Kosmisk støv

Rumstøv (nogle gange omtalt som "mikrometeoritter") - støv , der er i rummet eller falder til Jorden fra rummet. Størrelsen af ​​dens partikler varierer fra flere molekyler til 0,2 mikron . Ifølge forskellige skøn sætter der sig fra 60 til 100 tons kosmisk støv på Jordens overflade hver dag, hvilket målt på et år er 25-40 tusinde tons [2] [3] .

Solsystemstøv omfatter kometstøv , asteroidestøv , støv fra Kuiperbæltet og interstellart støv , der passerer gennem solsystemet. Tætheden af ​​den støvsky, som Jorden passerer igennem, er cirka 10 −6 støvpartikler pr. m 3 [4] . I solsystemet skaber interplanetarisk støv en effekt kendt som stjernetegnslys .

Rumstøv indeholder nogle organiske forbindelser (amorfe organiske faste stoffer med en blandet aromatisk - alifatisk struktur), der hurtigt kan dannes naturligt [5] [6] [7] . En lille del af det kosmiske støv er "stjernestøv" - ildfaste mineraler tilovers fra stjernernes udvikling.

Interstellare støvprøver blev indsamlet af Stardust- rumfartøjet og bragt tilbage til Jorden i 2006 [8] [9] [10] [11] .

Definition og klassifikation

I januar 2010 Meteoritics & Planetary Science-artiklen "Meteorite and Meteoroid: New Complete Definitions" [12] foreslog forfatterne følgende definition til det videnskabelige samfund:

Kosmisk støv (Interplanetarisk støvpartikel (IDP)): partikler mindre end 10 mikron bevæger sig i det interplanetære rum. Hvis sådanne partikler efterfølgende smelter sammen med store legemer af naturlig eller kunstig oprindelse, kaldes de fortsat "kosmisk støv".

Kosmisk støv kan skelnes ved dets placering i forhold til astronomiske objekter, for eksempel: intergalaktisk støv , galaktisk støv [13] , interstellært støv , cirkumplanetært støv , støvskyer omkring stjerner og hovedkomponenter af interplanetarisk støv i vores dyrekredsstøvkompleks (observeret i synligt lys som stjernetegnslys ): asteroidestøv , kometstøv og nogle mindre betydningsfulde tilsætningsstoffer: Kuiperbæltstøv , interstellart støv, der passerer gennem solsystemet, og beta-meteoroider . Interstellart støv kan observeres i form af mørke eller lyse skyer ( tåger )

I solsystemet er støvstof ikke ensartet fordelt, men er hovedsageligt koncentreret i støvskyer (heterogeniteter) af forskellig størrelse. Dette blev især fastslået under den totale solformørkelse den 15. februar 1961 ved hjælp af optisk udstyr monteret på en sonderaket fra Institute of Applied Geophysics til at måle lysstyrken af ​​den ydre korona i højdeområdet 60-100 km over havet. jordens overflade.

Betydning og forskning

Kosmisk støv har længe været en kilde til irritation for det astronomiske samfund, da det forstyrrer observationer af rumobjekter. Med begyndelsen af ​​den infrarøde astronomis æra blev det bemærket, at kosmiske støvpartikler er vigtige komponenter i astrofysiske processer, og deres analyse vil give information om sådanne fænomener som dannelsen af ​​solsystemet [14] . Kosmisk støv kan spille en vigtig rolle i de tidlige stadier af stjernedannelse og være involveret i dannelsen af ​​fremtidige planeter. I solsystemet spiller kosmisk støv en stor rolle i forekomsten af ​​stjernetegnslyseffekten, egerne fra Saturns ringe , ringsystemerne i Jupiter , Saturn, Uranus og Neptun og i kometer .

I øjeblikket er forskning i kosmisk støv et tværfagligt område, herunder fysik ( faststoffysik , elektromagnetisme , overfladefysik, statistisk fysik , termisk fysik ), fraktalteori , kemi , meteoritik , såvel som alle grene af astronomi og astrofysik [15] . Disse formelt ikke-relaterede forskningsområder samles, fordi rumstøvpartikler gennemgår en evolutionær cyklus, der omfatter kemiske, fysiske og dynamiske ændringer. I evolutionen af ​​kosmisk støv er universets evolution som helhed således "indprentet".

Hver partikel af kosmisk støv har individuelle karakteristika, såsom begyndelseshastighed , materialeegenskaber, temperatur , magnetfelt osv., og en lille ændring i nogen af ​​disse parametre kan føre til forskellige scenarier for denne partikels "opførsel". Når du bruger de relevante metoder, kan du få information om, hvor dette objekt kom fra, og hvad det mellemliggende miljø er.

Detektionsmetoder

Kosmisk støv kan detekteres ved indirekte metoder, herunder ved hjælp af analyse af de elektromagnetiske egenskaber af dets partikler.

