Po masi, čvrste čestice prašine čine zanemarljiv dio Univerzuma, ali su zahvaljujući međuzvjezdanoj prašini nastale i pojavljuju se zvijezde, planete i ljudi koji proučavaju svemir i jednostavno se dive zvijezdama. Kakva je to supstanca ova kosmička prašina? Šta tjera ljude da opremaju ekspedicije u svemir vrijedne godišnjeg budžeta male države u nadi da će samo, a ne sa čvrstom sigurnošću, izvući i donijeti na Zemlju barem malu šaku međuzvjezdane prašine?

Između zvezda i planeta

Prašina se u astronomiji naziva malim, djelićima mikrona veličine, čvrstim česticama koje lete u svemiru. Kosmička prašina se često uslovno dijeli na međuplanetarnu i međuzvjezdanu prašinu, iako, očito, međuzvjezdani ulazak u međuplanetarni prostor nije zabranjen. Samo ga pronaći tamo, među "lokalnom" prašinom, nije lako, vjerovatnoća je mala, a njegova svojstva u blizini Sunca mogu se značajno promijeniti. Sad, ako odletiš, do granica Solarni sistem, gdje je vjerovatnoća hvatanja prave međuzvjezdane prašine vrlo velika. Idealna opcija je da se u potpunosti prevaziđe solarni sistem.

Prašina je međuplanetarna, u svakom slučaju, u relativnoj blizini Zemlje - materija je prilično proučena. Ispunjavajući čitav prostor Sunčevog sistema i koncentrisan u ravni njegovog ekvatora, rođen je najvećim delom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništavanja kometa koje se približavaju Suncu. Sastav prašine se, naime, ne razlikuje od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ga je zanimljivo proučavati, a još uvijek ima mnogo otkrića u ovoj oblasti, ali čini se da nema posebnog intriga ovde. Ali zahvaljujući ovoj posebnoj prašini, po lijepom vremenu na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedim stošcima svjetlosti iznad horizonta. To je takozvana zodijačka sunčeva svjetlost, raspršena malim česticama kosmičke prašine.

Mnogo zanimljivija je međuzvjezdana prašina. Njegova karakteristična karakteristika je prisustvo čvrstog jezgra i ljuske. Čini se da se jezgro sastoji uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska je uglavnom napravljena od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgra, kristaliziranih u uvjetima "dubokog zamrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodonik i kisik. Međutim, u njemu postoje nečistoće molekula i to još složenije. To su amonijak, metan, pa čak i poliatomski organski molekuli koji se zalijepe za zrno prašine ili se formiraju na njegovoj površini tokom lutanja. Neke od ovih tvari, naravno, odlijeću s njegove površine, na primjer, pod utjecajem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se smrzavaju ili se sintetiziraju.

Sada, u prostoru između zvijezda ili blizu njih, naravno, ne kemijske, već fizičke, odnosno spektroskopske, već su pronađene metode: voda, oksidi ugljika, dušika, sumpora i silicija, hlorovodonik, amonijak, acetilen, organske kiseline, kao što su mravlja i sirćetna, etil i metil alkoholi, benzen, naftalen. Čak su pronašli i aminokiselinu glicin!

Bilo bi zanimljivo uhvatiti i proučavati međuzvjezdanu prašinu koja prodire u Sunčev sistem i vjerovatno pada na Zemlju. Problem "hvatanja" nije lak, jer malo čestica međuzvjezdane prašine uspijeva zadržati svoj ledeni "kaput" na suncu, posebno u Zemljinoj atmosferi. Veliki se previše zagrevaju, njihova kosmička brzina se ne može brzo ugasiti, a čestice prašine „gore“. Mali, međutim, godinama planiraju u atmosferi, zadržavajući dio školjke, ali ovdje nastaje problem njihovog pronalaženja i identifikacije.

Postoji još jedan vrlo intrigantan detalj. Radi se o prašini, čije jezgre se sastoje od ugljika. Ugljik koji se sintetizira u jezgri zvijezda i odlazi u svemir, na primjer, iz atmosfere zvijezda koje stare (poput crvenih divova), leteći u međuzvjezdani prostor, hladi se i kondenzira na sličan način kao nakon vruće dnevne magle iz ohlađene vode. para se skuplja u nizinama. U zavisnosti od uslova kristalizacije, mogu se dobiti slojevite strukture grafita, dijamantskih kristala (zamislite samo čitave oblake sićušnih dijamanata!), pa čak i šuplje kugle atoma ugljenika (fulerena). A u njima su, možda, kao u sefu ili kontejneru, pohranjene čestice atmosfere vrlo drevne zvijezde. Pronalaženje takvih čestica prašine bio bi veliki uspjeh.

Gdje se nalazi svemirska prašina?

Mora se reći da je sam koncept kosmičkog vakuuma kao nečeg potpuno praznog dugo ostao samo poetska metafora. Zapravo, čitav prostor Univerzuma, i između zvijezda i galaksija, ispunjen je materijom, teče elementarne čestice, zračenje i polja magnetna, električna i gravitaciona. Sve što se može dodirnuti, relativno govoreći, su gas, prašina i plazma, čiji doprinos ukupnoj masi Univerzuma, prema različitim procenama, iznosi samo oko 12% sa prosečnom gustinom od oko 10-24 g/cm 3 . Gasa u svemiru ima najviše, skoro 99%. To su uglavnom vodonik (do 77,4%) i helijum (21%), ostatak čini manje od dva procenta mase. A tu je i prašina po masi, skoro sto puta manja od gasa.

Iako je ponekad praznina u međuzvjezdanom i međugalaktičkom prostoru gotovo idealna: ponekad postoji 1 litar prostora za jedan atom materije! Takav vakuum ne postoji ni u zemaljskim laboratorijama ni u Sunčevom sistemu. Za poređenje možemo navesti sljedeći primjer: u 1 cm 3 zraka koji udišemo nalazi se otprilike 30.000.000.000.000.000.000 molekula.

Ova materija je vrlo neravnomjerno raspoređena u međuzvjezdanom prostoru. Većina međuzvjezdanog plina i prašine formira sloj plina i prašine u blizini ravni simetrije galaktičkog diska. Njegova debljina u našoj galaksiji je nekoliko stotina svjetlosnih godina. Većina gasa i prašine u njegovim spiralnim granama (rukovima) i jezgru koncentrisana je uglavnom u džinovskim molekularnim oblacima veličine od 5 do 50 parseka (16160 svetlosnih godina) i težine desetina hiljada, pa čak i miliona solarnih masa. Ali čak i unutar ovih oblaka, materija je takođe raspoređena nehomogeno. U glavnom volumenu oblaka, takozvanom krznenom kaputu, uglavnom od molekularnog vodonika, gustina čestica je oko 100 komada po 1 cm 3. U zgušnjavanju unutar oblaka dostiže desetine hiljada čestica po 1 cm 3 , a u jezgrima ovih zgušnjavanja, općenito, milione čestica po 1 cm 3 . Upravo je ova neravnomjernost u distribuciji materije u Univerzumu ono što duguje postojanje zvijezda, planeta i, konačno, nas samih. Zbog toga što se u molekularnim oblacima, gustim i relativno hladnim, rađaju zvijezde.

Ono što je zanimljivo: što je veća gustina oblaka, to je raznovrsniji po sastavu. U ovom slučaju postoji korespondencija između gustoće i temperature oblaka (ili njegovih pojedinačnih dijelova) i onih tvari čiji se molekuli tamo nalaze. S jedne strane, ovo je zgodno za proučavanje oblaka: promatranjem njihovih pojedinačnih komponenti u različitim spektralnim rasponima duž karakterističnih linija spektra, na primjer, CO, OH ili NH 3, možete "pogledati" u jedan ili drugi dio od toga. S druge strane, podaci o sastavu oblaka nam omogućavaju da naučimo mnogo o procesima koji se u njemu odvijaju.

Osim toga, u međuzvjezdanom prostoru, sudeći po spektrima, postoje i supstance čije je postojanje u zemaljskim uslovima jednostavno nemoguće. To su joni i radikali. Njihova hemijska aktivnost je toliko visoka da odmah reaguju na Zemlji. A u razrijeđenom hladnom prostoru svemira žive dugo i sasvim slobodno.

Općenito, plin u međuzvjezdanom prostoru nije samo atomski. Tamo gdje je hladnije, ne više od 50 kelvina, atomi uspijevaju ostati zajedno, formirajući molekule. Međutim, velika masa međuzvjezdanog plina je još uvijek u atomskom stanju. Ovo je uglavnom vodonik, njegov neutralni oblik otkriven je relativno nedavno 1951. Kao što znate, emituje radio talase dužine 21 cm (frekvencija 1420 MHz), čiji je intenzitet određivao koliki je u Galaksiji. Uzgred, nehomogeno je raspoređen u prostoru između zvijezda. U oblacima atomskog vodika, njegova koncentracija doseže nekoliko atoma po 1 cm3, ali između oblaka je za redove veličine manja.

Konačno, u blizini vrućih zvijezda, plin postoji u obliku jona. Snažno ultraljubičasto zračenje zagrijava i ionizira plin i on počinje svijetliti. Zato područja sa visokom koncentracijom vrelog gasa, sa temperaturom od oko 10.000 K, izgledaju kao svetleći oblaci. Nazivaju se maglinama lakih gasova.

I u bilo kojoj maglini, u većoj ili manjoj mjeri, postoji međuzvjezdana prašina. Unatoč činjenici da se magline uvjetno dijele na prašnjave i plinovite, u obje ima prašine. A u svakom slučaju, prašina je ta koja očigledno pomaže da se zvijezde formiraju u dubinama maglina.

maglenih objekata

Među svim svemirskim objektima, magline su možda i najljepše. Istina, tamne magline u vidljivom opsegu izgledaju baš kao crne mrlje na nebu - najbolje ih je posmatrati na pozadini Mliječnog puta. Ali u drugim opsezima elektromagnetnih talasa, kao što je infracrveno, oni su vrlo dobro vidljivi i slike su veoma neobične.

Magline su izolirane u svemiru, povezane gravitacijskim silama ili vanjskim pritiskom, nakupinama plina i prašine. Njihova masa može biti od 0,1 do 10.000 solarnih masa, a veličina od 1 do 10 parseka.

U početku su astronome nervirale magline. Sve do sredine 19. veka otkrivene magline su smatrane dosadnom smetnjom koja je sprečavala posmatranje zvezda i traženje novih kometa. Godine 1714. Englez Edmond Halley, čije ime nosi slavna kometa, čak je sastavio "crnu listu" od šest maglina kako ne bi dovele "hvatače kometa" u zabludu, a Francuz Charles Messier proširio je ovu listu na 103 objekta. Na sreću, muzičar Sir William Herschel, njegova sestra i sin, koji je bio zaljubljen u astronomiju, zainteresovali su se za magline. Posmatrajući nebo vlastitim izgrađenim teleskopima, za sobom su ostavili katalog maglina i zvjezdanih jata, s podacima o 5.079 svemirskih objekata!

