Մենք բոլորս ստեղծված ենք տիեզերական փոշուց, ապացուցել են գիտնականները։ Տիեզերական փոշին և տարօրինակ գնդակները երկրի հնագույն շերտերում Ինչպիսի լույս է կլանում տիեզերական փոշու մասնիկները

Տիեզերական փոշին

նյութի մասնիկներ միջաստղային և միջմոլորակային տարածության մեջ։ Տիեզերական մասնիկների լույսը կլանող խտացումները տեսանելի են Ծիր Կաթինի լուսանկարներում մութ կետերի տեսքով: Լույսի թուլացումը K. p.-ի ազդեցությամբ - այսպես կոչված. միջաստեղային կլանումը կամ անհետացումը նույնը չէ տարբեր երկարությունների էլեկտրամագնիսական ալիքների համար λ , որի արդյունքում նկատվում է աստղերի կարմրություն։ Տեսանելի տարածաշրջանում անհետացումը մոտավորապես համաչափ է λ -1, մոտ ուլտրամանուշակագույն շրջանում այն ​​գրեթե անկախ է ալիքի երկարությունից, բայց մոտ 1400 Å կա լրացուցիչ կլանման առավելագույնը։ Անհետացման մեծ մասը պայմանավորված է լույսի ցրմամբ, այլ ոչ թե կլանմամբ: Սա հետևում է տիեզերական մասնիկներ պարունակող անդրադարձող միգամածությունների դիտարկումներին, որոնք տեսանելի են B դասի սպեկտրալ աստղերի և մի քանի այլ աստղերի շուրջ, որոնք բավականաչափ պայծառ են, որպեսզի լուսավորեն փոշին: Միգամածությունների և դրանք լուսավորող աստղերի պայծառության համեմատությունը ցույց է տալիս, որ փոշու ալբեդոն բարձր է։ Դիտարկված անհետացումը և ալբեդոն հանգեցնում են այն եզրակացության, որ բյուրեղային կառուցվածքը բաղկացած է 1-ից մի փոքր փոքր չափերով մետաղների խառնուրդով դիէլեկտրիկ մասնիկներից: մկմ.Ուլտրամանուշակագույն մարման առավելագույն չափը կարելի է բացատրել նրանով, որ փոշու հատիկների ներսում կան գրաֆիտի փաթիլներ՝ մոտ 0,05 × 0,05 × 0,01 չափերով։ մկմ.Շնորհիվ լույսի ցրման մասնիկի կողմից, որի չափերը համեմատելի են ալիքի երկարության հետ, լույսը ցրվում է հիմնականում առաջ: Միջաստղային կլանումը հաճախ հանգեցնում է լույսի բևեռացման, ինչը բացատրվում է փոշու հատիկների հատկությունների անիզոտրոպությամբ (դիէլեկտրիկ մասնիկների երկարացված ձևով կամ գրաֆիտի հաղորդունակության անիզոտրոպիայով) և տարածության մեջ դրանց պատվիրված կողմնորոշմամբ։ Վերջինս բացատրվում է թույլ միջաստղային դաշտի ազդեցությամբ, որը կողմնորոշում է փոշու հատիկներն իրենց երկար առանցքով դաշտի գծին ուղղահայաց։ Այսպիսով, դիտելով հեռավոր երկնային մարմինների բևեռացված լույսը, կարելի է դատել դաշտի կողմնորոշման մասին միջաստղային տարածությունում։

Փոշու հարաբերական քանակությունը որոշվում է Գալակտիկական հարթությունում լույսի միջին կլանումից՝ 0,5-ից մինչև մի քանի աստղային մեծություններ 1 կիլոգրամ Պարսեկում սպեկտրի տեսողական շրջանում: Փոշու զանգվածը կազմում է միջաստղային նյութի զանգվածի մոտ 1%-ը։ Փոշին, ինչպես գազը, բաշխվում է ոչ միատեսակ՝ առաջացնելով ամպեր և ավելի խիտ գոյացություններ՝ Գլոբուլներ։ Գնդիկների մեջ փոշին հանդես է գալիս որպես սառեցման գործոն՝ պաշտպանելով աստղերի լույսը և ինֆրակարմիր ճառագայթում արտանետելով փոշու հատիկի ստացած էներգիան գազի ատոմների հետ ոչ առաձգական բախումներից։ Փոշու մակերեսին ատոմները միավորվում են մոլեկուլների մեջ՝ փոշին կատալիզատոր է։

S. B. Pikelner.

Խորհրդային մեծ հանրագիտարան. - Մ.: Խորհրդային հանրագիտարան. 1969-1978 .

Տեսեք, թե ինչ է «Տիեզերական փոշին» այլ բառարաններում.

Խտացված նյութի մասնիկներ միջաստղային և միջմոլորակային տարածության մեջ։ Ժամանակակից հայեցակարգերի համաձայն՝ տիեզերական փոշին բաղկացած է մասնիկներից, որոնք չափում են մոտ. 1 մկմ գրաֆիտի կամ սիլիկատային միջուկով: Գալակտիկայում գոյանում է տիեզերական փոշի... ... Մեծ Հանրագիտարանային բառարան

ՏԻԵԶԵՐԱԿԱՆ ՓՈՇՈՒՆ, Տիեզերքի ցանկացած մասում հայտնաբերված պինդ նյութի շատ փոքր մասնիկներ, ներառյալ երկնաքարի փոշին և միջաստղային նյութը, որոնք ընդունակ են կլանել աստղերի լույսը և գալակտիկաներում մութ միգամածություններ ձևավորել։ Գնդաձև...... Գիտատեխնիկական հանրագիտարանային բառարան

ՏԻԵԶԵՐԱԿԱՆ ՓՈՇԻՆ- երկնաքարային փոշին, ինչպես նաև նյութի ամենափոքր մասնիկները, որոնք միջաստեղային տարածության մեջ փոշու և այլ միգամածությունների ձևավորում են... Մեծ պոլիտեխնիկական հանրագիտարան

տիեզերական փոշին- Պինդ նյութի շատ փոքր մասնիկներ, որոնք առկա են տիեզերքում և ընկնում են Երկիր... Աշխարհագրության բառարան

Խտացված նյութի մասնիկներ միջաստղային և միջմոլորակային տարածության մեջ։ Համաձայն ժամանակակից հասկացությունների՝ տիեզերական փոշին բաղկացած է մոտ 1 մկմ չափի մասնիկներից՝ գրաֆիտի կամ սիլիկատի միջուկով։ Գալակտիկայում գոյանում է տիեզերական փոշի... ... Հանրագիտարանային բառարան

Տիեզերքում այն ​​ձևավորվում է մի քանի մոլեկուլից մինչև 0,1 մմ չափերով մասնիկների միջոցով: Երկիր մոլորակի վրա տարեկան 40 կիլոտոննա տիեզերական փոշի է նստում։ Տիեզերական փոշին կարելի է առանձնացնել նաև իր աստղագիտական ​​դիրքով, օրինակ՝ միջգալակտիկական փոշին, ... ... Վիքիպեդիա

տիեզերական փոշին- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys՝ անգլ. տիեզերական փոշին; միջաստղային փոշին; տիեզերական փոշու վոկ. միջաստեղային Ստաուբ, մ; kosmische Staubteilchen, m rus. տիեզերական փոշին, f; միջաստղային փոշի, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas

տիեզերական փոշին- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. ատիտիկմենիս՝ անգլ. տիեզերական փոշու վոկ. kosmischer Staub, m rus. տիեզերական փոշին, զ... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas

Միջաստղային և միջմոլորակային տարածության մեջ մասնիկները խտանում են va-ի մեջ։ Ըստ ժամանակակից Ըստ պատկերացումների՝ Կ.պ.-ն բաղկացած է մոտավորապես չափող մասնիկներից։ 1 մկմ գրաֆիտի կամ սիլիկատային միջուկով: Գալակտիկայում տիեզերքը ձևավորում է ամպերի և գնդերի խտացում: Զանգեր...... Բնական գիտություն. Հանրագիտարանային բառարան

Խտացված նյութի մասնիկներ միջաստղային և միջմոլորակային տարածության մեջ։ Բաղկացած է մոտավորապես 1 միկրոն չափի մասնիկներից՝ գրաֆիտի կամ սիլիկատի միջուկով, Գալակտիկայում այն ​​ձևավորում է ամպեր, որոնք առաջացնում են աստղերի արձակած լույսի թուլացում և... ... Աստղագիտական ​​բառարան

Գրքեր

• Աստղագիտության 99 գաղտնիք, Սերդցևա Ն.. Այս գրքում թաքնված է աստղագիտության 99 գաղտնիք։ Բացեք այն և իմացեք, թե ինչպես է գործում Տիեզերքը, ինչից է կազմված տիեզերական փոշին և որտեղից են առաջանում սև խոռոչները: . Զվարճալի և պարզ տեքստեր...

