 25124433. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  12. ↑ „VLT Clears Up Dusty Mystery“. ESO Press Release. Посетено на 8 August 2014.
  13. ↑ Starkey, Natalie (22 November 2013). „Your House is Full of Space Dust – It Reveals the Solar System's Story“. Space.com. Посетено на 2014-02-16.
  14. ↑ „Three Bands of Light“. Посетено на 4 April 2016.
  15. ↑ Eberhard Grün (2001). Interplanetary dust. Berlin: Springer. ISBN 978-3-540-42067-5.
  16. ↑ Atkins, Nancy (March 2012), Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth, Universe Today
  17. ↑ Royal Astronomical Society, press release (March 2012), CODITA: measuring the cosmic dust swept up by the Earth (UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012. изд.), Royal Astronomical Society, Архивирано од изворникот на 2013-09-20
  18. ↑ Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S. C.; Hines, D. C.; Bouwman, J. (2007). „Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059“. Astrophysical Journal. 668 (2): L107–L110. arXiv:0710.2225. Bibcode:2007ApJ...668L.107M. doi:10.1086/523104.
  19. ↑ Cotton, D. V.; и др. (January 2016). „The linear polarization of Southern bright stars measured at the parts-per-million level“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (2): 1607–1628. arXiv:1509.07221. Bibcode:2016MNRAS.455.1607C. doi:10.1093/mnras/stv2185. arXiv
  20. ↑ Koll, D.; et., al. (2019). „Interstellar 60Fe in Antarctica“. Physical Review Letters. 123 (7): 072701. Bibcode:2019PhRvL.123g2701K. doi:10.1103/PhysRevLett.123.072701. PMID 31491090.
  21. ↑ „A glowing jet from a young star“. ESA/Hubble Picture of the Week. Посетено на 19 February 2013.
  22. ↑ Smith RK; Edgar RJ; Shafer RA (Dec 2002). „The X-ray halo of GX 13+1“. Astrophys. J. 581 (1): 562–69. arXiv:astro-ph/0204267. Bibcode:2002ApJ...581..562S. doi:10.1086/344151.
  23. ↑ Zinner, E. (1998). „Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of premolar grains from primitive meteorites“. Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 26: 147–188. Bibcode:1998AREPS..26..147Z. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.147.
  24. ↑ 24,0 24,1 Clayton, Donald D. (1978). „Precondensed matter: Key to the early solar system“. The Moon and the Planets. 19 (2): 109–137. doi:10.1007/BF00896983.
  25. ↑ D. D. Clayton; L. R. Nittler (2004). „Astrophysics with Presolar Stardust“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
  26. ↑ Nittler, L.R.; Amari, S.; Zinner, E.; Woosley, S.E. (1996). „Extinct 44Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin“. Astrophys. J. 462: L31–34. Bibcode:1996ApJ...462L..31N. doi:10.1086/310021.
  27. ↑ Clayton, Donald D. (2000). „Planetary solids older than the Earth“. Science. 288 (5466): 619. doi:10.1126/science.288.5466.617f.
  28. ↑ Grossman, L. (1972). „Condensation in the primitive solar nebula“. Geochim. Cosmochim. Acta. 36 (5): 597–619. Bibcode:1972GeCoA..36..597G. doi:10.1016/0016-7037(72)90078-6.
  29. ↑ Love S. G.; Joswiak D. J.; Brownlee D. E. (1992). „Densities of stratospheric micrometeorites“. Icarus. 111 (1): 227–236. Bibcode:1994Icar..111..227L. doi:10.1006/icar.1994.1142.
  30. ↑ Potpov, Alexey; и др. (21 September 2020). „Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium“. Nature Astronomy. 5: 78–85. arXiv:2008.10951. Bibcode:2020NatAs.tmp..188P. doi:10.1038/s41550-020-01214-x. Посетено на 26 September 2020.
  31. ↑ Liffman, Kurt; Clayton, Donald D. (1988). „Stochastic histories of refractory interstellar dust“. Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference. 18: 637–57. Bibcode:1988LPSC...18..637L.