Herschelovi su praktično iscrpili mogućnosti optičkih teleskopa tih godina. Međutim, pronalazak fotografije i dugo vrijeme ekspozicije omogućili su pronalaženje vrlo slabo svjetlećih objekata. Nešto kasnije, spektralne metode analize, promatranja u različitim rasponima elektromagnetnih valova omogućili su u budućnosti ne samo otkrivanje mnogih novih maglina, već i utvrđivanje njihove strukture i svojstava.

Međuzvjezdana maglina izgleda sjajno u dva slučaja: ili je toliko vruća da sam plin svijetli, takve se magline nazivaju emisione magline; ili je sama maglina hladna, ali njena prašina raspršuje svetlost obližnje sjajne zvezde, ovo je odrazna maglina.

Tamne magline su takođe međuzvjezdane kolekcije gasa i prašine. Ali za razliku od svjetlosnih gasovitih maglina, ponekad vidljivih čak i jakim dvogledom ili teleskopom, kao što je Orionova maglina, tamne magline ne emituju svjetlost, već je apsorbiraju. Kada svjetlost zvijezde prođe kroz takve magline, prašina je može u potpunosti apsorbirati, pretvarajući je u infracrveno zračenje nevidljivo oku. Stoga takve magline izgledaju kao padovi bez zvijezda na nebu. V. Herschel ih je nazvao "rupama na nebu". Možda najspektakularnija od njih je maglina Konjska glava.

Međutim, čestice prašine možda neće u potpunosti apsorbirati svjetlost zvijezda, već je samo djelimično raspršiti, i to selektivno. Činjenica je da je veličina međuzvjezdanih čestica prašine bliska talasnoj dužini plave svjetlosti, pa se ona jače raspršuje i apsorbira, a do nas bolje dopire „crveni“ dio svjetlosti zvijezda. Usput, ovo dobar način procijenite veličinu zrna prašine prema tome kako oni prigušuju svjetlost različitih valnih dužina.

zvezda iz oblaka

Razlozi nastanka zvijezda nisu precizno utvrđeni, postoje samo modeli koji manje-više pouzdano objašnjavaju eksperimentalne podatke. Osim toga, načini formiranja, svojstva i dalje sudbine zvijezde su veoma raznolike i zavise od mnogih faktora. Međutim, postoji dobro utvrđen koncept, odnosno najrazvijenija hipoteza, čija je suština, najopćenitije rečeno, da se zvijezde formiraju iz međuzvjezdanog plina u područjima sa povećanom gustinom materije, tj. dubine međuzvjezdanih oblaka. Prašina kao materijal bi se mogla zanemariti, ali njena uloga u formiranju zvijezda je ogromna.

To se događa (u najprimitivnijoj verziji, za jednu zvijezdu), naizgled, ovako. Prvo, protozvjezdani oblak se kondenzira iz međuzvjezdanog medija, što može biti posljedica gravitacijske nestabilnosti, ali razlozi mogu biti različiti i još uvijek nisu u potpunosti shvaćeni. Na ovaj ili onaj način, on se skuplja i privlači materiju iz okolnog prostora. Temperatura i pritisak u njegovom središtu rastu sve dok se molekuli u središtu ove gasne kugle koja se skuplja ne počnu raspadati na atome, a zatim na ione. Takav proces hladi gas, a pritisak unutar jezgra naglo opada. Jezgro je komprimirano, a udarni val se širi unutar oblaka, odbacujući njegove vanjske slojeve. Formira se protozvijezda, koja se nastavlja smanjivati ​​pod utjecajem gravitacijskih sila sve dok u njenom središtu ne počnu reakcije termonuklearne fuzije - pretvaranje vodika u helij. Kompresija se nastavlja neko vrijeme, sve dok se sile gravitacijske kompresije ne izbalansiraju silama plina i radijantnog pritiska.

Jasno je da je masa formirane zvijezde uvijek manja od mase magline koja ju je "proizvela". Deo materije koja nije stigla da padne na jezgro udarnim talasom „izbriše“ se, zračenje i čestice tokom ovog procesa jednostavno teku u okolni prostor.

Na proces formiranja zvijezda i zvjezdanih sistema utiču mnogi faktori, uključujući i magnetsko polje, koje često doprinosi „razbijanju“ protozvezdanog oblaka na dva, rjeđe tri fragmenta, od kojih je svaki sabijen u svoju protozvezdu ispod uticaja gravitacije. Tako nastaju, na primjer, mnogi binarni zvjezdani sistemi - dvije zvijezde koje se okreću oko zajedničkog centra mase i kreću se u svemiru kao jedinstvena cjelina.

Kako "starenje" nuklearnog goriva u utrobi zvijezda postepeno izgara, i što je brže, to je zvijezda veća. U ovom slučaju, vodikov ciklus reakcija zamjenjuje se helijumom, a zatim, kao rezultat reakcija nuklearne fuzije, nastaju sve teži kemijski elementi, sve do željeza. Na kraju, jezgro, koje ne prima više energije iz termonuklearnih reakcija, naglo se smanjuje u veličini, gubi svoju stabilnost, a njegova tvar, takoreći, pada na sebe. Dolazi do snažne eksplozije tokom koje se materija može zagrijati do milijardi stupnjeva, a interakcije između jezgara dovode do stvaranja novih kemijskih elemenata, do onih najtežih. Eksplozija je praćena oštrim oslobađanjem energije i oslobađanjem materije. Zvijezda eksplodira, proces koji se naziva eksplozija supernove. Na kraju, zvijezda će se, ovisno o masi, pretvoriti u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

To se vjerovatno i događa. U svakom slučaju, nema sumnje da su mlade, odnosno vruće zvijezde i njihova jata najviše samo u maglinama, odnosno u područjima sa povećanom gustinom plina i prašine. To se jasno vidi na fotografijama snimljenim teleskopima u različitim rasponima talasnih dužina.

Naravno, ovo nije ništa drugo do najgrublji sažetak slijeda događaja. Za nas su dvije tačke suštinski važne. Prvo, koja je uloga prašine u formiranju zvijezda? A drugo odakle, u stvari, dolazi?

Univerzalno rashladno sredstvo

U ukupnoj masi kosmičke materije, sama prašina, odnosno atomi ugljika, silicijuma i nekih drugih elemenata spojenih u čvrste čestice, toliko je mala da bi se, u svakom slučaju, kao građevinski materijal za zvijezde, činilo da mogu ne uzeti u obzir. Međutim, u stvari, njihova uloga je velika, upravo oni hlade vreli međuzvezdani gas, pretvarajući ga u taj veoma hladan gusti oblak iz kojeg se potom dobijaju zvezde.

Činjenica je da međuzvezdani gas ne može sam da se ohladi. Elektronska struktura atoma vodika je takva da može odustati od viška energije, ako postoji, emitujući svjetlost u vidljivom i ultraljubičastom području spektra, ali ne u infracrvenom području. Slikovito rečeno, vodonik ne može zračiti toplotu. Da bi se pravilno ohladio, potreban mu je “frižider”, čiju ulogu igraju upravo čestice međuzvjezdane prašine.

Prilikom sudara sa zrncima prašine velikom brzinom, za razliku od težih i sporijih zrna prašine, molekuli plina brzo lete, gube brzinu i njihova kinetička energija se prenosi na zrno prašine. Takođe se zagreva i odaje taj višak toplote u okolni prostor, uključujući i u obliku infracrvenog zračenja, dok se sam hladi. Dakle, preuzimajući toplinu međuzvjezdanih molekula, prašina djeluje kao neka vrsta radijatora, hladeći oblak plina. Njegova masa nije velika - oko 1% mase cjelokupne tvari oblaka, ali to je dovoljno za uklanjanje viška topline tokom miliona godina.

Kada temperatura oblaka padne, padne i pritisak, oblak se kondenzuje i iz njega se već mogu roditi zvezde. Ostaci materijala iz kojeg je zvijezda rođena su, zauzvrat, izvor za formiranje planeta. Ovdje su čestice prašine već uključene u njihov sastav, i to u većim količinama. Jer, rođena, zvijezda se zagrijava i ubrzava sav plin oko sebe, a prašina ostaje da leti u blizini. Na kraju krajeva, on je u stanju da se ohladi i privlači ga nova zvijezda mnogo jača od pojedinačnih molekula plina. Na kraju, pored novorođene zvijezde je oblak prašine, a na periferiji plin zasićen prašinom.

Tu se rađaju plinovite planete kao što su Saturn, Uran i Neptun. Pa, čvrste planete se pojavljuju blizu zvijezde. Imamo Mars, Zemlju, Veneru i Merkur. Ispada prilično jasna podjela na dvije zone: plinovite planete i čvrste. Tako se pokazalo da je Zemlja u velikoj mjeri napravljena od međuzvjezdanih čestica prašine. Metalne čestice prašine postale su dio jezgra planete, a sada Zemlja ima ogromno željezno jezgro.

Misterija mladog univerzuma

Ako se formirala galaksija, odakle onda prašina? U principu, naučnici razumiju. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, "izbacujući" školjku u okolni prostor. Osim toga, prašina se također rađa u širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovno odnese pritisak radijacije. U njihovoj hladnoj, po standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5 3 hiljade kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.

Ali evo misterije koja još nije riješena. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostarjeti i, recimo, proizvesti prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Ali šta je bilo prvo, jaje ili kokoška? Prva prašina neophodna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja se iz nekog razloga rodila bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.

Šta je bilo na početku? Na kraju krajeva, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u svemiru su postojali samo vodonik i helijum, nema drugih elemenata! Tada su iz njih počele da izranjaju prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvezde, koje su morale da prođu dugo životni put. Termonuklearne reakcije u jezgri zvijezda trebale su “zavariti” složenije kemijske elemente, pretvoriti vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a tek nakon toga zvijezda je sve to morala baciti u svemir, eksplodirajući ili postepeno ispuštanje školjke. Zatim se ova masa morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prašinu. Ali već 2 milijarde godina kasnije veliki prasak, u najranijim galaksijama, bilo je prašine! Uz pomoć teleskopa otkriven je u galaksijama koje su 12 milijardi svjetlosnih godina udaljene od naše. Istovremeno, 2 milijarde godina je prekratak period za puni životni ciklus zvijezde: za to vrijeme većina zvijezda nema vremena da ostari. Odakle prašina u mladoj galaksiji, ako ne bi trebalo da postoji ništa osim vodonika i helijuma, misterija.