Գիտությունը

Գիտնականները նկատել են տիեզերական փոշու մեծ ամպ, որն առաջացել է գերնոր աստղի պայթյունից։

Տիեզերական փոշին կարող է տալ հարցերի պատասխանները ինչպես է կյանքը հայտնվել Երկրի վրա- այստեղից է առաջացել, թե բերվել է Երկիր ընկած գիսաստղերի հետ, ջուրն այստեղ եղել է ի սկզբանե, թե՞ այն բերվել է նաև տիեզերքից։

Այդ մասին է վկայում տիեզերական փոշու ամպի վերջերս արված պատկերը, որն առաջացել է գերնոր աստղի պայթյունից հետոգերնոր աստղերկարող է բավականաչափ արտադրելտիեզերական փոշին ստեղծել մեր Երկրի նման մոլորակներ:

Ավելին, գիտնականները կարծում են, որ այս փոշին բավական է հազարներ ստեղծելու համար այդպիսինմոլորակներ, ինչպիսիք են երկիրը.

Աստղադիտակի տվյալները ցույց են տալիս տաք փոշին (սպիտակ), որը գոյատևել է գերնոր աստղի մնացորդի ներսում: Գերնոր աստղի մնացորդային ամպ Աղեղնավոր A Vostok-ը ներկայացված է կապույտով: Ռադիո արտանետումը (կարմիր) ցույց է տալիս ընդարձակվող հարվածային ալիքի բախումը շրջակա միջաստղային ամպերի հետ (կանաչ):

Հարկ է նշել, որ տիեզերական փոշին մասնակցել է ինչպես մեր մոլորակի, այնպես էլ շատ այլ տիեզերական մարմինների ստեղծմանը։ Նաբաղկացած է մինչև 1 միկրոմետր չափի փոքր մասնիկներից։

Այժմ հայտնի է, որ գիսաստղերը պարունակում են նախնադարյան փոշի, որը միլիարդավոր տարվա վաղեմություն ունի և մեծ դեր է խաղացել Արեգակնային համակարգի ձևավորման գործում: Ուսումնասիրելով այս փոշին, դուք կարող եք շատ բան իմանալ դրա մասինինչպես սկսեցին ստեղծվել Տիեզերքը և մեր արեգակնային համակարգըմասնավորապես, ինչպես նաև ավելին իմանալ առաջին օրգանական նյութի և ջրի բաղադրության մասին:

Ըստ Ռայան Լաուի՝ Իթաքայում (Նյու Յորք) Քորնելի համալսարանից.ֆլեշ,վերջերսնկարահանված աստղադիտակով, տեղի է ունեցել 10000 տարի առաջ, և արդյունքում փոշու ամպը բավական մեծ էր, որպեսզիԵրկրին նման 7000 մոլորակ կա.

Գերնոր աստղի դիտարկումներ

Օգտագործելով Ինֆրակարմիր աստղագիտության ստրատոսֆերային աստղադիտարան (SOFIA), գիտնականներն ուսումնասիրել են ճառագայթման ինտենսիվությունը և կարողացել են հաշվարկել ամպի տիեզերական փոշու ընդհանուր զանգվածը։

Հարկ է նշել, որ ՍՈՖԻԱ-ն համատեղ է ՆԱՍԱ-ի և Գերմանիայի ավիացիոն և տիեզերական կենտրոնի նախագիծը. Նախագծի նպատակն է ստեղծել և օգտագործել Cassegrain աստղադիտակը Boeing 474 ինքնաթիռում.

Թռիչքի ժամանակ 12-14 կիլոմետր բարձրության վրա, 2,5 մետր շրջագծով աստղադիտակն ի վիճակի է ստեղծել տիեզերքի լուսանկարներ, որոնք որակով մոտ են տիեզերական աստղադիտարանների նկարներին։

Լաուի գլխավորությամբ թիմը հատուկ տեսախցիկով օգտագործել է SOFIA աստղադիտակըFORCAST նավի վրա,վերցնել տիեզերական փոշու ամպի ինֆրակարմիր պատկերներ, որը նաև հայտնի է որպես Աղեղնավոր A Vostok գերնոր աստղի մնացորդ: FORCAST էինֆրակարմիր տեսախցիկ՝ ցածր կոնտրաստով օբյեկտներ հայտնաբերելու համար:

Բարեւ Ձեզ. Այս դասախոսության ընթացքում մենք ձեզ հետ կխոսենք փոշու մասին: Բայց ոչ այն տեսակի մասին, որը կուտակվում է ձեր սենյակներում, այլ տիեզերական փոշու մասին։ Ի՞նչ է դա։

Տիեզերական փոշին է Տիեզերքում հայտնաբերված պինդ նյութի շատ փոքր մասնիկներ, ներառյալ երկնաքարի փոշին և միջաստղային նյութը, որոնք կարող են կլանել աստղերի լույսը և գալակտիկաներում մութ միգամածություններ ձևավորել: Որոշ ծովային նստվածքներում հայտնաբերվել են մոտ 0,05 մմ տրամագծով գնդաձև փոշու մասնիկներ. Ենթադրվում է, որ դրանք 5000 տոննա տիեզերական փոշու մնացորդներն են, որոնք ամեն տարի թափվում են երկրագնդի վրա:

Գիտնականները կարծում են, որ տիեզերական փոշին առաջանում է ոչ միայն փոքր պինդ մարմինների բախումներից և ոչնչացումից, այլ նաև միջաստղային գազի խտացման հետևանքով։ Տիեզերական փոշին առանձնանում է իր ծագմամբ. փոշին կարող է լինել միջգալակտիկական, միջաստղային, միջմոլորակային և շրջմոլորակային (սովորաբար օղակաձև համակարգում):

Տիեզերական փոշու հատիկներն առաջանում են հիմնականում աստղերի՝ կարմիր թզուկների կամաց-կամաց սպառվող մթնոլորտում, ինչպես նաև աստղերի վրա պայթյունավտանգ գործընթացների և գալակտիկաների միջուկներից գազի կատաղի արտանետումների ժամանակ: Տիեզերական փոշու այլ աղբյուրներից են մոլորակային և նախաստղային միգամածությունները, աստղային մթնոլորտները և միջաստղային ամպերը։

Տիեզերական փոշու ամբողջ ամպերը, որոնք տեղակայված են Ծիր Կաթին կազմող աստղերի շերտում, խանգարում են մեզ դիտել հեռավոր աստղային կուտակումներ։ Pleiades-ի նման աստղային կուտակումն ամբողջությամբ ընկղմված է փոշու ամպի մեջ: Այս կլաստերի ամենապայծառ աստղերը լուսավորում են փոշին, ինչպես գիշերը մշուշը լուսավորում է լապտերը: Տիեզերական փոշին կարող է փայլել միայն արտացոլված լույսով:

Լույսի կապույտ ճառագայթները, որոնք անցնում են տիեզերական փոշու միջով, ավելի են թուլանում, քան կարմիր ճառագայթները, ուստի աստղային լույսը, որը հասնում է մեզ, հայտնվում է դեղնավուն կամ նույնիսկ կարմրավուն: Աշխարհի տիեզերքի ամբողջ տարածքները մնում են դիտման համար փակ՝ հենց տիեզերական փոշու պատճառով:

Միջմոլորակային փոշին, համենայն դեպս, Երկրի համեմատական ​​մոտակայքում, բավականին ուսումնասիրված նյութ է: Լցնելով Արեգակնային համակարգի ողջ տարածությունը և կենտրոնացած նրա հասարակածի հարթությունում, այն ծնվել է հիմնականում աստերոիդների պատահական բախումների և Արեգակին մոտեցող գիսաստղերի ոչնչացման արդյունքում։ Փոշու բաղադրությունը, ըստ էության, չի տարբերվում Երկրի վրա ընկնող երկնաքարերի բաղադրությունից. շատ հետաքրքիր է ուսումնասիրել այն, և դեռ շատ բացահայտումներ կան անելու այս ոլորտում, բայց կարծես թե առանձնահատուկ բան չկա: ինտրիգ այստեղ. Բայց այս հատուկ փոշու շնորհիվ, լավ եղանակին արևմուտքում` մայրամուտից անմիջապես հետո կամ արևելքում` արևածագից առաջ, կարող եք հիանալ հորիզոնի վերևում գտնվող լույսի գունատ կոնով: Սա այսպես կոչված կենդանակերպի լույսն է՝ արևի լույսը, որը ցրված է տիեզերական փոշու փոքր մասնիկներով:

Շատ ավելի հետաքրքիր է միջաստղային փոշին։ Նրա տարբերակիչ առանձնահատկությունն այն է, որ ամուր միջուկի և պատյանի առկայությունն է։ Միջուկը հիմնականում կազմված է ածխածնից, սիլիցիումից և մետաղներից: Իսկ թաղանթը հիմնականում կազմված է միջուկի մակերեսի վրա սառեցված գազային տարրերից, որոնք բյուրեղացել են միջաստեղային տարածության «խորը սառեցման» պայմաններում, և դա մոտ 10 կելվին, ջրածին և թթվածին է։ Այնուամենայնիվ, կան մոլեկուլների կեղտեր, որոնք ավելի բարդ են: Սրանք ամոնիակ, մեթան և նույնիսկ բազմատոմ օրգանական մոլեկուլներ են, որոնք կպչում են փոշու մի կետին կամ թափառումների ժամանակ ձևավորվում դրա մակերեսին: Այդ նյութերից մի քանիսը, իհարկե, հեռանում են դրա մակերևույթից, օրինակ՝ ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ազդեցությամբ, բայց այս գործընթացը շրջելի է. մի մասը թռչում է, մյուս մասը սառչում կամ սինթեզվում է։