Rumstøv kan også detekteres direkte ("in situ") ved hjælp af en række forskellige indsamlingsmetoder. Ifølge forskellige skøn kommer der fra 5 til 300 tons udenjordisk stof om dagen ind i Jordens atmosfære [16] [17] .

Der er udviklet metoder til at indsamle prøver af kosmisk støv i jordens atmosfære. Så NASA indsamler ved hjælp af pladesamlere placeret under vingerne på fly, der flyver i stratosfæren . Kosmiske støvprøver indsamles også fra overfladeaflejringer af enorme ismasser ( Antarktis og Arktis ) og fra dybhavsaflejringer.

En anden kilde til kosmisk støv er meteoritter , som indeholder stjernestøv. Stjernestøvpartikler er hårde, ildfaste stykker materiale, genkendelige på deres isotopsammensætning, som kun kan være indeholdt i udviklende stjerner, før de kommer ind i det interstellare medium . Disse partikler kondenserede ud af stjernestoffet, da det afkølede, da det forlod stjernen.

Automatiske interplanetariske stationer bruges til at opsamle kosmiske støvpartikler i det interplanetariske rum . Støvdetektorer er blevet brugt i missioner af sådanne stationer som HEOS-2 , Helios , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo og Cassini , LDEF , EURECA og Gorid near-Earth-satellitter . Nogle videnskabsmænd har brugt Voyager 1 og Voyager 2 som en slags kæmpe Langmuir-sonde . Støvdetektorer er i øjeblikket installeret på rumfartøjerne Ulysses , PROBA , Rosetta , Stardust og New Horizons . Kosmiske støvprøver indsamlet både på Jorden og i rummet opbevares i særlige opbevaringsfaciliteter. En af disse er placeret i NASA 's Lyndon Johnson Center i Houston .

Høje hastigheder (i størrelsesordenen 10-40 km/s) gør det vanskeligt at fange kosmiske støvpartikler. Derfor udvikles kosmiske støvdetektorer til at måle parametre forbundet med højhastighedspartikelpåvirkning og til at bestemme partiklernes fysiske egenskaber (typisk masse og hastighed ) gennem laboratoriekalibrering . Sammen med disse målte støvdetektorer også karakteristika som anslagslys, akustisk signal og stødionisering. Støvdetektoren på Stardust var i stand til at fange intakte støvpartikler i aerogelen med lav densitet .

En god mulighed for at studere kosmisk støv kommer fra observationer i det infrarøde spektrum, især med NASAs Spitzer Space Telescope, det største infrarøde teleskop, der opererer i kredsløb om Jorden. Under sin mission erhvervede Spitzer billeder og spektre af termisk stråling udsendt af rumobjekter i området fra 3 til 180 mikrometer. Det meste af denne infrarøde stråling er fanget af Jordens atmosfære og kan ikke observeres fra Jorden. Ved analyse af en række Spitzer-data blev der opnået nogle beviser for, at kosmisk støv dannes nær et supermassivt sort hul [18] .

En anden mekanisme til at detektere kosmisk støv er polarimetri . Da partiklerne ikke er sfæriske og har tendens til at rette interstellare magnetfelter ud , polariserer de lyset fra stjerner, der passerer gennem støvskyerne. For nærliggende områder i det interstellare rum blev højpræcision optisk polarimetri brugt til at bestemme strukturen af ​​støv i den lokale boble (en region med fortærnet varm gas inde i Orion-armen i vores galakse) [19] .

I 2019 opdagede forskere interstellart støv i Antarktis, der menes at stamme fra den lokale interstellare sky . Tilstedeværelsen af ​​interstellart støv i Antarktis blev afsløret ved at måle radionukliderne 60 Fe og 53 Mn ved hjælp af meget følsom massespektrometri [20] .

Elektromagnetiske egenskaber

Kosmiske støvpartikler interagerer med elektromagnetisk stråling , mens karakteren af ​​den reflekterede stråling afhænger af sådanne partikelkarakteristika som størrelse, tværsnit, struktur, brydningsindekser , elektromagnetisk strålingsbølgelængde osv. Karakteristikaene ved kosmisk støvstråling gør det muligt at forstå, om absorption finder sted , spredning eller polarisering af stråling.

Spredning og dæmpning ("mørkning") af stråling giver nyttige oplysninger om størrelsen af ​​støvpartikler. For eksempel, hvis et kosmisk objekt i et bestemt område ser lysere ud end i et andet, giver dette os mulighed for at drage en konklusion om størrelsen af ​​partiklerne.

Spredning af lys fra støvpartikler i fotografier med lang eksponering er tydeligt synlig i tilfælde af refleksionståger (gas- og støvskyer belyst af en stjerne) og giver en idé om de optiske egenskaber af individuelle partikler. Undersøgelser af røntgenspredning af interstellart støv tyder på, at astronomiske røntgenkilder vil have diffuse glorier på grund af støv [22] .

