kozmik toz -Cosmic dust

Gözenekli kondrit toz parçacığı

Dünya dışı toz , uzay tozu veya yıldız tozu olarak  da adlandırılan kozmik toz , uzayda oluşan veya Dünya'ya düşen  tozdur . Çoğu kozmik toz parçacığı, mikrometeoroidler gibi birkaç molekül ile 0,1  mm (100  μm ) arasında ölçüm yapar . Daha büyük parçacıklara meteoroid denir . Kozmik toz, astronomik konumuna göre daha da ayırt edilebilir: galaksiler arası toz , yıldızlararası toz , gezegenler arası toz ( burçlar bulutunda olduğu gibi ) ve gezegenlerin etrafındaki toz (bir gezegen halkasında olduğu gibi ). Uzay tozu ölçümü elde etmenin birkaç yöntemi vardır .

Güneş Sisteminde , gezegenler arası toz zodyak ışığına neden olur . Güneş Sistemi tozu , kuyruklu yıldız tozu, gezegen tozu (Mars'tan gelen gibi), asteroit tozu , Kuiper kuşağından gelen toz ve Güneş Sisteminden geçen yıldızlararası tozu içerir. Her yıl binlerce ton kozmik tozun Dünya yüzeyine ulaştığı tahmin edilmektedir ve çoğu tanenin kütlesi 10 -16 kg (0,1 pg) ile 10 -4 kg (0,1 g) arasındadır. Dünya'nın içinden geçtiği toz bulutunun yoğunluğu yaklaşık 10 -6 toz tanesi/ m3'tür .

Kozmik toz, yıldızlar tarafından doğal olarak ve hızla yaratılabilen bazı karmaşık organik bileşikler (karma aromatik - alifatik yapıya sahip amorf organik katılar) içerir . Uzaydaki daha küçük bir toz fraksiyonu, yıldızların bıraktığı madde olarak yoğunlaşan daha büyük dayanıklı minerallerden oluşan "yıldız tozu" dur.

Yıldızlararası toz parçacıkları Stardust uzay aracı tarafından toplandı ve örnekler 2006 yılında Dünya'ya geri gönderildi.

Çalışma ve önemi

Sanatçının bir süpernova patlaması etrafında toz oluşumu izlenimi.

Kozmik toz, gözlemlemek istedikleri nesneleri gizlediği için bir zamanlar gökbilimciler için yalnızca bir sıkıntıydı. Kızılötesi astronomi başladığında , toz parçacıklarının astrofiziksel süreçlerin önemli ve hayati bileşenleri olduğu gözlemlendi. Analizleri, Güneş Sisteminin oluşumu gibi olaylar hakkında bilgi verebilir. Örneğin, kozmik toz, bir yıldız ömrünün sonuna yaklaşırken kütle kaybına yol açabilir , yıldız oluşumunun ilk aşamalarında rol oynayabilir ve gezegenleri oluşturabilir . Güneş Sisteminde , burçlar ışığında , Satürn'ün B Halkası parmaklıklarında , Jüpiter , Satürn, Uranüs ve Neptün'deki dış dağınık gezegen halkalarında ve kuyruklu yıldızlarda toz önemli bir rol oynar .

Kozmik tozun neden olduğu zodyak ışığı .

Disiplinlerarası toz çalışması, farklı bilimsel alanları bir araya getirir: fizik ( katı hal , elektromanyetik teori , yüzey fiziği, istatistiksel fizik , termal fizik ), fraktal matematik , toz taneleri üzerinde yüzey kimyası , meteoritik ve ayrıca astronomi ve astrofiziğin her dalı. . Bu farklı araştırma alanları aşağıdaki tema ile bağlantılı olabilir: kozmik toz parçacıkları döngüsel olarak gelişir; kimyasal, fiziksel ve dinamik olarak. Tozun evrimi, birçok insanın aşina olduğu günlük geri dönüşüm adımlarına benzer süreçlerde, Evrenin materyali geri dönüştürdüğü yolları izler: üretim, depolama, işleme, toplama, tüketim ve atma.

Farklı bölgelerdeki kozmik toz gözlemleri ve ölçümleri, Evrenin geri dönüşüm süreçlerine ilişkin önemli bir fikir vermektedir; dağınık yıldızlararası ortamın bulutlarında , moleküler bulutlarda , genç yıldız nesnelerinin yıldız çevresindeki tozunda ve astronomların tozu en geri dönüşümlü halinde kabul ettiği Güneş Sistemi gibi gezegen sistemlerinde . Gökbilimciler, tozun yaşamının farklı aşamalarında gözlemsel "anlık görüntüler" biriktiriyor ve zamanla Evren'in karmaşık geri dönüşüm adımlarının daha eksiksiz bir filmini oluşturuyor.