  32. ↑ Liffman, Kurt; Clayton, Donald D. (1989). „Stochastic evolution of refractory interstellar dust during the chemical evolution of a two-phase interstellar medium“. Astrophys. J. 340: 853–68. Bibcode:1989ApJ...340..853L. doi:10.1086/167440.
  33. ↑ Humphreys, Roberta M.; Strecker, Donald W.; Ney, E. P. (1972). „Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina“. Astrophysical Journal. 172: 75. Bibcode:1972ApJ...172...75H. doi:10.1086/151329.
  34. ↑ Evans 1994, pp. 164–167
  35. ↑ Evans 1994, pp. 147–148
  36. ↑ Clayton, Donald D.; Liu, W.; Dalgarno, A. (1999). „Condensation of carbon in radioactive supernova gas“. Science. 283 (5406): 1290–92. Bibcode:1999Sci...283.1290C. doi:10.1126/science.283.5406.1290. PMID 10037591.
  37. ↑ Clayton, Donald D. (2011). „A new astronomy with radioactivity: radiogenic carbon chemistry“. New Astronomy Reviews. 55 (5–6): 155–65. Bibcode:2011NewAR..55..155C. doi:10.1016/j.newar.2011.08.001.
  38. ↑ Jessberger, E.K. (1999). „Rocky Cometary Particulates: Their Elemental, Isotopic and Mineralogical Ingredients“. Space Science Reviews. 90 (90): 91–97. Bibcode:1999SSRv...90...91J. doi:10.1023/A:1005233727874.
  39. ↑ 39,0 39,1 Moskowitz, Clara (29 March 2012). „Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun“. Space.com. Посетено на 30 March 2012.
  40. ↑ 40,0 40,1 Staff (September 20, 2012). „NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins“. Space.com. Посетено на September 22, 2012.
  41. ↑ 41,0 41,1 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui (September 1, 2012). „In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies“. The Astrophysical Journal Letters. 756: L24. Bibcode:2012ApJ...756L..24G. doi:10.1088/2041-8205/756/1/L24.
  42. ↑ „NASA Ames PAH IR Spectroscopic Database“. www.astrochem.org.
  43. ↑ 43,0 43,1 43,2 Hoover, Rachel (February 21, 2014). „Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That“. NASA. Архивирано од изворникот на 2015-09-06. Посетено на February 22, 2014.
  44. ↑ Carey, Bjorn (October 18, 2005). „Life's Building Blocks 'Abundant in Space'“. Space.com. Посетено на March 3, 2014.
  45. ↑ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, L. J. (October 10, 2005). „Variations in the Peak Position of the 6.2 μm Interstellar Emission Feature: A Tracer of N in the Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Population“. Astrophysical Journal. 632 (1): 316–332. Bibcode:2005ApJ...632..316H. doi:10.1086/432495.
  46. ↑ Allamandola, Louis; и др. (April 13, 2011). „Cosmic Distribution of Chemical Complexity“. NASA. Архивирано од изворникот на February 27, 2014. Посетено на March 3, 2014.
  47. ↑ Marlaire, Ruth (3 March 2015). „NASA Ames Reproduces the Building Blocks of Life in Laboratory“. NASA. Архивирано од изворникот на 2015-03-05. Посетено на 5 March 2015.
  48. ↑ „Messier Catalog“. Архивирано од изворникот на November 14, 1996. Посетено на 2005-07-06.
  49. ↑ „Stardust Interstellar Dust Particles“. JSC, NASA. 2014-03-13. Архивирано од изворникот на 2007-07-14. Посетено на 2014-03-25.

Дополнително читање

[уреди | уреди извор]
  • Evans, Aneurin (1994). The Dusty Universe. Ellis Horwood.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Планети
Прстени
Месечини
Истражување
(преглед)
Претпоставени
тела
Списоци
Мали
тела во
Сончевиот
Систем
Настанок
и
развој
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Вселенска_прашина&oldid=5275705“