Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Ғарыштағы қалқып жүзетін шаң
Dust floating in space
Космикалық шаң, сонымен қатар ғарыш шаңы немесе жұлдыз шаңы деп те аталады, ол ғарыш кеңістігінде пайда болады немесе Жерге түседі. Космикалық шаңның көп бөлігі бірнеше молекуладан бастап, мысалы, микрометеориттер сияқты өлшемде болады. Ірі бөлшектер метеороидтер деп аталады. Космикалық шаңды астрономиялық орналасуы бойынша да жіктеуге болады: галактикааралық шаң, жұлдыздаралық шаң, планетааралық шаң (зодиактық бұлттағыдай) және планеталық шаң (планета сақинасындағыдай). Ғарыш шаңын өлшеудің бірнеше әдісі бар. Күн жүйесінде планетааралық шаң зодиактық жарық тудырады. Күн жүйесінің шаңына комета шаңы, планета шаңы (Марстан келгендей), астероид шаңы, Койпер белдеуінен шаң және Күн жүйесі арқылы өтетін жұлдыздаралық шаң жатады. Жыл сайын Жер бетіне мыңдаған тонна космикалық шаң жетіп, олардың көпшілігі 10−16 кг (0,1 пг) және 10−4 кг (0,1 г) аралығында массаға ие. Космикалық шаңда кейбір күрделі органикалық қосылыстар (аралас ароматты-алифалық құрылымды аморфты органикалық қатты заттар) бар, олар жұлдыздармен табиғи және жылдам түрде пайда болуы мүмкін. Ғарыштағы шаңның аз бөлігі – жұлдыздар қалдырған заттардан конденсатталған, ірі, отқа төзімді минералдардан тұратын "жұлдыз шаңы". Жұлдыздаралық шаң бөлшектері "Stardust" ғарыш кемесімен жиналып, 2006 жылы Жерге қайтарылды.
Cosmic dustalso called extraterrestrial dust, space dust, or star dustis dust that occurs in outer space or has fallen onto Earth. Most cosmic dust particles measure between a few molecules and , such as micrometeoroids. Larger particles are called meteoroids. Cosmic dust can be further distinguished by its astronomical location: intergalactic dust, interstellar dust, interplanetary dust (as in the zodiacal cloud), and circumplanetary dust (as in a planetary ring). There are several methods to obtain space dust measurement. In the Solar System, interplanetary dust causes the zodiacal light. Solar System dust includes comet dust, planetary dust (like from Mars), asteroidal dust, dust from the Kuiper belt, and interstellar dust passing through the Solar System. Thousands of tons of cosmic dust are estimated to reach Earth's surface every year, with most grains having a mass between 10−16 kg (0.1 pg) and 10−4 kg (0.1 g). Cosmic dust contains some complex organic compounds (amorphous organic solids with a mixed aromatic–aliphatic structure) that could be created naturally, and rapidly, by stars. A smaller fraction of dust in space is "stardust" consisting of larger refractory minerals that condensed as matter left by stars. Interstellar dust particles were collected by the Stardust spacecraft and samples were returned to Earth in 2006.
Зерттеу және маңызы
Космикалық шаң бұрын астрономдарға тек бір қиындық тудыратын, олар бақылауға тырысқан объектілерді жасыратын нәрсе еді. Инфрақызыл астрономия басталған кезде, шаң бөлшектерінің астрофизикалық процестердің маңызды және өте қажетті компоненттері екені анықталды. Оларды талдау Күн жүйесінің қалыптасуы сияқты құбылыстар туралы мәліметтерді ашуға мүмкіндік береді. Мысалы, ғарыштық шаң жұлдыз өмірінің соңына жақындағанда масса жоғалтуына себеп болуы мүмкін, жұлдыздардың пайда болуының бастапқы кезеңдерінде және планеталардың қалыптасуында қатысады. Күн жүйесінде шаң зодиак жарығында, Сатурнның B сақинасының спицаларында, Юпитер, Сатурн, Уран және Нептун планеталарының сыртқы тараңқы сақиналарында және кометаларда маңызды рөл атқарады. Шаңды зерттеудің салааралық сипаты түрлі ғылыми салаларды біріктіреді: физика (қатты дене физикасы, электромагниттік теория, беттік физика, статистикалық физика, термодинамика), фракталдық математика, шаң түйіршіктеріндегі беттік химия, метеориттану, сондай-ақ астрономия мен астрофизиканың барлық салалары. Осы әртүрлі зерттеу салаларын бір арнайы тақырып біріктіреді: ғарыштық шаң бөлшектері химиялық, физикалық және динамикалық тұрғыдан циклдік эволюциядан өтеді. Шаңның эволюциясы, Әлемнің материалды қайта өңдейтін жолдарына ұқсас процестерде, көптеген адамдарға таныс күнделікті қайта өңдеу кезеңдерін еске түсіреді: өндіріс, сақтау, өңдеу, жинау, тұтыну және кәдеге шығару. Әртүрлі аймақтардағы ғарыштық шаңды бақылау және өлшеу Әлемнің қайта өңдеу процестері туралы маңызды түсініктер береді: диффузды жұлдызаралық ортаның бұлттарында, молекулалық бұлттарда, жас жұлдыздардың шаң қабығында және Күн жүйесі сияқты планеталық жүйелерде, онда астрономдар шаңды ең көп өңделген күйінде қарастырады. Астрономдар шаңның өмірінің әртүрлі кезеңдеріндегі бақылау «суреттерін» жинақтап, уақыт өте келе Әлемнің күрделі қайта өңдеу кезеңдерінің толыққанды «фильмін» құрастырады. Бөлшектің бастапқы қозғалысы, материалдық қасиеттері, аралық плазма және магниттік өріс сияқты параметрлер шаң бөлшегінің шаң детекторға қалай жететінін анықтайды. Осы параметрлердің кез келгенін тіпті аздап өзгерткеннің өзі шаңның динамикалық мінез-құлқында елеулі өзгерістерге әкелуі мүмкін. Сондықтан, бұл объектінің қайдан келгенін және аралық ортаның қандай екенін білуге болады.
