French
DeutschМіжзоряний пил — Вікіпедія
Міжзо́ряний пил — тверді мікроскопічні частинки, які перебувають у просторі між зорями.
Типові пилинки розміром від 0,01 до 0,2 мкм мають тугоплавке ядро, оточене крижаною оболонкою та леткими речовинами. Дрібніші графітові та силікатні пилинки оболонки не мають.
Спостереження[ред. | ред. код]
Маса пилу становить близько 1% від маси міжзоряного газу. Як і газ, пил концентрується в галактичній площині, де утворюються газопилові хмари. Пилинки послаблюють випромінювання від далеких зір та інших галактик, змінюють його спектр та поляризацію[1][2]. Цей ефект особливо виявляється в площині галактики, внаслідок чого земні спостерігачі в цій площині бачать набагато менше далеких об'єктів (перш за все — галактик), що виглядає як зона уникання. Світло зір нагріває міжзоряний пил до декількох десятків Кельвінів, завдяки чому міжзоряний пил є джерелом довгохвильового інфрачервоного випромінювання. Міжзоряний пил також спостерігають як відбивні туманності поблизу яскравих зір. Поляризація світла свідчить про те, що форма пилинок відрізняється від кулястої[1].
Утворення пилу[ред. | ред. код]
Утворення пилинок починається із зародкових конденсацій, які виникають у досить густому середовищі за температур 500—2000 К. Такі умови є в атмосферах холодних зір-гігантів і надгігантів, в оболонках планетарних туманностей, нових і наднових зір[1], у газопилових хмарах, з яких утворюються протозорі[2].
Холодні зорі постачають не менше 10% зародкових ядер (внесок інших джерел залишається невизначеним). Спочатку в них утворюються найтугоплавкіші конденсації, хімічний склад яких визначається тим, в атмосфері яких зір вони сконденсувалися. Наприклад, у разі вуглецевих зірок, вони будуть складатися переважно з графіту та карбіду кремнію, а в атмосферах кисневих зір — здебільшого з силікатів. Із рухом газу вони пересуваються у все холодніші й холодніші шари, де обростають легкоплавкими речовинами. Якщо рух відбувається досить швидко, то склад утвореної пилинки значно відрізнятиметься від складу середовища, в якому вона утворилася. У міжзоряних хмарах пилинки продовжують обростати леткими речовинами, що складаються з найпоширеніших атомів (H, C, N, O), однак на частинках розміром менше 1 мкм оболонки, мабуть, не утворюються. Зіткнення з іншими пилинками на невеликій швидкості (до 1 км/с) призводить до їх злипання[2].
Руйнування пилу[ред. | ред. код]
- Поглинання високоенергетиних квантів світла може призводити до вибивання окремих молекул із поверхні пилинок (фотодесорбції)[1].
- Внаслідок нагрівання до високої температури відбувається випаровування (сублімація) летких речовин[1]. Цей процес характерний для протозоряних туманностей та зон H II[2].
- Внаслідок зіткнення з космічними променями та іншими швидкими частинками (зокрема, з іншими пилинками на швидкості понад 20 км/с) відбувається розпилення[1]. Потужні ударні хвилі в міжзоряному середовищі (наприклад, внаслідок спалахів наднових) мають такі ж наслідки[2].
- Пилинки, які потрапляють усередину протозір, випаровуються повністю[2].
Безпосереднє вивчення[ред. | ред. код]
Детектор пилу на космічному зонді Кассіні – відомий як космічний аналізатор пилу — виявив кілька надзвичайно рідкісних частинок міжзоряного пилу з-за меж нашої Сонячної системи, і визначив їх хімічний склад. Виявилося, що різні частинки пилу дуже схожі за складом і зібрали всю суміш елементів з космосу. Таким чином, експерти підозрюють, що пил постійно руйнується, перетворюється і тим самим гомогенізує в «казані» космічного простору[3].
Джерела[ред. | ред. код]
- ↑ а б в г д е Міжзоряний пил // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 289—290. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ а б в г д е Н. В. Вощинников. Межзвёздная пыль // Физика космоса : [рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
- ↑ Altobelli N., Postberg F., Fiege K. Flux and composition of interstellar dust at Saturn from Cassini’s Cosmic Dust Analyzer // Science. — 2016. — Вип. 352. — № 6283. — С. 312–318. — DOI:.