Եթե ​​գալակտիկա է գոյացել, ապա որտեղից է փոշին գալիս, սկզբունքորեն պարզ է գիտնականների համար: Նրա ամենակարևոր աղբյուրները նոր և գերնոր աստղերն են, որոնք կորցնում են իրենց զանգվածի մի մասը՝ «թափելով» պատյանը շրջակա տարածություն։ Բացի այդ, փոշին ծնվում է նաև կարմիր հսկաների ընդլայնվող մթնոլորտում, որտեղից այն բառացիորեն քշվում է ճառագայթային ճնշման տակ: Նրանց սառը, աստղերի չափանիշներով, մթնոլորտում (մոտ 2,5 - 3 հազար կելվին) կան բավականին շատ համեմատաբար բարդ մոլեկուլներ:
Բայց ահա մի առեղծված, որը դեռ բացահայտված չէ. Միշտ ենթադրվում էր, որ փոշին աստղերի էվոլյուցիայի արդյունք է: Այսինքն՝ աստղերը պետք է ծնվեն, որոշ ժամանակ գոյություն ունենան, ծերանան ու, ասենք, գերնոր աստղերի վերջին պայթյունի ժամանակ փոշի արտադրեն։ Բայց ի՞նչն առաջացավ՝ ձուն, թե՞ հավը: Աստղի ծնվելու համար անհրաժեշտ առաջին փոշին կամ առաջին աստղը, որը չգիտես ինչու ծնվել է առանց փոշու օգնության, ծերացավ, պայթեց՝ առաջացնելով հենց առաջին փոշին։
Ի՞նչ եղավ սկզբում։ Ի վերջո, երբ Մեծ պայթյունը տեղի ունեցավ 14 միլիարդ տարի առաջ, Տիեզերքում կային միայն ջրածին և հելիում, այլ տարրեր չկան: Հենց այդ ժամանակ նրանցից սկսեցին դուրս գալ առաջին գալակտիկաները՝ հսկայական ամպեր, իսկ նրանց մեջ՝ առաջին աստղերը, որոնք պետք է անցնեին կյանքի երկար ճանապարհ։ Աստղերի միջուկներում ջերմամիջուկային ռեակցիաները պետք է «եփեին» ավելի բարդ քիմիական տարրեր՝ ջրածինն ու հելիումը վերածելով ածխածնի, ազոտի, թթվածնի և այլն, և դրանից հետո աստղը պետք է այդ ամենը նետեր տիեզերք՝ պայթելով կամ աստիճանաբար թափելով իր: պատյան. Այնուհետև այս զանգվածը պետք է սառչի, սառչի և վերջապես վերածվի փոշու։ Բայց Մեծ պայթյունից արդեն 2 միլիարդ տարի անց, ամենավաղ գալակտիկաներում փոշի կար: Աստղադիտակների միջոցով այն հայտնաբերվել է գալակտիկաներում, որոնք գտնվում են մեզանից 12 միլիարդ լուսային տարի հեռավորության վրա: Միևնույն ժամանակ, 2 միլիարդ տարին չափազանց կարճ ժամանակահատված է աստղի ամբողջ կյանքի ցիկլի համար. այս ընթացքում աստղերի մեծ մասը ժամանակ չունի ծերանալու համար: Թե որտեղից է փոշին եկել երիտասարդ Գալակտիկայի մեջ, եթե այնտեղ ոչինչ չպետք է լինի, բացի ջրածնից և հելիումից, առեղծված է:

Նայելով ժամին՝ պրոֆեսորը թեթեւակի ժպտաց։

Բայց դուք կփորձեք լուծել այս առեղծվածը տանը։ Եկեք գրենք առաջադրանքը.

Տնային աշխատանք.

1. Փորձեք գուշակել, թե որն է առաջինը, առաջին աստղը, թե փոշին:

Լրացուցիչ առաջադրանք.

1. Զեկուցել ցանկացած տեսակի փոշու մասին (միջաստղային, միջմոլորակային, շրջմոլորակային, միջգալակտիկական)

2. Շարադրություն. Պատկերացրեք ձեզ որպես գիտնական, ում հանձնարարված է տիեզերական փոշին ուսումնասիրել:

3. Նկարներ.

Տնական առաջադրանք ուսանողների համար.

1. Ինչու է փոշին անհրաժեշտ տիեզերքում:

Լրացուցիչ առաջադրանք.

1. Զեկուցել ցանկացած տեսակի փոշու մասին: Դպրոցի նախկին աշակերտները հիշում են կանոնները.

2. Շարադրություն. Տիեզերական փոշու անհետացում.

3. Նկարներ.

Միջաստղային փոշին Տիեզերքի բոլոր անկյուններում տեղի ունեցող տարբեր ինտենսիվության գործընթացների արդյունք է, և դրա անտեսանելի մասնիկները նույնիսկ հասնում են Երկրի մակերեսին` թռչելով մեզ շրջապատող մթնոլորտում:

Բազմիցս ապացուցված փաստ է, որ բնությունը դատարկություն չի սիրում։ Միջաստղային տարածությունը, որը մեզ երևում է որպես վակուում, իրականում լցված է գազով և միկրոսկոպիկ, 0,01-0,2 մկմ չափերով, փոշու մասնիկներով։ Այս անտեսանելի տարրերի համակցությունից առաջանում են հսկայական չափերի օբյեկտներ, Տիեզերքի մի տեսակ ամպեր, որոնք ունակ են կլանել աստղերից սպեկտրային ճառագայթման որոշակի տեսակներ, երբեմն դրանք ամբողջությամբ թաքցնելով երկրային հետազոտողներից:

Ինչից է պատրաստված միջաստղային փոշին:

Այս մանրադիտակային մասնիկներն ունեն միջուկ, որը ձևավորվում է աստղերի գազային ծրարում և ամբողջովին կախված է դրա բաղադրությունից: Օրինակ՝ գրաֆիտի փոշին առաջանում է ածխածնային աստղերի հատիկներից, իսկ սիլիկատային փոշին՝ թթվածնի մասնիկներից։ Սա մի հետաքրքիր գործընթաց է, որը տևում է տասնամյակներ. աստղերը սառչելիս կորցնում են իրենց մոլեկուլները, որոնք թռչելով տիեզերք՝ միավորվում են խմբերի և դառնում փոշու հատիկի միջուկի հիմքը։ Այնուհետև ձևավորվում է ջրածնի ատոմներից և ավելի բարդ մոլեկուլներից կազմված թաղանթ: Ցածր ջերմաստիճանի դեպքում միջաստղային փոշին առաջանում է սառցե բյուրեղների տեսքով։ Թափառելով Գալակտիկայի շուրջ՝ փոքրիկ ճամփորդները ջեռուցվելիս կորցնում են գազի մի մասը, բայց հեռացած մոլեկուլներին փոխարինում են նոր մոլեկուլներ:

Գտնվելու վայրը և հատկությունները

Փոշու մեծ մասը, որը թափվում է մեր Գալակտիկայի վրա, կենտրոնացած է Ծիր Կաթինի տարածաշրջանում: Այն աչքի է ընկնում աստղերի ֆոնին սեւ գծերի եւ բծերի տեսքով։ Չնայած այն հանգամանքին, որ փոշու կշիռը գազի քաշի համեմատ չնչին է և կազմում է ընդամենը 1%, այն ունակ է մեզնից թաքցնել երկնային մարմինները։ Չնայած մասնիկները միմյանցից բաժանված են տասնյակ մետրերով, նույնիսկ այս քանակով ամենախիտ շրջանները կլանում են աստղերի արձակած լույսի մինչև 95%-ը: Մեր համակարգում գազի և փոշու ամպերի չափերն իսկապես հսկայական են՝ չափված հարյուրավոր լուսային տարիներով:

Ազդեցությունը դիտարկումների վրա

Thackeray-ի գնդիկները անտեսանելի են դարձնում իրենց հետևում գտնվող երկնքի տարածքը

Միջաստղային փոշին կլանում է աստղերի ճառագայթման մեծ մասը, հատկապես կապույտ սպեկտրում, և այն աղավաղում է նրանց լույսն ու բևեռականությունը։ Ամենամեծ աղավաղումը տեղի է ունենում հեռավոր աղբյուրներից եկող կարճ ալիքներով: Գազի հետ խառնված միկրոմասնիկները տեսանելի են Ծիր Կաթինում մութ կետերի տեսքով:

Այս գործոնի շնորհիվ մեր Գալակտիկայի միջուկը լիովին թաքնված է և հասանելի է դիտարկմանը միայն ինֆրակարմիր ճառագայթներով: Փոշու բարձր կոնցենտրացիայով ամպերը դառնում են գրեթե անթափանց, ուստի ներսում գտնվող մասնիկները չեն կորցնում իրենց սառցե պատը։ Ժամանակակից հետազոտողները և գիտնականները կարծում են, որ հենց նրանք են, երբ միասին կպչում են, ձևավորում են նոր գիսաստղերի միջուկները:

Գիտությունն ապացուցել է փոշու հատիկների ազդեցությունը աստղերի ձևավորման գործընթացների վրա։ Այս մասնիկները պարունակում են տարբեր նյութեր, այդ թվում՝ մետաղներ, որոնք գործում են որպես կատալիզատոր բազմաթիվ քիմիական գործընթացների համար։

Մեր մոլորակն ամեն տարի մեծացնում է իր զանգվածը՝ միջաստղային փոշու անկման պատճառով: Իհարկե, այդ մանրադիտակային մասնիկները անտեսանելի են, և դրանք գտնելու և ուսումնասիրելու համար նրանք ուսումնասիրում են օվկիանոսի հատակը և երկնաքարերը: Միջաստղային փոշու հավաքումն ու առաքումը դարձել է տիեզերանավերի և առաքելությունների գործառույթներից մեկը։

Երբ մեծ մասնիկները մտնում են Երկրի մթնոլորտ, նրանք կորցնում են իրենց պատյանը, և փոքր մասնիկները տարիներ շարունակ անտեսանելիորեն պտտվում են մեր շուրջը: Տիեզերական փոշին ամենուր տարածված է և նման է բոլոր գալակտիկաներում, աստղագետները կանոնավոր կերպով դիտում են հեռավոր աշխարհների դեմքերի մութ գծերը:

Զանգվածի առումով փոշու պինդ մասնիկները կազմում են Տիեզերքի աննշան մասը, բայց միջաստղային փոշու շնորհիվ է, որ առաջացել և շարունակում են հայտնվել աստղերը, մոլորակները և մարդիկ, ովքեր ուսումնասիրում են տիեզերքը և պարզապես հիանում աստղերով: Ի՞նչ նյութ է այս տիեզերական փոշին: Ի՞նչն է ստիպում մարդկանց սարքավորել արշավախմբեր դեպի տիեզերք, որոնք արժեն փոքր պետության տարեկան բյուջեն՝ հույս ունենալով, և ոչ թե վստահությամբ, որ կհանեն և հետ կբերեն Երկիր գոնե մի փոքր բուռ միջաստղային փոշու:

Աստղերի և մոլորակների միջև

Աստղագիտության մեջ փոշին վերաբերում է արտաքին տարածություն թռչող պինդ մասնիկներին, որոնց չափսերը միկրոն են: Տիեզերական փոշին հաճախ պայմանականորեն բաժանվում է միջմոլորակային և միջաստղային, թեև, ակնհայտորեն, միջաստղային մուտքը միջմոլորակային տարածություն արգելված չէ։ Պարզապես այնտեղ գտնելը հեշտ չէ, «տեղական» փոշու մեջ հավանականությունը փոքր է, և Արեգակի մոտ նրա հատկությունները կարող են զգալիորեն փոխվել: Հիմա, եթե թռչեք ավելի հեռու՝ դեպի Արեգակնային համակարգի սահմանները, ապա իրական միջաստղային փոշին որսալու շատ մեծ հավանականություն կա։ Իդեալական տարբերակն ընդհանրապես արեգակնային համակարգից դուրս գալն է:

Միջմոլորակային փոշին, համենայն դեպս, Երկրի համեմատական ​​մոտակայքում, բավականին ուսումնասիրված նյութ է: Լցնելով Արեգակնային համակարգի ողջ տարածությունը և կենտրոնացած նրա հասարակածի հարթությունում, այն ծնվել է հիմնականում աստերոիդների պատահական բախումների և Արեգակին մոտեցող գիսաստղերի ոչնչացման արդյունքում։ Փոշու բաղադրությունը, ըստ էության, չի տարբերվում Երկրի վրա ընկնող երկնաքարերի բաղադրությունից. շատ հետաքրքիր է ուսումնասիրել այն, և դեռ շատ բացահայտումներ կան անելու այս ոլորտում, բայց կարծես թե առանձնահատուկ բան չկա: ինտրիգ այստեղ. Բայց այս հատուկ փոշու շնորհիվ, լավ եղանակին արևմուտքում` մայրամուտից անմիջապես հետո կամ արևելքում` արևածագից առաջ, կարող եք հիանալ հորիզոնի վերևում գտնվող լույսի գունատ կոնով: Սա այսպես կոչված կենդանակերպի արևի լույսն է, որը ցրված է տիեզերական փոշու փոքր մասնիկներով:

Շատ ավելի հետաքրքիր է միջաստղային փոշին։ Նրա տարբերակիչ առանձնահատկությունն այն է, որ ամուր միջուկի և պատյանի առկայությունն է։ Միջուկը հիմնականում կազմված է ածխածնից, սիլիցիումից և մետաղներից: Իսկ թաղանթը հիմնականում կազմված է գազային տարրերից, որոնք սառած են միջուկի մակերեսին, բյուրեղացած միջաստեղային տարածության «խորը սառեցման» պայմաններում, և դա մոտ 10 կելվին է, ջրածին և թթվածին։ Այնուամենայնիվ, կան մոլեկուլների կեղտեր, որոնք ավելի բարդ են: Սրանք ամոնիակ, մեթան և նույնիսկ բազմատոմ օրգանական մոլեկուլներ են, որոնք կպչում են փոշու մի կետին կամ թափառումների ժամանակ ձևավորվում դրա մակերեսին: Այդ նյութերից մի քանիսը, իհարկե, հեռանում են դրա մակերևույթից, օրինակ՝ ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ազդեցությամբ, բայց այս գործընթացը շրջելի է. մի մասը թռչում է, մյուս մասը սառչում կամ սինթեզվում է։

Այժմ աստղերի միջև կամ նրանց մոտ տարածության մեջ արդեն հայտնաբերվել են հետևյալը, իհարկե, ոչ թե քիմիական, այլ ֆիզիկական, այսինքն՝ սպեկտրոսկոպիկ մեթոդներով՝ ջուր, ածխածնի օքսիդներ, ազոտ, ծծումբ և սիլիցիում, քլորաջրածին, ամոնիակ, ացետիլեն, օրգանական թթուներ, ինչպիսիք են մածուցիկ և քացախաթթուները, էթիլ և մեթիլ սպիրտները, բենզոլը, նաֆթալինը: Նրանք նույնիսկ գտան ամինաթթու գլիկին:

Հետաքրքիր կլիներ որսալ և ուսումնասիրել միջաստղային փոշին, որը ներթափանցում է Արեգակնային համակարգ և, հավանաբար, ընկնում է Երկիր: Այն «բռնելու» խնդիրը հեշտ չէ, քանի որ միջաստղային փոշու քիչ մասնիկները կարողանում են պահպանել իրենց սառցե «վերարկուն» արևի ճառագայթների տակ, հատկապես Երկրի մթնոլորտում։ Խոշորները չափազանց շատ են տաքանում, նրանց տիեզերական արագությունը հնարավոր չէ արագ մարել, իսկ փոշու հատիկները «այրվում են»։ Փոքրերը, սակայն, տարիներ շարունակ սահում են մթնոլորտում՝ պահպանելով պատյանի մի մասը, բայց այստեղ նրանց գտնելու և նույնականացնելու խնդիր է առաջանում։

Կա ևս մեկ, շատ ինտրիգային դետալ. Խոսքը վերաբերում է փոշու, որի միջուկները պատրաստված են ածխածնից։ Ածխածինը, որը սինթեզվում է աստղերի միջուկներում և արտանետվում տիեզերք, օրինակ՝ ծերացող աստղերի (օրինակ՝ կարմիր հսկաների) մթնոլորտից, թռչելով միջաստղային տարածություն, սառչում և խտանում է մոտավորապես այնպես, ինչպես շոգ օրվանից հետո, մառախուղի սառեցումից հետո։ ցածրադիր վայրերում ջրային գոլորշիներ են հավաքվում։ Կախված բյուրեղացման պայմաններից՝ կարելի է ձեռք բերել գրաֆիտի, ադամանդի բյուրեղների շերտավոր կառուցվածքներ (ուղղակի պատկերացրեք մանր ադամանդների ամբողջ ամպերը) և նույնիսկ ածխածնի ատոմների խոռոչ գնդիկներ (ֆուլերեններ): Եվ դրանցում, հավանաբար, ինչպես սեյֆում կամ տարայում, պահվում են շատ հին աստղի մթնոլորտի մասնիկներ։ Փոշու նման բծեր գտնելը մեծ հաջողություն կլինի:

Որտե՞ղ է հայտնաբերվել տիեզերական փոշին:

Պետք է ասել, որ հենց տիեզերական վակուումի հայեցակարգը, որպես միանգամայն դատարկ բան, երկար ժամանակ մնացել է միայն բանաստեղծական փոխաբերություն։ Փաստորեն, Տիեզերքի ողջ տարածությունը, ինչպես աստղերի, այնպես էլ գալակտիկաների միջև, լցված է նյութով, տարրական մասնիկների հոսքերով, ճառագայթմամբ և դաշտերով՝ մագնիսական, էլեկտրական և գրավիտացիոն: Համեմատաբար ասած, կարելի է շոշափել միայն գազը, փոշին և պլազման, որոնց ներդրումը Տիեզերքի ընդհանուր զանգվածում, ըստ տարբեր գնահատականների, կազմում է ընդամենը մոտ 12%՝ մոտ 10-24 գ/սմ միջին խտությամբ։ 3 . Տիեզերքում կա ամենաշատ գազը՝ գրեթե 99%: Սա հիմնականում ջրածին է (մինչև 77,4%) և հելիում (21%), մնացածը կազմում է զանգվածի երկու տոկոսից պակաս: Եվ հետո կա փոշի, դրա զանգվածը գրեթե հարյուր անգամ պակաս է գազից:

Չնայած երբեմն միջաստղային և միջգալակտիկական տարածության դատարկությունը գրեթե իդեալական է. երբեմն նյութի մեկ ատոմի վրա կա 1 լիտր տարածություն: Նման վակուում չկա ո՛չ ցամաքային լաբորատորիաներում, ո՛չ արեգակնային համակարգում։ Համեմատության համար կարող ենք բերել հետևյալ օրինակը՝ մեր շնչած օդի 1 սմ 3-ում կա մոտավորապես 30,000,000,000,000,000,000 մոլեկուլ։

Այս նյութը շատ անհավասարաչափ է բաշխված միջաստղային տարածքում։ Միջաստղային գազի և փոշու մեծ մասը կազմում է գազ-փոշու շերտ Գալակտիկայի սկավառակի համաչափության հարթության մոտ։ Նրա հաստությունը մեր Գալակտիկայում մի քանի հարյուր լուսային տարի է: Նրա պարուրաձև ճյուղերի (բազուկների) և միջուկի գազի և փոշու մեծ մասը կենտրոնացած է հիմնականում հսկա մոլեկուլային ամպերի մեջ, որոնց չափերը տատանվում են 5-ից մինչև 50 պարսեկ (16 x 160 լուսատարի) և կշռում են տասնյակ հազարավոր և նույնիսկ միլիոնավոր արեգակնային զանգվածներ: Բայց այս ամպերի ներսում նյութը նույնպես բաշխված է ոչ միատեսակ։ Ամպի հիմնական ծավալում, այսպես կոչված, մորթյա բաճկոնը, որը հիմնականում պատրաստված է մոլեկուլային ջրածնից, մասնիկների խտությունը կազմում է մոտ 100 հատ 1 սմ 3-ում: Ամպի ներսում խտություններում այն ​​հասնում է տասնյակ հազարավոր մասնիկների 1 սմ3-ի վրա, իսկ այդ խտությունների միջուկներում՝ ընդհանուր առմամբ միլիոնավոր մասնիկներ 1 սմ3-ում։ Տիեզերքում նյութի այս անհավասար բաշխումն է, որ պարտական ​​է աստղերի, մոլորակների և, ի վերջո, մեր գոյությանը: Քանի որ աստղերը ծնվում են խիտ և համեմատաբար ցուրտ մոլեկուլային ամպերի մեջ:

Հետաքրքիրն այն է, որ որքան մեծ է ամպի խտությունը, այնքան ավելի բազմազան է նրա կազմը: Այս դեպքում կա համապատասխանություն ամպի (կամ նրա առանձին մասերի) խտության և ջերմաստիճանի և այն նյութերի միջև, որոնց մոլեկուլները գտնվում են այնտեղ։ Մի կողմից, սա հարմար է ամպերի ուսումնասիրության համար. դիտարկելով դրանց առանձին բաղադրիչները տարբեր սպեկտրային տիրույթներում սպեկտրի բնորոշ գծերի երկայնքով, օրինակ՝ CO, OH կամ NH 3, կարող եք «աչք նայել» դրա այս կամ այն ​​մասի մեջ։ . Մյուս կողմից, ամպի կազմի վերաբերյալ տվյալները թույլ են տալիս մեզ շատ բան իմանալ դրանում տեղի ունեցող գործընթացների մասին։

Բացի այդ, միջաստղային տարածքում, դատելով սպեկտրից, կան նյութեր, որոնց գոյությունը երկրային պայմաններում ուղղակի անհնար է։ Սրանք իոններ և ռադիկալներ են: Նրանց քիմիական ակտիվությունն այնքան բարձր է, որ Երկրի վրա նրանք անմիջապես արձագանքում են: Իսկ տարածության հազվագյուտ ցուրտ տարածության մեջ նրանք ապրում են երկար ժամանակ և բավականին ազատ։

Ընդհանուր առմամբ միջաստղային տարածության գազը միայն ատոմային չէ։ Այնտեղ, որտեղ ավելի ցուրտ է, ոչ ավելի, քան 50 կելվին, ատոմները կարողանում են միասին մնալ՝ առաջացնելով մոլեկուլներ։ Այնուամենայնիվ, միջաստղային գազի մեծ զանգված դեռ ատոմային վիճակում է։ Այն հիմնականում ջրածին է, նրա չեզոք ձևը հայտնաբերվել է համեմատաբար վերջերս՝ 1951 թվականին։ Ինչպես հայտնի է, այն արձակում է 21 սմ երկարությամբ ռադիոալիքներ (հաճախականությունը 1420 ՄՀց), որոնց ինտենսիվության հիման վրա որոշվել է, թե որքան կա Գալակտիկայում։ Ի դեպ, այն հավասարաչափ բաշխված չէ աստղերի միջև տարածության մեջ։ Ատոմային ջրածնի ամպերում նրա կոնցենտրացիան հասնում է մի քանի ատոմի 1 սմ3-ի վրա, սակայն ամպերի միջև այն մեծության աստիճաններով ցածր է։

Ի վերջո, տաք աստղերի մոտ գազը գոյություն ունի իոնների տեսքով: Հզոր ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը տաքացնում և իոնացնում է գազը՝ առաջացնելով դրա փայլ: Ահա թե ինչու տաք գազի բարձր կոնցենտրացիան ունեցող տարածքները, որոնց ջերմաստիճանը մոտ 10000 Կ է, հայտնվում են որպես լուսավոր ամպեր։ Դրանք կոչվում են թեթև գազային միգամածություններ։

Եվ ցանկացած միգամածությունում, մեծ կամ փոքր քանակությամբ, միջաստեղային փոշի կա: Չնայած այն հանգամանքին, որ միգամածությունները պայմանականորեն բաժանվում են փոշու և գազային միգամածությունների, երկուսում էլ փոշի կա։ Եվ ամեն դեպքում, հենց փոշին է, ըստ երևույթին, օգնում աստղերին ձևավորվել միգամածությունների խորքում:

Մառախլապատ առարկաներ

Բոլոր տիեզերական օբյեկտների մեջ միգամածությունները, թերեւս, ամենագեղեցիկն են: Ճիշտ է, տեսանելի տիրույթում մուգ միգամածությունները պարզապես կարծես սև բծեր են երկնքում, դրանք լավագույնս դիտվում են Ծիր Կաթինի ֆոնի վրա: Բայց էլեկտրամագնիսական ալիքների այլ տիրույթներում, օրինակ՝ ինֆրակարմիր, դրանք շատ լավ տեսանելի են, և նկարները շատ անսովոր են ստացվում։

Միգամածությունները գազի և փոշու կուտակումներ են, որոնք մեկուսացված են տիեզերքում և կապված են գրավիտացիայի կամ արտաքին ճնշման ազդեցության տակ: Դրանց զանգվածը կարող է լինել 0,1-ից մինչև 10000 արեգակնային զանգված, իսկ չափը կարող է լինել 1-ից մինչև 10 պարսեկ։

Սկզբում միգամածությունները նյարդայնացնում էին աստղագետներին։ Մինչև 19-րդ դարի կեսերը հայտնաբերված միգամածությունները դիտվում էին որպես անհանգստացնող անհանգստություն, որը խանգարում էր աստղերի դիտմանը և նոր գիսաստղերի որոնմանը: 1714 թվականին անգլիացի Էդմոնդ Հալլին, ում անունը հայտնի գիսաստղ է, նույնիսկ կազմեց վեց միգամածությունների «սև ցուցակ», որպեսզի նրանք չմոլորեցնեն «գիսաստղ բռնողներին», իսկ ֆրանսիացի Շառլ Մեսյեն ընդլայնեց այս ցուցակը մինչև 103 օբյեկտ: Բարեբախտաբար, աստղագիտությանը սիրահարված երաժիշտ սըր Ուիլյամ Հերշելը և նրա քույրն ու որդին հետաքրքրվեցին միգամածություններով։ Դիտելով երկինքը իրենց ձեռքերով կառուցված աստղադիտակների օգնությամբ՝ նրանք թողել են միգամածությունների և աստղային կուտակումների կատալոգ, որը պարունակում է տեղեկատվություն 5079 տիեզերական օբյեկտների մասին:

Հերշելները գործնականում սպառեցին այդ տարիների օպտիկական աստղադիտակների հնարավորությունները։ Այնուամենայնիվ, լուսանկարչության գյուտը և երկար բացահայտման ժամանակները թույլ տվեցին գտնել շատ թույլ լուսավոր առարկաներ: Մի փոքր ուշ, էլեկտրամագնիսական ալիքների տարբեր տիրույթներում վերլուծության և դիտարկումների սպեկտրային մեթոդները ապագայում հնարավորություն տվեցին ոչ միայն հայտնաբերել բազմաթիվ նոր միգամածություններ, այլև որոշել դրանց կառուցվածքն ու հատկությունները:

Միջաստղային միգամածությունը երկու դեպքում պայծառ է երևում. կա՛մ այն ​​այնքան տաք է, որ իր գազն ինքն է փայլում, այդպիսի միգամածությունները կոչվում են արտանետման միգամածություններ; կամ միգամածությունը ինքնին ցուրտ է, բայց նրա փոշին ցրում է մոտակա պայծառ աստղի լույսը. դա արտացոլման միգամածություն է:

Մութ միգամածությունները նույնպես գազի և փոշու միջաստղային կուտակումներ են։ Բայց ի տարբերություն թեթև գազային միգամածությունների, որոնք երբեմն տեսանելի են նույնիսկ ուժեղ հեռադիտակով կամ աստղադիտակով, ինչպիսին է Օրիոնի միգամածությունը, մուգ միգամածությունները լույս չեն արձակում, այլ կլանում են այն: Երբ աստղային լույսն անցնում է նման միգամածությունների միջով, փոշին կարող է ամբողջությամբ կլանել այն՝ վերածելով աչքի համար անտեսանելի ինֆրակարմիր ճառագայթման։ Հետեւաբար, նման միգամածությունները երկնքում աստղազուրկ անցքերի տեսք ունեն։ Վ. Հերշելը դրանք անվանել է «անցքեր երկնքում»: Դրանցից, թերեւս, ամենադիտարժանը Ձիու գլխի միգամածությունն է:

Այնուամենայնիվ, փոշու հատիկները կարող են ամբողջությամբ չներծծել աստղերի լույսը, այլ միայն մասամբ ցրել այն և ընտրովի: Փաստն այն է, որ միջաստղային փոշու մասնիկների չափը մոտ է կապույտ լույսի ալիքի երկարությանը, ուստի այն ավելի ուժեղ է ցրվում և կլանում, իսկ աստղային լույսի «կարմիր» մասը մեզ ավելի լավ է հասնում։ Ի դեպ, սա լավ միջոց է գնահատելու փոշու հատիկների չափը, թե ինչպես են դրանք թուլացնում տարբեր ալիքի երկարության լույսը:

Աստղ ամպից

Աստղերի առաջացման պատճառները ճշգրիտ չեն հաստատվել, կան միայն մոդելներ, որոնք քիչ թե շատ հուսալիորեն բացատրում են փորձարարական տվյալները: Բացի այդ, աստղերի ձևավորման ուղիները, հատկությունները և հետագա ճակատագիրը շատ բազմազան են և կախված են բազմաթիվ գործոններից: Այնուամենայնիվ, կա հաստատված հայեցակարգ, ավելի ճիշտ, ամենազարգացած վարկածը, որի էությունը, ամենաընդհանուր տերմիններով, այն է, որ աստղերը ձևավորվում են միջաստղային գազից նյութի ավելացված խտությամբ տարածքներում, այսինքն ՝ խորքերում: միջաստղային ամպերի. Փոշին որպես նյութ կարելի էր անտեսել, բայց աստղերի ձևավորման գործում նրա դերը հսկայական է:

Ըստ երևույթին, դա տեղի է ունենում (ամենապարզունակ տարբերակում՝ մեկ աստղի համար): Նախ, միջաստղային միջավայրից խտանում է նախաստղային ամպը, որը կարող է պայմանավորված լինել գրավիտացիոն անկայունությամբ, սակայն պատճառները կարող են տարբեր լինել և դեռ լիովին պարզ չեն: Այսպես թե այնպես, այն կծկվում և գրավում է նյութը շրջակա տարածությունից: Ջերմաստիճանը և ճնշումը դրա կենտրոնում աճում են այնքան ժամանակ, մինչև գազի այս փլուզվող գնդակի կենտրոնում գտնվող մոլեկուլները սկսում են բաժանվել ատոմների, այնուհետև իոնների: Այս գործընթացը սառեցնում է գազը, և միջուկի ներսում ճնշումը կտրուկ նվազում է: Միջուկը կծկվում է, և հարվածային ալիքը տարածվում է ամպի ներսում՝ դուրս նետելով նրա արտաքին շերտերը։ Ձևավորվում է նախաստղ, որը ձգողականության ազդեցությամբ շարունակում է կծկվել այնքան ժամանակ, մինչև նրա կենտրոնում սկսվեն ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաները՝ ջրածնի վերածումը հելիումի։ Սեղմումը շարունակվում է որոշ ժամանակ, մինչև գրավիտացիոն սեղմման ուժերը հավասարակշռվեն գազի և ճառագայթային ճնշման ուժերով։

Հասկանալի է, որ ստացված աստղի զանգվածը միշտ ավելի քիչ է, քան այն «ծնած» միգամածության զանգվածը։ Այս գործընթացի ընթացքում նյութի մի մասը, որը ժամանակ չի ունեցել ընկնելու միջուկը, «դուրս է քշվում» հարվածային ալիքից, ճառագայթումը և մասնիկը հոսում է պարզապես շրջակա տարածություն:

Աստղերի և աստղային համակարգերի ձևավորման գործընթացի վրա ազդում են բազմաթիվ գործոններ, այդ թվում՝ մագնիսական դաշտը, որը հաճախ նպաստում է նախաստղային ամպի «պատռմանը» երկու, հազվադեպ՝ երեք բեկորների, որոնցից յուրաքանչյուրը սեղմվում է ձգողության ազդեցության տակ։ իր սեփական նախաստղը։ Այսպես, օրինակ, առաջանում են բազմաթիվ երկուական աստղային համակարգեր՝ երկու աստղ, որոնք պտտվում են ընդհանուր զանգվածի կենտրոնի շուրջ և շարժվում են տարածության մեջ որպես մեկ ամբողջություն:

Միջուկային վառելիքի ծերացման հետ մեկտեղ աստղերի ինտերիերի միջուկային վառելիքը աստիճանաբար այրվում է, և որքան մեծ է աստղը, այնքան ավելի արագ է դառնում: Այս դեպքում ռեակցիաների ջրածնի ցիկլը փոխարինվում է հելիումի ցիկլով, ապա միջուկային միաձուլման ռեակցիաների արդյունքում առաջանում են գնալով ավելի ծանր քիմիական տարրեր՝ ընդհուպ մինչև երկաթ։ Ի վերջո, միջուկը, որն այլեւս էներգիա չի ստանում ջերմամիջուկային ռեակցիաներից, կտրուկ նվազում է չափերով, կորցնում է կայունությունը, և նրա նյութը կարծես ինքն իր վրա է ընկնում։ Հզոր պայթյուն է տեղի ունենում, որի ընթացքում նյութը կարող է տաքանալ մինչև միլիարդավոր աստիճաններ, իսկ միջուկների փոխազդեցությունը հանգեցնում է նոր քիմիական տարրերի ձևավորմանը՝ ընդհուպ մինչև ամենածանրը։ Պայթյունն ուղեկցվում է էներգիայի կտրուկ արտազատմամբ և նյութի արտազատմամբ։ Աստղը պայթում է, պրոցես, որը կոչվում է գերնոր: Ի վերջո, աստղը, կախված իր զանգվածից, կվերածվի նեյտրոնային աստղի կամ սև խոռոչի։

Սա, հավանաբար, այն է, ինչ իրականում տեղի է ունենում: Ամեն դեպքում, կասկած չկա, որ երիտասարդ, այսինքն՝ տաք աստղերը և դրանց կլաստերները ամենաշատն են միգամածություններում, այսինքն՝ գազի և փոշու ավելացած խտությամբ տարածքներում։ Սա հստակ տեսանելի է աստղադիտակներով տարբեր ալիքի երկարությունների միջակայքում արված լուսանկարներում:

Իհարկե, սա ոչ այլ ինչ է, քան իրադարձությունների հաջորդականության ամենակոպիտ ամփոփումը։ Մեզ համար սկզբունքորեն կարևոր է երկու կետ. Նախ, ո՞րն է փոշու դերը աստղերի ձևավորման գործընթացում: Եվ երկրորդ, որտեղի՞ց է դա իրականում գալիս:

Ունիվերսալ հովացուցիչ նյութ

Տիեզերական նյութի ընդհանուր զանգվածում փոշին ինքը, այսինքն՝ ածխածնի, սիլիցիումի և որոշ այլ տարրերի ատոմները, որոնք միավորված են պինդ մասնիկների մեջ, այնքան փոքր է, որ, ամեն դեպքում, որպես աստղերի շինանյութ, թվում է, թե նրանք կարող են. հաշվի չառնել. Այնուամենայնիվ, իրականում նրանց դերը մեծ է. հենց նրանք են սառեցնում տաք միջաստղային գազը՝ այն վերածելով այդ շատ սառը խիտ ամպի, որից հետո աստղեր են առաջանում։

Փաստն այն է, որ միջաստղային գազն ինքնին չի կարող սառչել։ Ջրածնի ատոմի էլեկտրոնային կառուցվածքն այնպիսին է, որ այն կարող է հրաժարվել ավելորդ էներգիայից, եթե այդպիսիք կան, լույս արձակելով սպեկտրի տեսանելի և ուլտրամանուշակագույն շրջաններում, բայց ոչ ինֆրակարմիր տիրույթում: Պատկերավոր ասած՝ ջրածինը չի կարող ջերմություն արձակել։ Ճիշտ հովանալու համար նրան անհրաժեշտ է «սառնարան», որի դերը խաղում են միջաստղային փոշու մասնիկները։