Cosmic dust was once solely an annoyance to astronomers, as it obscures objects they wished to observe. When infrared astronomy began, the dust particles were observed to be significant and vital components of astrophysical processes. Their analysis can reveal information about phenomena like the formation of the Solar System. For example, cosmic dust can drive the mass loss when a star is nearing the end of its life, play a part in the early stages of star formation, and form planets. In the Solar System, dust plays a major role in the zodiacal light, Saturn's B Ring spokes, the outer diffuse planetary rings at Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune, and comets. The interdisciplinary study of dust brings together different scientific fields: physics (solid state, electromagnetic theory, surface physics, statistical physics, thermal physics), fractal mathematics, surface chemistry on dust grains, meteoritics, as well as every branch of astronomy and astrophysics. These disparate research areas can be linked by the following theme: the cosmic dust particles evolve cyclically; chemically, physically and dynamically. The evolution of dust traces out paths in which the Universe recycles material, in processes analogous to the daily recycling steps with which many people are familiar: production, storage, processing, collection, consumption, and discarding. Observations and measurements of cosmic dust in different regions provide an important insight into the Universe's recycling processes; in the clouds of the diffuse interstellar medium, in molecular clouds, in the circumstellar dust of young stellar objects, and in planetary systems such as the Solar System, where astronomers consider dust as in its most recycled state. The astronomers accumulate observational ‘snapshots’ of dust at different stages of its life and, over time, form a more complete movie of the Universe's complicated recycling steps. Parameters such as the particle's initial motion, material properties, intervening plasma and magnetic field determined the dust particle's arrival at the dust detector. Slightly changing any of these parameters can give significantly different dust dynamical behavior. Therefore, one can learn about where that object came from, and what is (in) the intervening medium.
Анықтау әдістері
Космикалық шаңды зерттеудің көптеген әдістері бар. Космикалық шаңды, космикалық шаң бөлшектерінің сәулелену қасиеттерін пайдаланатын қашықтан зондтау әдістерімен анықтауға болады, мысалы, Зодиак жарығын өлшеу. Космикалық шаңды әртүрлі жинау әдістерін және әртүрлі жинау орындарынан тікелей ("in situ") анықтауға болады. Жер атмосферасына күн сайын келетін ғарыш материалдарының мөлшері 5-тен 300 тоннаға дейін деп есептеледі. NASA Жер атмосферасынан жұлдыз шаңы бөлшектерін жинап алады. Шаң үлгілері сондай-ақ ірі мұздықтардың беткі қабаттарынан (Антарктида және Гренландия/Арктика) және терең теңіз шөгінділерінен жиналады. Сиэтлдегі Вашингтон университетінің профессоры Дон Браунли 1970-ші жылдардың соңында жиналған шаң бөлшектерінің ғарыштан келгенін алғаш рет анықтады. Тағы бір көз – метеориттер, олардан жұлдыз шаңы алынады. Жұлдыз шаңының түйіршіктері – жеке досолярлық жұлдыздардың қатты, ыстыққа төзімді бөлшектері. Олар өте ерекше изотоптық құрамымен ерекшеленеді, ол тек эволюциялаған жұлдыздарда ғана кездеседі, жұлдызаралық ортамен араласудан бұрын. Бұл түйіршіктер жұлдызды тастап кеткен кезде суығанда жұлдыздық материядан конденсатталады. Планетааралық кеңістікте планеталық ғарыш кемелерінде шаң детекторлары жасалып, ұшырылды, кейбіреулері қазірде ұшып жатыр, ал көбісі ұшу үшін дайындалуда. Планетааралық кеңістіктегі шаң бөлшектерінің жоғары орбиталық жылдамдықтары (әдетте 10–40 км/с) бөлшектерді зақымсыз ұстауды қиындатады. Сондықтан, "in situ" шаң детекторлары көбінесе аспапқа шаң бөлшектерінің жоғары жылдамдықтағы соқтығысуымен байланысты параметрлерді өлшеуге арналған, содан кейін зертханалық калибрлеу арқылы бөлшектердің физикалық қасиеттерін (әдетте масса және жылдамдық) анықтауға болады (яғни, шаң детекторының зертханалық үлгісіне белгілі қасиеттері бар үдетілген бөлшектерді соқтыру). Жылдар бойы шаң детекторлары соққыдан туындаған жарық шығарылуын, дыбыстық сигналды және соққыдан иондануды өлшеді. Жақында "Stardust" ғарыш кемесіндегі шаң құралы төмен тығыздықтағы аэрогельде бөлшектерді зақымсыз ұстады. Бұрынғы шаң детекторлары "HEOS 2", "Helios", "Pioneer 10", "Pioneer 11", "Giotto", "Galileo", "Ulysses" және "Cassini" ғарыш миссияларында, Жерді айналатын "LDEF", "EURECA" және "Gorid" спутниктерінде ұшырылды. Кейбір ғалымдар "Voyager 1" және "2" ғарыш кемелерін ғарыш шаңын тікелей сынамалау үшін алып Лангмуир зондтары ретінде пайдаланды. Қазіргі уақытта шаң детекторлары "Ulysses", "Proba", "Rosetta", "Stardust" және "New Horizons" ғарыш кемелерінде ұшып жатыр. Жерде жиналған немесе ғарызда жиналған және сынама қайтару миссиялары арқылы қайтарылған шаң, содан кейін әлемнің әртүрлі зертханаларында шаң ғалымдары тарапынан талданады. NASA Хьюстон ҒК-да ғарыш шаңын сақтауға арналған ірі қойма бар. Инфрақызыл сәулелер ғарыш шаң бұлттарынан өте алады, бұл жұлдыздардың пайда болу аймақтары мен галактикалардың орталықтарын көруге мүмкіндік береді. NASA-ның "Spitzer" ғарыш телескопы "James Webb" ғарыш телескобы іске қосылғанға дейін ең үлкен инфрақызыл ғарыш телескопы болды. Миссиясы барысында "Spitzer" 3 және 180 микрометр толқын ұзындығындағы ғарыш объектілерінен шығарылатын жылулық сәулелерді анықтап, суреттер мен спектрлерді алды. Бұл инфрақызыл сәулелердің көп бөлігі Жер атмосферасымен тоқтатылады және жерден байқау мүмкін емес. "Spitzer" телескопының нәтижелері ғарыш шаңының зерттеуін жаңартты. Бір есеп көрсеткендей, ғарыш шаңы супермассивті қара тесіктің жанында пайда болуы мүмкін. Басқа анықтау механизмі – поляриметрия. Шаң бөлшектері шар тәрізді емес және жұлдызаралық магнит өрістеріне сәйкес келеді, бұлт арқылы өтетін жұлдыз жарығын поляризациялайды. Жұлдызаралық кеңістікте, жұлдызаралық қызыл түс анықтауға жеткіліксіз болған жерде, жергілікті шашыраңқыдағы шаңның құрылымын анықтау үшін жоғары дәлдікті оптикалық поляриметрия қолданылды. 2019 жылы зерттеушілер Антарктидада жұлдызаралық шаңды тапты, оны жергілікті жұлдызаралық бұлтпен байланыстырды. Антарктидадағы жұлдызаралық шаңды анықтау жоғары сезімталдықты акселераторлық массалық спектрометрия арқылы темір-60 және марганец-53 радионуклидтерін өлшеу арқылы жүзеге асырылды.