Mote reactor

Ne samo da međuzvjezdana prašina djeluje kao neka vrsta univerzalnog rashladnog sredstva, već se možda zahvaljujući prašini pojavljuju složeni molekuli u svemiru.

Činjenica je da površina zrna prašine može istovremeno služiti kao reaktor u kojem se molekule formiraju iz atoma i kao katalizator za reakcije njihove sinteze. Na kraju krajeva, vjerovatnoća da će više atoma odjednom razni elementi sudaraju se u jednoj tački, pa čak i međusobno djeluju na temperaturi malo iznad apsolutne nule, nezamislivo je mala. S druge strane, vjerovatnoća da će se zrno prašine sekvencijalno sudariti u letu s raznim atomima ili molekulima, posebno unutar hladnog gustog oblaka, prilično je velika. Zapravo, to se dešava tako da se od atoma i molekula koji su naišli na zamrznute na njoj formira ljuska međuzvjezdanih zrna prašine.

Na čvrstoj površini atomi su jedan pored drugog. Migrirajući preko površine zrna prašine u potrazi za energetski najpovoljnijom pozicijom, atomi se susreću i, nalazeći se u neposrednoj blizini, dobijaju priliku da međusobno reaguju. Naravno, vrlo sporo u skladu sa temperaturom zrna prašine. Površina čestica, posebno onih koje sadrže metal u jezgru, može pokazati svojstva katalizatora. Hemičari na Zemlji dobro su svjesni da su najefikasniji katalizatori samo dijelovi mikrona veličine, na kojima se molekule sklapaju i zatim reaguju u normalnim uslovima potpuno "ravnodušni" jedni prema drugima. Očigledno, i molekularni vodonik nastaje na ovaj način: njegovi atomi se "lijepe" za zrno prašine, a zatim odlete od njega, ali već u parovima, u obliku molekula.

Vrlo je moguće da su mala međuzvjezdana zrnca prašine, koja su u svojoj ljusci zadržala nekoliko organskih molekula, uključujući najjednostavnije aminokiseline, donijela prvo "sjeme života" na Zemlju prije otprilike 4 milijarde godina. Ovo, naravno, nije ništa drugo do lijepa hipoteza. Ali u prilog tome ide i činjenica da je aminokiselina glicin pronađena u sastavu hladnih oblaka gasa i prašine. Možda ima i drugih, samo što zasad mogućnosti teleskopa ne dozvoljavaju da se otkriju.

Lov na prašinu

Moguće je, naravno, proučavati svojstva međuzvjezdane prašine na daljinu uz pomoć teleskopa i drugih instrumenata koji se nalaze na Zemlji ili na njenim satelitima. Ali mnogo je primamljivije uhvatiti čestice međuzvjezdane prašine, a zatim ih detaljno proučiti, saznati ne teoretski, već praktično, od čega se sastoje, kako su raspoređene. Ovdje postoje dvije opcije. Možete doći u dubine svemira, skupljati međuzvjezdanu prašinu tamo, donijeti je na Zemlju i analizirati je sa svima mogući načini. Ili možete pokušati da odletite iz Sunčevog sistema i usput analizirate prašinu direktno na brodu, šaljući podatke na Zemlju.

Prvi pokušaj da se donesu uzorci međuzvjezdane prašine, i općenito supstance međuzvjezdanog medija, NASA je napravila prije nekoliko godina. Letjelica je bila opremljena posebnim zamkama - kolektorima za sakupljanje međuzvjezdane prašine i čestica kosmičkog vjetra. Kako bi se uhvatile čestice prašine bez gubitka ljuske, zamke su punjene posebnom supstancom, takozvanim aerogelom. Ova vrlo lagana pjenasta supstanca (čiji je sastav poslovna tajna) podsjeća na žele. Jednom u njemu, čestice prašine se zaglave, a zatim, kao u svakoj zamci, poklopac se zalupi da bi se otvorio već na Zemlji.

Ovaj projekat je nazvan Stardust Stardust. Njegov program je odličan. Nakon lansiranja u februaru 1999. godine, oprema na brodu će na kraju prikupiti uzorke međuzvjezdane prašine i, posebno, prašine u neposrednoj blizini komete Wild-2, koja je proletjela u blizini Zemlje prošlog februara. Sada sa kontejnerima napunjenim ovim najvrednijim teretom, brod leti kući i sleće 15. januara 2006. u Utah, blizu Salt Lake Cityja (SAD). Tada će astronomi konačno svojim očima (naravno uz pomoć mikroskopa) vidjeti upravo one čestice prašine, čiji su modeli sastava i strukture već predvidjeli.

A u avgustu 2001. Genesis je leteo po uzorke materije iz dubokog svemira. Ovaj NASA-in projekat bio je uglavnom usmjeren na hvatanje čestica solarnog vjetra. Nakon 1.127 dana provedenih u svemiru, tokom kojih je preletio oko 32 miliona km, brod se vratio i na Zemlju ispustio kapsulu sa dobijenim uzorcima - zamke sa jonima, česticama sunčevog vetra. Avaj, dogodila se nesreća što se padobran nije otvorio, a kapsula je svom snagom pala na tlo. I srušio se. Naravno, olupina je sakupljena i pažljivo proučena. Međutim, u martu 2005. godine, na konferenciji u Hjustonu, učesnik programa Don Barneti izjavio je da četiri kolektora sa česticama solarnog vetra nisu pogođena, a naučnici aktivno proučavaju njihov sadržaj, 0,4 mg uhvaćenog solarnog vetra, u Hjustonu. .

Međutim, sada NASA priprema treći projekat, još grandiozniji. Ovo će biti svemirska misija Interstellar Probe. Ovaj put svemirski brod biće uklonjeno na udaljenosti od 200 a. e. od Zemlje (a. e. udaljenost od Zemlje do Sunca). Ovaj brod se nikada neće vratiti, ali će biti "napunjen" širokom paletom opreme, uključujući i za analizu uzoraka međuzvjezdane prašine. Ako sve prođe kako treba, međuzvjezdane čestice prašine iz dubokog svemira će konačno biti uhvaćene, fotografirane i analizirane automatski, pravo na brodu.

Formiranje mladih zvijezda

1. Džinovski galaktički molekularni oblak veličine 100 parseka, mase 100.000 sunaca, temperature 50 K, gustine 10 2 čestica/cm 3. Unutar ovog oblaka nalaze se velike kondenzacione difuzne magline gasa i prašine (110 kom, 10.000 sunaca, 20 K, 10 3 čestice/cm 4 čestice/cm3). Unutar potonjeg nalaze se jata globula veličine 0,1 pc, mase 110 sunaca i gustine 10 10 6 čestica/cm 3, gdje se formiraju nove zvijezde.

2. Rođenje zvijezde unutar oblaka plina i prašine

3. Nova zvijezda svojim zračenjem i zvjezdanim vjetrom ubrzava okolni plin od sebe

4. Mlada zvijezda ulazi u svemir, čista i bez plina i prašine, gurajući maglinu koja ju je rodila

Faze "embrionalnog" razvoja zvijezde, po masi jednake Suncu

5. Poreklo gravitaciono nestabilnog oblaka veličine 2.000.000 sunaca, sa temperaturom od oko 15 K i početnom gustinom od 10 -19 g/cm 3

6. Nakon nekoliko stotina hiljada godina, ovaj oblak formira jezgro sa temperaturom od oko 200 K i veličinom od 100 sunaca, a njegova masa je i dalje samo 0,05 solarne

7. U ovoj fazi, jezgro sa temperaturama do 2.000 K se naglo skuplja zbog jonizacije vodonika i istovremeno se zagreva do 20.000 K, brzina materije koja pada na zvezdu koja raste dostiže 100 km/s

8. Protozvezda veličine dva sunca sa temperaturom u centru 2x10 5 K, a na površini 3x10 3 K

9. Posljednja faza u pre-evoluciji zvijezde je spora kompresija, tokom koje izotopi litijuma i berilijuma sagorevaju. Tek nakon što temperatura poraste na 6x10 6 K, u unutrašnjosti zvijezde počinju termonuklearne reakcije sinteze helijuma iz vodonika. Ukupno trajanje ciklusa rođenja zvijezde poput našeg Sunca je 50 miliona godina, nakon čega takva zvijezda može tiho gorjeti milijardama godina

Olga Maksimenko, kandidat hemijskih nauka

Istraživanje svemira (meteor)prašine na površini zemlje:pregled problema

ALI.P.Bojarkina, L.M. Gindilis

Svemirska prašina kao astronomski faktor

Kosmička prašina se odnosi na čestice čvrste materije veličine od frakcija mikrona do nekoliko mikrona. Prašina je jedna od važnih komponenti vanjski prostor. Ispunjava međuzvezdani, međuplanetarni i prizemni prostor, prodire u gornje slojeve zemljine atmosfere i pada na površinu Zemlje u obliku takozvane meteorske prašine, kao jedan od oblika materijalne (materijalne i energetske) razmjene. u sistemu Svemir-Zemlja. Istovremeno, utiče na niz procesa koji se dešavaju na Zemlji.

Prašnjava materija u međuzvjezdanom prostoru

Međuzvjezdani medij se sastoji od plina i prašine pomiješanih u omjeru 100:1 (po masi), tj. masa prašine je 1% mase gasa. Prosječna gustina gasa je 1 atom vodonika po kubnom centimetru ili 10 -24 g/cm 3 . Gustina prašine je shodno tome 100 puta manja. Uprkos tako beznačajnoj gustoći, prašnjava materija ima značajan uticaj na procese koji se dešavaju u Kosmosu. Prije svega, međuzvjezdana prašina apsorbira svjetlost, zbog čega se udaljeni objekti koji se nalaze u blizini ravnine galaksije (gdje je koncentracija prašine najveća) nisu vidljivi u optičkom području. Na primjer, centar naše galaksije se može vidjeti samo u infracrvenim, radio i rendgenskim zracima. I druge galaksije se mogu posmatrati u optičkom opsegu ako se nalaze daleko od galaktičke ravni, na visokim galaktičkim širinama. Apsorpcija svjetlosti prašinom dovodi do izobličenja udaljenosti do zvijezda određenih fotometrijskom metodom. Obračun apsorpcije jedan je od najvažnijih problema u opservacijskoj astronomiji. U interakciji s prašinom mijenjaju se spektralni sastav i polarizacija svjetlosti.

