과학자들은 우리 모두가 우주 먼지로 창조되었다는 사실을 입증했습니다. 고대 지구의 우주 먼지와 이상한 공 어떤 종류의 빛이 우주 먼지 입자를 흡수합니까?
우주 먼지 성간 및 행성 간 공간의 물질 입자. 우주 입자의 빛을 흡수하는 응축은 은하수 사진에서 어두운 점으로 보입니다. K. p의 영향으로 인한 빛의 감쇠. 성간 흡수 또는 소멸은 길이가 다른 전자기파에서는 동일하지 않습니다 λ
, 그 결과 별이 붉어지는 것이 관찰됩니다. 가시 영역에서 멸종은 대략적으로 비례합니다. λ -1, 근자외선 영역에서는 파장과 거의 무관하지만 1400Å 부근에서 추가 흡수 최대치가 있습니다. 대부분의 소멸은 흡수보다는 빛의 산란으로 인해 발생합니다. 이는 스펙트럼 등급 B의 별과 먼지를 비출 수 있을 만큼 밝은 다른 별 주변에서 볼 수 있는 우주 입자가 포함된 반사 성운을 관찰한 결과입니다. 성운과 이를 밝히는 별의 밝기를 비교하면 먼지의 알베도가 높다는 것을 알 수 있습니다. 관찰된 소멸과 알베도는 결정 구조가 1보다 약간 작은 크기의 금속이 혼합된 유전체 입자로 구성되어 있다는 결론으로 이어집니다. μm.자외선 소멸 최대치는 먼지 입자 내부에 약 0.05 × 0.05 × 0.01 크기의 흑연 조각이 있다는 사실로 설명할 수 있습니다. μm.크기가 파장과 비슷한 입자에 의한 빛의 회절로 인해 빛은 주로 앞으로 산란됩니다. 성간 흡수는 종종 먼지 입자 특성의 이방성(유전체 입자의 길쭉한 모양 또는 흑연 전도성의 이방성)과 공간에서의 정렬된 방향으로 설명되는 빛의 편광으로 이어집니다. 후자는 장축이 필드 라인에 수직이 되도록 먼지 입자의 방향을 지정하는 약한 성간 필드의 작용으로 설명됩니다. 따라서 먼 천체의 편광을 관찰함으로써 성간 공간에서 필드의 방향을 판단할 수 있습니다. 먼지의 상대적인 양은 은하계의 빛의 평균 흡수량(스펙트럼의 가시 영역에서 1킬로파섹당 0.5~수 항성의 등급)으로 결정됩니다. 먼지의 질량은 성간 물질 질량의 약 1%를 차지합니다. 가스와 마찬가지로 먼지는 불균일하게 분포하여 구름과 더 조밀한 형성(소구체)을 형성합니다. 소구체에서 먼지는 냉각 인자 역할을 하여 별의 빛을 차단하고 가스 원자와의 비탄성 충돌로 인해 먼지 알갱이가 받은 에너지를 적외선으로 방출합니다. 먼지 표면에서는 원자가 분자로 결합됩니다. 먼지는 촉매제입니다. S. B. 피켈너.
위대한 소련 백과사전. - M.: 소련 백과사전. 1969-1978 .
다른 사전에 "우주 먼지"가 무엇인지 확인하십시오.
성간 및 행성 간 공간에 응축된 물질의 입자입니다. 현대 개념에 따르면, 우주 먼지는 대략 100mm 크기의 입자로 구성됩니다. 흑연 또는 규산염 코어의 경우 1μm입니다. 은하계에서는 우주 먼지가 형성됩니다. 큰 백과사전
우주 먼지(COSMIC DUST)는 운석 먼지와 성간 물질을 포함하여 우주의 어느 부분에서나 발견되는 매우 작은 고체 물질 입자로, 별빛을 흡수하고 은하계에 어두운 성운을 형성할 수 있습니다. 구형.... 과학 기술 백과사전
우주먼지- 유성 먼지뿐만 아니라 성간 공간에서 먼지와 기타 성운을 형성하는 물질의 가장 작은 입자... 대형 폴리테크닉 백과사전
우주 먼지- 우주 공간에 존재하는 매우 작은 고체 물질 입자가 지구로 떨어지는데... 지리 사전
성간 및 행성 간 공간에 응축된 물질의 입자입니다. 현대 개념에 따르면, 우주 먼지는 흑연이나 규산염으로 구성된 코어를 가진 약 1 마이크론 크기의 입자로 구성됩니다. 은하계에서는 우주 먼지가 형성됩니다. 백과사전
그것은 여러 분자에서 0.1mm에 이르는 크기의 입자로 공간에서 형성됩니다. 매년 40킬로톤의 우주 먼지가 지구에 쌓입니다. 우주 먼지는 천문학적 위치에 따라 구별될 수도 있습니다. 예: 은하간 먼지, ... ... Wikipedia
우주 먼지- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. 우주 먼지; 성간 먼지; 우주 먼지 vok. 성간 Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. 우주 먼지, f; 성간 먼지, f pranc. 푸시에르 코스미크, f; poussière... ... Fizikos terminų žodynas
우주 먼지- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meeorinės dulkės. atitikmenys: engl. 우주 먼지 vok. Kosmischer Staub, m rus. 우주 먼지, 에... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas
성간 및 행성간 공간에서 입자가 va로 응축됩니다. 현대에 따르면 아이디어에 따르면 K. p. 흑연 또는 규산염 코어의 경우 1μm입니다. 은하계에서 우주는 구름과 소구체의 응축을 형성합니다. 전화.... 자연 과학. 백과사전
성간 및 행성 간 공간에 응축된 물질의 입자입니다. 흑연이나 규산염을 중심으로 한 약 1미크론 크기의 입자로 구성되어 있으며 은하계에서는 별에서 방출되는 빛을 약화시키는 구름을 형성합니다. 천문사전
서적
- 99가지 천문학의 비밀, Serdtseva N.. 99가지 천문학의 비밀이 이 책에 숨겨져 있습니다. 그것을 열고 우주가 어떻게 작동하는지, 우주 먼지는 무엇으로 구성되어 있는지, 블랙홀은 어디서 나오는지 알아보세요. . 재미있고 간단한 글들...
과학
과학자들은 초신성 폭발로 인해 생성된 거대한 우주 먼지 구름을 발견했습니다.
우주 먼지는 다음과 같은 질문에 대한 답을 제공할 수 있습니다. 지구상에 생명이 어떻게 나타났는가- 여기에서 유래했는지, 지구에 떨어진 혜성과 함께 가져온 것인지, 물이 처음부터 여기에 있었는지, 아니면 우주에서도 가져온 것인지.