Nogle andre egenskaber

Kosmisk støv er sammensat af mikropartikler, der kan smelte sammen til større, uregelmæssigt formede fragmenter, hvis porøsitet varierer meget. Sammensætningen, størrelsen og andre egenskaber af partikler afhænger af deres placering, og derfor kan analyse af sammensætningen af ​​støvpartikler angive deres oprindelse. Interstellart støv, støvpartikler i interstellare skyer og circumstellar støv er forskellige i deres egenskaber. For eksempel har støvpartikler i tætte interstellare skyer ofte en iskold "kappe" og er i gennemsnit større end støvpartikler fra det forsædlede interstellare medium. Interplanetariske støvpartikler har en tendens til at være endnu større.

Det meste af det udenjordiske stof, der sætter sig på jordens overflade, er meteoroider med en diameter på 50 til 500 mikrometer og en gennemsnitsdensitet på 2,0 g/cm 3 (med en porøsitet på ca. 40%). Tætheden af ​​interplanetariske støvpartikler fanget i Jordens stratosfære varierer fra 1 til 3 g/cm 3 med en gennemsnitlig værdi på omkring 2,0 g /cm 3 [23] .

Molekyler af CO , siliciumcarbid , silikater , polycykliske aromatiske kulbrinter , is og polyformaldehyd er blevet fundet i cirkumstellært støv (der er også beviser for tilstedeværelsen af ​​silikat- og kulstofpartikler i det interstellare medium). Kometstøv har en tendens til at være anderledes end asteroidestøv . Asteroidestøv ligner kulholdige kondritmeteoritter . Kometstøv ligner i sammensætning interstellare partikler, som kan omfatte silikater, polycykliske aromatiske kulbrinter og is .

Stardust

Udtrykket "stjernestøv" refererer til ildfaste støvpartikler, der blev dannet af gasser, der blev udstødt af protostellare objekter ind i skyen, hvorfra solsystemet blev dannet [24] . Stjernestøvpartikler (også kaldet præsolar korn i meteoritik [25] ) findes i meteoritter. Stjernestøv har været en bestanddel af støv i det interstellare medium siden begyndelsen af ​​dannelsen af ​​solsystemet , for mere end fire milliarder år siden, før det kom ind i sammensætningen af ​​meteoritter. De såkaldte kulholdige kondritter er de rigeste kilder til stjernestøv.

På baggrund af laboratorieundersøgelser er der identificeret en lang række forskellige typer stjernestøv. Det er muligt, at disse ildfaste partikler tidligere var belagt med flygtige forbindelser, der går tabt, når meteoritten opløses i syrer , hvilket kun efterlader uopløselige ildfaste mineraler. At søge efter stjernestøv uden at opløse det meste af meteoritten er en ekstremt tidskrævende proces.

Undersøgelser af koncentrationen af ​​isotoper af forskellige kemiske grundstoffer i stjernestøv har gjort det muligt at opdage mange nye aspekter af nukleosyntese [26] . Vigtige egenskaber ved stjernestøv er sådanne egenskaber som hårdhed, infusionsevne og tilstedeværelsen af ​​spor af eksponering ved høje temperaturer. Almindelige komponenter i partikler er siliciumcarbid , grafit , aluminiumoxid , spinel og andre faste stoffer, der kondenserer ved høje temperaturer fra kølegas i en stjernevind eller supernovaudvidelse . Stjernestøv er meget forskellig i sammensætning fra partikler dannet ved lave temperaturer i det interstellare medium.

Den isotopiske sammensætning af stjernestøv ser ikke ud til at eksistere i det interstellare medium, hvilket indikerer, at stjernestøv kondenserer fra gassen fra individuelle stjerner, før stjerne-afledte isotoper blandes med det interstellare medium. Dette gør det muligt at identificere de originale stjerner. For eksempel er tunge grundstoffer i siliciumcarbid (SiC) partikler praktisk talt rene isotoper af s - processen , hvilket svarer til deres kondensation i røde kæmper af den asymptotiske gren , da stjernerne i denne gren er hovedkilden til nukleosyntese og deres atmosfærer , ifølge observationer, er stærkt beriget med nuklider, der stammer fra i s - processen.

Et andet eksempel er de såkaldte supernovakondensater, forkortet i den engelske litteratur som SUNOCON (fra SUperNOva CONdensate [27] ) for at skelne dem fra en anden type stjernestøv kondenseret i stjerneatmosfærer. Supernova-kondensater indeholder en unormalt stor mængde af 44 Ca -isotopen [28] , hvilket indikerer, at de kondenserede i en atmosfære indeholdende en stor mængde af den radioaktive 44 Ti -isotop , hvis halveringstid er 65 år. Således var de 44 Ti radioaktive kerner stadig "levende" under kondensationsperioden inde i supernovaens ekspanderende indre, men blev uddøde radionuklider (især 44 Ca) efter den tid, det krævede for at blande sig med interstellar gas. Denne opdagelse bekræftede forudsigelsen [29] fra 1975 om, at supernovakondensater kunne identificeres på denne måde. Indholdet af siliciumcarbid i stjernestøvet i supernovakondensatet er kun 1 % af indholdet af siliciumcarbid i stjernestøvet i den asymptotiske kæmpegren.