Plin i prašina u galaktičkom disku su neravnomjerno raspoređeni, formirajući odvojene oblake plina i prašine, koncentracija prašine u njima je približno 100 puta veća nego u međuoblačnom mediju. Gusti oblaci gasa i prašine ne propuštaju svjetlost zvijezda iza sebe. Stoga izgledaju kao tamna područja na nebu, koja se nazivaju tamnim maglinama. Primjer je područje ugljenih vreća u Mliječnom putu ili maglina Konjska glava u sazviježđu Orion. Ako se u blizini oblaka plina i prašine nalaze svijetle zvijezde, tada zbog raspršivanja svjetlosti na česticama prašine takvi oblaci sijaju, nazivaju se refleksijskim maglinama. Primjer je refleksijska maglina u jatu Plejade. Najgušći su oblaci molekularnog vodonika H 2 , njihova gustina je 10 4 -10 5 puta veća nego u oblacima atomskog vodonika. Shodno tome, gustina prašine je isto toliko puta veća. Osim vodonika, molekularni oblaci sadrže desetine drugih molekula. Čestice prašine su jezgra kondenzacije molekula; hemijske reakcije sa formiranjem novih, složenijih molekula. Molekularni oblaci su područje intenzivnog formiranja zvijezda.

Međuzvjezdane čestice se po sastavu sastoje od vatrostalnog jezgra (silikati, grafit, silicijum karbid, željezo) i ljuske od isparljivih elemenata (H, H 2 , O, OH, H 2 O). Postoje i vrlo male čestice silikata i grafita (bez ljuske) veličine reda stotih dijelova mikrona. Prema hipotezi F. Hoylea i C. Wickramasinga, značajan udio međuzvjezdane prašine, čak do 80%, čine bakterije.

Međuzvjezdani medij se kontinuirano obnavlja zbog priliva materije tokom izbacivanja školjki zvijezda u kasnim fazama njihove evolucije (posebno tokom eksplozija supernove). S druge strane, sam je izvor formiranja zvijezda i planetarnih sistema.

Prašnjava materija u međuplanetarnom i blizu Zemljinog prostora

Interplanetarna prašina nastaje uglavnom tokom raspadanja periodičnih kometa, kao i prilikom drobljenja asteroida. Formiranje prašine se dešava kontinuirano, a kontinuirano se odvija i proces pada čestica prašine na Sunce pod dejstvom radijacionog kočenja. Kao rezultat, formira se stalno obnavljajući prašnjavi medij koji ispunjava međuplanetarni prostor i nalazi se u stanju dinamičke ravnoteže. Iako je njegova gustina veća nego u međuzvjezdanom prostoru, ipak je vrlo mala: 10 -23 -10 -21 g/cm 3 . Međutim, primjetno raspršuje sunčevu svjetlost. Kada je raspršena česticama međuplanetarne prašine, javljaju se optički fenomeni kao što su zodijačka svjetlost, Fraunhoferova komponenta solarne korone, zodijački pojas i protuzračenje. Rasipanje na česticama prašine takođe određuje zodijačku komponentu sjaja noćnog neba.

Materija prašine u Sunčevom sistemu je snažno koncentrisana prema ekliptici. U ravnini ekliptike, njegova gustina opada otprilike proporcionalno udaljenosti od Sunca. Blizu Zemlje, kao i blizu drugih glavne planete koncentracija prašine pod utjecajem njihovog privlačenja se povećava. Čestice međuplanetarne prašine kreću se oko Sunca po opadajućim (zbog radijativnog kočenja) eliptičnim orbitama. Njihova brzina je nekoliko desetina kilometara u sekundi. Prilikom sudara sa čvrstim tijelima, uključujući svemirske letjelice, uzrokuju primjetnu površinsku eroziju.

Sudarajući se sa Zemljom i sagorevajući u njenoj atmosferi na visini od oko 100 km, kosmičke čestice izazivaju dobro poznati fenomen meteora (ili "zvijezda padalica"). Na osnovu toga se nazivaju meteorske čestice, a cijeli kompleks međuplanetarne prašine često se naziva meteorska materija ili meteorska prašina. Većina čestica meteora su labava tijela kometnog porijekla. Među njima se razlikuju dvije grupe čestica: porozne čestice gustoće od 0,1 do 1 g/cm 3 i takozvane grudice prašine ili pahuljaste pahuljice koje podsjećaju na pahulje s gustinom manjom od 0,1 g/cm 3 . Osim toga, rjeđe su gušće čestice asteroidnog tipa s gustinom većom od 1 g/cm 3 . Na velikim visinama prevladavaju labavi meteori; na visinama ispod 70 km asteroidne čestice sa srednje gustine 3,5 g/cm3.

Kao rezultat drobljenja labavih meteorskih tijela kometnog porijekla na visinama od 100-400 km od površine Zemlje, formira se prilično gusta prašina, koncentracija prašine u kojoj je desetine hiljada puta veća nego u međuplanetarnom prostoru. Rasipanje sunčeve svjetlosti u ovoj ljusci uzrokuje sumračni sjaj neba kada sunce tone ispod horizonta ispod 100º.

Najveća i najmanja meteorska tijela asteroidnog tipa dosežu površinu Zemlje. Prvi (meteoriti) dospiju na površinu zbog činjenice da nemaju vremena da se potpuno sruše i izgore kada lete kroz atmosferu; drugi - zbog činjenice da se njihova interakcija s atmosferom, zbog njihove zanemarljive mase (pri dovoljno visokoj gustoći), događa bez primjetnog uništenja.

Ispadanje kosmičke prašine na površinu Zemlje

Ako su meteoriti dugo bili u polju nauke, onda kosmička prašina dugo vremena nije privukao pažnju naučnika.

Koncept kosmičke (meteorske) prašine uveden je u nauku u drugoj polovini 19. stoljeća, kada je poznati holandski polarni istraživač A.E. Nordenskjöld otkrio prašinu vjerovatno kosmičkog porijekla na površini leda. Otprilike u isto vrijeme, sredinom 1870-ih, I. Murray je opisao zaobljene čestice magnetita pronađene u dubokomorskim sedimentima Tihog okeana, čije je porijeklo također povezano sa kosmičkom prašinom. Međutim, ove pretpostavke dugo nisu našle potvrdu, ostajući u okviru hipoteze. Istovremeno, naučno proučavanje kosmičke prašine napredovalo je izuzetno sporo, kako je istakao akademik V.I. Vernadskog 1941.

Prvi put je skrenuo pažnju na problem kosmičke prašine 1908. godine, a zatim se vratio na njega 1932. i 1941. godine. U radu "O proučavanju kosmičke prašine" V.I. Vernadsky je napisao: "... Zemlja je povezana sa kosmičkim telima i sa svemirom ne samo putem razmene različite forme energije. S njima je materijalno najtješnje povezano... Među materijalnim tijelima koja padaju na našu planetu iz svemira, meteoriti i kosmička prašina koji se obično svrstavaju među njih dostupni su našem direktnom proučavanju... Meteoriti - i barem jednim dijelom vatrene kugle povezani sa njima - za nas su uvek neočekivani u svojoj manifestaciji... Kosmička prašina je druga stvar: sve ukazuje na to da neprekidno pada, a možda taj kontinuitet pada postoji u svakoj tački biosfere, ravnomerno je raspoređen po celoj planeti . Iznenađujuće je da ovaj fenomen, moglo bi se reći, uopće nije proučavan i potpuno nestaje iz naučnog računovodstva.» .

Uzimajući u obzir najveće poznate meteorite u ovom članku, V.I. Vernadsky Posebna pažnja obraća pažnju na meteorit Tunguska, koji je pod njegovim direktnim nadzorom tražio L.A. Sandpiper. Veliki fragmenti meteorita nisu pronađeni, a u vezi s tim, V.I. Vernadsky pretpostavlja da on "... je novi fenomen u analima nauke - prodor u područje zemaljske gravitacije ne meteorita, već ogromnog oblaka ili oblaka kosmičke prašine koji se kreću kosmičkom brzinom» .

Na istu temu, V.I. Vernadsky se vraća u februaru 1941. u svom izveštaju „O neophodnosti organizovanja naučni rad o kosmičkoj prašini" na sastanku Komiteta za meteorite Akademije nauka SSSR-a. U ovom dokumentu, uz teorijska razmišljanja o nastanku i ulozi kosmičke prašine u geologiji, a posebno u geohemiji Zemlje, detaljno obrazlaže program traženja i prikupljanja supstance kosmičke prašine koja je pala na površinu Zemlje. , uz pomoć kojih je, smatra on, moguće riješiti niz problema.naučne kosmogonije o kvalitativnom sastavu i "dominantnom značaju kosmičke prašine u strukturi Univerzuma". Neophodno je proučavati kosmičku prašinu i uzeti je u obzir kao izvor kosmičke energije koji nam se kontinuirano dovodi iz okolnog prostora. Masa kosmičke prašine, primijetio je V. I. Vernadsky, posjeduje atomsku i drugu nuklearnu energiju, koja nije ravnodušna u svom postojanju u kosmosu i u svojoj manifestaciji na našoj planeti. Da bi se razumjela uloga kosmičke prašine, naglasio je, potrebno je imati dovoljno materijala za njeno proučavanje. Organizacija sakupljanja kosmičke prašine i naučno proučavanje prikupljenog materijala prvi je zadatak koji stoji pred naučnicima. Obećavajući za tu svrhu V.I. Vernadsky smatra snježne i glacijalne prirodne ploče visokoplaninskih i arktičkih regija udaljenih od ljudske industrijske aktivnosti.

Odlično Otadžbinski rat i smrti V.I. Vernadskog, sprečio je sprovođenje ovog programa. Međutim, to je postalo aktuelno u drugoj polovini 20. veka i doprinelo intenziviranju proučavanja meteorske prašine u našoj zemlji.

Godine 1946., na inicijativu akademika V.G. Fesenkov je organizovao ekspediciju u planine Trans-Ili Ala-Tau (Sjeverni Tien Shan), čiji je zadatak bio proučavanje čvrstih čestica s magnetskim svojstvima u snježnim nanosima. Mjesto uzorkovanja snijega odabrano je na lijevoj bočnoj moreni glečera Tuyuk-Su (visina 3500 m), većina grebena koji okružuju morenu bila je prekrivena snijegom, što je smanjilo mogućnost kontaminacije zemljanom prašinom. Uklonjen je sa izvora prašine povezanih s ljudskim aktivnostima, a sa svih strana okružen planinama.

Metoda sakupljanja kosmičke prašine u snježni pokrivač bila je sljedeća. Sa trake širine 0,5 m do dubine od 0,75 m, snijeg se sakupljao drvenom lopaticom, prenosio i topio u aluminijskim posudama, spajao u staklene posude, gdje se čvrsta frakcija taložila 5 sati. Onda gornji dio ispuštena je voda, dodana nova serija otopljenog snijega itd. Kao rezultat, otopljeno je 85 kanti snijega sa ukupne površine od 1,5 m 2, zapremine 1,1 m 3 . Nastali talog je prebačen u laboratoriju Instituta za astronomiju i fiziku Akademije nauka Kazahstanske SSR, gdje je voda isparavana i podvrgnuta daljoj analizi. Međutim, kako ove studije nisu dale definitivan rezultat, N.B. Divari je zaključio da za uzorkovanje snijega u ovaj slučaj bolje je koristiti ili vrlo stare zbijene firne ili otvorene glečere.