초신성 폭발 이후 발생한 우주 먼지 구름의 최근 이미지는 다음을 증명합니다.초신성충분히 생산할 수 있는우주 먼지 우리 지구와 같은 행성을 만들기 위해.
더욱이 과학자들은 다음과 같이 믿습니다. 이 먼지는 수천 개의 창조물을 생성하기에 충분합니다. 그런지구와 같은 행성.
망원경 데이터는 초신성 잔해 내부에서 살아남은 따뜻한 먼지(흰색)를 보여줍니다. 초신성 잔해 구름 궁수자리 A 보스톡은 파란색으로 표시됩니다. 전파 방출(빨간색)은 팽창하는 충격파가 주변 성간 구름(녹색)과 충돌했음을 나타냅니다.
우주 먼지가 우리 행성과 다른 많은 우주 물체의 생성에 참여했다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 그녀최대 1마이크로미터 크기의 작은 입자로 구성되어 있습니다.
이제 혜성은 수십억 년 된 원시 먼지를 포함하고 있으며 태양계 형성에 중요한 역할을 한 것으로 알려져 있습니다. 이 먼지를 조사하면 다음에 대해 많은 것을 배울 수 있습니다.우주와 태양계가 어떻게 창조되기 시작했는지특히 첫 번째 유기물과 물의 구성에 대해 더 자세히 알아보세요.
뉴욕주 이타카 소재 코넬 대학교의 Ryan Lau에 따르면,플래시,최근에망원경으로 촬영한, 10,000년 전에 발생그리고 그 결과는 충분히 큰 먼지 구름이 되었습니다.지구와 비슷한 행성이 7,000개 있다.
초신성(Supernova)의 관측
사용하여 적외선 천문학을 위한 성층권 관측소(SOFIA), 과학자들은 방사선의 강도를 연구하고 구름 속 우주 먼지의 총 질량을 계산할 수 있었습니다.
SOFIA가 공동 회사라는 점은 주목할 가치가 있습니다. NASA와 독일 항공우주센터의 프로젝트. 프로젝트의 목표는 카세그레인 망원경을 만들고 사용하는 것입니다. 보잉 474 항공기 탑승.
비행 중 고도 12-14km, 둘레 2.5m의 망원경은 우주 관측소에서 촬영한 것과 비슷한 품질로 우주 사진을 만들 수 있습니다.
Lau가 이끄는 팀은 특수 카메라가 장착된 SOFIA 망원경을 사용했습니다.FORCAST 기내에서,궁수자리 A 보스토크 초신성 잔해라고도 알려진 우주 먼지 구름의 적외선 이미지를 찍기 위해. FORCAST는대비가 낮은 물체를 감지하는 적외선 카메라.
안녕하세요. 이번 강의에서는 먼지에 관해 이야기해보겠습니다. 그러나 방에 쌓이는 종류가 아니라 우주 먼지에 관한 것입니다. 그것은 무엇입니까?
우주먼지는 별빛을 흡수하고 은하에 어두운 성운을 형성할 수 있는 운석 먼지와 성간 물질을 포함하여 우주 어디에서나 발견되는 매우 작은 고체 입자입니다. 일부 해양 퇴적물에서는 직경이 약 0.05mm인 구형 먼지 입자가 발견됩니다. 이는 매년 지구에 떨어지는 5,000톤의 우주 먼지의 잔재로 여겨집니다.
과학자들은 우주 먼지가 작은 고체의 충돌과 파괴뿐만 아니라 성간 가스의 응축으로 인해 형성된다고 믿습니다. 우주 먼지는 그 기원에 따라 구별됩니다. 먼지는 은하계, 성간, 행성 간 및 행성 주변(보통 고리 시스템)일 수 있습니다.
우주 먼지 알갱이는 주로 적색 왜성인 별의 천천히 소멸되는 대기에서 발생하며, 별의 폭발 과정과 은하 핵에서 격렬한 가스 방출 중에도 발생합니다. 우주 먼지의 다른 원인으로는 행성상 및 원시성 성운, 항성 대기, 성간 구름이 있습니다.
은하수를 형성하는 별층에 위치한 우주 먼지 구름 전체는 우리가 먼 성단을 관찰하는 것을 방해합니다. 플레이아데스 성단과 같은 성단은 먼지 구름에 완전히 잠겨 있습니다. 이 성단에서 가장 밝은 별들은 밤에 안개를 밝히는 랜턴처럼 먼지를 밝게 비춥니다. 우주 먼지는 반사된 빛에 의해서만 빛날 수 있습니다.
우주 먼지를 통과하는 푸른 빛의 광선은 붉은 빛보다 더 약해지기 때문에 우리에게 도달하는 별빛은 노랗게 보이거나 심지어 붉은 빛을 띠기도 합니다. 우주 먼지로 인해 세계 공간의 전체 영역은 관측이 불가능합니다.
적어도 지구와 비교적 가까운 곳에 있는 행성 간 먼지는 상당히 연구된 물질입니다. 태양계의 전체 공간을 채우고 적도면에 집중되어 있으며 주로 소행성의 무작위 충돌과 태양에 접근하는 혜성의 파괴의 결과로 탄생했습니다. 실제로 먼지의 구성은 지구에 떨어지는 운석의 구성과 다르지 않습니다. 연구하는 것은 매우 흥미롭고 이 분야에서 아직 많은 발견이 이루어지고 있지만 특별한 것은 없는 것 같습니다. 여기에 음모가 있습니다. 그러나이 특별한 먼지 덕분에 일몰 직후 서쪽이나 일출 전 동쪽의 좋은 날씨에는 지평선 위의 창백한 원뿔 모양의 빛을 감상 할 수 있습니다. 이것은 소위 황도광, 즉 작은 우주 먼지 입자에 의해 산란되는 햇빛입니다.
성간 먼지는 훨씬 더 흥미롭습니다. 그 특징은 견고한 코어와 쉘이 있다는 것입니다. 핵은 주로 탄소, 규소, 금속으로 구성되어 있는 것으로 보입니다. 그리고 껍질은 주로 핵 표면에 얼어 붙은 가스 원소로 이루어져 있으며 성간 공간의 "심각한 동결"조건에서 결정화되며 이는 약 10 켈빈, 수소 및 산소입니다. 그러나 더 복잡한 분자의 불순물이 있습니다. 이들은 방황하는 동안 먼지 얼룩에 달라붙거나 표면에 형성되는 암모니아, 메탄 및 심지어 다원자 유기 분자입니다. 물론 이러한 물질 중 일부는 예를 들어 자외선의 영향으로 표면에서 날아가지만 이 과정은 가역적입니다. 일부는 날아가고 다른 일부는 얼거나 합성됩니다.