Stjernestøv (både supernovakondensater og asymptotisk kæmpegrenstjernestøv ) er kun en lille del af kosmisk støv - mindre end 0,1 % af massen af ​​alt interstellart fast stof, men studier af stjernestøv er af stor interesse, især i studiet af stjernernes udvikling og nukleosyntese .

Studiet af stjernestøv gør det muligt at analysere stoffer, der eksisterede før Jordens dannelse [30] , hvilket engang blev anset for umuligt, især i 1970'erne, hvor den fremherskende opfattelse var, at solsystemet begyndte som en sky af varm gas [ 31] , hvori der ikke var nogen faste partikler fordampet ved høj temperatur. Eksistensen af ​​stjernestøv gjorde det muligt at tilbagevise denne hypotese.

Støvdannelse

Store støvpartikler ser ud til at have en kompleks struktur, herunder ildfaste kerner, der kondenserer inde i stjerneudkast, med lag dannet, når de kommer ind i kolde, tætte interstellare skyer. Computermodellering af den cykliske vækst og ødelæggelse af partikler uden for skyer har vist, at sådanne kerner lever meget længere end støvmassen som helhed [32] [33] . Disse kerner omfatter hovedsageligt siliciumpartikler, der kondenserer i atmosfæren af ​​kølige iltrige røde kæmper, og kulstofpartikler, der kondenserer i atmosfæren af ​​kølige kulstofstjerner . Røde kæmper, der har udviklet sig eller forladt hovedsekvensen og er gået ind i den gigantiske stjernefase , er hovedkilden til ildfaste kerner af støvpartikler. Disse ildfaste kerner omtales også som "stjernestøv" (se afsnittet ovenfor), en betegnelse for en lille mængde kosmisk støv, der kondenserer i stjernegasstrømmene i den periode, hvor de sidste af stjernerne er udtømte. Nogle få procent af de ildfaste kerner af støvpartikler kondenserer i det ekspanderende indre af supernovaer, som er en slags rumdekompressionskamre. I meteoritik bliver det ildfaste stjernestøv udvundet af meteoritter ofte omtalt som "præsolar støv", men meteoritter indeholder kun en lille brøkdel af alt præsolar støv. Stjernestøv kondenserer inde i stjerner under kvalitativt andre forhold end hovedparten af ​​kosmisk støv, som dannes i galaksens mørke molekylære skyer . Disse molekylære skyer er meget kolde, typisk mindre end 50 K, så mange typer is kan kun kondensere på støvpartikler, når de ødelægges eller spaltes ved stråling og sublimering til en gasformig tilstand. Efter at solsystemet blev dannet, gennemgik mange af de interstellare støvpartikler yderligere ændringer gennem sammensmeltninger og kemiske reaktioner i den planetariske tilvækstskive. Historien om forskellige typer partikler i det tidlige stadie af dannelsen af ​​solsystemet er blevet studeret ret dårligt indtil videre.

Det er kendt, at kosmisk støv dannes i skallerne af stjerner fra den sene evolution fra visse observerbare strukturer. Infrarød stråling ved en bølgelængde på 9,7 mikron er et tegn på tilstedeværelsen af ​​siliciumstøv i kølige udviklede iltrige kæmpestjerner. Emission ved 11,5 µm indikerer tilstedeværelsen af ​​siliciumcarbidstøv. Dette giver grundlag for at hævde, at små siliciumstøvpartikler stammer fra de ydre skaller af disse stjerner [34] [35] .

Forhold i det interstellare rum favoriserer normalt ikke dannelsen af ​​siliciumkerner af støvpartikler, så det tager lang tid, hvis det overhovedet er muligt. Beregninger viser, at givet den observerede typiske diameter af en støvpartikel og temperaturen af ​​den interstellare gas, kan dannelsen af ​​interstellare partikler kræve en tid, der overstiger universets alder [36] . På den anden side kan det ses, at støvpartikler relativt nylig blev dannet i umiddelbar nærhed af nabostjerner, i udstødninger af nye og supernovaer , samt variable stjerner af typen R corona R , som tilsyneladende udsender diskrete skyer indeholdende både gas og støv. Stjerner mister således masse, hvor de ildfaste kerner af støvpartikler dannes.