A wide range of methods is available to study cosmic dust. Cosmic dust can be detected by remote sensing methods that utilize the radiative properties of cosmic dust particles, c. f. Zodiacal light measurement. Cosmic dust can also be detected directly ('in situ') using a variety of collection methods and from a variety of collection locations. Estimates of the daily influx of extraterrestrial material entering the Earth's atmosphere range between 5 and 300 tonnes. NASA collects samples of star dust particles in the Earth's atmosphere using plate collectors under the wings of stratospheric flying airplanes. Dust samples are also collected from surface deposits on the large Earth ice masses (Antarctica and Greenland/the Arctic) and in deep sea sediments. Don Brownlee at the University of Washington in Seattle first reliably identified the extraterrestrial nature of collected dust particles in the latter 1970s. Another source is the meteorites, which contain stardust extracted from them. Stardust grains are solid refractory pieces of individual presolar stars. They are recognized by their extreme isotopic compositions, which can only be isotopic compositions within evolved stars, prior to any mixing with the interstellar medium. These grains condensed from the stellar matter as it cooled while leaving the star. In interplanetary space, dust detectors on planetary spacecraft have been built and flown, some are presently flying, and more are presently being built to fly. The large orbital velocities of dust particles in interplanetary space (typically 10–40 km/s) make intact particle capture problematic. Instead, in situ dust detectors are generally devised to measure parameters associated with the high velocity impact of dust particles on the instrument, and then derive physical properties of the particles (usually mass and velocity) through laboratory calibration (i. e., impacting accelerated particles with known properties onto a laboratory replica of the dust detector). Over the years dust detectors have measured, among others, the impact light flash, acoustic signal and impact ionisation. Recently the dust instrument on Stardust captured particles intact in low density aerogel. Dust detectors in the past flew on the HEOS 2, Helios, Pioneer 10, Pioneer 11, Giotto, Galileo, Ulysses and Cassini space missions, on the Earth orbiting LDEF, EURECA, and Gorid satellites, and some scientists have utilized the Voyager 1 and 2 spacecraft as giant Langmuir probes to directly sample the cosmic dust. Presently dust detectors are flying on the Ulysses, Proba, Rosetta, Stardust, and the New Horizons spacecraft. The collected dust at Earth or collected further in space and returned by sample return space missions is then analyzed by dust scientists in their respective laboratories all over the world. One large storage facility for cosmic dust exists at the NASA Houston JSC. Infrared light can penetrate cosmic dust clouds, allowing us to peer into regions of star formation and the centers of galaxies. NASA's Spitzer Space Telescope was the largest infrared space telescope, before the launch of the James Webb Space Telescope. During its mission, Spitzer obtained images and spectra by detecting the thermal radiation emitted by objects in space between wavelengths of 3 and 180 micrometres. Most of this infrared radiation is blocked by the Earth's atmosphere and cannot be observed from the ground. Findings from the Spitzer have revitalized the studies of cosmic dust. One report showed some evidence that cosmic dust is formed near a supermassive black hole. Another detection mechanism is polarimetry. Dust grains are not spherical and tend to align to interstellar magnetic fields, preferentially polarizing starlight that passes through dust clouds. In nearby interstellar space, where interstellar reddening is not intense enough to be detected, high precision optical polarimetry has been used to glean the structure of dust within the Local Bubble. In 2019, researchers found interstellar dust in Antarctica which they relate to the Local Interstellar Cloud. The detection of interstellar dust in Antarctica was done by the measurement of the radionuclides iron 60 and manganese 53 by highly sensitive Accelerator mass spectrometry.
Сәулелену қасиеттері
Шаң бөлшегі қимасына, электромагниттік сәулеленудің толқын ұзындығына және дәннің сипатына байланысты – сыну индексі, мөлшері сияқты факторларға – электромагниттік сәулеленумен өзара әрекеттеседі. Жеке дән үшін сәулелену процесі эмиссивтілік деп аталады, ол дәннің тиімділік коэффициентіне тәуелді. Эмиссивтілік процесіне қатысты қосымша ерекшеліктерге жойылу, шашырау, сіңіру немесе поляризация жатады. Сәулелену эмиссия қисықтарында шаң бөлшектерінің құрамын анықтайтын бірнеше маңызды белгілер бар. Шаң бөлшектері жарықты біркелкі шашыратпайды. Алға шашыраған жарық – дифракция арқылы жолынан сәл ауытқыған жарық, ал артқа шашыраған жарық – кері шағылған жарық. Сәулеленудің шашырауы мен жойылуы ("тұншығуы") шаң түйіршіктерінің мөлшері туралы пайдалы ақпарат береді. Мысалы, егер деректерде алға шашыраған көрінетін жарық артқа шашыраған көрінетін жарықтан бірнеше есе жарық болса, онда бөлшектердің көп бөлігінің диаметрі шамамен микрометр екені түсініледі. Ұзақ экспозициямен түсірілген фотосуреттерде шаң түйіршіктерінен жарық шашырауы шағылысулы тұмандықтарда жақсы байқалады және жеке бөлшектердің жарық шашырату қасиеттері туралы ақпарат береді. Рентген толқын ұзындығында көптеген ғалымдар жұлдызаралық шаңның рентген сәулелерін шашыратуын зерттейді, ал кейбіреулер астрономиялық рентген сәулелерінің көзі шаңның әсерінен диффузды галоға ие болуы мүмкін деп болжайды.
A dust particle interacts with electromagnetic radiation in a way that depends on its cross section, the wavelength of the electromagnetic radiation, and on the nature of the grain: its refractive index, size, etc. The radiation process for an individual grain is called its emissivity, dependent on the grain's efficiency factor. Further specifications regarding the emissivity process include extinction, scattering, absorption, or polarisation. In the radiation emission curves, several important signatures identify the composition of the emitting or absorbing dust particles. Dust particles can scatter light nonuniformly. Forward scattered light is light that is redirected slightly off its path by diffraction, and back scattered light is reflected light. The scattering and extinction ("dimming") of the radiation gives useful information about the dust grain sizes. For example, if the in one's data is many times brighter in forward scattered visible light than in back scattered visible light, then it is understood that a significant fraction of the particles are about a micrometer in diameter. The scattering of light from dust grains in long exposure visible photographs is quite noticeable in reflection nebulae, and gives clues about the individual particle's light scattering properties. In X ray wavelengths, many scientists are investigating the scattering of X rays by interstellar dust, and some have suggested that astronomical X ray sources would possess diffuse haloes, due to the dust.