은하가 형성되면 원칙적으로 먼지가 어디에서 나오는지는 과학자들에게 분명합니다. 가장 중요한 원인은 질량의 일부를 잃어 껍질을 주변 공간으로 "버리는" 신성과 초신성입니다. 또한, 먼지는 적색 거성의 팽창하는 대기에서 태어나 말 그대로 복사압에 의해 휩쓸려갑니다. 시원하게는 별의 기준에 따라 대기(약 2.5~3,000켈빈)에 상대적으로 복잡한 분자가 많이 있습니다.
그러나 여기에는 아직 풀리지 않은 미스터리가 있습니다. 먼지는 별 진화의 산물이라고 항상 믿어져 왔습니다. 즉, 별은 태어나서 한동안 존재하고, 늙어가고, 마지막 초신성 폭발에서 먼지를 생성해야 합니다. 하지만 무엇이 먼저 왔습니까? 계란입니까, 아니면 닭고기입니까? 별 탄생에 필요한 첫 번째 먼지 또는 어떤 이유로 먼지의 도움없이 태어난 첫 번째 별은 늙고 폭발하여 첫 번째 먼지를 형성합니다.
처음에는 무슨 일이 일어났나요? 결국, 140억년 전 빅뱅이 일어났을 때 우주에는 수소와 헬륨만 있었고 다른 원소는 없었습니다! 그때 첫 번째 은하계, 거대한 구름, 그리고 그 안에 긴 수명 경로를 거쳐야하는 첫 번째 별이 나타나기 시작했습니다. 별 핵의 열핵 반응은 더 복잡한 화학 원소를 "요리"하여 수소와 헬륨을 탄소, 질소, 산소 등으로 바꾸고 그 후에 별은 모든 것을 우주로 던져 폭발하거나 점차적으로 방출해야 합니다. 껍데기. 이 덩어리는 냉각되고 냉각되어 마침내 먼지로 변했습니다. 그러나 빅뱅 이후 이미 20억년이 지난 초기 은하계에는 먼지가 있었습니다! 망원경을 사용하여 우리 은하에서 120억 광년 떨어진 은하에서 발견되었습니다. 동시에 20억 년은 별의 전체 수명주기에 비해 너무 짧은 기간입니다. 이 기간 동안 대부분의 별은 늙어갈 시간이 없습니다. 젊은 은하계에 수소와 헬륨 외에 아무것도 없다면 먼지가 어디서 왔는지는 미스터리입니다.
그 시간을 바라보며 교수는 살짝 미소를 지었다.
하지만 당신은 집에서 이 미스터리를 풀려고 노력할 것입니다. 과제를 적어보자.
숙제.
1. 첫 번째 별, 아니면 먼지 중 무엇이 먼저 나왔는지 추측해 보세요.
추가 작업.
1. 모든 종류의 먼지(성간, 행성간, 행성주위, 은하간)에 대한 보고
2. 에세이. 자신이 우주 먼지를 연구하는 과학자라고 상상해 보세요.
3. 사진.
집에서 만든 학생들을 위한 과제:
1. 우주에 먼지가 필요한 이유는 무엇입니까?
추가 작업.
1. 모든 종류의 먼지에 대해 보고하십시오. 학교의 전 학생들은 규칙을 기억합니다.
2. 에세이. 우주 먼지의 소멸.
3. 사진.
성간 먼지는 우주 곳곳에서 발생하는 다양한 강도의 과정의 산물이며, 그 보이지 않는 입자는 심지어 지구 표면에 도달하여 우리 주변의 대기를 날아갑니다.
자연이 공허함을 좋아하지 않는다는 것은 여러 번 입증된 사실입니다. 우리에게 진공처럼 보이는 성간 공간은 실제로 가스와 0.01~0.2 마이크론 크기의 미세한 먼지 입자로 가득 차 있습니다. 이러한 보이지 않는 요소의 조합은 별에서 특정 유형의 스펙트럼 방사선을 흡수하고 때로는 지상 연구자들로부터 완전히 숨길 수 있는 일종의 우주 구름인 거대한 크기의 물체를 생성합니다.
성간 먼지는 무엇으로 만들어졌나요?
이 미세한 입자는 별의 가스 껍질에 형성되는 핵을 가지고 있으며 그 구성에 전적으로 의존합니다. 예를 들어, 흑연 먼지는 탄소별 입자로 형성되고, 규산염 먼지는 산소 입자로 형성됩니다. 이것은 수십 년 동안 지속되는 흥미로운 과정입니다. 별이 냉각되면서 분자를 잃어 우주로 날아가서 그룹으로 결합되어 먼지 알갱이의 핵심 기초가 됩니다. 다음으로, 수소 원자와 더 복잡한 분자의 껍질이 형성됩니다. 저온에서는 성간 먼지가 얼음 결정 형태로 발생합니다. 은하계를 돌아다니는 어린 여행자들은 가열될 때 가스의 일부를 잃지만 새로운 분자가 떠난 분자를 대신합니다.
위치 및 속성
우리 은하에 떨어지는 먼지의 대부분은 은하수 지역에 집중되어 있습니다. 검은 줄무늬와 반점의 형태로 별을 배경으로 돋보입니다. 먼지의 무게는 가스의 무게에 비해 미미하고 1%에 불과함에도 불구하고 우리에게서 천체를 숨길 수 있습니다. 입자들은 서로 수십 미터 떨어져 있지만, 이 양에서도 가장 밀도가 높은 영역은 별에서 방출되는 빛의 최대 95%를 흡수합니다. 우리 시스템의 가스와 먼지 구름의 크기는 수백 광년으로 측정될 정도로 엄청납니다.
관찰에 미치는 영향
Thackeray의 소구체는 그 뒤에 있는 하늘 영역을 보이지 않게 만듭니다.
성간 먼지는 별의 방사선, 특히 청색 스펙트럼의 대부분을 흡수하여 빛과 극성을 왜곡합니다. 가장 큰 왜곡은 먼 소스에서 발생하는 단파에서 발생합니다. 가스와 혼합된 미세입자는 은하수에서 어두운 점으로 보입니다.
이러한 요인으로 인해 우리 은하의 핵심은 완전히 숨겨져 있으며 적외선을 통해서만 관찰할 수 있습니다. 먼지 농도가 높은 구름은 거의 불투명해지기 때문에 내부 입자가 얼음 껍질을 잃지 않습니다. 현대 연구자들과 과학자들은 그들이 서로 붙어서 새로운 혜성의 핵을 형성한다고 믿습니다.
과학은 먼지 입자가 별 형성 과정에 미치는 영향을 입증했습니다. 이 입자에는 수많은 화학 공정의 촉매 역할을 하는 금속을 포함한 다양한 물질이 포함되어 있습니다.