Parçacığın ilk hareketi, malzeme özellikleri, araya giren plazma ve manyetik alan gibi parametreler , toz parçacığının toz detektörüne gelişini belirledi. Bu parametrelerden herhangi birini biraz değiştirmek, önemli ölçüde farklı toz dinamik davranışı sağlayabilir. Dolayısıyla o cismin nereden geldiği ve araya giren ortamda ne olduğu öğrenilebilir.

Algılama yöntemleri

Spitzer Uzay Teleskobu tarafından kızılötesi ışıkta ortaya çıkan Andromeda Galaksisinin kozmik tozu .

Kozmik tozu incelemek için çok çeşitli yöntemler mevcuttur. Kozmik toz, kozmik toz parçacıklarının ışıma özelliklerini kullanan uzaktan algılama yöntemleriyle tespit edilebilir , zodyak ışık ölçümlerine bakın.

Kozmik toz ayrıca çeşitli toplama yöntemleri kullanılarak ve çeşitli toplama konumlarından doğrudan ("yerinde") tespit edilebilir. Dünya atmosferine giren günlük dünya dışı malzeme akışı tahminleri 5 ila 300 ton arasında değişiyor.

NASA, stratosferik uçan uçakların kanatlarının altındaki plaka toplayıcıları kullanarak Dünya atmosferindeki yıldız tozu parçacıklarının örneklerini toplar . Toz numuneleri ayrıca büyük Dünya buz kütleleri (Antarktika ve Grönland/Arktik) üzerindeki yüzey birikintilerinden ve derin deniz çökeltilerinden de toplanır.

Seattle'daki Washington Üniversitesi'nden Don Brownlee, ilk kez 1970'lerin sonlarında toplanan toz parçacıklarının dünya dışı doğasını güvenilir bir şekilde tanımladı. Diğer bir kaynak ise , onlardan çıkarılan yıldız tozunu içeren meteorlardır . Yıldız tozu tanecikleri, bireysel güneş öncesi yıldızların katı refrakter parçalarıdır. Yıldızlararası ortamla herhangi bir karışımdan önce, yalnızca evrimleşmiş yıldızlardaki izotopik bileşimler olabilen aşırı izotopik bileşimleriyle tanınırlar. Bu taneler, yıldızdan ayrılırken soğurken yıldız maddesinden yoğunlaştı.

Hubble Uzay Teleskobu tarafından ortaya çıkarılan Atbaşı Bulutsusu'nun kozmik tozu .

Gezegenler arası uzayda, gezegen uzay araçlarındaki toz dedektörleri inşa edildi ve uçuruldu, bazıları şu anda uçuyor ve şu anda daha fazlası uçmak için inşa ediliyor. Gezegenler arası uzayda toz parçacıklarının büyük yörünge hızları (tipik olarak 10-40 km/s), bozulmamış parçacık yakalamayı sorunlu hale getirir. Bunun yerine, yerinde toz dedektörleri genellikle, toz parçacıklarının alet üzerindeki yüksek hızlı etkisiyle ilişkili parametreleri ölçmek ve daha sonra laboratuvar kalibrasyonu yoluyla (örn. toz detektörünün laboratuvar kopyası üzerine bilinen özellikler). Yıllar boyunca toz dedektörleri, diğerlerinin yanı sıra, darbe ışığı flaşı, akustik sinyal ve darbe iyonlaşmasını ölçmüştür. Son zamanlarda Stardust üzerindeki toz aleti, düşük yoğunluklu aerojelde bozulmamış parçacıkları yakaladı .

Geçmişte toz dedektörleri HEOS 2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo, Ulysses ve Cassini uzay görevlerinde, Dünya yörüngesindeki LDEF , EURECA ve Gorid uydularında uçtu ve bazı bilim adamları Voyager 1'i kullandılar. ve kozmik tozu doğrudan örneklemek için dev Langmuir araştırmaları olarak 2 uzay aracı. Şu anda toz dedektörleri Ulysses , Proba , Rosetta , Stardust ve New Horizons uzay aracında uçuyor . Dünya'da toplanan veya uzayda daha fazla toplanan ve numune-dönüş uzay görevleriyle geri dönen toz, daha sonra dünyanın her yerindeki ilgili laboratuvarlarında toz bilimcileri tarafından analiz edilir. NASA Houston JSC'de kozmik toz için büyük bir depolama tesisi bulunmaktadır.