Жұлдыз шаңдары
Жұлдыз шаңдарының түйіршіктері (метеориттер оларды пресолярлық түйіршіктер деп те атайды) метеориттердің құрамында болады және жердегі зертханаларда олардан бөліп алынады. Жұлдыз шаңы – метеориттерге қосылғанға дейін жұлдызаралық ортадағы шаңның бір бөлігі болған. Метеориттер осы жұлдыз шаң түйіршіктерін планеталық аккреция дискісінде төрт миллиард жылдан астам уақыт бұрын қалыптасқаннан бері сақтап келеді. Көміртекті хондриттер жұлдыз шаңдарының аса мол қоры болып табылады. Жұлдыз шаңдарының әр түйіршігі Жер пайда болғанға дейін болған. Жұлдыз шаңы – жеке пресолярлық жұлдыздардан шығарылған газдардың салқындауынан конденсатталған, отқа төзімді шаң түйіршіктерін білдіретін ғылыми термин, ол Күн жүйесінің тұншықтырылған бұлтына қосылған. Әртүрлі типтегі жұлдыз шаңдары әрбір түйіршікті құрайтын химиялық элементтердің өте ерекше изотоптық құрамын зертханалық өлшеулер арқылы анықталды. Бұл отқа төзімді минералдық түйіршіктер бұрын ұшқыш қосылыстармен қапталған болуы мүмкін, бірақ олар метеориттік материяның қышқылдарда ерітілуі кезінде жоғалады, тек ерімейтін отқа төзімді минералдарды қалдырады. Метеориттің көп бөлігін ерітпей, түйіршік ядроларын табуға қол жеткізілді, бірақ бұл қиын және еңбекті қажет етеді (пресолярлық түйіршіктерді қараңыз). Жұлдыз шаңдарының құрамындағы изотоптық қатынастардан нуклеосинтездің көптеген жаңа аспектілері ашылды. Жұлдыз шаңдарының маңызды қасиеті – түйіршіктердің қатты, отқа төзімді және жоғары температураға төзімді болуы. Олардың ішінде кремний карбиді, графит, алюминий оксиді, алюминий спинелі және басқа да қатты заттар бар, олар жұлдыздық жел сияқты салқындатылған газдың жоғары температурада конденсациялануы мүмкін. Олар жұлдызаралық ортада төмен температурада пайда болған қатты заттардан ерекшеленеді. Сондай-ақ, олардың ерекше изотоптық құрамы да маңызды, олар жұлдызаралық ортада кездеспеуі керек. Бұл сонымен қатар жұлдыз шаңдарының жұлдызаралық ортамен араласу арқылы изотоптар сұйытылмас бұрын жеке жұлдыздардың газдарынан конденсацияланғанын көрсетеді. Бұл бастапқы жұлдыздарды анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, кремний карбиді (SiC) түйіршіктеріндегі ауыр элементтер S процесінің таза изотоптарынан тұрады, олардың конденсациясы AGB жұлдыздарының қызыл алып жұлдыздарының ішінде жүзеге асты, себебі AGB жұлдыздары S процесінің нуклеосинтезінің негізгі көзі болып табылады және астрономдар байқағандай, атмосфералары s процесінің элементтерімен толыққан. Тағы бір керемет мысал – 44Ca-ның аббревиатурасы SUNOCON (SUperNOva CONdensate) болып табылатын, әдетте, 65 жылдық жартылай өмірге ие радиоактивті 44Ti-дың мол мөлшерін қамтитын конденсат. Осылайша, 44Ti ядролары SUNOCON кеңейіп жатқан супернованың ішінде бір жылға жуық уақыт бойы конденсацияланғанда әлі де "тірі" (радиоактивті) болды, бірақ жұлдызаралық газбен араласу үшін қажетті уақыт өткеннен кейін жойылған радионуклидке (яғни 44Ca) айналды. Оның ашылуы 1975 жылы SUNOCON-дарды осылай анықтауға болатынын болжаған теорияны растады. SiC SUNOCON-дар (суперновалардан) AGB жұлдыздарының SiC жұлдыз шаңдарымен салыстырғанда шамамен 1% құрайды. Жұлдыз шаңының өзі (SUNOCON-дар және AGB жұлдыздарынан келген түйіршіктер) ғарыштық шаңның шағын бөлігін құрайды, жалпы жұлдызаралық қатты заттардың массасының 0,1% азырақ. Жұлдыз шаңына деген үлкен қызығушылық оның жұлдыз эволюциясы және нуклеосинтез туралы ғылымға жаңа мәліметтер әкелгенімен байланысты. Зертханалар Жер пайда болғанға дейін болған қатты денелерді зерттеді. Бұл бір кезде мүмкін емес деп есептелген, әсіресе 1970 жылдары космохимиктер Күн жүйесінің ыстық газ ретінде пайда болғанына сенімді болған, қалған қатты заттардың жоқ екеніне және жоғары температурада буланып кететініне. Жұлдыз шаңдарының болуы осы тарихи көріністің дұрыс еместігін дәлелдеді.
Stardust grains (also called presolar grains by meteoriticists) are contained within meteorites, from which they are extracted in terrestrial laboratories. Stardust was a component of the dust in the interstellar medium before its incorporation into meteorites. The meteorites have stored those stardust grains ever since the meteorites first assembled within the planetary accretion disk more than four billion years ago. So called carbonaceous chondrites are especially fertile reservoirs of stardust. Each stardust grain existed before the Earth was formed. Stardust is a scientific term referring to refractory dust grains that condensed from cooling ejected gases from individual presolar stars and incorporated into the cloud from which the Solar System condensed. Many different types of stardust have been identified by laboratory measurements of the highly unusual isotopic composition of the chemical elements that comprise each stardust grain. These refractory mineral grains may earlier have been coated with volatile compounds, but those are lost in the dissolving of meteorite matter in acids, leaving only insoluble refractory minerals. Finding the grain cores without dissolving most of the meteorite has been possible, but difficult and labor intensive (see presolar grains). Many new aspects of nucleosynthesis have been discovered from the isotopic ratios within the stardust grains. An important property of stardust is the hard, refractory, high temperature nature of the grains. Prominent are silicon carbide, graphite, aluminium oxide, aluminium spinel, and other such solids that would condense at high temperature from a cooling gas, such as in stellar winds or in the decompression of the inside of a supernova. They differ greatly from the solids formed at low temperature within the interstellar medium. Also important are their extreme isotopic compositions, which are expected to exist nowhere in the interstellar medium. This also suggests that the stardust condensed from the gases of individual stars before the isotopes could be diluted by mixing with the interstellar medium. These allow the source stars to be identified. For example, the heavy elements within the silicon carbide (SiC) grains are almost pure S process isotopes, fitting their condensation within AGB star red giant winds inasmuch as the AGB stars are the main source of S process nucleosynthesis and have atmospheres observed by astronomers to be highly enriched in dredged up s process elements. Another dramatic example is given by the so called supernova condensates, usually shortened by acronym to SUNOCON (from SUperNOva CONdensate of 44Ca, demonstrating that they condensed containing abundant radioactive 44Ti, which has a 65 year half life. The outflowing 44Ti nuclei were thus still "alive" (radioactive) when the SUNOCON condensed near one year within the expanding supernova interior, but would have become an extinct radionuclide (specifically 44Ca) after the time required for mixing with the interstellar gas. Its discovery proved the prediction from 1975 that it might be possible to identify SUNOCONs in this way. The SiC SUNOCONs (from supernovae) are only about 1% as numerous as are SiC stardust from AGB stars. Stardust itself (SUNOCONs and AGB grains that come from specific stars) is but a modest fraction of the condensed cosmic dust, forming less than 0.1% of the mass of total interstellar solids. The high interest in stardust derives from new information that it has brought to the sciences of stellar evolution and nucleosynthesis. Laboratories have studied solids that existed before the Earth was formed. This was once thought impossible, especially in the 1970s when cosmochemists were confident that the Solar System began as a hot gas virtually devoid of any remaining solids, which would have been vaporized by high temperature. The existence of stardust proved this historic picture incorrect.