Značajan napredak u proučavanju kosmičke meteorske prašine dogodio se sredinom 20. stoljeća, kada su, u vezi sa lansiranjem umjetnih Zemljinih satelita, razvijene direktne metode za proučavanje čestica meteora - njihova direktna registracija po broju sudara sa svemirskom letjelicom. ili razne vrste zamki (instalirane na satelitima i geofizičkim raketama, lansirane na visinu od nekoliko stotina kilometara). Analiza dobivenih materijala omogućila je, posebno, otkrivanje prisutnosti ljuske prašine oko Zemlje na visinama od 100 do 300 km iznad površine (kao što je gore navedeno).

Uz proučavanje prašine uz pomoć svemirskih letjelica, proučavanje čestica u nižoj atmosferi i razne prirodno skladištenje: u visokoplaninskim snijegovima, u ledenom pokrivaču Antarktika, u polarnom ledu Arktika, u naslagama treseta i dubokom morskom mulju. Potonje se uglavnom promatraju u obliku takozvanih "magnetnih kuglica", odnosno gustih sfernih čestica s magnetskim svojstvima. Veličina ovih čestica je od 1 do 300 mikrona, težina od 10 -11 do 10 -6 g.

Drugi pravac je povezan sa proučavanjem astrofizičkih i geofizičkih fenomena povezanih sa kosmičkom prašinom; ovo uključuje različite optičke fenomene: sjaj noćnog neba, noćne oblake, zodijakalnu svjetlost, protuzračenje, itd. Njihovo proučavanje također omogućava dobijanje važnih podataka o kosmičkoj prašini. Studije meteora bile su uključene u program Međunarodne geofizičke godine 1957-1959 i 1964-1965.

Kao rezultat ovih radova, procijenjene su procjene ukupnog priliva kosmičke prašine na površinu Zemlje. Prema T.N. Nazarova, I.S. Astapovič i V.V. Fedynskog, ukupan priliv kosmičke prašine na Zemlju dostiže i do 107 tona godišnje. Prema A.N. Simonenko i B.Yu. Levinu (prema podacima iz 1972. godine), priliv kosmičke prašine na površinu Zemlje iznosi 10 2 -10 9 t/god, prema drugim, kasnijim studijama - 10 7 -10 8 t/god.

Istraživanja su nastavljena prikupljanjem meteorske prašine. Na prijedlog akademika A.P. Vinogradov tokom 14. antarktičke ekspedicije (1968-1969), obavljen je rad na identifikaciji obrazaca prostorno-vremenskih distribucija taloženja vanzemaljske materije u ledenom pokrivaču Antarktika. Proučavan je površinski sloj snježnog pokrivača u područjima stanica Molodežnaja, Mirni, Vostok i na području od oko 1400 km između stanica Mirni i Vostok. Uzorkovanje snijega je vršeno iz jama dubine 2-5 m na mjestima udaljenim od polarne stanice. Uzorci su pakirani u polietilenske vrećice ili posebne plastične kontejnere. U stacionarnim uslovima, uzorci su topljeni u staklenoj ili aluminijumskoj posudi. Dobivena voda je filtrirana pomoću sklopivog lijevka kroz membranske filtere (veličina pora 0,7 μm). Filteri su navlaženi glicerolom, a količina mikročestica je određena u propuštenoj svjetlosti pri uvećanju od 350X.

Također studirao polarni led, donji sedimenti Tihog okeana , sedimentne stijene , naslage soli . Istovremeno, potraga za rastopljenim mikroskopskim sfernim česticama, koje se prilično lako mogu identificirati među ostalim frakcijama prašine, pokazala se obećavajućim smjerom.

Godine 1962. osnovana je Komisija za meteorite i kosmičku prašinu pri Sibirskom ogranku Akademije nauka SSSR-a, na čijem je čelu bio akademik V.S. Soboleva, koji je postojao do 1990. godine i čije je stvaranje pokrenuo problem Tunguska meteorit. Radovi na proučavanju kosmičke prašine izvedeni su pod vodstvom akademika Ruske akademije medicinskih nauka N.V. Vasiliev.

Prilikom procjene pada kosmičke prašine, uz druge prirodne ploče, koristili smo treset sastavljen od smeđe mahovine sphagnum prema metodi Tomskog naučnika Yu.A. Lvov. Ova mahovina je široko rasprostranjena u srednja traka zemaljske kugle, prima mineralnu ishranu samo iz atmosfere i ima sposobnost da je konzervira u sloju koji je bio na površini kada ga je udarila prašina. Sloj po sloj stratifikacija i datiranje treseta omogućavaju retrospektivnu procjenu njegovog gubitka. Proučavane su sferne čestice veličine 7–100 µm i mikroelementni sastav tresetnog supstrata, kao funkcije prašine sadržane u njemu.

Postupak odvajanja kosmičke prašine od treseta je sljedeći. Na mjestu uzdignute sfagnumske močvare odabire se lokacija sa ravnom površinom i nanosom treseta sastavljenom od smeđe mahovine sfagnuma (Sphagnum fuscum Klingr). Grmlje je odsječeno s njegove površine u nivou mahovine. Jama se postavlja na dubinu od 60 cm, na njenoj strani je označeno mjesto potrebne veličine (na primjer, 10x10 cm), zatim se na dvije ili tri njegove strane izlaže stup treseta, izrezan na slojeve od 3 cm svaki, koji su upakovani u plastične kese. Gornjih 6 slojeva (kude) se razmatraju zajedno i mogu poslužiti za određivanje starosnih karakteristika prema metodi E.Ya. Muldijarova i E.D. Lapshina. Svaki sloj unutra laboratorijskim uslovima ispirati kroz sito s prečnikom oka od 250 mikrona najmanje 5 minuta. Humus sa mineralnim česticama koji je prošao kroz sito ostavlja se da se slegne do potpunog taloženja, a zatim se talog sipa u Petrijevu posudu, gdje se suši. Upakovan u paus papir, suhi uzorak je pogodan za transport i za dalje proučavanje. Pod odgovarajućim uslovima, uzorak se pepelji u lončiću i muflnoj peći sat vremena na temperaturi od 500-600 stepeni. Ostatak pepela se važe i ili ispituje pod binokularnim mikroskopom uz povećanje od 56 puta kako bi se identificirale sferne čestice veličine 7-100 mikrona ili više, ili se podvrgava drugim vrstama analiza. Jer Budući da ova mahovina prima mineralnu ishranu samo iz atmosfere, njena komponenta pepela može biti funkcija kosmičke prašine koja je uključena u njen sastav.

Tako su istraživanja u području pada Tunguskog meteorita, stotinama kilometara udaljenog od izvora zagađenja koje je napravio čovjek, omogućila procjenu priliva sfernih čestica od 7-100 mikrona i više na površinu Zemlje. . Gornji slojevi treseta omogućili su procjenu padavina globalnog aerosola tokom studije; slojevi koji datiraju iz 1908. godine - supstance Tunguskog meteorita; niži (predindustrijski) slojevi - kosmička prašina. Priliv kosmičkih mikrosferula na površinu Zemlje procjenjuje se na (2-4)·10 3 t/god, a općenito kosmičke prašine - 1,5·10 9 t/god. Analitičke metode analize, posebno neutronska aktivacija, korištene su za određivanje sastava elemenata u tragovima kosmičke prašine. Prema ovim podacima, godišnje na površinu Zemlje padne iz svemira (t/god): gvožđe (2·10 6), kobalt (150), skandij (250).

Od velikog interesa u pogledu navedenih studija su radovi E.M. Kolesnikova i koautori, koji su otkrili izotopske anomalije u tresetu područja na koje je pao meteorit Tunguska, koje datiraju iz 1908. godine i govore, s jedne strane, u prilog kometnoj hipotezi ovog fenomena, as druge, o prolivanju svjetlost na kometnu tvar koja je pala na površinu Zemlje.

Najpotpuniji pregled problema tunguskog meteorita, uključujući njegovu supstancu, za 2000. godinu treba priznati kao monografiju V.A. Bronshten. Najnoviji podaci o supstanci meteorita Tunguska objavljeni su i razmatrani na Međunarodnoj konferenciji "100 godina fenomena Tunguska", Moskva, 26-28. juna 2008. Uprkos napretku ostvarenom u proučavanju kosmičke prašine, brojni problemi i dalje ostaju neriješeni.

Izvori metanaučnog znanja o kosmičkoj prašini

Uz podatke dobijene savremenim istraživačkim metodama, od velikog su interesa i informacije sadržane u neznanstvenim izvorima: „Pisma Mahatma“, Učenje žive etike, pisma i djela E.I. Rericha (posebno u njenom djelu "Proučavanje ljudskih svojstava", gdje je dat opsežan program naučnih istraživanja za dugi niz godina).

Tako je u pismu Kut Humija 1882. uredniku uticajnih novina na engleskom jeziku "Pioneer" A.P. Sinnett (originalno pismo se čuva u Britanskom muzeju) daje sljedeće podatke o kosmičkoj prašini:

- „Visoko iznad naše zemaljske površine, vazduh je zasićen i prostor ispunjen magnetskom i meteorskom prašinom, koja čak i ne pripada našem Sunčevom sistemu“;

- "Snijeg, posebno u našim sjevernim krajevima, pun je meteorskog gvožđa i magnetnih čestica, naslage potonjih nalaze se čak i na dnu okeana." “Milioni sličnih meteora i najfinijih čestica stižu do nas svake godine i svakog dana”;

- “svaka promjena atmosfere na Zemlji i sve perturbacije dolaze od kombinovanog magnetizma” dvije velike “mase” – Zemlje i meteorske prašine;

Postoji "zemaljsko magnetsko privlačenje meteorske prašine i njen direktan uticaj na nagle promene temperature, posebno u pogledu toplote i hladnoće";

Jer “naša zemlja, sa svim ostalim planetama, juri svemirom, prima većinu kosmičke prašine na svojoj sjevernoj hemisferi nego na južnoj”; “... ovo objašnjava kvantitativnu prevlast kontinenata na sjevernoj hemisferi i veće obilje snijega i vlage”;

- Toplota koju zemlja prima od sunčevih zraka je u samoj više, samo trećinu, ako ne i manje, iznosa koji prima direktno od meteora”;

- “Snažne akumulacije meteorske materije” u međuzvjezdanom prostoru dovode do izobličenja uočenog intenziteta svjetlosti zvijezda i, posljedično, do izobličenja udaljenosti do zvijezda dobivenih fotometrijom.