Բարձր արագությամբ փոշու հատիկների հետ բախման ժամանակ, ի տարբերություն ավելի ծանր և դանդաղ փոշու հատիկների, գազի մոլեկուլները արագ են թռչում, նրանք կորցնում են արագությունը և նրանց կինետիկ էներգիան փոխանցվում է փոշու հատիկին: Այն նաև տաքանում է և այդ ավելորդ ջերմությունը հաղորդում է շրջակա տարածությանը, այդ թվում՝ ինֆրակարմիր ճառագայթման տեսքով, մինչդեռ ինքն իրեն սառչում է։ Այսպիսով, միջաստղային մոլեկուլների ջերմությունը կլանելով՝ փոշին մի տեսակ ռադիատորի դեր է կատարում՝ սառեցնելով գազային ամպը։ Այն զանգվածով շատ չէ՝ ամբողջ ամպային նյութի զանգվածի մոտ 1%-ը, բայց դա բավական է միլիոնավոր տարիների ընթացքում ավելորդ ջերմությունը հեռացնելու համար:

Երբ ամպի ջերմաստիճանն իջնում ​​է, ճնշումը նույնպես նվազում է, ամպը խտանում է, և նրանից կարող են աստղեր ծնվել։ Նյութի մնացորդները, որոնցից ծնվել է աստղը, իր հերթին մոլորակների առաջացման սկզբնական նյութն է։ Դրանք արդեն պարունակում են փոշու մասնիկներ, այն էլ՝ ավելի մեծ քանակությամբ։ Որովհետև, ծնվելով, աստղը տաքանում է և արագացնում է իր շուրջը եղած ամբողջ գազը, մինչդեռ մոտակայքում փոշին մնում է թռչում: Ի վերջո, այն ունակ է սառչելու և գրավում է նոր աստղը շատ ավելի ուժեղ, քան առանձին գազի մոլեկուլները: Ի վերջո, նորածին աստղի մոտ կա փոշու ամպ, իսկ ծայրամասում՝ փոշով հարուստ գազ:

Այնտեղ ծնվում են գազային մոլորակներ, ինչպիսիք են Սատուրնը, Ուրանը և Նեպտունը: Դե, աստղի մոտ հայտնվում են քարքարոտ մոլորակներ։ Մեզ համար դա Մարսն է, Երկիրը, Վեներան և Մերկուրին: Ստացվում է բավականին հստակ բաժանում երկու գոտիների՝ գազային և պինդ մոլորակների։ Այսպիսով, պարզվեց, որ Երկիրը հիմնականում կազմված է միջաստղային փոշու հատիկներից: Մետաղական փոշու մասնիկները դարձել են մոլորակի միջուկի մի մասը, և այժմ Երկիրն ունի հսկայական երկաթե միջուկ:

Երիտասարդ տիեզերքի առեղծվածը

Եթե ​​գալակտիկա է գոյացել, ապա որտեղի՞ց է փոշին գալիս, սկզբունքորեն, գիտնականները հասկանում են. Նրա ամենակարևոր աղբյուրները նոր և գերնոր աստղերն են, որոնք կորցնում են իրենց զանգվածի մի մասը՝ «թափելով» պատյանը շրջակա տարածություն։ Բացի այդ, փոշին ծնվում է նաև կարմիր հսկաների ընդլայնվող մթնոլորտում, որտեղից այն բառացիորեն քշվում է ճառագայթային ճնշման տակ: Նրանց սառը, աստղերի չափանիշներով, մթնոլորտում (մոտ 2,5 3 հազար կելվին) կան բավականին շատ համեմատաբար բարդ մոլեկուլներ։

Բայց ահա մի առեղծված, որը դեռ բացահայտված չէ. Միշտ ենթադրվում էր, որ փոշին աստղերի էվոլյուցիայի արդյունք է: Այսինքն՝ աստղերը պետք է ծնվեն, որոշ ժամանակ գոյություն ունենան, ծերանան ու, ասենք, գերնոր աստղերի վերջին պայթյունի ժամանակ փոշի արտադրեն։ Բայց ի՞նչն առաջացավ՝ ձուն, թե՞ հավը: Աստղի ծնվելու համար անհրաժեշտ առաջին փոշին կամ առաջին աստղը, որը չգիտես ինչու ծնվել է առանց փոշու օգնության, ծերացավ, պայթեց՝ առաջացնելով հենց առաջին փոշին։

Ի՞նչ եղավ սկզբում։ Ի վերջո, երբ Մեծ պայթյունը տեղի ունեցավ 14 միլիարդ տարի առաջ, Տիեզերքում կային միայն ջրածին և հելիում, այլ տարրեր չկան: Հենց այդ ժամանակ նրանցից սկսեցին դուրս գալ առաջին գալակտիկաները՝ հսկայական ամպեր, իսկ նրանց մեջ՝ առաջին աստղերը, որոնք պետք է անցնեին կյանքի երկար ճանապարհ։ Աստղերի միջուկներում ջերմամիջուկային ռեակցիաները պետք է «եփեին» ավելի բարդ քիմիական տարրեր՝ ջրածինն ու հելիումը վերածելով ածխածնի, ազոտի, թթվածնի և այլն, և դրանից հետո աստղը պետք է այդ ամենը նետեր տիեզերք՝ պայթելով կամ աստիճանաբար թափելով իր: պատյան. Այնուհետև այս զանգվածը պետք է սառչի, սառչի և վերջապես վերածվի փոշու։ Բայց Մեծ պայթյունից արդեն 2 միլիարդ տարի անց, ամենավաղ գալակտիկաներում փոշի կար: Աստղադիտակների միջոցով այն հայտնաբերվել է գալակտիկաներում, որոնք գտնվում են մեզանից 12 միլիարդ լուսային տարի հեռավորության վրա: Միևնույն ժամանակ, 2 միլիարդ տարին չափազանց կարճ ժամանակահատված է աստղի ամբողջ կյանքի ցիկլի համար. այս ընթացքում աստղերի մեծ մասը ժամանակ չունի ծերանալու համար: Թե որտեղից է փոշին եկել երիտասարդ Գալակտիկայի մեջ, եթե այնտեղ ոչինչ չպետք է լինի, բացի ջրածնից և հելիումից, առեղծված է:

Փոշու ռեակտոր

Միջաստղային փոշին ոչ միայն մի տեսակ ունիվերսալ հովացուցիչ նյութ է գործում, այլ, հավանաբար, փոշու շնորհիվ է, որ բարդ մոլեկուլները հայտնվում են տիեզերքում:

Փաստն այն է, որ փոշու հատիկի մակերեսը կարող է ծառայել և որպես ռեակտոր, որտեղ մոլեկուլները ձևավորվում են ատոմներից, և որպես կատալիզատոր դրանց սինթեզի ռեակցիաների համար: Ի վերջո, հավանականությունը, որ տարբեր տարրերի շատ ատոմներ կբախվեն մի կետում, և նույնիսկ փոխազդեն միմյանց հետ բացարձակ զրոյից քիչ բարձր ջերմաստիճանում, աներևակայելի փոքր է: Բայց հավանականությունը, որ փոշու հատիկը հաջորդաբար կբախվի տարբեր ատոմների կամ մոլեկուլների հետ թռիչքի ժամանակ, հատկապես սառը խիտ ամպի ներսում, բավականին մեծ է: Իրականում, դա այն է, ինչ տեղի է ունենում. ահա թե ինչպես է միջաստեղային փոշու հատիկների կեղևը ձևավորվում հանդիպած ատոմներից և դրա վրա սառած մոլեկուլներից:

Պինդ մակերեսի վրա ատոմները մոտ են իրար: Արտագաղթելով փոշու հատիկի մակերևույթի երկայնքով՝ փնտրելով էներգետիկորեն առավել բարենպաստ դիրքը, ատոմները հանդիպում են և, հայտնվելով մոտակայքում, կարողանում են արձագանքել միմյանց հետ: Իհարկե, շատ դանդաղ՝ փոշու մասնիկի ջերմաստիճանին համապատասխան։ Մասնիկների մակերեսը, հատկապես նրանք, որոնք պարունակում են մետաղական միջուկ, կարող են դրսևորել կատալիզատորի հատկություններ: Քիմիկոսները Երկրի վրա լավ գիտեն, որ ամենաարդյունավետ կատալիզատորները հենց միկրոն մասնաբաժնի չափի մասնիկներն են, որոնց վրա հավաքվում են մոլեկուլները, որոնք նորմալ պայմաններում լիովին «անտարբեր» են միմյանց նկատմամբ, ապա արձագանքում: Ըստ երևույթին, այսպես է ձևավորվում մոլեկուլային ջրածինը. նրա ատոմները «կպչում» են փոշու մի կետին, այնուհետև հեռանում են դրանից, բայց զույգերով՝ մոլեկուլների տեսքով։