Det meste af det kosmiske støv i solsystemet er støv, der har gennemgået flere transformationer fra det oprindelige materiale i "bygningen" af solsystemet, som efterfølgende koncentrerede sig i planetesimaler , og det resterende faste stof ( kometer og asteroider ), transformeret i løbet af kollisioner af disse kroppe. I historien om dannelsen af ​​solsystemet var (og er stadig) det mest almindelige grundstof brint  - H 2 . Kemiske grundstoffer såsom magnesium , silicium og jern , som er hovedkomponenterne i de terrestriske planeter , kondenserer til en fastfasetilstand ved de højeste temperaturer på planetskiven. Nogle molekyler, såsom CO, N 2 , NH 3 og frit oxygen , eksisterede i gasform. Nogle grundstoffer og forbindelser, såsom grafit (C) og siliciumcarbid, kondenserer til faste partikler i planetskiven; men partiklerne af kulstof og siliciumcarbid fundet i meteoritter, baseret på deres isotopsammensætning, er præ-solar og dukkede ikke op under dannelsen af ​​planetskiven. Nogle molekyler dannede komplekse organiske forbindelser, mens andre molekyler dannede frosne iskapper, der kunne dække de "ildfaste" (Mg, Si, Fe) kerner af støvpartikler. Stjernestøv er en undtagelse fra den generelle tendens, da det kondenserer inde i stjerner for at danne ildfaste krystallinske mineraler. Grafitkondensering opstår i det indre af en supernova, når de udvider sig og afkøles, og dette sker selv i en gas, der indeholder mere ilt end kulstof [37] . Lignende kemiske egenskaber af kulstof er mulige i det radioaktive miljø i supernovaer. Dette eksempel på støvdannelse fortjener særlig overvejelse [38] .

Dannelsen af ​​planetskiver af molekylære forstadier blev i vid udstrækning bestemt af soltågens temperatur. Da soltågens temperatur faldt med afstanden fra den dannede Sol, er det muligt at bestemme oprindelsen af ​​en støvpartikel baseret på dens sammensætning. Nogle støvpartikelmaterialer kunne kun opnås ved høje temperaturer, mens andre materialer ved meget lavere temperaturer. Ofte indeholder en enkelt støvpartikel komponenter, der er dannet forskellige steder og på forskellige tidspunkter i soltågen. Det meste af stoffet, der var til stede i den oprindelige soltåge, er siden forsvundet (ophobet ind i Solen, undslippet ind i det interstellare rum eller blevet en del af planeter, asteroider eller kometer).

På grund af deres høje grad af transformation er interplanetariske støvpartikler finkornede blandinger bestående af tusinder til millioner af mineralpartikler og amorfe komponenter . Det er muligt at afbilde en sådan partikel som en "matrix" af materiale med "indlejrede" elementer, der blev dannet på forskellige tidspunkter og forskellige steder i soltågen, såvel som før dens dannelse. Eksempler på grundstoffer "indlejret" i kosmisk støv er glaspartikler spækket med metaller og sulfider , chondrules og CAI .

Fra Soltågen til Jorden

Planetologer klassificerer chondritpartikler efter graden af ​​oxidation af jernet indeholdt i dem: enstatit (E), almindelig (O) og kulholdig (C). Som navnet antyder, er kulstofholdige kondritter rige på kulstof, og mange af dem har anomalier i de isotopiske forekomster af brint , nitrogen , kulstof og oxygen . Sammen med kulholdige kondritter er der partikler af kosmisk støv, som indeholder grundstoffer med den laveste kondensationstemperatur ("flygtige" grundstoffer) og den største mængde organiske forbindelser. Det antages, at disse støvpartikler blev dannet i den indledende fase af dannelsen af ​​solsystemet. "Flygtige" grundstoffer var ikke ved temperaturer over 500 K, så "matrixen" af interplanetariske støvpartikler består af noget meget "tidligt" materiale. Dette scenarie er gyldigt i tilfælde af kometstøv [39] . Oprindelsen af ​​den fine fraktion, som er stjernestøv (se ovenfor), er helt anderledes; disse er ildfaste mineraler dannet inde i stjerner, som bliver komponenter af interstellart stof og forbliver i den dannede planetariske skive. Strømmen af ​​ioner fra soludbrud efterlader spor på partiklerne. Solvindioner, der virker på partikeloverfladen, genererer amorf stråling, der deformeres af skiver på partikeloverfladen, og spallogene kerner genereres af galaktiske og sol-kosmiske stråler. En støvpartikel, der stammer fra Kuiperbæltet 40 astronomiske enheder fra Solen, vil have en meget højere sportæthed og højere integrerede strålingsdoser end støvpartikler, der stammer fra hovedasteroidebæltet.

Computersimuleringer i 2012 viste, at de komplekse organiske molekyler, der er nødvendige for fremkomsten af ​​liv ( udenjordiske organiske molekyler ) kunne være dannet i en protoplanetarisk skive fra støvpartikler, der omgiver Solen før dannelsen af ​​Jorden [40] . Lignende processer kan forekomme omkring andre stjerner med planetsystemer [40] .