Jedan broj ovih odredbi bio je ispred tadašnje nauke i potvrđen je kasnijim studijama. Tako su studije sumračnog sjaja atmosfere sprovedene 30-50-ih godina. XX vijeka, pokazalo je da ako je na visinama manjim od 100 km sjaj određen raspršivanjem sunčeve svjetlosti u plinovitom (vazdušnom) mediju, onda na visinama iznad 100 km raspršivanje česticama prašine igra dominantnu ulogu. Prva zapažanja napravljena uz pomoć umjetnih satelita dovela su do otkrića Zemljine ljuske prašine na visinama od nekoliko stotina kilometara, kako je navedeno u gore spomenutom pismu Kut Hoomija. Posebno su zanimljivi podaci o izobličenjima udaljenosti do zvijezda dobiveni fotometrijskim metodama. U suštini, ovo je bio pokazatelj prisustva međuzvjezdanog izumiranja, koje je 1930. otkrio Trempler, koje se s pravom smatra jednim od najvažnijih astronomskih otkrića 20. stoljeća. Obračunavanje međuzvjezdanog izumiranja dovelo je do ponovne procjene razmjera astronomskih udaljenosti i, kao rezultat, do promjene u skali vidljivog Univerzuma.

Neke odredbe ovog pisma - o uticaju kosmičke prašine na procese u atmosferi, posebno na vremenske prilike - još nisu našle naučnu potvrdu. Ovdje je potrebno dalje proučavanje.

Okrenimo se drugom izvoru metanaučnog znanja - Učenju žive etike, koji je kreirao E.I. Roerich i N.K. Rerih u saradnji sa himalajskim učiteljima - Mahatmama 20-30-ih godina XX veka. Knjige Živa etika koje su prvobitno objavljene na ruskom jeziku sada su prevedene i objavljene na mnogim jezicima svijeta. Oni posvećuju veliku pažnju naučnim problemima. U ovom slučaju će nas zanimati sve što se tiče kosmičke prašine.

Problemu kosmičke prašine, posebno njenog priliva na površinu Zemlje, pridaje se dosta pažnje u Nauci žive etike.

“Obratite pažnju na visoka mjesta izložena vjetrovima sa snježnih vrhova. Na visini od dvadeset četiri hiljade stopa mogu se uočiti posebne naslage meteorske prašine" (1927-1929). “Aeroliti nisu dovoljno proučavani, a još manje pažnje se poklanja kosmičkoj prašini na vječnim snijegovima i glečerima. U međuvremenu, Kosmički okean crta svoj ritam na vrhovima ”(1930-1931). "Meteorska prašina je nedostupna oku, ali daje veoma značajne padavine" (1932-1933). „Na najčistijem mestu, najčistiji sneg je zasićen zemaljskom i kosmičkom prašinom - tako se prostor ispunjava čak i uz grubo posmatranje“ (1936).

Mnogo pažnje posvećeno je pitanjima kosmičke prašine u Kosmološkim zapisima E.I. Roerich (1940). Treba imati na umu da je H.I. Rerich pomno pratio razvoj astronomije i bio svjestan njenih najnovijih dostignuća; ona je kritički procijenila neke teorije tog vremena (20-30 godina prošlog stoljeća), na primjer, iz oblasti kosmologije, a njene ideje su potvrđene i u naše vrijeme. Učenje žive etike i kosmološki zapisi E.I. Roerich sadrži niz odredbi o onim procesima koji su povezani sa ispadanjem kosmičke prašine na površinu Zemlje i koji se mogu sažeti na sljedeći način:

Osim meteorita, na Zemlju neprestano padaju materijalne čestice kosmičke prašine koje donose kosmičku materiju, nošenje informacija o dalekim svjetovima svemira;

Kosmička prašina mijenja sastav tla, snijega, prirodnih voda i biljaka;

To se posebno odnosi na mjesta gdje se nalaze prirodne rude, koje nisu samo svojevrsni magneti koji privlače kosmičku prašinu, već treba očekivati ​​njenu diferencijaciju u zavisnosti od vrste rude: „Dakle, željezo i drugi metali privlače meteore, posebno kada rude su unutra prirodno stanje i nisu lišeni kosmičkog magnetizma”;

Velika pažnja u nastavi žive etike posvećena je planinskim vrhovima, koji, prema E.I. Rerich "... su najveće magnetne stanice". "... Kosmički okean crta svoj vlastiti ritam na vrhovima";

Proučavanje kosmičke prašine može dovesti do otkrića novih minerala koje moderna nauka još nije otkrila, posebno metala koji ima svojstva koja pomažu u skladištenju vibracija sa udaljenim svetovima vanjski prostor;

Prilikom proučavanja kosmičke prašine mogu se otkriti nove vrste mikroba i bakterija;

Ali ono što je posebno važno, otvara se Living Ethics Teaching nova stranica naučna saznanja – uticaj kosmičke prašine na žive organizme, uključujući čoveka i njegovu energiju. Može imati različite efekte na ljudsko tijelo i neke procese na fizičkom i posebno suptilnom planu.

Ova informacija počinje da se potvrđuje u savremenim naučnim istraživanjima. Dakle unutra poslednjih godina na česticama kosmičke prašine, složeno organska jedinjenja a neki naučnici su počeli da govore o kosmičkim mikrobima. S tim u vezi, od posebnog su interesa radovi o bakterijskoj paleontologiji koji se izvode u Institutu za paleontologiju Ruske akademije nauka. U ovim radovima, osim kopnenih stijena, proučavani su i meteoriti. Pokazano je da su mikrofosili pronađeni u meteoritima tragovi vitalne aktivnosti mikroorganizama, od kojih su neki slični cijanobakterijama. U nizu istraživanja bilo je moguće eksperimentalno demonstrirati pozitivan učinak kosmičke materije na rast biljaka i potkrijepiti mogućnost njenog utjecaja na ljudski organizam.

Autori Učenja žive etike snažno preporučuju organizovanje stalnog praćenja padavina kosmičke prašine. A kao svoj prirodni akumulator koriste glacijalne i snježne naslage u planinama na nadmorskoj visini od preko 7 hiljada metara. Rerichovi, koji su godinama živjeli na Himalajima, sanjaju da tamo stvore naučnu stanicu. U pismu od 13. oktobra 1930. E.I. Rerih piše: „Stanica treba da se razvije u Grad znanja. Želimo da damo sintezu dostignuća u ovom Gradu, stoga u njemu treba naknadno predstaviti sve oblasti nauke... Proučavanje novih kosmičkih zraka, koje daju čovečanstvu nove najvrednije energije, moguće samo na visinama, jer sve najsuptilnije i najvrednije i najmoćnije leži u čistijim slojevima atmosfere. Takođe, zar ne zaslužuju pažnju sve kiše meteora koje padaju na snježne vrhove i koje planinski potoci nose u doline? .

Zaključak

Proučavanje kosmičke prašine sada je postalo nezavisno područje moderne astrofizike i geofizike. Ovaj problem je posebno aktuelan, budući da je meteorska prašina izvor kosmičke materije i energije, koji se kontinuirano donose na Zemlju iz svemira i aktivno utiču na geohemijske i geofizičke procese, kao i na poseban uticaj na biološke objekte, uključujući i čoveka. Ovi procesi su još uvijek uglavnom neistraženi. U proučavanju kosmičke prašine, brojne odredbe sadržane u izvorima metanaučnog znanja nisu pravilno primijenjene. Meteorska prašina se manifestuje u zemaljskim uslovima ne samo kao fenomen fizički svijet, ali i kao materija koja nosi energiju svemira, uključujući svjetove drugih dimenzija i druga stanja materije. Obračun ovih odredbi zahtijeva razvoj potpuno nove metode za proučavanje meteorske prašine. Ali najvažniji zadatak je i dalje prikupljanje i analiza kosmičke prašine u raznim prirodnim rezervoarima.

Bibliografija

1. Ivanova G.M., Lvov V.Yu., Vasiliev N.V., Antonov I.V. Ispadanje kosmičke materije na površinu Zemlje - Tomsk: Tomsk izdavačka kuća. un-ta, 1975. - 120 str.

2. Murray I. O distribuciji vulkanskih krhotina po dnu oceana // Proc. Roy. soc. Edinburg. - 1876. - Vol. 9.- P. 247-261.

3. Vernadsky V.I. O potrebi organizovanog naučnog rada o kosmičkoj prašini // Problemi Arktika. - 1941. - br. 5. - S. 55-64.

4. Vernadsky V.I. O proučavanju kosmičke prašine // Mirovedenie. - 1932. - br. 5. - S. 32-41.

5. Astapovič I.S. Meteorski fenomeni u Zemljinoj atmosferi. - M.: Gosud. ed. Phys.-Math. Literatura, 1958. - 640 str.

6. Florensky K.P. Preliminarni rezultati ekspedicije kompleksa meteorita Tunguska 1961. //Meteoritika. - M.: ur. Akademija nauka SSSR, 1963. - Br. XXIII. - S. 3-29.

7. Lvov Yu.A. O lokaciji kozmičke materije u tresetu // Problem meteorita Tunguska. - Tomsk: ed. Tomsk. un-ta, 1967. - S. 140-144.

8. Vilensky V.D. Sferne mikročestice u ledenom pokrivaču Antarktika // Meteoritika. - M.: "Nauka", 1972. - Br. 31. - S. 57-61.

9. Golenetsky S.P., Stepanok V.V. Kometarna materija na Zemlji // Meteoritska i meteorska istraživanja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1983. - S. 99-122.

10. Vasiliev N.V., Boyarkina A.P., Nazarenko M.K. i dr. Dinamika dotoka sferne frakcije meteorske prašine na površinu Zemlje // Astronom. glasnik. - 1975. - T. IX. - br. 3. - S. 178-183.

11. Boyarkina A.P., Baikovsky V.V., Vasiliev N.V. Aerosoli u prirodnim pločama Sibira. - Tomsk: ed. Tomsk. un-ta, 1993. - 157 str.

12. Divari N.B. O sakupljanju kosmičke prašine na glečeru Tuyuk-Su // Meteoritika. - M.: Ed. Akademija nauka SSSR, 1948. - Br. IV. - S. 120-122.

13. Gindilis L.M. Protuzračenje kao učinak raspršenja sunčeve svjetlosti na međuplanetarne čestice prašine // Astron. i. - 1962. - T. 39. - Br. 4. - S. 689-701.

14. Vasiliev N.V., Zhuravlev V.K., Zhuravleva R.K. Noćni sjajni oblaci i optičke anomalije povezane s padom meteorita Tunguska. - M.: "Nauka", 1965. - 112 str.