Kızılötesi ışık, kozmik toz bulutlarına nüfuz ederek yıldız oluşum bölgelerine ve galaksilerin merkezlerine bakmamızı sağlar. NASA'nın Spitzer Uzay Teleskobu , James Webb Uzay Teleskobu fırlatılmadan önce en büyük kızılötesi uzay teleskobuydu . Spitzer, görevi sırasında uzaydaki nesnelerin yaydığı 3 ila 180 mikrometre dalga boyları arasındaki termal radyasyonu tespit ederek görüntüler ve spektrumlar elde etti. Bu kızılötesi radyasyonun çoğu Dünya'nın atmosferi tarafından engellenir ve yerden gözlemlenemez. Spitzer'den elde edilen bulgular, kozmik toz çalışmalarını yeniden canlandırdı. Bir rapor, kozmik tozun süper kütleli bir kara deliğin yakınında oluştuğuna dair bazı kanıtlar gösterdi.

Diğer bir algılama mekanizması polarimetridir . Toz taneleri küresel değildir ve tercihen toz bulutlarından geçen yıldız ışığını kutuplaştırarak yıldızlararası manyetik alanlara hizalanma eğilimindedir . Yıldızlararası kırmızılaşmanın tespit edilecek kadar yoğun olmadığı yakın yıldızlararası uzayda, Yerel Baloncuk içindeki tozun yapısını derlemek için yüksek hassasiyetli optik polarimetri kullanılmıştır .

2019'da araştırmacılar, Antarktika'da Yerel Yıldızlararası Bulut ile ilişkilendirdikleri yıldızlararası toz buldular . Antarktika'daki yıldızlararası tozun tespiti, oldukça hassas Hızlandırıcı kütle spektrometresi ile Fe-60 ve Mn-53 radyonüklidlerinin ölçülmesiyle yapıldı .

Radyasyon özellikleri

HH 151, karmaşık, turuncu tonlu bir gaz ve toz bulutu tarafından takip edilen parlak bir parlayan madde jetidir.

Bir toz parçacığı elektromanyetik radyasyonla enine kesitine , elektromanyetik radyasyonun dalga boyuna ve tanenin doğasına ( kırılma indeksi , boyutu vb.) bağlı olarak etkileşime girer. emisivite , tahılın verimlilik faktörüne bağlıdır . Emisivite süreciyle ilgili diğer spesifikasyonlar arasında sönme , saçılma , absorpsiyon veya polarizasyon yer alır . Radyasyon emisyon eğrilerinde, birkaç önemli imza, yayan veya soğuran toz parçacıklarının bileşimini tanımlar.

Toz parçacıkları ışığı eşit olmayan bir şekilde dağıtabilir. İleriye saçılan ışık, kırınım yoluyla yolundan biraz sapan ışıktır ve geri saçılan ışık, yansıyan ışıktır.

Radyasyonun saçılması ve sönmesi ("karartma"), toz tane boyutları hakkında yararlı bilgiler verir. Örneğin, kişinin verilerindeki nesne(ler) ileri saçılan görünür ışıkta, geri saçılan görünür ışıktakinden birçok kez daha parlaksa, o zaman parçacıkların önemli bir bölümünün çapının yaklaşık bir mikrometre olduğu anlaşılır.

Uzun pozlamalı görünür fotoğraflarda toz taneciklerinden ışığın saçılması, yansıma bulutsularında oldukça belirgindir ve her bir parçacığın ışık saçılımı özellikleri hakkında ipuçları verir. X-ışını dalga boylarında, birçok bilim adamı X-ışınlarının yıldızlararası toz tarafından saçılmasını araştırıyor ve bazıları astronomik X-ışını kaynaklarının toz nedeniyle dağınık halelere sahip olabileceğini öne sürdü .

yıldız tozu

Yıldız tozu tanecikleri ( göktaşı uzmanları tarafından güneş öncesi tanecikler olarak da adlandırılır ), karasal laboratuvarlarda çıkarıldığı göktaşlarının içinde bulunur. Yıldız tozu, göktaşlarına dahil edilmeden önce yıldızlararası ortamdaki tozun bir bileşeniydi. Meteoritler, dört milyar yıldan daha uzun bir süre önce gezegensel birikim diskinde ilk kez bir araya geldiklerinden beri bu yıldız tozu taneciklerini depoladılar. Sözde karbonlu kondritler, özellikle verimli yıldız tozu rezervuarlarıdır. Her yıldız tozu tanesi, Dünya oluşmadan önce de vardı. Stardust , güneş öncesi yıldızlardan yayılan gazların soğutulmasıyla yoğunlaşan ve Güneş Sisteminin yoğunlaştığı buluta dahil olan dayanıklı toz taneciklerine atıfta bulunan bilimsel bir terimdir.