우리 행성은 성간 먼지가 떨어지면서 매년 질량이 증가합니다. 물론 이러한 미세한 입자는 눈에 보이지 않으며 이를 찾아 연구하기 위해 해저와 운석을 연구합니다. 성간 먼지를 수집하고 전달하는 것은 우주선과 임무의 기능 중 하나가 되었습니다.
큰 입자가 지구 대기에 들어가면 껍질이 사라지고 작은 입자가 수년 동안 눈에 보이지 않게 우리 주위를 맴돌고 있습니다. 우주 먼지는 모든 은하계에 어디에나 존재하며 유사합니다. 천문학자들은 먼 세계의 표면에서 어두운 특징을 정기적으로 관찰합니다.
질량으로 보면 고체 먼지 입자는 우주에서 미미한 부분을 차지하고 있지만, 별과 행성, 우주를 연구하고 단순히 별을 동경하는 사람들이 생겨나고 계속해서 나타나는 것은 성간 먼지 덕분이다. 이 우주먼지는 어떤 물질일까요? 사람들이 확고한 확신이 아니라 최소한 한 줌의 성간 먼지를 추출하여 지구로 가져오겠다는 희망으로 작은 국가의 연간 예산을 들여 우주 탐사 장비를 갖추게 만드는 이유는 무엇입니까?
별과 행성 사이
천문학에서 먼지는 크기가 1마이크론 미만인 작은 입자로 우주 공간을 날아다니는 고체 입자를 의미합니다. 우주 먼지는 일반적으로 행성 간 먼지와 성간 먼지로 구분되는 경우가 많지만, 분명히 행성 간 공간으로의 성간 진입이 금지되지는 않습니다. "국지적"먼지 중에서는 확률이 낮고 태양 근처의 특성은 크게 변할 수 있습니다. 이제 태양계 경계까지 더 멀리 날아가면 실제 성간 먼지를 잡을 확률이 매우 높습니다. 이상적인 선택은 태양계를 완전히 넘어서는 것입니다.
적어도 지구와 비교적 가까운 곳에 있는 행성 간 먼지는 상당히 잘 연구된 문제입니다. 태양계의 전체 공간을 채우고 적도면에 집중되어 있으며 주로 소행성의 무작위 충돌과 태양에 접근하는 혜성의 파괴의 결과로 탄생했습니다. 실제로 먼지의 구성은 지구에 떨어지는 운석의 구성과 다르지 않습니다. 연구하는 것은 매우 흥미롭고 이 분야에서 아직 많은 발견이 이루어지고 있지만 특별한 것은 없는 것 같습니다. 여기에 음모가 있습니다. 그러나이 특별한 먼지 덕분에 일몰 직후 서쪽이나 일출 전 동쪽의 좋은 날씨에는 지평선 위의 창백한 원뿔 모양의 빛을 감상 할 수 있습니다. 이것은 작은 우주 먼지 입자에 의해 산란되는 소위 황도대 햇빛입니다.
성간 먼지는 훨씬 더 흥미롭습니다. 그 특징은 견고한 코어와 쉘이 있다는 것입니다. 핵은 주로 탄소, 규소, 금속으로 구성되어 있는 것으로 보입니다. 그리고 껍질은 주로 성간 공간의 "심각한 동결" 조건에서 결정화되고 핵 표면에 얼어붙은 기체 원소로 구성되어 있으며 이는 약 10켈빈, 수소 및 산소입니다. 그러나 더 복잡한 분자의 불순물이 있습니다. 이들은 방황하는 동안 먼지 얼룩에 달라붙거나 표면에 형성되는 암모니아, 메탄 및 심지어 다원자 유기 분자입니다. 물론 이러한 물질 중 일부는 예를 들어 자외선의 영향으로 표면에서 날아가지만 이 과정은 가역적입니다. 일부는 날아가고 다른 일부는 얼거나 합성됩니다.
이제 별 사이나 그 근처의 공간에서는 화학적으로가 아니라 물리적, 즉 분광학적 방법으로 물, 탄소 산화물, 질소, 황 및 규소, 염화수소, 암모니아, 아세틸렌, 포름산 및 아세트산과 같은 유기산, 에틸 및 메틸 알코올, 벤젠, 나프탈렌. 그들은 심지어 아미노산인 글리신도 발견했습니다!
태양계를 관통하여 아마도 지구로 떨어지는 성간 먼지를 포착하고 연구하는 것은 흥미로울 것입니다. 태양 광선, 특히 지구 대기에서 얼음 "코트"를 보존하는 성간 먼지 입자가 거의 없기 때문에 "잡는"문제는 쉽지 않습니다. 큰 것들은 너무 많이 뜨거워지며, 그들의 우주 속도는 빨리 꺼질 수 없고, 먼지 알갱이들은 "소진"됩니다. 그러나 작은 것들은 껍질의 일부를 유지하면서 수년 동안 대기 중에서 활공하지만 여기서는 그것을 찾아 식별하는 데 문제가 발생합니다.
매우 흥미로운 세부 사항이 하나 더 있습니다. 핵이 탄소로 이루어진 먼지에 관한 것입니다. 별의 핵에서 합성되어 우주로 방출되는 탄소(예: 적색 거성 등) 별의 노화 대기에서 성간 공간으로 날아가는 것은 더운 날 이후와 거의 같은 방식으로 냉각되고 응축됩니다. 수증기는 저지대에 모입니다. 결정화 조건에 따라 흑연, 다이아몬드 결정(작은 다이아몬드로 이루어진 전체 구름을 상상해 보세요!) 및 심지어 속이 빈 탄소 원자 공(풀러렌)의 층상 구조를 얻을 수 있습니다. 그리고 아마도 금고나 용기처럼 아주 오래된 별의 대기 입자가 저장되어 있을 것입니다. 그러한 먼지 얼룩을 찾는 것은 큰 성공이 될 것입니다.
우주먼지는 어디에서 발견되나요?
완전히 비어있는 우주적 진공이라는 개념 자체가 오랫동안 시적 은유로만 남아 있었다고 말해야합니다. 실제로 별 사이와 은하 사이의 우주 전체 공간은 물질, 기본 입자의 흐름, 방사선 및 자기장, 전기 및 중력장으로 가득 차 있습니다. 상대적으로 접촉할 수 있는 것은 가스, 먼지 및 플라즈마뿐이며, 다양한 추정에 따르면 우주 전체 질량에 대한 기여도는 약 12%에 불과하며 평균 밀도는 약 10-24g/cm입니다. 삼 . 우주에는 거의 99%에 달하는 대부분의 가스가 존재합니다. 이는 주로 수소(최대 77.4%)와 헬륨(21%)이며 나머지는 전체 질량의 2% 미만을 차지합니다. 그리고 먼지도 있습니다. 그 질량은 가스보다 거의 100배나 작습니다.