15. Bronshten V.A., Grishin N.I. Srebrni oblaci. - M.: "Nauka", 1970. - 360 str.

16. Divari N.B. Zodijačka svjetlost i međuplanetarna prašina. - M.: "Znanje", 1981. - 64 str.

17. Nazarova T.N. Istraživanje meteorskih čestica na trećem sovjetskom umjetnom satelitu // Umjetni sateliti Zemlje. - 1960. - br. 4. - S. 165-170.

18. Astapovič I.S., Fedynsky V.V. Napredak u astronomiji meteora 1958-1961. //Meteoritika. - M.: Ed. Akademija nauka SSSR, 1963. - Br. XXIII. - S. 91-100.

19. Simonenko A.N., Levin B.Yu. Priliv kosmičke materije na Zemlju // Meteoritika. - M.: "Nauka", 1972. - Br. 31. - S. 3-17.

20. Hadge P.W., Wright F.W. Studije čestica za vanzemaljsko porijeklo. Usporedba mikroskopskih kuglica meteoritskog i vulkanskog porijekla //J. Geophys. Res. - 1964. - Vol. 69. - Br. 12. - P. 2449-2454.

21. Parkin D.W., Tilles D. Mjerenje influksa vanzemaljskog materijala //Nauka. - 1968. - Vol. 159.- br. 3818.- str. 936-946.

22. Ganapathy R. Tunguska eksplozija 1908: otkriće krhotina meteorita blizu strane eksplozije i Južni pol. - Nauka. - 1983. - V. 220. - Br. 4602. - P. 1158-1161.

23. Hunter W., Parkin D.W. Kosmička prašina u novijim dubokomorskim sedimentima //Proc. Roy. soc. - 1960. - Vol. 255. - Br. 1282. - P. 382-398.

24. Sackett W. M. Izmjerene stope taloženja morskih sedimenata i implikacije na stope akumulacije vanzemaljske prašine //Ann. N. Y. Acad. sci. - 1964. - Vol. 119. - br. 1. - str. 339-346.

25. Viiding H.A. Meteorska prašina na dnu kambrijskih pješčenjaka Estonije //Meteoritika. - M.: "Nauka", 1965. - Br. 26. - S. 132-139.

26. Utech K. Kosmische Micropartical in unterkambrischen Ablagerungen // Neues Jahrb. geol. i Palaontol. Monatscr. - 1967. - br. 2. - S. 128-130.

27. Ivanov A.V., Florensky K.P. Fino dispergirana kozmička tvar iz soli donjeg perma // Astron. glasnik. - 1969. - T. 3. - Br. 1. - S. 45-49.

28. Mutch T.A. Obilje magnetnih sferula u uzorcima soli u siluru i permu //Earth and Planet Sci. pisma. - 1966. - Vol. 1. - br. 5. - str. 325-329.

29. Boyarkina A.P., Vasiliev N.V., Menyavtseva T.A. i dr. Procjeni tvari tunguskog meteorita u području epicentra eksplozije // Svemirska tvar na Zemlji. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1976. - S. 8-15.

30. Muldijarov E.Ya., Lapshina E.D. Datiranje gornjih slojeva naslaga treseta korištenih za proučavanje svemirskih aerosola // Meteoritska i meteorska istraživanja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1983. - S. 75-84.

31. Lapshina E.D., Blyakhorchuk P.A. Određivanje dubine sloja iz 1908. u tresetu u vezi s potragom za supstancom meteorita Tunguska // Svemirska tvar i Zemlja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1986. - S. 80-86.

32. Boyarkina A.P., Vasiliev N.V., Glukhov G.G. i dr. O procjeni kosmogenog priliva teških metala na površinu Zemlje // Svemirska tvar i Zemlja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1986. - S. 203 - 206.

33. Kolesnikov E.M. O nekim vjerojatnim karakteristikama kemijskog sastava Tunguske kosmičke eksplozije 1908. // Interakcija meteoritske tvari sa Zemljom. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1980. - S. 87-102.

34. E. M. Kolesnikov, T. Böttger, N. V. Kolesnikova i F. Junge, “Anomalije u izotopskom sastavu ugljika i dušika treseta u području eksplozije kosmičkog tijela Tunguske 1908. godine”, Geochem. - 1996. - T. 347. - Br. 3. - S. 378-382.

35. Bronshten V.A. Tunguska meteorit: istorija istraživanja. - M.: A.D. Seljanov, 2000. - 310 str.

36. Zbornik radova sa međunarodne konferencije "100 godina fenomena Tunguske", Moskva, 26-28.06.2008.

37. Roerich E.I. Kosmološki zapisi // Na pragu novog svijeta. - M.: MCR. Master banka, 2000. - S. 235 - 290.

38. Zdjela Istoka. Mahatma pisma. Pismo XXI 1882 - Novosibirsk: Sibirski ogranak. ed. "Dječja književnost", 1992. - S. 99-105.

39. Gindilis L.M. Problem nadznanstvenog znanja // Nova epoha. - 1999. - br. 1. - S. 103; br. 2. - S. 68.

40. Znakovi Agni joge. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1994. - S. 345.

41. Hijerarhija. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1995. - Str.45

42. Vatreni svijet. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1995. - 1. dio.

43. Aum. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1996. - S. 79.

44. Gindilis L.M. Čitajući pisma E.I. Roerich: Da li je svemir konačan ili beskonačan? //Kultura i vrijeme. - 2007. - br. 2. - S. 49.

45. Roerich E.I. Pisma. - M.: MCR, Charitable Foundation njima. E.I. Roerich, Master Bank, 1999. - Tom 1. - S. 119.

46. ​​Srce. Nastava žive etike. - M.: MCR. 1995. - S. 137, 138.

47. Osvetljenje. Nastava žive etike. Leaves of Morya's Garden. Knjiga druga. - M.: MCR. 2003. - S. 212, 213.

48. Bozhokin S.V. Svojstva kosmičke prašine // Sorosev obrazovni časopis. - 2000. - T. 6. - Br. 6. - S. 72-77.

49. Gerasimenko L.M., Zhegallo E.A., Zhmur S.I. Bakterijska paleontologija i proučavanje karbonskih hondrita // Paleontološki časopis. -1999. - Br. 4. - C. 103-125.

50. Vasiliev N.V., Kukharskaya L.K., Boyarkina A.P. O mehanizmu stimulacije rasta biljaka u području pada Tunguskog meteorita // Interakcija meteorske tvari sa Zemljom. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1980. - S. 195-202.

Kosmička prašina

čestice materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Kondenzacije K. p. koje apsorbiraju svjetlost vidljive su kao tamne mrlje na fotografijama Mlečnog puta. Slabljenje svetlosti usled uticaja K. p. međuzvjezdana apsorpcija ili izumiranje nije isto za elektromagnetne valove različitih dužina λ , što rezultira crvenilom zvijezda. U vidljivom području izumiranje je približno proporcionalno λ-1, dok u bliskom ultraljubičastom području gotovo da ne zavisi od talasne dužine, ali postoji dodatni maksimum apsorpcije blizu 1400 Å. Veliki dio izumiranja je posljedica raspršivanja svjetlosti, a ne njene apsorpcije. Ovo slijedi iz opažanja reflektirajućih maglina koje sadrže kondenzatna polja i vidljive su oko zvijezda tipa B i nekih drugih zvijezda koje su dovoljno svijetle da osvjetljavaju prašinu. Poređenje sjaja maglina i zvezda koje ih osvetljavaju pokazuje da je albedo prašine visok. Uočena ekstinkcija i albedo dovode do zaključka da se C.P. sastoji od dielektričnih čestica s primjesom metala veličine nešto manje od 1 µm. Maksimum ultraljubičaste ekstinkcije može se objasniti činjenicom da se unutar zrna prašine nalaze grafitne ljuspice oko 0,05 × 0,05 × 0,01 µm. Zbog difrakcije svjetlosti na čestici čije su dimenzije uporedive s talasnom dužinom, svjetlost se raspršuje pretežno naprijed. Međuzvjezdana apsorpcija često dovodi do polarizacije svjetlosti, što se objašnjava anizotropijom svojstava zrna prašine (prošireni oblik dielektričnih čestica ili anizotropija provodljivosti grafita) i njihovom uređenom orijentacijom u prostoru. Potonje se objašnjava djelovanjem slabog međuzvjezdanog polja, koje orijentira zrna prašine svojom dugom osom okomitom na linija polja. Dakle, promatranje polarizirane svjetlosti udaljene nebeska tela, može se suditi o orijentaciji polja u međuzvjezdanom prostoru.

Relativna količina prašine određuje se iz vrijednosti prosječne apsorpcije svjetlosti u ravni Galaksije - od 0,5 do nekoliko magnituda po kiloparsecu u vizualnom području spektra. Masa prašine je oko 1% mase međuzvjezdane materije. Prašina se, kao i plin, distribuira nehomogeno, formirajući oblake i gušće formacije - globule. U globulama, prašina je faktor hlađenja, zaklanja svjetlost zvijezda i emituje u infracrvenom opsegu energiju koju primi zrno prašine od neelastičnog sudara s atomima plina. Na površini prašine atomi se spajaju u molekule: prašina je katalizator.

S. B. Pikelner.

Velika sovjetska enciklopedija. - M.: Sovjetska enciklopedija. 1969-1978 .

Pogledajte šta je "svemirska prašina" u drugim rječnicima:

Čestice kondenzovane materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Prema modernim konceptima, kosmička prašina se sastoji od čestica cca. 1 µm sa grafitnom ili silikatnom jezgrom. U galaksiji nastaje kosmička prašina ... ... Veliki enciklopedijski rječnik

KOSMIČKA PRAŠINA, vrlo male čestice čvrste materije koje se nalaze u bilo kojem dijelu svemira, uključujući meteoritsku prašinu i međuzvjezdanu materiju koja može apsorbirati svjetlost zvijezda i formirati tamne magline u galaksijama. Sferni… … Naučno-tehnički enciklopedijski rečnik

COSMIC DUST- meteorska prašina, kao i najsitnije čestice materije koje formiraju prašinu i druge magline u međuzvjezdanom prostoru... Velika politehnička enciklopedija

kosmička prašina- Veoma male čestice čvrste materije prisutne u svetskom svemiru i koje padaju na Zemlju... Geografski rječnik

Čestice kondenzovane materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. By moderne ideje, svemirska prašina se sastoji od čestica veličine oko 1 mikrona sa jezgrom od grafita ili silikata. U galaksiji nastaje kosmička prašina ... ... enciklopedijski rječnik

Formiran u svemiru od čestica veličine od nekoliko molekula do 0,1 mm. 40 kilotona kosmičke prašine taloži se na planetu Zemlju svake godine. Kosmička prašina se može razlikovati i po svom astronomskom položaju, na primjer: međugalaktička prašina, ... ... Wikipedia

kosmička prašina- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. kosmička prašina; međuzvjezdana prašina; svemirska prašina vok. međuzvjezdani Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kosmička prašina, f; međuzvjezdana prašina, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas

kosmička prašina- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. atitikmenys: engl. svemirska prašina vok. kosmischer Staub, m rus. kosmička prašina, f... Ekologijos terminų aiskinamasis žodynas

Čestice kondenzovane u va u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Prema modernim prema prikazima, K. predmet se sastoji od čestica veličine cca. 1 µm sa grafitnom ili silikatnom jezgrom. U Galaksiji, kosmičke zrake formiraju jata oblaka i globula. Poziv… … Prirodna nauka. enciklopedijski rječnik

Čestice kondenzovane materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Sastoji se od čestica veličine oko 1 mikrona sa jezgrom od grafita ili silikata, formira oblake u Galaksiji zbog kojih svjetlost koju emituju zvijezde slabi i ... ... Astronomski rječnik

Knjige

• Za djecu o svemiru i astronautima, G. N. Elkin. Ova knjiga uvodi u prekrasan svijet svemira. Na njegovim stranicama dijete će pronaći odgovore na mnoga pitanja: šta su zvijezde, crne rupe, odakle dolaze komete, asteroidi, šta...