Her bir yıldız tozu tanesini oluşturan kimyasal elementlerin son derece sıra dışı izotopik bileşiminin laboratuvar ölçümleriyle birçok farklı yıldız tozu türü tanımlanmıştır. Bu dirençli mineral taneleri daha önce uçucu bileşiklerle kaplanmış olabilir, ancak bunlar göktaşı maddesinin asitler içinde çözülmesiyle kaybolur ve geriye yalnızca çözünmeyen dayanıklı mineraller kalır. Göktaşının çoğunu eritmeden tane çekirdeklerini bulmak mümkün oldu, ancak zor ve emek yoğun ( güneş öncesi tanelere bakın ).

Yıldız tozu tanecikleri içindeki izotopik oranlardan nükleosentezin birçok yeni yönü keşfedilmiştir. Yıldız tozunun önemli bir özelliği, tanelerin sert, dayanıklı, yüksek sıcaklıklı doğasıdır. Öne çıkanlar , silisyum karbür , grafit , alüminyum oksit , alüminyum spinel ve yıldız rüzgarları veya bir süpernovanın iç kısmının dekompresyonu gibi, bir soğutma gazından yüksek sıcaklıkta yoğunlaşan bu tür diğer katılardır . Yıldızlararası ortamda düşük sıcaklıkta oluşan katılardan büyük ölçüde farklıdırlar.

Ayrıca, yıldızlararası ortamda hiçbir yerde bulunmaması beklenen aşırı izotopik bileşimleri de önemlidir. Bu aynı zamanda, izotoplar yıldızlararası ortamla karıştırılarak seyreltilmeden önce, tek tek yıldızların gazlarından yoğunlaşan yıldız tozunun da önermektedir . Bunlar kaynak yıldızların tanımlanmasını sağlar. Örneğin, silisyum karbür (SiC) tanecikleri içindeki ağır elementler neredeyse saf S-işlem izotoplarıdır ve AGB yıldızları S-işlem nükleosentezinin ana kaynağı olduğu ve atmosferleri gözlemlendiği için AGB yıldızı kırmızı dev rüzgarları içindeki yoğunlaşmalarına uygundur. astronomlar, taranmış süreç öğeleri açısından oldukça zenginleştirilecek.

Başka bir dramatik örnek, onları yıldız atmosferlerinde yoğunlaşan diğer yıldız tozundan ayırmak için genellikle SUNOCON (SUperNOva Yoğuşması'ndan) kısaltmasıyla kısaltılan süpernova yoğunlaşmaları tarafından verilir. SUNOCON'lar kalsiyumlarında aşırı miktarda 44 Ca içerirler, bu da bunların 65 yıllık bir yarı ömre sahip bol miktarda radyoaktif 44 Ti içerdiğini gösterir . Dışarı akan 44 Ti çekirdekleri, SUNOCON genişleyen süpernova iç kısmı içinde yaklaşık bir yıl yoğunlaştığında bu nedenle hala "canlıydı" (radyoaktif), ancak yıldızlararası gazla karışmak için gereken sürenin ardından soyu tükenmiş bir radyonüklid (özellikle 44 Ca ) haline gelecekti . Keşfi, 1975'teki SUNOCON'ları bu şekilde tanımlamanın mümkün olabileceği tahminini kanıtladı. SiC SUNOCON'lar (süpernovalardan), AGB yıldızlarından SiC yıldız tozu kadar sadece yaklaşık %1 oranındadır.

Stardust'un kendisi (belirli yıldızlardan gelen SUNOCON'lar ve AGB tanecikleri), toplam yıldızlararası katı kütlesinin %0,1'inden daha azını oluşturan, yoğunlaştırılmış kozmik tozun mütevazı bir kısmıdır. Yıldız tozuna olan yüksek ilgi , yıldız evrimi ve nükleosentez bilimlerine getirdiği yeni bilgilerden kaynaklanmaktadır .

Laboratuvarlar, Dünya oluşmadan önce var olan katıları inceledi. Bir zamanlar bunun imkansız olduğu düşünülüyordu, özellikle 1970'lerde kozmokimyacılar, Güneş Sisteminin, yüksek sıcaklıkta buharlaşacak olan, neredeyse hiç katı madde kalmamış sıcak bir gaz olarak başladığından emindi. Yıldız tozunun varlığı, bu tarihi tablonun yanlış olduğunu kanıtladı.