때때로 성간 및 은하계 공간의 공허함은 거의 이상적이지만 때로는 물질 원자당 1리터의 공간이 있습니다! 지구 실험실이나 태양계 내에는 그러한 진공 상태가 없습니다. 비교를 위해 다음과 같은 예를 들 수 있습니다. 우리가 숨쉬는 공기 1cm 3에는 약 30,000,000,000,000,000,000개의 분자가 있습니다.
이 물질은 성간 공간에 매우 고르지 않게 분포되어 있습니다. 성간 가스와 먼지의 대부분은 은하 원반의 대칭면 근처에 가스 먼지 층을 형성합니다. 우리 은하의 두께는 수백 광년입니다. 나선형 가지(팔)와 핵에 있는 대부분의 가스와 먼지는 주로 크기가 5~50파섹(16 x 160광년)이고 무게가 수만, 심지어 수백만 태양 질량에 달하는 거대한 분자 구름에 집중되어 있습니다. 그러나 이러한 구름 내부에는 물질이 불균일하게 분포되어 있습니다. 주로 분자 수소로 만들어진 소위 모피 코트라고 불리는 구름의 주요 부피에서 입자 밀도는 1cm 3 당 약 100개입니다. 구름 내부 밀도에서는 1cm3당 수만 개의 입자에 도달하고 이러한 밀도의 코어에서는 일반적으로 1cm3당 수백만 개의 입자에 도달합니다. 별, 행성, 그리고 궁극적으로 우리 자신의 존재에 빚진 것은 우주의 물질의 고르지 않은 분포입니다. 밀도가 높고 비교적 차가운 분자구름 속에서 별이 탄생하기 때문입니다.
흥미로운 점은 구름의 밀도가 높을수록 그 구성이 더욱 다양해진다는 것입니다. 이 경우 구름(또는 개별 부분)의 밀도와 온도와 거기에서 분자가 발견되는 물질 사이에는 일치가 있습니다. 한편으로 이것은 구름을 연구하는 데 편리합니다. 예를 들어 CO, OH 또는 NH 3와 같이 스펙트럼의 특성선을 따라 다양한 스펙트럼 범위에서 개별 구성 요소를 관찰하면 구름의 한 부분 또는 다른 부분을 "볼" 수 있습니다. . 반면에 클라우드 구성에 대한 데이터를 통해 클라우드에서 발생하는 프로세스에 대해 많은 것을 배울 수 있습니다.
또한 스펙트럼으로 판단하면 성간 공간에는 지상 조건에서 존재하는 것이 불가능한 물질이 있습니다. 이들은 이온과 라디칼입니다. 그들의 화학적 활동은 너무 높아 지구상에서 즉시 반응합니다. 그리고 희박하고 차가운 우주 공간에서 그들은 오랫동안 아주 자유롭게 산다.
일반적으로 성간 공간의 가스는 원자일 뿐만이 아닙니다. 50켈빈 이하의 추운 곳에서는 원자가 서로 붙어 분자를 형성합니다. 그러나 대량의 성간 가스는 여전히 원자 상태에 있습니다. 주로 수소이며 중성 형태는 비교적 최근인 1951년에 발견되었습니다. 알려진 바와 같이, 그것은 은하계에 얼마나 많은 것이 있는지 결정된 강도를 기준으로 길이 21cm(주파수 1,420MHz)의 전파를 방출합니다. 그런데 별 사이의 공간에는 균일하게 분포되어 있지 않습니다. 원자 수소 구름에서 그 농도는 1cm3당 여러 원자에 도달하지만 구름 사이에서는 그 농도가 훨씬 더 낮습니다.
마지막으로 뜨거운 별 근처에는 가스가 이온 형태로 존재합니다. 강력한 자외선 복사는 가스를 가열하고 이온화하여 빛을 발하게 합니다. 이것이 온도가 약 10,000K인 고농도의 뜨거운 가스가 있는 지역이 빛나는 구름으로 나타나는 이유입니다. 그들은 가벼운 가스 성운이라고 불립니다.
그리고 모든 성운에는 양이 많든 적든 성간 먼지가 있습니다. 성운은 일반적으로 먼지 성운과 가스 성운으로 구분되지만 둘 다 먼지가 있습니다. 그리고 어쨌든 성운 깊은 곳에서 별이 형성되는 데 도움을 주는 것은 분명히 먼지입니다.
안개가 자욱한 물체
모든 우주 물체 중에서 성운은 아마도 가장 아름답습니다. 사실, 가시 범위의 어두운 성운은 단순히 하늘의 검은 얼룩처럼 보입니다. 은하수 배경에서 가장 잘 관찰됩니다. 그러나 적외선과 같은 다른 범위의 전자기파에서는 매우 잘 보이고 사진이 매우 특이한 것으로 나타났습니다.
성운은 우주에 고립되어 있고 중력이나 외부 압력에 의해 묶여 있는 가스와 먼지 덩어리입니다. 질량은 태양질량 0.1~10,000배, 크기는 1~10파섹이다.
처음에는 성운이 천문학자들을 짜증나게 했습니다. 19세기 중반까지 발견된 성운은 별을 관찰하고 새로운 혜성을 찾는 데 방해가 되는 성가신 존재로 여겨졌습니다. 1714년 영국인 에드먼드 핼리(Edmond Halley)는 '혜성 포착자'를 오해하지 않기 위해 6개 성운의 '블랙리스트'를 작성했고, 프랑스인 샤를 메시에는 이 목록을 103개로 늘렸다. 다행히 천문학을 사랑했던 음악가 윌리엄 허셜 경과 그의 여동생, 아들이 성운에 관심을 갖게 됐다. 그들은 자신의 손으로 만든 망원경의 도움으로 하늘을 관찰하면서 5,079개의 우주 물체에 대한 정보가 담긴 성운과 성단 목록을 남겼습니다!
Herschels는 그해의 광학 망원경의 기능을 거의 소진했습니다. 그러나 사진의 발명과 긴 노출 시간으로 인해 매우 희미하게 빛나는 물체를 찾는 것이 가능해졌습니다. 조금 후에 다양한 범위의 전자기파에 대한 스펙트럼 분석 및 관찰 방법을 통해 미래에는 많은 새로운 성운을 감지할 수 있을 뿐만 아니라 그 구조와 특성을 결정할 수도 있습니다.