Supernova SN2010jl Fotografija: NASA/STScI

Astronomi su prvi put u realnom vremenu posmatrali formiranje kosmičke prašine u neposrednoj blizini supernove, što im je omogućilo da objasne ovaj misteriozni fenomen koji se dešava u dve faze. Proces počinje ubrzo nakon eksplozije, ali se nastavlja još mnogo godina, pišu istraživači u časopisu Nature.

Svi smo sastavljeni od zvjezdane prašine, od elemenata koji su građevinski materijal za nova nebeska tijela. Astronomi su dugo pretpostavljali da ova prašina nastaje kada zvijezde eksplodiraju. Ali kako se to tačno događa i kako se čestice prašine ne uništavaju u blizini galaksija, gdje postoji aktivna, do sada je ostala misterija.

Ovo pitanje je prvo razjašnjeno opservacijama napravljenim sa veoma velikim teleskopom u opservatoriji Paranal u sjevernom Čileu. Međunarodni istraživački tim predvođen Christom Gall (Christa Gall) sa danskog univerziteta u Arhusu istražio je supernovu koja se dogodila 2010. godine u galaksiji udaljenoj 160 miliona svjetlosnih godina od nas. Istraživači su posmatrali sa kataloškim brojem SN2010jl u opsegu vidljive i infracrvene svetlosti mesecima i prvim godinama koristeći X-Shooter spektrograf.

"Kada smo kombinovali podatke posmatranja, bili smo u mogućnosti da izvršimo prvo merenje apsorpcije različitih talasnih dužina u prašini oko supernove", objašnjava Gall. “Ovo nam je omogućilo da naučimo više o ovoj prašini nego što je ranije bilo poznato.” Tako je postalo moguće detaljnije proučavati različite veličine čestica prašine i njihovo formiranje.

Prašina u neposrednoj blizini supernove javlja se u dva stadijuma Foto: © ESO/M. Kornmesser

Kako se pokazalo, čestice prašine veće od hiljaditog dijela milimetra se relativno brzo formiraju u gustom materijalu oko zvijezde. Veličine ovih čestica su iznenađujuće velike za čestice kosmičke prašine, što ih čini otpornim na uništavanje galaktičkim procesima. „Naši dokazi o velikim česticama prašine koje se pojavljuju ubrzo nakon eksplozije supernove znače da mora postojati brz i efikasan način da se one formiraju“, dodaje koautor Jens Hjorth sa Univerziteta u Kopenhagenu. „Ali još ne razumijemo kako tačno ovo se dešava.”

Međutim, astronomi već imaju teoriju zasnovanu na njihovim zapažanjima. Na osnovu toga, formiranje prašine se odvija u 2 faze:

1. Zvezda gura materijal u svoj okolni prostor neposredno pre eksplozije. Zatim dolazi i širi udarni val supernove, iza kojeg se stvara hladna i gusta plinska školjka - okruženje, u koje se čestice prašine mogu kondenzirati i rasti iz prethodno izbačenog materijala.
2. U drugoj fazi, nekoliko stotina dana nakon eksplozije supernove, dodaje se materijal koji je izbačen u samoj eksploziji i dolazi do ubrzanog procesa stvaranja prašine.

„AT novije vrijeme astronomi su pronašli mnogo prašine u ostacima supernova koji su se pojavili nakon eksplozije. Međutim, pronašli su i dokaze za malu količinu prašine koja je zapravo nastala u samoj supernovi. Nova zapažanja objašnjavaju kako se ova naizgled kontradikcija može riješiti", zaključuje Christa Gall.

Zdravo. U ovom predavanju ćemo vam govoriti o prašini. Ali ne o onoj koja se nakuplja u vašim sobama, već o kosmičkoj prašini. Šta je?

Svemirska prašina jeste vrlo male čestice čvrste materije koje se nalaze u bilo kojem dijelu svemira, uključujući meteoritsku prašinu i međuzvjezdanu materiju koja može apsorbirati svjetlost zvijezda i formirati tamne magline u galaksijama. U nekim morskim sedimentima nalaze se sferične čestice prašine prečnika oko 0,05 mm; vjeruje se da su to ostaci onih 5.000 tona kosmičke prašine koja godišnje padne na zemaljsku kuglu.

Naučnici vjeruju da kosmička prašina nastaje ne samo od sudara, uništavanja malih čvrste materije, ali i zbog zgušnjavanja međuzvjezdanog plina. Kosmička prašina se razlikuje po svom porijeklu: prašina je intergalaktička, međuzvjezdana, međuplanetarna i cirkumplanetarna (obično u sistemu prstenova).

Zrnca kosmičke prašine nastaju uglavnom u atmosferi crvenih patuljaka koja se sporo izlijevaju, kao i u eksplozivnim procesima na zvijezdama i u brzom izbacivanju plina iz jezgara galaksija. Drugi izvori kosmičke prašine su planetarne i protozvezdane magline, zvjezdane atmosfere i međuzvjezdani oblaci.

Čitavi oblaci kosmičke prašine koji se nalaze u sloju zvijezda koji se formiraju mliječni put, sprečavaju nas da posmatramo udaljena zvezdana jata. Zvjezdano jato poput Plejada potpuno je potopljeno u oblak prašine. Najsjajnije zvezde koje se nalaze u ovom jatu osvetljavaju prašinu, kao što fenjer osvetljava maglu noću. Kosmička prašina može da sija samo reflektovanom svetlošću.

Plavi zraci svjetlosti koji prolaze kroz kosmičku prašinu su prigušeni više od crvenih, tako da svjetlost zvijezda koja dopire do nas izgleda žućkasta, pa čak i crvenkasta. Čitavi regioni svetskog prostora ostaju zatvoreni za posmatranje upravo zbog kosmičke prašine.

Međuplanetarna prašina, barem u relativnoj blizini Zemlje, prilično je dobro proučena materija. Ispunjavajući čitav prostor Sunčevog sistema i koncentrisan u ravni njegovog ekvatora, rođen je najvećim delom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništavanja kometa koje se približavaju Suncu. Sastav prašine se, naime, ne razlikuje od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ga je zanimljivo proučavati, a još uvijek ima mnogo otkrića u ovoj oblasti, ali čini se da nema posebnog intriga ovde. Ali zahvaljujući ovoj posebnoj prašini, po lijepom vremenu na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedim stošcima svjetlosti iznad horizonta. To je takozvani zodijak - sunčeva svjetlost raspršena malim kosmičkim česticama prašine.

Mnogo zanimljivija je međuzvjezdana prašina. Njegova karakteristična karakteristika je prisustvo čvrstog jezgra i ljuske. Čini se da se jezgro sastoji uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska je uglavnom napravljena od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgra, kristaliziranih u uvjetima "dubokog zamrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodonik i kisik. Međutim, u njemu postoje nečistoće molekula i to još složenije. To su amonijak, metan, pa čak i poliatomski organski molekuli koji se zalijepe za zrno prašine ili se formiraju na njegovoj površini tokom lutanja. Neke od ovih tvari, naravno, odlijeću s njegove površine, na primjer, pod djelovanjem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se smrzavaju ili se sintetiziraju.

Ako se galaksija formirala, odakle onda prašina - u principu, razumiju naučnici. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, "izbacujući" školjku u okolni prostor. Osim toga, prašina se također rađa u širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovno odnese pritisak radijacije. U njihovoj hladnoj, po standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5 - 3 hiljade kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.
Ali evo misterije koja još nije riješena. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostarjeti i, recimo, proizvesti prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Šta je bilo prvo, jaje ili piletina? Prva prašina neophodna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja se iz nekog razloga rodila bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.
Šta je bilo na početku? Na kraju krajeva, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u svemiru su postojali samo vodonik i helijum, nema drugih elemenata! Tada su iz njih počele da izlaze prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvijezde koje su morale preći dug životni put. Termonuklearne reakcije u jezgri zvijezda trebale su “zavariti” složenije kemijske elemente, pretvoriti vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a tek nakon toga zvijezda je sve to morala baciti u svemir, eksplodirajući ili postepeno ispuštanje školjke. Zatim se ova masa morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prašinu. Ali već 2 milijarde godina nakon Velikog praska, u najranijim galaksijama, bila je prašina! Uz pomoć teleskopa otkriven je u galaksijama koje su 12 milijardi svjetlosnih godina udaljene od naše. Istovremeno, 2 milijarde godina je prekratak period za puni životni ciklus zvijezde: za to vrijeme većina zvijezda nema vremena da ostari. Odakle je nastala prašina u mladoj galaksiji, ako ne bi trebalo da postoji ništa osim vodonika i helijuma, misterija je.

Gledajući u vrijeme, profesor se lagano nasmiješio.

Ali ovu misteriju ćete pokušati razotkriti kod kuće. Hajde da napišemo zadatak.

Zadaća.

1. Pokušaj da zaključiš šta se prvo pojavilo, prva zvijezda ili je još uvijek prašina?

Dodatni zadatak.

1. Izvještaj o bilo kojoj vrsti prašine (međuzvjezdanoj, međuplanetarnoj, cirkumplanetnoj, međugalaktičkoj)

2. Sastav. Zamislite sebe kao naučnika kome je dodeljeno da istražuje svemirsku prašinu.

3. Slike.

domaće zadatak za studente:

1. Zašto je prašina potrebna u svemiru?

Dodatni zadatak.

1. Izvijestite o bilo kojoj vrsti prašine. Bivši učenici škole pamte pravila.

2. Sastav. Nestanak kosmičke prašine.

3. Slike.