Bazı toplu özellikler

Pürüzsüz kondrit gezegenler arası toz parçacığı.

Kozmik toz, toz tanelerinden oluşur ve toz parçacıkları halinde toplanır. Bu parçacıklar , kabarıktan sıkıya kadar değişen gözeneklilik ile düzensiz bir şekle sahiptir . Kompozisyon, boyut ve diğer özellikler tozun nerede bulunduğuna bağlıdır ve tersine, bir toz partikülünün kompozisyon analizi toz partikülünün kökeni hakkında çok şey ortaya çıkarabilir. Genel dağınık yıldızlararası orta toz, yoğun bulutlardaki toz tanecikleri , gezegen halkaları tozu ve yıldız-ötesi toz , her biri farklı özelliklere sahiptir. Örneğin, yoğun bulutlardaki tanecikler bir buz örtüsü edinmiştir ve dağınık yıldızlararası ortamdaki toz parçacıklarından ortalama olarak daha büyüktür. Gezegenler arası toz parçacıkları (IDP'ler) genellikle daha da büyüktür.

200 stratosferik gezegenler arası toz parçacığının ana unsurları.

Dünya'ya düşen dünya dışı madde akışının çoğuna, çapı 50 ila 500 mikrometre arasında olan ve ortalama yoğunluğu 2.0 g/ cm3 olan (gözenekliliği yaklaşık %40 olan) göktaşları hakimdir. Dünya'nın stratosferinde yakalanan çoğu IDP'nin göktaşı bölgelerinin toplam akış hızı , yaklaşık 2.0 g/ cm3'lük bir ortalama yoğunlukla, 1 ila 3 g / cm3 aralığındadır .

Diğer spesifik toz özellikleri: yıldız çevresindeki tozda , gökbilimciler diğerlerinin yanı sıra CO , silisyum karbür , amorf silikat , polisiklik aromatik hidrokarbonlar , su buzu ve poliformaldehitin moleküler imzalarını buldular (yaygın yıldızlararası ortamda , silikat ve karbon tanecikleri için kanıtlar var) ). Kuyruklu yıldız tozu genellikle (üst üste binme ile) asteroit tozundan farklıdır . Asteroit tozu, karbonlu kondritik göktaşlarına benzer . Kuyruklu yıldız tozu , silikatlar, polisiklik aromatik hidrokarbonlar ve su buzu içerebilen yıldızlararası taneciklere benzer .

Eylül 2020'de, yıldızlararası ortamda katı hal suyuna ve özellikle kozmik toz taneciklerinde silikat tanecikleri ile karıştırılmış meyveli buz olduğuna dair kanıtlar sunuldu .

Toz tanesi oluşumu

Yıldızlararası uzaydaki büyük tanecikler, soğuk, yoğun yıldızlararası bulutlara saldırılar sırasında elde edilen katmanlarla tepesinde yıldız çıkışlarında yoğunlaşan dirençli çekirdeklerle muhtemelen karmaşıktır. Bulutların dışındaki bu döngüsel büyüme ve yıkım süreci, çekirdeklerin toz kütlesinin ortalama ömründen çok daha uzun yaşadığını gösterecek şekilde modellenmiştir. Bu çekirdekler çoğunlukla soğuk, oksijen açısından zengin kırmızı devlerin atmosferlerinde yoğunlaşan silikat parçacıkları ve soğuk karbon yıldızlarının atmosferlerinde yoğunlaşan karbon tanecikleri ile başlar . Kırmızı devler, ana diziden evrimleşmiş veya değişmiştir ve evrimlerinin dev aşamasına girmiştir ve galaksilerdeki dayanıklı toz taneciği çekirdeklerinin ana kaynağıdır. Bu dayanıklı çekirdekler aynı zamanda yıldız tozu olarak da adlandırılır (yukarıdaki bölüm), bu, yıldızlardan fırlatılırken yıldız gazları içinde termal olarak yoğunlaşan küçük kozmik toz fraksiyonu için bilimsel bir terimdir. Dirençli tanecik çekirdeklerinin birkaç yüzdesi, bir tür kozmik dekompresyon odası olan süpernovaların genişleyen iç kısımlarında yoğunlaşmıştır. Ateşe dayanıklı yıldız tozunu (meteoritlerden çıkarılan) inceleyen göktaşı uzmanları buna genellikle güneş öncesi tanecikler adını verir , ancak göktaşları içindeki bu, tüm güneş öncesi tozun yalnızca küçük bir kısmıdır. Yıldız tozu, galaksinin karanlık moleküler bulutlarında önceden var olan toza soğuğu yığan kozmik toz kütlesinden oldukça farklı yoğunlaşma kimyasıyla yıldızların içinde yoğunlaşır. Bu moleküler bulutlar çok soğuktur, tipik olarak 50K'dan daha azdır, bu nedenle birçok türden buz, yalnızca radyasyon ve süblimasyon yoluyla bir gaz bileşeni halinde yok edilmek veya parçalanmak üzere taneler üzerinde birikebilir. Son olarak, Güneş Sistemi oluşurken, birçok yıldızlararası toz tanesi, gezegen birikim diskindeki birleşme ve kimyasal reaksiyonlarla daha da değiştirildi. Erken Güneş Sistemindeki çeşitli tahıl türlerinin tarihi karmaşıktır ve yalnızca kısmen anlaşılmıştır.