성간 성운은 두 가지 경우에 밝게 보입니다. 너무 뜨거워서 가스 자체가 빛을 내는 성운을 방출 성운이라고 합니다. 또는 성운 자체는 차갑지만 그 먼지는 근처의 밝은 별의 빛을 산란시킵니다. 이는 반사 성운입니다.
암흑 성운은 성간 가스와 먼지의 축적물이기도 합니다. 그러나 오리온 성운처럼 강한 쌍안경이나 망원경으로도 가끔 보이는 가벼운 가스 성운과는 달리, 암흑 성운은 빛을 방출하지 않고 흡수합니다. 별빛이 이러한 성운을 통과할 때 먼지는 이를 완전히 흡수하여 눈에 보이지 않는 적외선으로 변환할 수 있습니다. 그러므로 그러한 성운은 하늘에 별이 없는 구멍처럼 보입니다. V. Herschel은 이를 "하늘의 구멍"이라고 불렀습니다. 아마도 그 중 가장 아름다운 것은 말머리 성운일 것입니다.
그러나 먼지 입자는 별의 빛을 완전히 흡수하지 못하고 부분적으로만 선택적으로 산란시킬 수 있습니다. 사실 성간 먼지 입자의 크기는 청색광의 파장에 가깝기 때문에 더 강하게 산란되고 흡수되며 별빛의 "빨간색"부분이 우리에게 더 잘 도달합니다. 그건 그렇고, 이것은 서로 다른 파장의 빛을 어떻게 감쇠시키는 지에 따라 먼지 입자의 크기를 추정하는 좋은 방법입니다.
구름에서 별
별이 나타나는 이유는 정확하게 확립되지 않았습니다. 실험 데이터를 어느 정도 확실하게 설명하는 모델만 있을 뿐입니다. 또한 별의 형성 경로, 특성 및 추가 운명은 매우 다양하며 많은 요인에 따라 달라집니다. 그러나 가장 일반적인 용어로 별이 물질 밀도가 증가한 영역, 즉 깊이에서 성간 가스로 형성된다는 확립된 개념 또는 가장 발전된 가설이 있습니다. 성간 구름의 모습. 물질로서의 먼지는 무시할 수 있지만 별 형성에서 먼지의 역할은 엄청납니다.
분명히 이런 일이 발생합니다(가장 원시적인 버전에서는 단일 별의 경우). 첫째, 원시성 구름은 성간 물질로부터 응축되는데, 이는 중력 불안정성 때문일 수 있지만 그 이유는 다를 수 있으며 아직 완전히 명확하지 않습니다. 어떤 식으로든 주변 공간의 물질을 수축하고 끌어당깁니다. 붕괴하는 가스 공의 중심에 있는 분자가 원자로 분해된 다음 이온으로 분해되기 시작할 때까지 중심의 온도와 압력은 증가합니다. 이 과정에서 가스가 냉각되고 코어 내부의 압력이 급격히 떨어집니다. 핵이 수축하고 충격파가 구름 내부로 전파되어 외부 층을 떨어뜨립니다. 원시성은 형성되며, 중심에서 열핵 융합 반응(수소가 헬륨으로 전환)이 시작될 때까지 중력의 영향으로 계속 수축합니다. 압축은 중력 압축력이 가스 힘과 복사압력과 균형을 이룰 때까지 한동안 계속됩니다.
생성된 별의 질량은 그것을 낳은 성운의 질량보다 항상 작다는 것이 분명합니다. 이 과정에서 코어에 떨어질 시간이 없었던 물질의 일부는 충격파에 의해 "휩쓸려 나가"고 방사선과 입자는 단순히 주변 공간으로 흐릅니다.
별과 항성계의 형성 과정은 자기장을 포함한 많은 요인의 영향을 받습니다. 자기장은 종종 원시성운을 2개, 드물게는 3개 조각으로 "찢어지는" 원인이 되며, 각 조각은 중력의 영향으로 압축됩니다. 자신의 프로토스타. 예를 들어, 이것이 바로 공통 질량 중심을 공전하고 하나의 전체로서 공간을 이동하는 두 개의 별인 많은 쌍성계가 발생하는 방식입니다.
핵연료가 노화됨에 따라 별 내부의 핵연료는 점차 연소되며 별이 커질수록 속도가 빨라집니다. 이 경우 반응의 수소 순환은 헬륨 순환으로 대체되고 핵융합 반응의 결과로 철까지 점점 더 무거운 화학 원소가 형성됩니다. 결국 열핵반응으로 더 이상 에너지를 받지 못하는 핵은 크기가 급격히 줄어들고 안정성을 잃어 그 물질이 스스로 떨어지는 것처럼 보인다. 물질이 수십억도까지 가열될 수 있는 강력한 폭발이 발생하고 핵 사이의 상호 작용으로 인해 가장 무거운 것까지 새로운 화학 원소가 형성됩니다. 폭발은 급격한 에너지 방출과 물질 방출을 동반합니다. 별이 폭발하는 과정을 초신성이라고 합니다. 결국 별은 질량에 따라 중성자별이나 블랙홀로 변하게 됩니다.
이것은 아마도 실제로 일어나는 일입니다. 어쨌든 젊은, 즉 뜨거운 별과 그 성단이 성운, 즉 가스와 먼지의 밀도가 증가한 지역에 가장 많다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 이는 다양한 파장 범위에서 망원경으로 촬영한 사진에서 명확하게 볼 수 있습니다.
물론 이것은 일련의 사건을 가장 조잡하게 요약한 것에 지나지 않습니다. 우리에게는 두 가지 점이 근본적으로 중요합니다. 첫째, 별 형성 과정에서 먼지의 역할은 무엇인가? 둘째, 실제로는 어디에서 왔습니까?
범용 절삭유
우주 물질의 총 질량에서 먼지 자체, 즉 탄소, 규소 및 기타 원소가 고체 입자로 결합된 원자는 너무 작아서 어쨌든 별을 위한 건축 자재로서 고려되지 않습니다. 그러나 실제로 그들의 역할은 훌륭합니다. 뜨거운 성간 가스를 냉각시켜 별이 형성되는 매우 차갑고 밀도가 높은 구름으로 바꾸는 것은 바로 그들입니다.
사실 성간 가스 자체는 냉각될 수 없습니다. 수소 원자의 전자 구조는 스펙트럼의 가시광선과 자외선 영역에서 빛을 방출하지만 적외선 범위에서는 방출하지 않음으로써 과도한 에너지를 방출할 수 있도록 되어 있습니다. 비유적으로 말하면, 수소는 열을 방출할 수 없습니다. 제대로 냉각하려면 성간 먼지 입자가 그 역할을 하는 "냉장고"가 필요합니다.