Շատ լավ կարող է լինել, որ միջաստղային փոշու փոքր մասնիկները, որոնք մի քանի օրգանական մոլեկուլներ են պահել իրենց թաղանթում, ներառյալ ամենապարզ ամինաթթուները, մոտ 4 միլիարդ տարի առաջ Երկիր բերեցին առաջին «կյանքի սերմերը»: Սա, իհարկե, ոչ այլ ինչ է, քան գեղեցիկ վարկած։ Սակայն դրա օգտին խոսում է այն, որ ամինաթթու գլիկինը հայտնաբերվել է սառը գազով և փոշու ամպերում: Գուցե կան ուրիշներ, պարզապես աստղադիտակների հնարավորությունները դեռ թույլ չեն տալիս դրանք հայտնաբերել։

Փոշու որս

Միջաստղային փոշու հատկությունները, իհարկե, կարելի է ուսումնասիրել հեռավորության վրա՝ օգտագործելով աստղադիտակները և այլ գործիքներ, որոնք տեղակայված են Երկրի վրա կամ արբանյակների վրա: Բայց շատ ավելի գայթակղիչ է միջաստղային փոշու մասնիկները որսալ, հետո մանրամասն ուսումնասիրել դրանք, ոչ թե տեսականորեն, այլ գործնականում պարզել, թե ինչից են դրանք բաղկացած և ինչպես են դրանք կառուցված։ Այստեղ երկու տարբերակ կա. Դուք կարող եք հասնել տիեզերքի խորքերը, այնտեղ հավաքել միջաստղային փոշին, բերել այն Երկիր և վերլուծել այն բոլոր հնարավոր եղանակներով։ Կամ կարող եք փորձել թռչել արեգակնային համակարգից դուրս և վերլուծել փոշին ճանապարհին անմիջապես տիեզերանավի վրա՝ ստացված տվյալները ուղարկելով Երկիր:

Միջաստղային փոշու և ընդհանրապես միջաստղային միջավայրի նյութերի նմուշներ բերելու առաջին փորձը կատարվել է մի քանի տարի առաջ ՆԱՍԱ-ի կողմից: Տիեզերանավը հագեցած էր հատուկ թակարդներով՝ միջաստղային փոշու և տիեզերական քամու մասնիկները հավաքելու կոլեկտորներով։ Փոշու մասնիկները առանց կեղևը կորցնելու որսալու համար թակարդները լցվում էին հատուկ նյութով՝ այսպես կոչված, օդագելով։ Այս շատ թեթև փրփուր նյութը (որի բաղադրությունը առևտրային գաղտնիք է) հիշեցնում է դոնդող։ Ներս մտնելուց հետո փոշու մասնիկները կպչում են, իսկ հետո, ինչպես ցանկացած թակարդում, կափարիչը սեղմվում է, որպեսզի բացվի Երկրի վրա:

Այս նախագիծը կոչվում էր Stardust Stardust: Նրա ծրագիրը շքեղ է. 1999 թվականի փետրվարին գործարկվելուց հետո ինքնաթիռում գտնվող սարքավորումն ի վերջո կհավաքի միջաստղային փոշու և փոշուց առանձին նմուշներ Wild-2 գիսաստղի անմիջական մերձակայքում, որը թռավ Երկրի մոտ անցյալ փետրվարին: Այժմ, այս արժեքավոր բեռով լցված բեռնարկղերով, նավը թռչում է տուն դեպի վայրէջք 2006թ. հունվարի 15-ին Յուտա քաղաքում, Սոլթ Լեյք Սիթիի մոտ (ԱՄՆ): Հենց այդ ժամանակ աստղագետները վերջապես կտեսնեն իրենց աչքերով (իհարկե մանրադիտակի օգնությամբ) հենց այդ փոշու հատիկները, որոնց բաղադրությունն ու կառուցվածքը նրանք արդեն կանխատեսել են:

Իսկ 2001 թվականի օգոստոսին Genesis-ը թռավ խոր տիեզերքից նյութի նմուշներ հավաքելու համար: ՆԱՍԱ-ի այս նախագիծը հիմնականում ուղղված էր արևային քամու մասնիկները որսալուն: Տիեզերքում 1127 օր անցկացնելուց հետո, որի ընթացքում թռավ մոտ 32 միլիոն կմ, նավը վերադարձավ և ստացված նմուշներով պարկուճը գցեց Երկիր՝ թակարդներ իոններով և արևային քամու մասնիկներով: Ավաղ, դժբախտություն պատահեց՝ պարաշյուտը չբացվեց, և պարկուճն ամբողջ ուժով դիպավ գետնին։ Եվ վթարի ենթարկվեց: Իհարկե, բեկորները հավաքվել և մանրազնին ուսումնասիրվել են: Այնուամենայնիվ, 2005 թվականի մարտին Հյուսթոնում կայացած համաժողովում ծրագրի մասնակից Դոն Բարնետին ասաց, որ արևային քամու մասնիկներով չորս կոլեկցիոներներ չեն վնասվել, և դրանց պարունակությունը՝ 0,4 մգ գրավված արևային քամի, ակտիվորեն ուսումնասիրվում է Հյուսթոնի գիտնականների կողմից:

Այնուամենայնիվ, ՆԱՍԱ-ն այժմ պատրաստում է երրորդ նախագիծը՝ նույնիսկ ավելի հավակնոտ։ Սա կլինի Interstellar Probe տիեզերական առաքելությունը: Այս անգամ տիեզերանավը կհեռանա 200 AU հեռավորության վրա։ ե. Երկրից (այսինքն՝ հեռավորությունը Երկրից մինչև Արև): Այս նավը երբեք չի վերադառնա, բայց այն «լցված» կլինի սարքավորումների լայն տեսականիով, այդ թվում՝ միջաստղային փոշու նմուշների վերլուծության համար: Եթե ​​ամեն ինչ հաջողվի, միջաստղային փոշու հատիկները, որոնք հայտնվեցին խորը տիեզերքից, վերջապես կգրանցվեն, լուսանկարվեն և ինքնաբերաբար կվերլուծվեն հենց տիեզերանավի վրա:

Երիտասարդ աստղերի ձևավորում

1. Հսկա գալակտիկական մոլեկուլային ամպ՝ 100 պարսեկ չափով, 100000 արևի զանգվածով, 50 Կ ջերմաստիճանով և 102 մասնիկ/սմ 3 խտությամբ։ Այս ամպի ներսում կան լայնածավալ խտացումներ՝ ցրված գազային և փոշու միգամածություններ (1 x 10 հատ, 10,000 արև, 20 Կ, 10 3 մասնիկ/սմ 3) և փոքր կոնդենսացիաներ՝ գազային և փոշու միգամածություններ (մինչև 1 հատ, 100 x: 1000 արև, 20 Կ, 10 4 մասնիկ/սմ 3): Վերջինիս ներսում կան 0,1 հատ չափսերով, 1 x 10 արևի զանգվածով և 10 x 10 6 մասնիկ/սմ 3 խտությամբ գնդիկների կուտակումներ, որտեղ ձևավորվում են նոր աստղեր:

2. Աստղի ծնունդը գազի և փոշու ամպի մեջ

3. Նոր աստղն իր ճառագայթմամբ և աստղային քամով ցրում է շրջակա գազը իրենից հեռու

4. Երիտասարդ աստղը դուրս է գալիս տիեզերք, որը մաքուր է և զերծ գազից և փոշուց՝ մի կողմ հրելով այն միգամածությունը, որը ծնել է իրեն։

Արեգակին հավասար զանգված ունեցող աստղի «սաղմնային» զարգացման փուլերը

5. Գրավիտացիոն անկայուն ամպի ծագումը 2,000,000 արևի չափով, մոտ 15 Կ ջերմաստիճանով և 10 -19 գ/սմ 3 սկզբնական խտությամբ։

6. Մի քանի հարյուր հազար տարի անց այս ամպը կձևավորի միջուկ՝ մոտ 200 Կ ջերմաստիճանով և 100 արևի չափով, որի զանգվածը դեռևս Արեգակի 0,05-ն է։

7. Այս փուլում մինչև 2000 Կ ջերմաստիճան ունեցող միջուկը կտրուկ կծկվում է ջրածնի իոնացման հետևանքով և միաժամանակ տաքանում մինչև 20000 Կ, աճող աստղի վրա նյութի արագությունը հասնում է 100 կմ/վ։

8. Երկու արևի չափի նախաստղ, որի ջերմաստիճանը կենտրոնում 2x10 5 K է, իսկ մակերեսինը՝ 3x10 3 K

9. Աստղի նախաէվոլյուցիայի վերջին փուլը դանդաղ սեղմումն է, որի ընթացքում այրվում են լիթիումի և բերիլիումի իզոտոպները։ Միայն այն բանից հետո, երբ ջերմաստիճանը կբարձրանա մինչև 6x10 6 K, աստղի ինտերիերում սկսվում են ջրածնից հելիումի սինթեզի ջերմամիջուկային ռեակցիաները։ Մեր Արեգակի նման աստղի ծննդյան ցիկլի ընդհանուր տևողությունը 50 միլիոն տարի է, որից հետո այդպիսի աստղը կարող է անաղմուկ այրվել միլիարդավոր տարիներ։

Օլգա Մաքսիմենկո, քիմիական գիտությունների թեկնածու