Gökbilimciler, tozun geç evrimleşmiş yıldızların zarflarında belirli gözlemsel imzalardan oluştuğunu biliyorlar. Kızılötesi ışıkta, 9,7 mikrometrelik emisyon, soğuk evrim geçirmiş oksijen açısından zengin dev yıldızlardaki silikat tozunun imzasıdır. 11,5 mikrometrelik emisyon, soğuk evrim geçirmiş karbon açısından zengin dev yıldızlarda silisyum karbür tozunun varlığını gösterir. Bunlar, uzaydaki küçük silikat parçacıklarının bu yıldızların fırlatılan dış zarflarından geldiğine dair kanıt sağlamaya yardımcı olur.

Yıldızlararası uzaydaki koşullar genellikle silikat çekirdeklerin oluşumu için uygun değildir. Mümkün olsa bile, bunu başarmak çok zaman alacaktır. Argümanlar şu şekildedir: gözlenen tipik bir tane çapı a , bir tanenin a'ya ulaşma süresi ve yıldızlararası gazın sıcaklığı göz önüne alındığında, yıldızlararası tanelerin oluşması Evrenin yaşından önemli ölçüde daha uzun sürer. Öte yandan, yakın yıldızların çevresinde, nova ve süpernova püskürmelerinde ve hem gaz hem de toz içeren ayrı bulutlar fırlatıyor gibi görünen R Coronae Borealis değişken yıldızlarında yakın zamanda taneciklerin oluştuğu görülmektedir. Yani yıldızlardan kaynaklanan kütle kaybı, tartışmasız tanelerin dayanıklı çekirdeklerinin oluştuğu yerdir.

Güneş Sistemindeki tozun çoğu , Güneş Sistemini oluşturan ve daha sonra gezegenciklerde toplanan malzemeden ve kuyruklu yıldızlar ve asteroitler gibi artık katı maddelerden geri dönüştürülen ve bu cisimlerin çarpışma yaşamlarının her birinde yeniden biçimlendirilen yüksek oranda işlenmiş tozdur. Güneş Sisteminin oluşum tarihi boyunca, en bol bulunan element H2 idi (ve hala da öyledir ) . Metalik elementler: kayalık gezegenlerin ana bileşenleri olan magnezyum, silikon ve demir, gezegen diskinin en yüksek sıcaklıklarında katılara yoğunlaşır. CO, N 2 , NH 3 ve serbest oksijen gibi bazı moleküller gaz fazında bulunuyordu. Grafit (C) ve SiC gibi bazı moleküller, gezegen diskinde katı tanecikler halinde yoğunlaşacaktır; ancak göktaşlarında bulunan karbon ve SiC tanecikleri, gezegen diski oluşumundan ziyade izotopik bileşimlerine dayalı olarak güneş öncesidir. Bazı moleküller ayrıca karmaşık organik bileşikler oluşturdu ve bazı moleküller, "refrakter" (Mg, Si, Fe) tane çekirdeklerini kaplayabilen donmuş buz örtüleri oluşturdu. Stardust bir kez daha genel eğilime bir istisna teşkil ediyor, çünkü yıldızların içindeki ısıl yoğuşması refrakter kristalimsi mineraller olduğundan tamamen işlenmemiş gibi görünüyor. Grafitin yoğunlaşması, genişleyip soğudukça süpernova içlerinde meydana gelir ve bunu karbondan daha fazla oksijen içeren gazda bile yapar; bu, süpernovaların yoğun radyoaktif ortamının mümkün kıldığı şaşırtıcı bir karbon kimyasıdır. Toz oluşumunun bu özel örneği özel bir incelemeyi hak etmiştir.