I september 2012 rapporterede NASA-forskere, at polycykliske aromatiske kulbrinter (PAH'er), udsat for interstellare miljøer , omdannes til mere komplekse organiske forbindelser gennem hydrogenering , oxygenering og hydroxylering - "et skridt på vejen til aminosyrer og henholdsvis nukleotider, råmaterialer af proteiner og DNA ” [41] [42] . Som et resultat af disse transformationer mister PAH'er desuden deres spektroskopiske egenskaber , hvilket kan være en af ​​årsagerne til "manglende påvisning af PAH'er i interstellare ispartikler, især i de ydre områder af kolde, tætte skyer eller det øvre molekyle lag af protoplanetariske diske" [41] [42] .

I februar 2014 annoncerede NASA en opdatering af databasen [43] [44] til påvisning og overvågning af polycykliske aromatiske kulbrinter i universet. Ifølge NASA embedsmænd kan mere end 20% af kulstoffet i universet associeres med PAH'er, mulige udgangsmaterialer for dannelsen af ​​liv [44] . Tilsyneladende blev PAH'er dannet kort efter Big Bang [45] [46] [47] og er forbundet med nye stjerner og exoplaneter [44] .

I marts 2015 rapporterede NASA embedsmænd, at for første gang i et laboratorium under forhold så tæt som muligt på det ydre rum, blev komplekse organiske forbindelser af DNA og RNA , inklusive uracil , cytosin og thymin , syntetiseret ved hjælp af startkemikalier såsom pyrimidin fundet i meteoritter.. Ifølge videnskabsmænd kan pyrimidin, det mest kulstofrige kemikalie, der findes i universet, være dannet i røde kæmper eller i interstellare støv- og gasskyer [48] .

Støvskyer i universet

Solsystemet har ligesom andre planetsystemer sin egen interplanetariske støvsky . Der er forskellige typer af gas- og støvtåger i universet med forskellige fysiske karakteristika og processer: diffuse tåger , infrarøde reflektionståger , supernova-rester , molekylære skyer , HII-områder , fotodissociationsområder og mørke tåger .

Forskellene mellem disse typer af tåger ligger i arten af ​​den stråling, de udsender. For eksempel er H II-regioner såsom Orion-tågen , hvor stjernedannelsen er intens, karakteriseret som termiske emissionståger. På den anden side er supernova-rester såsom Krabbetågen karakteriseret ved ikke-termisk ( synkrotronstråling ).

Nogle af de bedst kendte støvtåger er de diffuse tåger fra Messiers katalog såsom M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . Der er også større kataloger over støvobjekter, Sharpless Catalog (1959). Linds katalog over HII regioner (1965) Linds katalog over lyse tåger (1962), van den Bergs katalog over mørke tåger (1966) Grønt katalog over refleksionståger (1988) NASA National Space Science Data Center (NSDC) katalog [50] og CDS Onlinekataloger [51] .

Levering af støvprøver

Den 7. februar 1999 blev Stardust , en automatisk interplanetarisk station, opsendt som en del af NASAs Discovery - program for at studere kometen 81P/Wild og indsamle kosmiske støvprøver . Stardust bragte støvprøver tilbage til Jorden den 15. januar 2006. I foråret 2014 blev genindvindingen af ​​interstellare støvpartikler fra prøver annonceret [52] .