더 무겁고 느린 먼지 알갱이와 달리 고속으로 먼지 알갱이와 충돌하는 동안 가스 분자는 빠르게 날아가 속도를 잃고 운동 에너지가 먼지 알갱이로 전달됩니다. 또한 가열되어 적외선 형태를 포함하여 주변 공간에 과도한 열을 방출하는 동시에 자체적으로 냉각됩니다. 따라서 성간 분자의 열을 흡수함으로써 먼지는 일종의 라디에이터 역할을 하여 가스 구름을 냉각시킵니다. 질량은 많지 않습니다. 전체 구름 물질 질량의 약 1%이지만 이는 수백만 년에 걸쳐 과도한 열을 제거하기에 충분합니다.
구름의 온도가 떨어지면 압력도 낮아지고 구름이 응결되어 별이 탄생할 수 있습니다. 별이 탄생한 물질의 잔해는 행성 형성의 출발 물질이 됩니다. 그들은 이미 먼지 입자를 더 많이 포함하고 있습니다. 왜냐하면 별이 태어나면 주변의 모든 가스를 가열하고 가속하는 반면 먼지는 근처에 남아 있기 때문입니다. 결국, 그것은 냉각이 가능하고 개별 가스 분자보다 훨씬 더 강한 새로운 별에 끌립니다. 결국, 새로 태어난 별 근처에는 먼지 구름이 있고 주변에는 먼지가 풍부한 가스가 있습니다.
토성, 천왕성, 해왕성과 같은 가스 행성이 이곳에서 탄생합니다. 음, 바위 같은 행성이 별 근처에 나타납니다. 우리에게는 화성, 지구, 금성, 수성이 있습니다. 가스 행성과 고체 행성이라는 두 영역으로 상당히 명확하게 구분됩니다. 그래서 지구는 대부분 성간 먼지 입자로 이루어져 있다는 것이 밝혀졌습니다. 금속 먼지 입자는 행성 핵의 일부가 되었고, 이제 지구에는 거대한 철핵이 있습니다.
젊은 우주의 신비
은하계가 형성되었다면 원칙적으로 과학자들은 먼지가 어디에서 오는가를 이해합니다. 가장 중요한 원인은 질량의 일부를 잃어 껍질을 주변 공간으로 "떨어뜨리는" 신성과 초신성입니다. 또한, 먼지는 적색 거성의 팽창하는 대기에서 태어나 말 그대로 복사압에 의해 휩쓸려갑니다. 시원하게는 별의 기준에 따라 대기(약 2.5~3,000켈빈)에 상대적으로 복잡한 분자가 많이 있습니다.
그러나 여기에는 아직 풀리지 않은 미스터리가 있습니다. 먼지는 별 진화의 산물이라고 항상 믿어져 왔습니다. 즉, 별은 태어나서 한동안 존재하고, 늙어가고, 마지막 초신성 폭발에서 먼지를 생성해야 합니다. 하지만 무엇이 먼저 왔습니까? 계란입니까, 아니면 닭고기입니까? 별 탄생에 필요한 첫 번째 먼지 또는 어떤 이유로 먼지의 도움없이 태어난 첫 번째 별은 늙고 폭발하여 첫 번째 먼지를 형성합니다.
처음에는 무슨 일이 일어났나요? 결국, 140억년 전 빅뱅이 일어났을 때 우주에는 수소와 헬륨만 있었고 다른 원소는 없었습니다! 그때 첫 번째 은하계, 거대한 구름, 그리고 그 안에 긴 수명 경로를 거쳐야하는 첫 번째 별이 나타나기 시작했습니다. 별 핵의 열핵 반응은 더 복잡한 화학 원소를 "요리"하여 수소와 헬륨을 탄소, 질소, 산소 등으로 바꾸고 그 후에 별은 모든 것을 우주로 던져 폭발하거나 점차적으로 방출해야 합니다. 껍데기. 이 덩어리는 냉각되고 냉각되어 마침내 먼지로 변했습니다. 그러나 빅뱅 이후 이미 20억년이 지난 초기 은하계에는 먼지가 있었습니다! 망원경을 사용하여 우리 은하에서 120억 광년 떨어진 은하에서 발견되었습니다. 동시에 20억 년은 별의 전체 수명주기에 비해 너무 짧은 기간입니다. 이 기간 동안 대부분의 별은 늙어갈 시간이 없습니다. 젊은 은하계에 수소와 헬륨 외에 아무것도 없다면 먼지가 어디서 왔는지는 미스터리입니다.
분진로의 티끌
성간 먼지는 일종의 보편적인 냉각제 역할을 할 뿐만 아니라, 아마도 우주에 복잡한 분자가 나타나는 것은 먼지 덕분일 것입니다.
사실 먼지 입자의 표면은 원자로부터 분자가 형성되는 반응기 역할과 합성 반응의 촉매 역할을 할 수 있습니다. 결국, 서로 다른 원소의 많은 원자가 한 지점에서 충돌하고 절대 영도 바로 위의 온도에서 서로 상호 작용할 확률은 상상할 수 없을 정도로 작습니다. 그러나 먼지 알갱이가 비행 중에, 특히 차갑고 밀도가 높은 구름 내부에서 다양한 원자 또는 분자와 순차적으로 충돌할 확률은 상당히 높습니다. 실제로 이것이 일어나는 일입니다. 이것은 만난 원자와 그 위에 얼어 붙은 분자로 인해 성간 먼지 알갱이 껍질이 형성되는 방식입니다.
단단한 표면에서는 원자들이 서로 가깝게 붙어 있습니다. 에너지적으로 가장 유리한 위치를 찾기 위해 먼지 알갱이의 표면을 따라 이동하면서 원자는 서로 만나고 아주 가까이에 있음을 발견하고 서로 반응할 수 있습니다. 물론 먼지 입자의 온도에 따라 매우 천천히 진행됩니다. 입자의 표면, 특히 금속 코어를 함유한 입자의 표면은 촉매 특성을 나타낼 수 있습니다. 지구상의 화학자들은 가장 효과적인 촉매는 정상적인 조건에서 서로 완전히 "무관심"한 분자들이 모여서 반응하는 크기가 1미크론 미만인 입자라는 것을 잘 알고 있습니다. 분명히 이것은 분자 수소가 형성되는 방식입니다. 그 원자는 먼지 얼룩에 "고착"한 다음 분자 형태로 쌍으로 날아갑니다.
가장 단순한 아미노산을 포함하여 껍질에 몇 가지 유기 분자를 보유하고 있는 작은 성간 먼지 입자가 약 40억 년 전에 지구에 최초의 "생명의 씨앗"을 가져온 것일 수도 있습니다. 물론 이것은 아름다운 가설에 지나지 않습니다. 그러나 이에 유리한 점은 아미노산 글리신이 차가운 가스와 먼지 구름에서 발견되었다는 것입니다. 어쩌면 다른 것이 있을 수도 있지만, 망원경의 기능으로는 아직 감지할 수 없습니다.