Кейбір ірі меншік
Космикалық шаң шаң түйіршіктерінен және шаң бөлшектеріне жинақталады. Бұл бөлшектердің пішіні ретсіз, саңылаулылығы ерігеннен тығызға дейін. Құрамы, көлемі және басқа да қасиеттері шаңның қай жерде пайда болғанына байланысты, ал керісінше, шаң бөлшегінің құрамын талдау шаң бөлшегінің шығу тегі туралы көп нәрсені аша алады. Жалпы диффузиялық жұлдыздар аралық ортаның шаңы, тығыз бұлттардағы шаң түйіршіктері, планеталық сақиналар шаңы және жұлдыз айналасындағы шаңның әрқайсысы өз ерекшеліктері бойынша әртүрлі. Мысалы, тығыз бұлттардағы түйіршіктер мұз қабығымен жабылған және орташа есеппен жұлдыздар арасындағы ортадағы шаң бөлшектерінен үлкен. Планетааралық шаң бөлшектері (ПШД) әдетте одан да үлкен. Жерге түсетін ғарыш материясының көп бөлігін диаметрі 50–500 микрометр аралығында, орташа тығыздығы 2,0 г/см³ (пороздылығы шамамен 40% құрайтын) метеориттер құрайды. Жердің стратосферасында ұсталған көптеген ЖЖҚ метеориттік орындарының жалпы ағыны 1 және 3 г/см³ аралығында, ал орташа тығыздығы шамамен 2,0 г/см³ шамасында. Тозаңның басқа да ерекше қасиеттері: жұлдыздар аралық шаңнан астрономдар CO, кремний карбиді, аморфты силикат, полициклдік ароматты көмірсутектер, су мұзы және полиформальдегидтің молекулалық белгілерін тапты (диффузиялық жұлдыздар аралық ортада силикат пен көміртек түйіршіктерінің болуына дәлелдер бар). Кометалық шаң әдетте астероидтық шаңнан ерекшеленеді (бірақ тоқтасуы мүмкін). Астероидтық шаң көміртекті хондриттік метеориттерге ұқсайды. Кометалық шаң силикаттарды, полициклдік ароматты көмірсутектерді және су мұздарын қамтитын жұлдызаралық түйіршіктерге ұқсайды. 2020 жылдың қыркүйегінде жұлдыздар аралық ортада қатты күйдегі судың бар екендігіне дәлелдер келтірілді, әсіресе, ғарыштық шаң түйіршіктерінде силикат түйіршіктерімен араластырылған су мұзының болуына.
Cosmic dust is made of dust grains and aggregates into dust particles. These particles are irregularly shaped, with porosity ranging from fluffy to compact. The composition, size, and other properties depend on where the dust is found, and conversely, a compositional analysis of a dust particle can reveal much about the dust particle's origin. General diffuse interstellar medium dust, dust grains in dense clouds, planetary rings dust, and circumstellar dust, are each different in their characteristics. For example, grains in dense clouds have acquired a mantle of ice and on average are larger than dust particles in the diffuse interstellar medium. Interplanetary dust particles (IDPs) are generally larger still. Most of the influx of extraterrestrial matter that falls onto the Earth is dominated by meteoroids with diameters in the range 50 to 500 micrometers, of average density 2.0 g/cm3 (with porosity about 40%). The total influx rate of meteoritic sites of most IDPs captured in the Earth's stratosphere range between 1 and 3 g/cm3, with an average density at about 2.0 g/cm3. Other specific dust properties: in circumstellar dust, astronomers have found molecular signatures of CO, silicon carbide, amorphous silicate, polycyclic aromatic hydrocarbons, water ice, and polyformaldehyde, among others (in the diffuse interstellar medium, there is evidence for silicate and carbon grains). Cometary dust is generally different (with overlap) from asteroidal dust. Asteroidal dust resembles carbonaceous chondritic meteorites. Cometary dust resembles interstellar grains which can include silicates, polycyclic aromatic hydrocarbons, and water ice. In September 2020, evidence was presented of solid state water in the interstellar medium, and particularly, of water ice mixed with silicate grains in cosmic dust grains.
Шаң түйіршіктерінің түзілуі
Жұлдызаралық кеңістіктегі ірі түйіршіктер, әдетте, күрделі құрылымды, жұлдыздар ағынында конденсацияланған, отқа төзімді өзектерімен және суық, тығыз жұлдызаралық бұлттарға ену кезінде жиналған қабаттармен сипатталады. Бұлттардың сыртындағы өсу және жойылудың циклдік процесі модельдеу арқылы ядролардың шаң массасының орташа өмір сүру мерзімінен әлдеқайда ұзақ сақталатынын көрсетті. Бұл ядролар көбінесе салқын, оттегіге бай қызыл алып жұлдыздардың атмосферасында конденсацияланатын силикат бөлшектерінен және салқын көміртекті жұлдыздардың атмосферасында конденсацияланатын көміртек түйіршіктерінен пайда болады. Қызыл алып жұлдыздар негізгі тізбектен шығып, эволюциясының алып кезеңіне енген және галактикалардағы отқа төзімді шаң түйіршіктерінің негізгі көзі болып табылады. Бұл отқа төзімді ядролар сонымен қатар жұлдыз шаңы деп аталады (жоғарыдағы бөлім), бұл жұлдыздардан шығарылғанда жұлдыздық газдар ішінде термиялық конденсацияланған ғарыштық шаңның шағын бөлігін білдіретін ғылыми термин. Отқа төзімді түйіршік ядроларының бірнеше пайызы ғарыштық декомпрессия камерасының бір түрі – суперновалардың кеңейіп жатқан ішкі кеңістіктерінде конденсацияланған. Метеориттерден алынған