Se også

Noter

  1. ↑ Tre lysbånd . Hentet 4. april 2016. Arkiveret fra originalen 4. april 2016.
  2. ↑ 60 tons kosmisk støv falder til jorden hver dag , populærvidenskab . Arkiveret fra originalen den 16. august 2017. Hentet 8. december 2016.
  3. ↑ Herbert A. Zook. Rumfartøjsmålinger af den kosmiske støvflux  //  Ophobning af udenjordisk stof gennem Jordens historie / Bernhard Peucker-Ehrenbrink, Birger Schmitz. — Springer USA, 2001-01-01. - S. 75-92 . — ISBN 9781461346685 , 9781441986948 . - doi : 10.1007/978-1-4419-8694-8_5 . Arkiveret fra originalen den 23. juni 2018.
  4. ↑ "Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel" Arkiveret 16. august 2017 på Wayback Machine Gregory L. Matloff , Less Johnson, februar 2005
  5. ↑ Chow, Denise Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars . Space.com (26. oktober 2011). Dato for adgang: 26. oktober 2011. Arkiveret fra originalen 1. februar 2016.
  6. ↑ ScienceDaily Staff. Astronomer opdager, at komplekst organisk stof findes i hele universet . ScienceDaily (26. oktober 2011). Hentet 27. oktober 2011. Arkiveret fra originalen 3. juli 2015.
  7. ↑ Kwok, Sun; Zhang, Yong. Blandede aromatisk-alifatiske organiske nanopartikler som bærere af uidentificerede infrarøde emissionstræk  (engelsk)  // Nature  : journal. - 2011. - 26. oktober ( bd. 479 , nr. 7371 ). - S. 80-3 . - doi : 10.1038/nature10542 . — . — PMID 22031328 .
  8. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William. Stardust opdager potentielle interstellare rumpartikler . NASA (14. august 2014). Hentet 14. august 2014. Arkiveret fra originalen 26. september 2015.
  9. ↑ Dunn, Marcia . Pletter returneret fra rummet kan være fremmede besøgende , AP News  (14. august 2014). Arkiveret fra originalen den 19. august 2014. Hentet 14. august 2014.
  10. ↑ Hånd, Eric. Syv korn af interstellart støv afslører deres hemmeligheder   // Science News :magasin. - 2014. - 14. august.
  11. ↑ Westphal, Andrew J. et al. Beviser for interstellar oprindelse af syv støvpartikler indsamlet af Stardust-rumfartøjet  (engelsk)  // Science  : journal. - 2014. - 15. august ( bind 345 ). - s. 786-791 . - doi : 10.1126/science.1252496 . - . — PMID 25124433 .
  12. ↑ Alan E. Rubin; Jeffrey N. Grossman. Meteorit og meteoroid: Nye omfattende definitioner   // Meteoritik og planetarisk videnskab : journal. - 2010. - Januar ( bind 45 , nr. 1 ). - S. 114-122 .
  13. ↑ Nye data fra Planck-observatoriet lukker for optimistisk fortolkning af BICEP2-resultater . Hentet 1. oktober 2014. Arkiveret fra originalen 2. oktober 2014.
  14. ↑ Starkey, Natalie . Dit hus er fuld af rumstøv – det afslører solsystemets historie , Space.com  (22. november 2013). Arkiveret fra originalen den 22. februar 2014. Hentet 16. februar 2014.
  15. ↑ Eberhard Grün. Interplanetarisk støv . - Berlin: Springer, 2001. - ISBN 978-3-540-42067-5 .
  16. ↑ Atkins, Nancy (marts 2012), Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth , Universe Today , < http://www.universetoday.com/94392/getting-a-handle-on-how-much-cosmic- dust-hits-earth/#ixzz2j9WbyxMT > Arkiveret 4. november 2019 på Wayback Machine 
  17. ↑ Royal Astronomical Society, pressemeddelelse (marts 2012), CODITA: måling af det kosmiske støv fejet op af Jorden (UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012 red.), Royal Astronomical Society , < http://www.jodrellbank.manchester. ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html > Arkiveret 20. september 2013 på Wayback Machine 
  18. ↑ Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S.C.; Hines, DC; Bouwman, J. Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 668 , nr. 2 . - P.L107-L110 . - doi : 10.1086/523104 . - . - arXiv : 0710.2225 .
  19. ↑ Cotton, DV et al. Den lineære polarisering af sydlige lyse stjerner målt på dele-per-million niveau  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2016. - Januar ( vol. 455 , nr. 2 ). - P. 1607-1628 . - doi : 10.1093/mnras/stv2185 . - . - arXiv : 1509.07221 . arXiv Arkiveret 24. oktober 2019 på Wayback Machine
  20. ↑ Koll D. et al. Interstellar 60 Fe i Antarktis  //  Physical Review Letters. - 2019. - Bd. 123 . — P. 072701 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701 .
  21. ↑ En glødende jet fra en ung stjerne . Arkiveret 12. november 2020. Hentet 19. februar 2013.
  22. ↑ Smith RK, Edgar RJ, Shafer RA X-ray haloen af ​​GX 13+1  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 581 , nr. 1 . - S. 562-569 . - doi : 10.1086/344151 . - . - arXiv : astro-ph/0204267 .
  23. ↑ Love SG, Joswiak DJ, Brownlee DE Tætheder af stratosfæriske mikrometeoritter   // Icarus . - Elsevier , 1992. - Vol. 111 , nr. 1 . - S. 227-236 . - doi : 10.1006/icar.1994.1142 . — .
  24. ↑ Clayton DD Prekondenseret stof: Nøglen til det tidlige solsystem  //  Månen og planeterne. — Bd. 19 , iss. 2 . - S. 109-137 . - doi : 10.1007/BF00896983 . - .