Öncü moleküllerin gezegen diski oluşumu, büyük ölçüde güneş bulutsusunun sıcaklığı ile belirlendi. Güneş bulutsusunun sıcaklığı güneş merkezli mesafeyle azaldığından, bilim adamları, tanenin malzemeleri hakkında bilgi sahibi olarak bir toz tanesinin köken(ler)ini anlayabilirler. Bazı malzemeler yalnızca yüksek sıcaklıklarda oluşturulabilirken, diğer tanecikli malzemeler ancak çok daha düşük sıcaklıklarda oluşturulabilirdi. Tek bir gezegenler arası toz parçacığındaki malzemeler, tanecik elementlerinin güneş bulutsusunda farklı yerlerde ve farklı zamanlarda oluştuğunu gösterir. Orijinal güneş bulutsusunda bulunan maddenin çoğu o zamandan beri ortadan kayboldu; Güneş'e çekilir, yıldızlararası uzaya atılır veya örneğin gezegenlerin, asteroitlerin veya kuyruklu yıldızların bir parçası olarak yeniden işlenir.

Yüksek oranda işlenmiş doğaları nedeniyle, IDP'ler (gezegenler arası toz parçacıkları), binlerce ila milyonlarca mineral tanecik ve amorf bileşenlerin ince taneli karışımlarıdır. Bir IDP'yi, güneş bulutsusu içinde ve güneş bulutsusu oluşmadan önce farklı zamanlarda ve yerlerde oluşturulmuş gömülü öğelere sahip bir malzeme "matrisi" olarak tasavvur edebiliriz . Kozmik toza gömülü elementlerin örnekleri GEMS , kondrüller ve CAI'lerdir .

Güneş Bulutsusu'ndan Dünya'ya

Erken Güneş Sisteminden günümüzün karbonlu tozuna uzanan tozlu bir iz.

Bitişik diyagramdaki oklar, toplanmış bir gezegenler arası toz parçacığından güneş bulutsusunun ilk aşamalarına kadar olası bir yolu göstermektedir.

Diyagramda sağdaki izi en uçucu ve ilkel öğeleri içeren IDP'lere kadar takip edebiliriz. İz bizi önce gezegenler arası toz parçacıklarından kondritik gezegenler arası toz parçacıklarına götürür. Gezegen bilimcileri, kondritik IDP'leri azalan oksidasyon derecelerine göre sınıflandırırlar, böylece üç ana gruba ayrılırlar: karbonlu, sıradan ve enstatit kondritler. Adından da anlaşılacağı gibi, karbonlu kondritler karbon açısından zengindir ve birçoğunun H, C, N ve O'nun izotopik bolluklarında anormallikler vardır. Karbonlu kondritlerden en ilkel malzemelere giden yolu takip ediyoruz. Neredeyse tamamen oksitlenirler ve en düşük yoğuşma sıcaklığı elementlerini ("uçucu" elementler) ve en büyük miktarda organik bileşik içerirler. Bu nedenle, bu elementlere sahip toz parçacıklarının Güneş Sistemi'nin erken yaşamında oluştuğu düşünülmektedir. Uçucu elementler hiçbir zaman yaklaşık 500 K'nin üzerindeki sıcaklıkları görmediler, bu nedenle IDP tanecik "matrisi" bazı çok ilkel Güneş Sistemi malzemelerinden oluşuyor. Böyle bir senaryo, kuyruklu yıldız tozu durumunda geçerlidir. Yıldız tozu olan küçük fraksiyonun menşei (yukarıya bakın) oldukça farklıdır; bu dayanıklı yıldızlararası mineraller, yıldızların içinde termal olarak yoğunlaşır, yıldızlararası maddenin küçük bir bileşeni haline gelir ve bu nedenle güneş öncesi gezegen diskinde kalır. Nükleer hasar izleri, güneş patlamalarından kaynaklanan iyon akışından kaynaklanır. Parçacığın yüzeyine çarpan güneş rüzgarı iyonları, parçacığın yüzeyinde şekilsiz radyasyon hasarlı kenarlar oluşturur. Spallojenik çekirdekler, galaktik ve güneş kozmik ışınları tarafından üretilir. 40 AU'da Kuiper Kuşağı'ndan kaynaklanan bir toz parçacığı, ana asteroit kuşağından kaynaklanan bir toz parçacığından çok daha fazla iz yoğunluğuna, daha kalın amorf halkalara ve daha yüksek entegre dozlara sahip olacaktır.

2012 bilgisayar modeli çalışmalarına göre , yaşam için gerekli olan karmaşık organik moleküller ( dünya dışı organik moleküller ), Dünya oluşmadan önce Güneş'i çevreleyen toz taneciklerinden oluşan protogezegensel diskte oluşmuş olabilir . Bilgisayar araştırmalarına göre, aynı süreç gezegen edinen diğer yıldızların çevresinde de meydana gelebilir .

Eylül 2012'de NASA bilim adamları , yıldızlararası ortam (ISM) koşullarına maruz kalan polisiklik aromatik hidrokarbonların (PAH'lar) , hidrojenasyon , oksijenasyon ve hidroksilasyon yoluyla daha karmaşık organiklere dönüştüğünü bildirdi - " amino asitler ve nükleotitlere giden yolda bir adım , sırasıyla proteinlerin ve DNA'nın hammaddeleri ". Ayrıca, bu dönüşümlerin bir sonucu olarak, PAH'lar spektroskopik imzalarını kaybederler; bu, " yıldızlararası buz taneciklerinde , özellikle soğuk, yoğun bulutların dış bölgelerinde veya protogezegenlerin üst moleküler katmanlarında PAH tespiti eksikliğinin nedenlerinden biri olabilir." diskler ."

Şubat 2014'te NASA , evrendeki polisiklik aromatik hidrokarbonları ( PAH'lar ) tespit etmek ve izlemek için büyük ölçüde güncellenmiş bir veritabanını duyurdu . NASA bilim adamlarına göre , Evrendeki karbonun %20'den fazlası , yaşamın oluşumu için olası başlangıç ​​malzemeleri olan PAH'larla ilişkili olabilir . PAH'lar, Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra oluşmuş gibi görünüyor , Evrende bol miktarda bulunuyorlar ve yeni yıldızlar ve ötegezegenlerle ilişkilendiriliyorlar .

Mart 2015'te NASA bilim adamları, ilk kez, urasil , sitozin ve timin dahil olmak üzere yaşamın karmaşık DNA ve RNA organik bileşiklerinin , bulunan pirimidin gibi başlangıç ​​​​kimyasalları kullanılarak uzay koşulları altında laboratuvarda oluşturulduğunu bildirdi . göktaşlarında . _ Bilim adamlarına göre , evrende bulunan karbon açısından en zengin kimyasal olan polisiklik aromatik hidrokarbonlar (PAH'lar) gibi pirimidin , kırmızı devlerde veya yıldızlararası toz ve gaz bulutlarında oluşmuş olabilir .

Evrendeki bazı "tozlu" bulutlar

Güneş Sistemi, güneş dışı sistemler gibi kendi gezegenler arası toz bulutuna sahiptir. Farklı fiziksel nedenlere ve süreçlere sahip farklı türde bulutsular vardır: dağınık bulutsu , kızılötesi (IR) yansıma bulutsusu , süpernova kalıntısı , moleküler bulut , HII bölgeleri , fotoayrışma bölgeleri ve karanlık bulutsu .

Bu nebula türleri arasındaki fark, farklı radyasyon süreçlerinin iş başında olmasıdır. Örneğin, Avcı Bulutsusu gibi birçok yıldız oluşumunun gerçekleştiği H II bölgeleri, termal emisyon bulutsuları olarak nitelendirilir. Öte yandan, Yengeç Bulutsusu gibi süpernova kalıntıları termal olmayan emisyon ( senkrotron radyasyonu ) olarak karakterize edilir .

Evrendeki daha iyi bilinen tozlu bölgelerden bazıları Messier kataloğundaki dağınık bulutsulardır, örneğin: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 .

Bazı büyük toz katalogları Sharpless (1959) A Catalog of HII Regions, Lynds (1965) Catalog of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalog of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalog of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Referans Kat. Galaktik SNR'ler, Ulusal Uzay Bilimleri Veri Merkezi (NSSDC) ve CDS Çevrimiçi Katalogları.

Toz numunesi dönüşü

Discovery programının Stardust görevi , 7 Şubat 1999'da Wild 2 kuyruklu yıldızının komasından ve kozmik tozdan örnekler toplamak için başlatıldı. Örnekleri 15 Ocak 2006'da Dünya'ya iade etti. 2007'de yıldızlararası toz parçacıklarının örneklerden geri kazanıldığı açıklandı.

Ayrıca bakınız

Referanslar

daha fazla okuma

  • Evans, Aneurin (1994). Tozlu Evren . Ellis Horwood.

Dış bağlantılar