отқа төзімді жұлдыз шаңын зерттейтін метеориттер оны көбінесе алғашқыкүн шаңы деп атайды, бірақ метеориттердегі алғашқыкүн шаңының мөлшері барлық алғашқыкүн шаңының шағын бөлігін құрайды. Жұлдыз шаңы жұлдыздардың ішінде ғарыштық шаңның басым бөлігінен ерекшеленетін конденсациялық химия арқылы конденсацияланады, ол галактиканың қараңғы молекулалық бұлттарында бұрыннан бар шаңға суық қосылады. Бұл молекулалық бұлттар өте суық, әдетте 50К-тан төмен температурада болады, сондықтан көптеген түрдегі мұздар түйіршіктерге жиналуы мүмкін, кейде сәулелену және сублимация арқылы газ компонентіне айналып немесе бөлініп кетеді. Соңында, Күн жүйесі қалыптасқан кезде көптеген жұлдызаралық шаң түйіршіктері планеталық аккреция дискісіндегі бірігу және химиялық реакциялар арқылы одан әрі өзгертілді. Күн жүйесінің алғашқы кезеңдеріндегі түрлі түйіршіктердің тарихы күрделі және толыққанды түсініксіз. Астрономдар шаңның ескі дамыған жұлдыздардың қабықтарында пайда болғанын көрсететін нақты бақылау белгілеріне ие. Инфрақызыл сәуледе 9,7 микрометрлік эмиссия салқын, оттегіге бай алып жұлдыздардағы силикат шаңының белгісі. 11,5 микрометрлік эмиссия салқын, көміртекті алып жұлдыздарда кремний карбиді шаңының бар екенін көрсетеді. Бұл ғарышқа ұшқан силикат бөлшектерінің осы жұлдыздардың сыртқа шығарылған қабығынан пайда болғанын дәлелдеуге көмектеседі. Жұлдызаралық кеңістіктегі жағдайлар, әдетте, силикат ядроларының пайда болуына қолайлы емес. Бұл оны жүзеге асыруға тым көп уақыт кетсе де, мүмкін болса да, қиын. Аргументтер мынадай: байқалатын дән диаметрі a болғанда, дәннің a-ға жету уақыты және жұлдызаралық газдың температурасы ескерілгенде, жұлдызаралық түйіршіктердің пайда болуына ғаламның жасынан әлдеқайда көп уақыт кетеді. Алайда, жақында жақын маңдағы жұлдыздардың маңында, жаңа жұлдыздар мен суперновалардың шығарылымдарында және газ бен шаңды қамтитын дискретті бұлттарды шығарып жатқан сияқты R Coronae Borealis айнымалы жұлдыздарында түйіршіктер пайда болғаны байқалады. Сондықтан жұлдыздардың массасының жоғалуы отқа төзімді ядролардың пайда болған жері екендігі сөзсіз. Күн жүйесіндегі шаңның көп бөлігі Күн жүйесінің пайда болуынан қалған материалдан қайта өңделген және кейіннен планеталар, кометалар мен астероидтер сияқты денелерде жиналған және осы денелердің соқтығысу мерзімінде қайта құрылған. Күн жүйесінің қалыптасу тарихы кезінде ең көп таралған элемент сутегі (H2) болды (және қазір де солай). Тас планеталардың негізгі құрамдас бөліктері болып табылатын магний, кремний және темір сияқты металл элементтері планеталық дискінің ең жоғары температурасында қатты заттарға конденсацияланды. Көміртек диоксиді (CO), азот (N2), аммиак (NH3) және еркін оттегі сияқты кейбір молекулалар газ фазасында болды. Графит (C) және кремний карбид (SiC) сияқты кейбір молекулалар планеталық дискіде қатты түйіршіктерге конденсацияланды; бірақ метеориттерде табылған көміртек пен SiC түйіршіктері олардың изотоптық құрамына сүйене отырып, планеталық дискінің қалыптасуынан емес, алғашқыкүн шаңы болып табылады. Кейбір молекулалар сонымен қатар күрделі органикалық қосылыстарды құрастырды және кейбір молекулалар "отынға төзімді" (Mg, Si, Fe) түйіршік ядроларын қаптауға болатын мұздатылған мұз мантияларын құрастырды. Жұлдыз шаңы тағы да жалпы тенденциядан ерекшелік жасайды, өйткені ол жұлдыздардың ішінде термиялық конденсацияланғаннан бері өңделмеген сияқты көрінеді. Графиттің конденсациясы суперновалардың кеңейіп, салқындаған ішкі кеңістіктерінде жүреді, тіпті көміртектен гөрі оттегі көп болатын газда да, суперновалардың қарқынды радиоактивті ортасының арқасында болатын таңқаларлық көміртек химиясы арқылы жүреді. Бұл шаңның қалыптасуының ерекше мысалы жеке қарастыруға лайық. Планеталық дискінің алғашқы молекулаларының қалыптасуы, көбінесе, күн шаңының температурасымен анықталды. Күн шаңының температурасы гелиоцентрлік қашықтықпен төмендегендіктен, ғалымдар түйіршіктің материалдары туралы біліммен түйіршіктің пайда болуын анықтай алады. Кейбір материалдар жоғары температурада ғана пайда болуы мүмкін болса, ал басқа түйіршік материалдары тек төмен температурада ғана пайда болуы мүмкін. Бір планетааралық шаң бөлшегіндегі материалдар түйіршік элементтерінің күн шаңындағы әртүрлі орындарда және әртүрлі уақыттарда пайда болғанын көрсетеді. Күннің алғашқы шаңында болған материяның көп бөлігінен бері жоғалып кетті; Күнге тартылып, жұлдызаралық кеңістікке таратылды немесе қайта өңделді, мысалы, планеталардың, астероидтардың немесе кометалардың құрамында. Өңделген табиғатының арқасында, планетааралық шаң бөлшектері (IDP) мыңдағаннан миллиондарға дейін минералдық түйіршіктер мен аморфтық компоненттердің ұсақ бөлшектерінен тұрады. Біз IDP-ді күн шаңындағы әртүрлі уақыттарда және орындарда пайда болған элементтерді қамтитын "матрица" ретінде көре аламыз. Ғарыштық шаңдағы енгізілген элементтердің мысалдары GEMS, хондрулдар және CAI.
The large grains in interstellar space are probably complex, with refractory cores that condensed within stellar outflows topped by layers acquired during incursions into cold dense interstellar clouds. That cyclic process of growth and destruction outside of the clouds has been modeled to demonstrate that the cores live much longer than the average lifetime of dust mass. Those cores mostly start with silicate particles condensing in the atmospheres of cool, oxygen rich red giants and carbon grains condensing in the atmospheres of cool carbon stars. Red giants have evolved or altered off the main sequence and have entered the giant phase of their evolution and are the major source of refractory dust grain cores in galaxies. Those refractory cores are also called stardust (section above), which is a scientific term for the small fraction of cosmic dust that condensed thermally within stellar gases as they were ejected from the stars. Several percent of refractory grain cores have condensed within expanding interiors of supernovae, a type of cosmic decompression chamber. Meteoriticists who study refractory stardust (extracted from meteorites) often call it presolar grains but that within meteorites is only a small fraction of all presolar dust. Stardust condenses within the stars via considerably different condensation chemistry than that of the bulk of cosmic dust, which accretes cold onto preexisting dust in dark molecular clouds of the galaxy. Those molecular clouds are very cold, typically less than 50K, so that ices of many kinds may accrete onto grains, in cases only to be destroyed or split apart by radiation and sublimation into a gas component. Finally, as the Solar System formed many interstellar dust grains were further modified by coalescence and chemical reactions in the planetary accretion disk. The history of the various types of grains in the early Solar System is complicated and only partially understood. Astronomers know that the dust is formed in the envelopes of late evolved stars from specific observational signatures. In infrared light, emission at 9.7 micrometres is a signature of silicate dust in cool evolved oxygen rich giant stars. Emission at 11.5 micrometres indicates the presence of silicon carbide dust in cool evolved carbon rich giant stars. These help provide evidence that the small silicate particles in space came from the ejected outer envelopes of these stars. Conditions in interstellar space are generally not suitable for the formation of silicate cores. This would take excessive time to accomplish, even if it might be possible. The arguments are that: given an observed typical grain diameter a, the time for a grain to attain a, and given the temperature of interstellar gas, it would take considerably longer than the age of the Universe for interstellar grains to form. On the other hand, grains are seen to have recently formed in the vicinity of nearby stars, in nova and supernova ejecta, and in R Coronae Borealis variable stars which seem to eject discrete clouds containing both gas and dust. So mass loss from stars is unquestionably where the refractory cores of grains formed. Most dust in the Solar System is highly processed dust, recycled from the material out of which the Solar System formed and subsequently collected in the planetesimals, and leftover solid material such as comets and asteroids, and reformed in each of those bodies' collisional lifetimes. During the Solar System's formation history, the most abundant element was (and still is) H2. The metallic elements: magnesium, silicon, and iron, which are the principal ingredients of rocky planets, condensed into solids at the highest temperatures of the planetary disk. Some molecules such as CO, N2, NH3, and free oxygen, existed in a gas phase. Some molecules, for example, graphite (C) and SiC would condense into solid grains in the planetary disk; but carbon and SiC grains found in meteorites are presolar based on their isotopic compositions, rather than from the planetary disk formation. Some molecules also formed complex organic compounds and some molecules formed frozen ice mantles, of which either could coat the "refractory" (Mg, Si, Fe) grain cores. Stardust once more provides an exception to the general trend, as it appears to be totally unprocessed since its thermal condensation within stars as refractory crystalline minerals. The condensation of graphite occurs within supernova interiors as they expand and cool, and do so even in gas containing more oxygen than carbon, a surprising carbon chemistry made possible by the intense radioactive environment of supernovae. This special example of dust formation has merited specific review. Planetary disk formation of precursor molecules was determined, in large part, by the temperature of the solar nebula. Since the temperature of the solar nebula decreased with heliocentric distance, scientists can infer a dust grain's with knowledge of the grain's materials. Some materials could only have been formed at high temperatures, while other grain materials could only have been formed at much lower temperatures. The materials in a single interplanetary dust particle often show that the grain elements formed in different locations and at different times in the solar nebula. Most of the matter present in the original solar nebula has since disappeared; drawn into the Sun, expelled into interstellar space, or reprocessed, for example, as part of the planets, asteroids or comets. Due to their highly processed nature, IDPs (interplanetary dust particles) are fine grained mixtures of thousands to millions of mineral grains and amorphous components. We can picture an IDP as a "matrix" of material with embedded elements which were formed at different times and places in the solar nebula and before the solar nebula's formation. Examples of embedded elements in cosmic dust are GEMS, chondrules, and CAIs.
Күн тұмандылығынан Жерге дейін
Жақын диаграммадағы жебелер планетааралық шаң бөлшектерінен Күн тұмандығының алғашқы кезеңдеріне дейінгі мүмкін жолды көрсетеді. Диаграмманың оң жағындағы жолмен ең ұшқыр және бастапқы элементтері бар IDP-лерге жетеміз. Жол бізді планетааралық шаң бөлшектерінен бастап, хондриттік планетааралық шаң бөлшектеріне алып барады. Планета ғылымдары хондриттік IDP-лерді тотығу дәрежесінің төмендеуіне қарай жіктейді, осылайша олар үш негізгі топқа бөлінеді: көміртекті, қарапайым және энстатиттік хондриттер. Аты айтқандай, көміртекті хондриттер көміртектің жоғары мөлшерін қамтиды, және олардың көпшілігінде H, C, N және O изотоптарының мөлшері бойынша аномалиялар байқалады. Көміртекті хондриттерден бастап, ең бастапқы материалдарға дейінгі жолды жалғастырамыз. Олар толығымен тотыққан және ең төмен конденсация температурасы бар элементтерді ("ұшқыш" элементтер) және ең көп мөлшерде органикалық қосылыстарды қамтиды. Сондықтан, осы элементтері бар шаң бөлшектері Күн жүйесінің алғашқы өмірінде пайда болған деп есептеледі. Ұшқыш элементтер ешқашан 500 К-ден жоғары температураға жеткен емес, демек IDP дәнегінің "матрицасы" Күн жүйесінің өте бастапқы материалынан тұрады. Мұндай сценарий комета шаңы үшін де дұрыс. Жұлдыз шаңының шығу тегі (жоғарыда қараңыз) мүлдем өзгеше; бұл қысқа температураға төзімді жұлдызаралық минералдар жұлдыздардың ішінде термиялық конденсацияға ұшырайды, жұлдызаралық материяның шағын бөлігіне айналады және осылайша планеталық дискіде қалады. Ядролық зақымданулар Күннің жарылысынан туындаған иондық ағынмен шақырылады. Күн желiнің иондары бөлшектің бетіне тиіп, бөлшектің бетінде аморфты сәулеленумен зақымдалған жиектерді жасайды. Ал спаллогендік ядролар галактикалық және Күннің ғарыш сәулелерімен пайда болады. 40 АЕ қашықтықтағы Койпер белдеуінен шыққан шаң бөлшегі негізгі астероид белдеуінен шыққан шаң бөлшегіне қарағанда жолдардың тығыздығы, қалың аморфты жиектер және жоғары интеграцияланған дозалар бойынша айқын артықшылыққа ие болады. 2012 жылғы компьютерлік модельдеу зерттеулеріне сәйкес, өмір үшін қажетті күрделі органикалық молекулалар (жерден тыс органикалық молекулалар) Жердің пайда болуына дейін Күнді қоршаған шаң бөлшектерінен тұратын протопланеталық дискіде пайда болған болуы мүмкін. Компьютерлік зерттеулерге сәйкес, осындай процесс планеталар пайда болған басқа жұлдыздардың айналасында да жүруі мүмкін. Бұдан әрі, осы трансформациялардың нәтижесінде ПАҚ-тар спектроскопиялық белгісін жоғалтады, бұл "жұлдызаралық мұз бөлшектерінде, әсіресе суық, тығыз бұлттардың сыртқы аймақтарында немесе протопланеталық дискілердің жоғарғы молекулалық қабаттарында ПАҚ-тарды анықтаудың болмауының" себебі болуы мүмкін. ғаламдағы полициклді ароматты көмірсутектерді (ПАҚ) анықтау және бақылау үшін. НАСА ғалымдарының мәліметінше, Әлемдегі көміртектің 20%-дан астамы өмірдің пайда болуына ықпал етуі мүмкін ПАҚ-тармен байланысты болуы мүмкін және жаңа жұлдыздар мен экзопланеталармен байланысты.
The arrows in the adjacent diagram show one possible path from a collected interplanetary dust particle back to the early stages of the solar nebula. We can follow the trail to the right in the diagram to the IDPs that contain the most volatile and primitive elements. The trail takes us first from interplanetary dust particles to chondritic interplanetary dust particles. Planetary scientists classify chondritic IDPs in terms of their diminishing degree of oxidation so that they fall into three major groups: the carbonaceous, the ordinary, and the enstatite chondrites. As the name implies, the carbonaceous chondrites are rich in carbon, and many have anomalies in the isotopic abundances of H, C, N, and O. From the carbonaceous chondrites, we follow the trail to the most primitive materials. They are almost completely oxidized and contain the lowest condensation temperature elements ("volatile" elements) and the largest amount of organic compounds. Therefore, dust particles with these elements are thought to have been formed in the early life of the Solar System. The volatile elements have never seen temperatures above about 500 K, therefore, the IDP grain "matrix" consists of some very primitive Solar System material. Such a scenario is true in the case of comet dust. The provenance of the small fraction that is stardust (see above) is quite different; these refractory interstellar minerals thermally condense within stars, become a small component of interstellar matter, and therefore remain in the presolar planetary disk. Nuclear damage tracks are caused by the ion flux from solar flares. Solar wind ions impacting on the particle's surface produce amorphous radiation damaged rims on the particle's surface. And spallogenic nuclei are produced by galactic and solar cosmic rays. A dust particle that originates in the Kuiper Belt at 40 AU would have many more times the density of tracks, thicker amorphous rims and higher integrated doses than a dust particle originating in the main asteroid belt. Based on 2012 computer model studies, the complex organic molecules necessary for life (extraterrestrial organic molecules) may have formed in the protoplanetary disk of dust grains surrounding the Sun before the formation of the Earth. According to the computer studies, this same process may also occur around other stars that acquire planets. Further, as a result of these transformations, the PAHs lose their spectroscopic signature which could be one of the reasons "for the lack of PAH detection in interstellar ice grains, particularly the outer regions of cold, dense clouds or the upper molecular layers of protoplanetary disks." for detecting and monitoring polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) in the universe. According to NASA scientists, over 20% of the carbon in the Universe may be associated with PAHs, possible starting materials for the formation of life. and are associated with new stars and exoplanets.
Ғаламдағы кейбір "тозаң" бұлттар
Күн жүйесінің өзіндік планетааралық шаң бұлты бар, сондай-ақ экзожұлдыздық жүйелерде де бар. Физикалық себептері мен процестері әртүрлі тұмандықтардың түрлері бар: диффузиялық тұмандық, инфрақызыл (ИҚ) шағылыстыратын тұмандық, супернова қалдықтары, молекулалық бұлт, HII аймақтары, фотодиссоциация аймақтары және қараңғы тұмандық. Осы тұмандықтардың ерекшелігі – әртүрлі сәулелену процестерінің жүруі. Мысалы, көптеген жұлдыздар пайда болатын Орион тұмандығы сияқты H II аймақтары, жылулық шығарылым тұмандықтары ретінде сипатталады. Ал, Краб тұмандығы сияқты супернова қалдықтары, термиялық емес шығарылым (синхротрондық сәулелену) ретінде сипатталады. Әлемдегі ең белгілі шаңды аймақтардың кейбіреулері – Мессье каталогындағы диффузиялық тұмандықтар, мысалы: M1, M8, M16, M17, M20, M42, M43. Кейбір ірі шаң каталогтары: Sharpless (1959) HII аймақтарының каталогы, Lynds (1965) Жарық тұмандықтардың каталогы, Lynds (1962) Қараңғы тұмандықтардың каталогы, ван ден Берг (1966) Шағылыстыратын тұмандықтардың каталогы, Грин (1988) Rev. Галактикалық SNR анықтамалық каталогы, Ұлттық Ғарыш ғылымдарының деректер орталығы (NSSDC) және CDS онлайн каталогтары.
The Solar System has its own interplanetary dust cloud, as do extrasolar systems. There are different types of nebulae with different physical causes and processes: diffuse nebula, infrared (IR) reflection nebula, supernova remnant, molecular cloud, HII regions, photodissociation regions, and dark nebula. Distinctions between those types of nebula are that different radiation processes are at work. For example, H II regions, like the Orion Nebula, where a lot of star formation is taking place, are characterized as thermal emission nebulae. Supernova remnants, on the other hand, like the Crab Nebula, are characterized as nonthermal emission (synchrotron radiation). Some of the better known dusty regions in the Universe are the diffuse nebulae in the Messier catalog, for example: M1, M8, M16, M17, M20, M42, M43. Some larger dust catalogs are Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), and CDS Online Catalogs.
Шаңнан алынған сынаманы қайтару
Discovery бағдарламасының Stardust миссиясы 1999 жылдың 7 ақпанында Wild 2 кометасының құйрығынан, сондай-ақ ғарыш шаңынан үлгілер алу үшін ұшырылды. 2006 жылдың 15 қаңтарында ол үлгілерді Жерге әкеліп жеткізді. 2007 жылы үлгілерде жұлдызаралық шаң бөлшектері табылды деген хабар тарады.
The Discovery program's Stardust mission, was launched on 7 February 1999 to collect samples from the coma of comet Wild 2, as well as samples of cosmic dust. It returned samples to Earth on 15 January 2006. In 2007, the recovery of particles of interstellar dust from the samples was announced.
Жердегі шаң бөлшектері
2017 жылы Genge және басқалар Жердегі шаң бөлшектерінің "қалалық жиналысы" туралы мақала жариялады. Топ шатырлардан 500 микрометеорит жинақтады. Шаң Осло және Париж қалаларында жиналды, және "барлық бөлшектер атмосфераға кірген кезде балқу арқылы пайда болатын, магнийлі оливиннің, форстерит кристалдарының және шыны ішіндегі темірлі оливиннің суытылған кристалдарынан тұратын, субсфералық пішінді, силикатқа негізделген (S типі) ғарыштық шарлар" екені анықталды. Ұлыбританияда ғалымдар Кентербери және Рочестер сияқты соборлардың шатырларында микрометеориттерді іздеуде.
In 2017, Genge et al published a paper about "urban collection" of dust particles on Earth. The team were able to collect 500 micrometeorites from rooftoops. Dust was collected in Oslo and in Paris, and "all particles are silicate dominated (S type) cosmic spherules with subspherical shapes that form by melting during atmospheric entry and consist of quench crystals of magnesian olivine, relict crystals of forsterite, and iron bearing olivine within glass". In the UK, scientists look for micrometeorites on the rooftops of cathedrals, like Canterbury Cathedral and Rochester Cathedral.