먼지 사냥
물론 성간 먼지의 특성은 지구나 위성에 있는 망원경과 기타 장비를 사용하여 먼 거리에서 연구할 수 있습니다. 그러나 성간 먼지 입자를 잡아서 자세히 연구하여 이론적이 아닌 실제적으로 구성 요소와 구조를 알아내는 것이 훨씬 더 유혹적입니다. 여기에는 두 가지 옵션이 있습니다. 우주 깊은 곳까지 도달하여 그곳에서 성간 먼지를 수집하고 지구로 가져와 가능한 모든 방법으로 분석할 수 있습니다. 또는 태양계 밖으로 날아가서 우주선에 직접 탑승하여 먼지를 분석하여 결과 데이터를 지구로 보낼 수도 있습니다.
성간 먼지와 성간 물질의 샘플을 가져오려는 첫 번째 시도는 몇 년 전 NASA에서 이루어졌습니다. 우주선에는 성간 먼지와 우주 바람 입자를 수집하기 위한 수집기인 특수 트랩이 장착되어 있습니다. 껍질을 잃지 않고 먼지 입자를 잡기 위해 트랩에는 소위 에어로젤이라는 특수 물질이 채워졌습니다. 이 매우 가벼운 거품 물질(그 구성은 영업 비밀임)은 젤리와 유사합니다. 일단 안으로 들어가면 먼지 입자가 붙어서 다른 함정과 마찬가지로 뚜껑이 닫혀 지구에서 열립니다.
이 프로젝트는 Stardust Stardust라고 불렸습니다. 그의 프로그램은 거창하다. 1999년 2월 발사 이후 탑재된 장비는 결국 지난 2월 지구 근처를 비행한 Wild-2 혜성 바로 근처의 먼지와 별도로 성간 먼지 샘플을 수집하게 됩니다. 이제 이 귀중한 화물을 컨테이너에 가득 실은 배는 2006년 1월 15일 미국 솔트레이크시티 근처 유타에 있는 집으로 날아갑니다. 그 때가 바로 천문학자들이 마침내 자신의 눈으로(물론 현미경의 도움으로) 이미 예측한 구성과 구조 모델을 지닌 바로 그 먼지 알갱이를 보게 될 때입니다.
그리고 2001년 8월, 제네시스는 깊은 우주에서 물질 샘플을 수집하기 위해 비행했습니다. 이 NASA 프로젝트는 주로 태양풍에서 입자를 포착하는 것을 목표로 했습니다. 우주에서 1,127일을 보낸 후 약 3,200만km를 비행한 후 우주선은 돌아와서 결과 샘플(이온과 태양풍 입자가 포함된 트랩)이 담긴 캡슐을 지구로 떨어뜨렸습니다. 아아, 불행이 일어났습니다. 낙하산이 열리지 않았고 캡슐이 온 힘을 다해 땅에 떨어졌습니다. 그리고 추락했습니다. 물론, 잔해물은 수집되어 주의 깊게 연구되었습니다. 그러나 2005년 3월 휴스턴에서 열린 회의에서 프로그램 참가자인 Don Barnetti는 태양풍 입자가 있는 4개의 수집기가 손상되지 않았으며 그 안에 포함된 0.4mg의 포집된 태양풍이 휴스턴의 과학자들에 의해 활발히 연구되고 있다고 말했습니다.
그러나 NASA는 이제 훨씬 더 야심 찬 세 번째 프로젝트를 준비하고 있습니다. 이것이 성간탐사선(Interstellar Probe) 우주 임무가 될 것입니다. 이번에는 우주선이 200AU 거리로 이동합니다. e. 지구로부터(즉, 지구에서 태양까지의 거리) 이 배는 결코 돌아오지 않을 것이지만 성간 먼지 샘플 분석을 포함하여 다양한 장비로 "채워질" 것입니다. 모든 것이 제대로 이루어지면 우주선에서 바로 깊은 우주의 성간 먼지 알갱이가 마침내 자동으로 포착, 사진 촬영 및 분석됩니다.
젊은 별의 형성
1. 크기가 100파섹, 질량이 태양의 100,000개, 온도가 50K, 밀도가 10 2 입자/cm 3 인 거대한 은하 분자 구름입니다. 이 구름 내부에는 확산 가스 및 먼지 성운(1 x 10 pc, 10,000 태양, 20 K, 10 3 입자/cm 3)과 같은 대규모 응축과 가스 및 먼지 성운(최대 1 pc, 100 x 3)이 있습니다. 1,000개의 태양, 20K, 10 4개 입자/cm 3). 후자 내부에는 0.1 pc 크기, 1 x 10 태양의 질량 및 10 x 10 6 입자 / cm 3의 밀도를 가진 작은 구체 덩어리가 있으며 여기에 새로운 별이 형성됩니다.
2. 가스와 먼지 구름 속에서 별의 탄생
3. 방사선과 항성풍을 지닌 새로운 별은 주변 가스를 자신으로부터 멀리 분산시킵니다.
4. 어린 별이 자신을 낳은 성운을 밀어내고 가스와 먼지가 없는 깨끗하고 깨끗한 우주로 떠오른다.
태양과 같은 질량을 가진 별의 "배아" 발달 단계
5. 태양의 크기가 2,000,000개이고 온도가 약 15K이고 초기 밀도가 10 -19 g/cm 3 인 중력적으로 불안정한 구름의 기원
6. 수십만 년이 지나면 이 구름은 온도가 약 200K이고 크기가 태양 100개에 해당하는 핵을 형성할 것입니다. 질량은 여전히 태양의 0.05에 불과합니다.
7. 이 단계에서 온도가 최대 2,000K인 핵은 수소 이온화로 인해 급격히 수축하고 동시에 최대 20,000K까지 가열되며, 성장하는 별에 떨어지는 물질의 속도는 100km/s에 이릅니다.
8. 중심 온도가 2x10 5 K이고 표면 온도가 3x10 3 K인 태양 두 개 크기의 원시별
9. 별 진화 전의 마지막 단계는 느린 압축으로, 이 과정에서 리튬과 베릴륨 동위원소가 연소됩니다. 온도가 6x10 6 K로 상승한 후에야 별 내부에서 수소로부터 헬륨을 합성하는 열핵반응이 시작됩니다. 우리 태양과 같은 별의 총 탄생주기는 5천만년이며, 그 이후 그러한 별은 수십억년 동안 조용히 타오를 수 있습니다.
Olga Maksimenko, 화학 과학 후보자