  25. ↑ Zinner E. Stjernenukleosyntese og den isotopiske sammensætning af præmolære korn fra primitive meteoritter  // Årlig gennemgang af jord- og planetvidenskab  . - Årlige anmeldelser , 1998. - Vol. 26 . - S. 147-188 . - doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 . - .
  26. ↑ Clayton DD, Nittler LR  Astrophysics with Presolar Stardust  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : journal. - 2004. - Bd. 42 , nr. 1 . - S. 39-78 . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 . - .
  27. ↑ D.D. Clayton, Moon and Planets 19, 109 (1978)
  28. ↑ Nittler LR, Amari S., Zinner E., Woosley SE Extinct 44 Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1996. - Vol. 462 . - P.L31-34 . - doi : 10.1086/310021 . - .
  29. ↑ Clayton DD 22 Na, Ne-E, Uddøde radioaktive anomalier og ustøttede 40 Ar  //  Natur: journal. - 1975. - Bd. 257 , nr. 5521 . - S. 36-37 . - doi : 10.1038/257036b0 . - .
  30. ↑ Clayton DD Planetariske faste stoffer ældre end Jorden   // Videnskab . - 2000. - Vol. 288 , nr. 5466 . — S. 619 . - doi : 10.1126/science.288.5466.617f .
  31. ↑ Grossman L. Kondensation i den primitive  soltåge  // Geochim . Cosmochim. Acta : journal. - 1972. - Bd. 36 , nr. 5 . - S. 597-619 . - doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6 . - .
  32. ↑ Liffman K., Clayton DD Stokastiske historier om ildfast interstellar støv  //  Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference: tidsskrift. - 1988. - Bd. 18 . - s. 637-657 . - .
  33. ↑ Liffman K., Clayton DD Stokastisk udvikling af ildfast interstellart støv under den kemiske udvikling af et tofaset interstellart medium  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1989. - Vol. 340 . - S. 853-868 . - doi : 10.1086/167440 . - .
  34. ↑ Humphreys RM, Strecker DW, Ney EP Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 172 . - S. 75 . - doi : 10.1086/151329 . - .
  35. ↑ Evans 1994, s. 164-167
  36. ↑ Evans 1994, s. 147-148
  37. ↑ Clayton DD, Liu W., Dalgarno A. Kondensation af kulstof i radioaktiv supernovagas  //  Science : journal. - 1999. - Bd. 283 , nr. 5406 . - S. 1290-1292 . - doi : 10.1126/science.283.5406.1290 . - .
  38. ↑ Clayton DD En ny astronomi med radioaktivitet: radiogen kulstofkemi  //  New Astronomy Reviews: tidsskrift. - 2011. - Bd. 55 , nr. 5-6 . - S. 155-165 . - doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001 . — .
  39. ↑ Gruen, Eberhard (1999). Encyclopedia of the Solar System - Interplanetary Dust and the Zodiacal Cloud . pp. XX.
  40. ↑ 1 2 Moskowitz, Clara Livets byggesten kan have dannet sig i støv omkring ung sol. Space.com (29. marts 2012). Hentet 30. marts 2012. Arkiveret fra originalen 8. august 2012.
  41. ↑ 1 2 Personale. NASA tilbereder iskolde organiske stoffer for at efterligne livets oprindelse . Space.com (20. september 2012). Hentet 22. september 2012. Arkiveret fra originalen 25. juni 2015.
  42. ↑ 1 2 Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui. In-situ sondering af strålingsinduceret bearbejdning af organiske stoffer i astrofysiske isanaloger — ny laserdesorption Laserionisering Time-Of-Flight massespektroskopiske undersøgelser  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2012. - 1. september ( vol. 756 ). — P.L24 . - doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24 . — .
  43. ↑ NASA Ames PAH IR spektroskopiske database . www.astrochem.org . Hentet 24. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 29. juni 2015.
  44. ↑ 1 2 3 Hoover, Rachel Skal du spore organiske nanopartikler på tværs af universet? NASA har en app til det . NASA (21. februar 2014). Hentet 22. februar 2014. Arkiveret fra originalen 6. september 2015.
  45. ↑ Carey, Bjorn Lifes byggesten 'Rigeligt i rummet' . Space.com (18. oktober 2005). Hentet 3. marts 2014. Arkiveret fra originalen 28. januar 2019.
  46. ↑ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, LJ Variationer i toppositionen af ​​den 6,2 μm interstellare emissionsfunktion: Et spor af N i den interstellare polycykliske aromatiske kulbrintepopulation  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - 10. oktober ( bd. 632 , nr. 1 ). - s. 316-332 . - doi : 10.1086/432495 . - .
  47. ↑ Allamandola, Louis. Kosmisk fordeling af kemisk kompleksitet (ikke tilgængeligt link) . NASA (13. april 2011). Dato for adgang: 3. marts 2014. Arkiveret fra originalen 27. februar 2014. 
  48. ↑ Marlaire, Ruth NASA Ames gengiver livets byggesten i laboratoriet . NASA (3. marts 2015). Dato for adgang: 5. marts 2015. Arkiveret fra originalen 5. marts 2015.
  49. ↑ Messier-kataloget . Hentet 6. juli 2005. Arkiveret fra originalen 14. november 1996.
  50. ↑ Velkommen til NSSDCA . nssdc.gsfc.nasa.gov . Hentet 24. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 27. oktober 2019.
  51. ↑ VizieR Skabelon:Katnavn . Hentet 17. april 2022. Arkiveret fra originalen 16. februar 2005.
  52. ↑ Stardust interstellare støvpartikler (link utilgængeligt) . JSC, NASA (13. marts 2014). Hentet 22. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 14. juli 2007. 

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier