Kozmička prašina i čudne kugle u slojevima drevne zemlje. Misterij zvjezdane prašine je riješen.

Trenutno su radioastronomi pokazali da ogromni tamni međuzvjezdani oblaci sadrže mnoge složene molekule (metanol, ugljikov monoksid, formaldehid, etanol, cijanovodičnu kiselinu, mravlju kiselinu itd.). Molekularna radioastronomija omogućila je identifikaciju svih tih molekula po njihovim rotacijskim spektrima u mikrovalnom području. Molekule igraju važnu ulogu u kolapsu međuzvjezdanih oblaka što dovodi do stvaranja zvijezda. Kao rezultat gravitacijskog privlačenja, međuzvjezdani oblaci se skupljaju i zagrijavaju, a nastala energija se emitira uslijed rotacijskih prijelaza (uglavnom molekula CO). Ovaj proces uzrokuje daljnji kolaps oblaka, što u konačnici dovodi do pritisaka i temperatura na kojima nastaju nove zvijezde i planeti.

ZAKLJUČAK

Proučavanje svojstava kozmičke prašine sada je postalo neovisno područje moderne astrofizike. Fizika ultra-malih čestica – kozmičkih zrnaca prašine – znanost je koja objedinjuje temeljne ideje fizike atomske jezgre, fizike ultra-malih klastera i fizike čvrstog stanja. Poseban interes posvećuje se proučavanju svojstava amorfnog svemira

male čestice prašine složenog oblika. Kozmička prašina igra veliku ulogu u objašnjenju mnogih astrofizičkih fenomena: međuzvjezdane apsorpcije svjetlosti, međuzvjezdane polarizacije, infracrvenog zračenja, hlađenja međuzvjezdanog medija. Kemijske reakcije koje tvore molekule iz atoma mogu se dogoditi na površini zrnaca kozmičke prašine. Procesi interakcije plina, prašine i zračenja, fizičke karakteristike zrna prašine, procesi njihove evolucije - ovo nije potpuni popis tih pitanja, čije će rješenje pomoći astrofizičarima da objasne mnoge zanimljive opažačke podatke.

KNJIŽEVNOST

1. Haber H. Zvijezde. M.: Slovo, 1989. 48 str.

2. Bochkarev N.G. Osnove fizike međuzvjezdanog medija. M.: Izdavačka kuća Moskovskog državnog sveučilišta, 1991. 352 str.

3. Voshchinnikov N.V. Međuplanetarni i međuzvjezdani medij // Rezultati znanosti i tehnologije. Istraživanje svemira. VINITI, 1986. T. 25. S. 98.

4. Zolotukhin I.V. Fraktali u fizici čvrstog stanja // Soros Educational Journal. 1998. broj 7. str. 108–113.

5. Zhikov V.V. Fraktali // Soros Educational Journal. 1996. broj 12. str. 109–117.

6. Vishik M.I. Fraktalna dimenzija skupova // Soros Educational Journal. 1998. br. 1. str. 122–134.

7. Wright E.L. Fraktalna zrnca prašine oko R CrB zvijezda // Astrophys. J. 1989. Vol. 346. Str. L89.

8. Masterov V.F. Fizička svojstva fulerena // Soros Educational Journal. 1997. br. 1. str. 92–99.

9. Kroto G. Simetrija, prostor, zvijezde i C60 // Advances in Physics. Sci. 1998. T. 168, br. 3. Str. 342.

Recenzent članka A.M. Čerepaščuk

Sergey Valentinovich Bozhokin, kandidat fizikalnih i matematičkih znanosti, izvanredni profesor Odsjeka za teorijsku fiziku Državnog tehničkog sveučilišta u Sankt Peterburgu. Područje znanstvenog interesa: astrofizika, biofizika. Autor više od 40 članaka i dvije knjige.

Po masi, čvrste čestice prašine čine neznatan dio Svemira, ali zahvaljujući međuzvjezdanoj prašini nastale su i pojavljuju se zvijezde, planeti i ljudi koji proučavaju svemir i jednostavno se dive zvijezdama. Kakva je vrsta tvari ova kozmička prašina? Što tjera ljude da opremaju ekspedicije u svemir koje koštaju godišnji proračun male države u nadi, a ne u čvrstom povjerenju, da će izvući i vratiti na Zemlju barem malenu šaku međuzvjezdane prašine?

Između zvijezda i planeta

U astronomiji se prašina odnosi na male čvrste čestice veličine frakcija mikrona koje lete u svemiru. Kozmička prašina se često konvencionalno dijeli na međuplanetarnu i međuzvjezdanu, iako, očito, međuzvjezdani ulazak u međuplanetarni prostor nije zabranjen. Nije ga jednostavno pronaći tamo, među "lokalnom" prašinom, vjerojatnost je mala, a njegova svojstva u blizini Sunca mogu se značajno promijeniti. Sada, ako odletite dalje, do granica Sunčevog sustava, postoji vrlo velika vjerojatnost da uhvatite pravu međuzvjezdanu prašinu. Idealna opcija je otići izvan Sunčevog sustava u potpunosti.

Međuplanetarna prašina, barem u relativnoj blizini Zemlje, prilično je dobro proučena materija. Ispunjavajući cijeli prostor Sunčevog sustava i koncentriran u ravnini njegova ekvatora, nastao je uglavnom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništenja kometa koji su se približavali Suncu. Sastav prašine se, naime, ne razlikuje od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ju je zanimljivo proučavati, a na ovom području još je mnogo otkrića, no čini se da nema posebnog intriga ovdje. Ali zahvaljujući ovoj posebnoj prašini, za lijepog vremena na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedom svjetlu iznad horizonta. To je takozvana zodijačka sunčeva svjetlost, raspršena malim česticama kozmičke prašine.

Međuzvjezdana prašina je mnogo zanimljivija. Njegova posebnost je prisutnost čvrste jezgre i ljuske. Čini se da je jezgra sastavljena uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska se pretežno sastoji od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgre, kristaliziranih u uvjetima "dubokog smrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodik i kisik. Međutim, postoje nečistoće molekula koje su složenije. To su amonijak, metan, pa čak i višeatomne organske molekule koje se tijekom lutanja lijepe na trunke prašine ili se stvaraju na njihovoj površini. Neke od tih tvari, naravno, odlete s njegove površine, na primjer, pod utjecajem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se zamrznu ili sintetiziraju.

Sada su u prostoru između zvijezda ili blizu njih već pronađeni, naravno ne kemijskim, nego fizikalnim, odnosno spektroskopskim metodama: voda, oksidi ugljika, dušika, sumpora i silicija, klorovodik, amonijak, acetilen, organske kiseline kao što su mravlja i octena kiselina, etil i metil alkoholi, benzen, naftalen. Pronašli su čak i aminokiselinu glicin!

Bilo bi zanimljivo uhvatiti i proučavati međuzvjezdanu prašinu koja prodire u Sunčev sustav i vjerojatno pada na Zemlju. Problem "uhvatiti" ga nije lak, jer malo međuzvjezdanih čestica prašine uspijeva sačuvati svoj ledeni "kaput" u sunčevim zrakama, posebno u Zemljinoj atmosferi. Velike se previše zagrijavaju; njihova kozmička brzina ne može se brzo ugasiti i zrnca prašine "izgaraju". Male, međutim, godinama klize u atmosferi, čuvajući dio ljušture, ali ovdje nastaje problem njihovog pronalaska i identifikacije.

Ima još jedan, vrlo intrigantan detalj. Radi se o prašini čija je jezgra građena od ugljika. Ugljik sintetiziran u jezgrama zvijezda i otpušten u svemir, na primjer, iz atmosfere zvijezda koje stare (kao što su crveni divovi), leti u međuzvjezdani prostor, hladi se i kondenzira na gotovo isti način kao nakon vrućeg dana, magla iz ohlađenih vodena para se skuplja u nizinama. Ovisno o uvjetima kristalizacije mogu se dobiti slojevite strukture grafita, kristali dijamanta (zamislite samo cijele oblake sitnih dijamanata!), pa čak i šuplje kuglice ugljikovih atoma (fuleren). A u njima su, možda, kao u sefu ili kontejneru, pohranjene čestice atmosfere vrlo drevne zvijezde. Pronalazak takvih čestica prašine bio bi veliki uspjeh.

Gdje se nalazi kozmička prašina?

Mora se reći da je sam koncept kozmičkog vakuuma kao nečeg potpuno praznog dugo ostao samo poetska metafora. Naime, cijeli prostor Svemira, kako između zvijezda tako i između galaksija, ispunjen je materijom, tokovima elementarnih čestica, zračenjem i poljima – magnetskim, električnim i gravitacijskim. Sve što se može opipati, relativno govoreći, jesu plin, prašina i plazma, čiji je doprinos ukupnoj masi Svemira, prema različitim procjenama, tek oko 12% uz prosječnu gustoću od oko 10-24 g/cm 3 . Najviše plina ima u svemiru, gotovo 99%. To je uglavnom vodik (do 77,4%) i helij (21%), a ostatak čini manje od dva posto mase. A tu je i prašina; njena masa je gotovo sto puta manja od plina.

Iako je ponekad praznina u međuzvjezdanom i međugalaktičkom prostoru gotovo idealna: ponekad postoji 1 litra prostora po atomu materije! Ne postoji takav vakuum ni u zemaljskim laboratorijima ni unutar Sunčevog sustava. Za usporedbu možemo navesti sljedeći primjer: u 1 cm 3 zraka koji udišemo nalazi se približno 30 000 000 000 000 000 000 molekula.

Ova tvar je vrlo neravnomjerno raspoređena u međuzvjezdanom prostoru. Većina međuzvjezdanog plina i prašine tvori sloj plina i prašine u blizini ravnine simetrije diska Galaksije. Njegova debljina u našoj Galaksiji je nekoliko stotina svjetlosnih godina. Većina plina i prašine u njegovim spiralnim granama (kracima) i jezgri koncentrirana je uglavnom u divovskim molekularnim oblacima veličine od 5 do 50 parseka (16 x 160 svjetlosnih godina) i težine desetaka tisuća pa čak i milijuna solarnih masa. Ali unutar tih oblaka materija je također raspoređena nejednolično. U glavnom volumenu oblaka, takozvanom krznenom kaputu, uglavnom izgrađenom od molekularnog vodika, gustoća čestica je oko 100 komada po 1 cm3. U gustoćama unutar oblaka doseže desetke tisuća čestica po 1 cm3, au jezgrama tih gustoća općenito milijune čestica po 1 cm3. Upravo ta neravnomjerna raspodjela materije u Svemiru duguje postojanje zvijezda, planeta i, naposljetku, nas samih. Zato što se zvijezde rađaju u molekularnim oblacima, gustim i relativno hladnim.

Zanimljivo je da što je veća gustoća oblaka, to je njegov sastav raznolikiji. U ovom slučaju postoji podudarnost između gustoće i temperature oblaka (ili njegovih pojedinih dijelova) i onih tvari čije se molekule tamo nalaze. S jedne strane, to je zgodno za proučavanje oblaka: promatranjem njihovih pojedinačnih komponenti u različitim spektralnim rasponima duž karakterističnih linija spektra, na primjer CO, OH ili NH 3, možete "zaviriti" u jedan ili drugi njegov dio . S druge strane, podaci o sastavu oblaka omogućuju nam da saznamo mnogo o procesima koji se u njemu odvijaju.

Osim toga, u međuzvjezdanom prostoru, sudeći po spektrima, postoje tvari čije je postojanje u zemaljskim uvjetima jednostavno nemoguće. To su ioni i radikali. Njihova kemijska aktivnost je toliko visoka da na Zemlji odmah reagiraju. I u razrijeđenom hladnom prostoru svemira žive dugo i prilično slobodno.

Općenito, plin u međuzvjezdanom prostoru nije samo atomski. Tamo gdje je hladnije, ne više od 50 kelvina, atomi uspijevaju ostati zajedno, tvoreći molekule. Međutim, velika masa međuzvjezdanog plina još uvijek je u atomskom stanju. To je uglavnom vodik; njegov neutralni oblik otkriven je relativno nedavno - 1951. Kao što je poznato, emitira radio valove dužine 21 cm (frekvencija 1.420 MHz), na temelju čijeg intenziteta je utvrđeno koliko ga ima u Galaksiji. Usput, nije ravnomjerno raspoređen u prostoru između zvijezda. U oblacima atomskog vodika njegova koncentracija doseže nekoliko atoma po 1 cm3, ali između oblaka je reda veličine niža.

Konačno, u blizini vrućih zvijezda plin postoji u obliku iona. Snažno ultraljubičasto zračenje zagrijava i ionizira plin, uzrokujući njegovo sjajenje. Zbog toga se područja s visokom koncentracijom vrućeg plina, s temperaturom od oko 10 000 K, pojavljuju kao svjetleći oblaci. Zovu se maglice lakog plina.

I u svakoj maglici, u većoj ili manjoj količini, postoji međuzvjezdana prašina. Unatoč činjenici da se maglice konvencionalno dijele na maglice prašine i plina, prašina postoji u objema. U svakom slučaju, prašina je ta koja očito pomaže u stvaranju zvijezda u dubinama maglica.

Zamagljeni predmeti

Među svim kozmičkim objektima, maglice su možda najljepše. Istina, tamne maglice u vidljivom području jednostavno izgledaju kao crne mrlje na nebu; najbolje ih je promatrati na pozadini Mliječne staze. Ali u drugim rasponima elektromagnetskih valova, na primjer infracrvenom, oni su vrlo dobro vidljivi i slike ispadaju vrlo neobične.

Maglice su nakupine plina i prašine koje su izolirane u svemiru i vezane gravitacijom ili vanjskim pritiskom. Njihova masa može biti od 0,1 do 10 000 Sunčevih masa, a veličina od 1 do 10 parseka.

U početku su maglice iritirale astronome. Sve do sredine 19. stoljeća na otkrivene maglice gledalo se kao na dosadnu smetnju koja onemogućuje promatranje zvijezda i potragu za novim kometima. Godine 1714. Englez Edmond Halley, čije je ime slavni komet, čak je sastavio “crnu listu” od šest maglica kako ne bi zavarale “hvatače kometa”, a Francuz Charles Messier proširio je ovu listu na 103 objekta. Srećom, za maglice su se zainteresirali glazbenik Sir William Herschel, zaljubljenik u astronomiju, te njegova sestra i sin. Promatrajući nebo pomoću teleskopa koje su izradili vlastitim rukama, za sobom su ostavili katalog maglica i zvjezdanih skupova koji sadrži podatke o 5079 svemirskih tijela!

Herscheli su praktički iscrpili mogućnosti optičkih teleskopa tih godina. Međutim, izum fotografije i duga ekspozicija omogućili su pronalaženje vrlo slabo svjetlećih objekata. Nešto kasnije, spektralne metode analize i promatranja u različitim rasponima elektromagnetskih valova omogućile su u budućnosti ne samo otkrivanje mnogih novih maglica, već i određivanje njihove strukture i svojstava.

Međuzvjezdana maglica izgleda svijetla u dva slučaja: ili je toliko vruća da sam njezin plin svijetli, takve se maglice nazivaju emisijske maglice; ili je sama maglica hladna, ali njena prašina raspršuje svjetlost obližnje sjajne zvijezde – to je refleksijska maglica.

Tamne maglice također su međuzvjezdane nakupine plina i prašine. No za razliku od lakih plinovitih maglica, koje su ponekad vidljive čak i jakim dalekozorom ili teleskopom, poput Orionove maglice, tamne maglice ne emitiraju svjetlost, već je apsorbiraju. Kada svjetlost zvijezda prolazi kroz takve maglice, prašina je može potpuno apsorbirati, pretvarajući je u infracrveno zračenje koje je oku nevidljivo. Stoga takve maglice izgledaju kao rupe na nebu bez zvijezda. V. Herschel ih je nazvao “rupama u nebu”. Možda najspektakularnija od njih je maglica Konjska glava.

Međutim, zrnca prašine možda neće u potpunosti apsorbirati svjetlost zvijezda, već je samo djelomično raspršuju, i to selektivno. Činjenica je da je veličina čestica međuzvjezdane prašine bliska valnoj duljini plave svjetlosti, pa se ona jače raspršuje i apsorbira, a “crveni” dio svjetlosti zvijezda bolje dopire do nas. Usput, ovo je dobar način za procjenu veličine zrnaca prašine prema tome kako prigušuju svjetlost različitih valnih duljina.

Zvijezda iz oblaka

Razlozi nastanka zvijezda nisu točno utvrđeni; postoje samo modeli koji više ili manje pouzdano objašnjavaju eksperimentalne podatke. Osim toga, putevi nastanka, svojstva i daljnja sudbina zvijezda vrlo su raznoliki i ovise o mnogim čimbenicima. Međutim, postoji ustaljeni koncept, odnosno najrazvijenija hipoteza, čija je bit, najopćenitije rečeno, da zvijezde nastaju iz međuzvjezdanog plina u područjima s povećanom gustoćom materije, odnosno u dubinama međuzvjezdanih oblaka. Prašina kao materijal mogla bi se zanemariti, ali njena uloga u nastanku zvijezda je golema.

Navodno se to događa (u najprimitivnijoj verziji, za jednu zvijezdu). Najprije dolazi do kondenzacije protozvjezdanog oblaka iz međuzvjezdanog medija, što može biti posljedica gravitacijske nestabilnosti, ali razlozi mogu biti drugačiji i još uvijek nisu potpuno jasni. Na ovaj ili onaj način, skuplja se i privlači materiju iz okolnog prostora. Temperatura i tlak u njezinom središtu rastu sve dok se molekule u središtu ove kolabirajuće kugle plina ne počnu raspadati na atome, a zatim na ione. Ovaj proces hladi plin, a tlak unutar jezgre naglo pada. Jezgra se skuplja, a udarni val se širi unutar oblaka, odbacujući njegove vanjske slojeve. Nastaje protozvijezda koja se pod utjecajem gravitacije nastavlja skupljati sve dok u njezinom središtu ne počnu reakcije termonuklearne fuzije – pretvaranje vodika u helij. Kompresija se nastavlja neko vrijeme dok se sile gravitacijske kompresije ne uravnoteže silama plina i tlaka zračenja.

Jasno je da je masa nastale zvijezde uvijek manja od mase maglice koja ju je "rodila". Tijekom ovog procesa, dio materije koji nije imao vremena pasti na jezgru biva "izbačen" udarnim valom, zračenje i čestice teku jednostavno u okolni prostor.

Na proces nastanka zvijezda i zvjezdanih sustava utječu mnogi čimbenici, uključujući magnetsko polje, koje često pridonosi "kidanju" protozvjezdanog oblaka na dva, rjeđe tri fragmenta, od kojih se svaki pod utjecajem gravitacije sabija u svoju protozvijezdu. Tako nastaju, primjerice, mnogi binarni zvjezdani sustavi - dvije zvijezde koje kruže oko zajedničkog središta mase i kreću se u svemiru kao jedinstvena cjelina.

Kako nuklearno gorivo stari, nuklearno gorivo u unutrašnjosti zvijezda postupno izgara, a što je zvijezda veća, to postaje brža. U ovom slučaju vodikov ciklus reakcija zamjenjuje se helijevim ciklusom, a zatim, kao rezultat reakcija nuklearne fuzije, nastaju sve teži kemijski elementi, sve do željeza. Na kraju, jezgra, koja više ne dobiva energiju iz termonuklearnih reakcija, naglo se smanjuje u veličini, gubi stabilnost, a njezina tvar kao da pada sama na sebe. Dolazi do snažne eksplozije tijekom koje se tvar može zagrijati do milijardi stupnjeva, a interakcije između jezgri dovode do stvaranja novih kemijskih elemenata, sve do onih najtežih. Eksplozija je popraćena naglim oslobađanjem energije i oslobađanjem materije. Zvijezda eksplodira, proces koji se naziva supernova. U konačnici će se zvijezda, ovisno o svojoj masi, pretvoriti u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

To je vjerojatno ono što se zapravo događa. U svakom slučaju, nema sumnje da su mlade, odnosno vruće zvijezde i njihovi skupovi najbrojniji u maglicama, odnosno u područjima s povećanom gustoćom plina i prašine. To je jasno vidljivo na fotografijama snimljenim teleskopima u različitim rasponima valnih duljina.

Naravno, ovo nije ništa više od najgrubljeg sažetka slijeda događaja. Za nas su dvije točke fundamentalno važne. Prvo, koja je uloga prašine u procesu stvaranja zvijezda? I drugo, odakle zapravo dolazi?

Univerzalna rashladna tekućina

U ukupnoj masi kozmičke materije sama prašina, odnosno atomi ugljika, silicija i nekih drugih elemenata spojeni u čvrste čestice, toliko je mala da, u svakom slučaju, kao građevinski materijal za zvijezde, čini se da mogu ne uzeti u obzir. No, zapravo je njihova uloga velika - upravo oni hlade vrući međuzvjezdani plin, pretvarajući ga u onaj vrlo hladni gusti oblak iz kojeg se potom stvaraju zvijezde.

Činjenica je da se sam međuzvjezdani plin ne može ohladiti. Elektronska struktura atoma vodika je takva da se može odreći viška energije, ako ga ima, emitiranjem svjetlosti u vidljivom i ultraljubičastom području spektra, ali ne i u infracrvenom području. Slikovito rečeno, vodik ne može zračiti toplinom. Da bi se pravilno ohladio, potreban mu je “hladnjak”, čiju ulogu igraju međuzvjezdane čestice prašine.

Prilikom sudara sa zrncima prašine velikom brzinom, za razliku od težih i sporijih zrna prašine, molekule plina brzo lete, gube brzinu i njihova se kinetička energija prenosi na zrnca prašine. Također se zagrijava i predaje taj višak topline okolnom prostoru, uključujući i u obliku infracrvenog zračenja, dok se sam hladi. Dakle, apsorbirajući toplinu međuzvjezdanih molekula, prašina djeluje kao neka vrsta radijatora, hladeći oblak plina. Nema veliku masu - oko 1% mase cjelokupne materije oblaka, ali to je dovoljno za uklanjanje viška topline tijekom milijuna godina.

Kada temperatura oblaka padne, pada i tlak, oblak se kondenzira i iz njega se mogu rađati zvijezde. Ostaci materijala iz kojeg je zvijezda rođena su pak polazni materijal za nastanak planeta. Oni već sadrže čestice prašine, i to u većim količinama. Jer, rodivši se, zvijezda se zagrijava i ubrzava sav plin oko sebe, a prašina ostaje letjeti u blizini. Uostalom, sposoban je za hlađenje i privlači ga nova zvijezda puno jače od pojedinačnih molekula plina. Na kraju, u blizini novorođene zvijezde nalazi se oblak prašine, a na periferiji plin bogat prašinom.

Tamo se rađaju plinoviti planeti poput Saturna, Urana i Neptuna. Pa, stjenoviti planeti pojavljuju se blizu zvijezde. Za nas su to Mars, Zemlja, Venera i Merkur. Ispada prilično jasna podjela u dvije zone: plinovite planete i čvrste. Tako se pokazalo da je Zemlja većinom sastavljena od zrnaca međuzvjezdane prašine. Čestice metalne prašine postale su dio jezgre planeta, a sada Zemlja ima golemu željeznu jezgru.

Misterij mladog svemira

Ako je nastala galaksija, odakle dolazi prašina, znanstvenici razumiju? Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove koje gube dio svoje mase “ispuštajući” ljusku u okolni prostor. Osim toga, prašina se rađa iu širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovce odnosi pritisak zračenja. U njihovoj hladnoj, prema standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5-3 tisuće kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.

No, postoji misterij koji još nije riješen. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostariti i, recimo, proizvesti prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Ali što je bilo prije - jaje ili kokoš? Prva prašina potrebna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja je iz nekog razloga rođena bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.

Što se dogodilo na početku? Uostalom, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u Svemiru su postojali samo vodik i helij, bez drugih elemenata! Tada su iz njih počele izlaziti prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvijezde, koje su morale proći dugi životni put. Termonuklearne reakcije u jezgrama zvijezda trebale su “skuhati” složenije kemijske elemente, pretvarajući vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a nakon toga je zvijezda sve to trebala izbaciti u svemir, eksplodirati ili postupno ispuštati ljuska. Ta se masa potom morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prah. Ali već 2 milijarde godina nakon Velikog praska, u najranijim galaksijama, bilo je prašine! Pomoću teleskopa otkrivena je u galaksijama udaljenim 12 milijardi svjetlosnih godina od naše. U isto vrijeme, 2 milijarde godina je prekratko razdoblje za puni životni ciklus zvijezde: tijekom tog vremena većina zvijezda nema vremena ostari. Odakle prašina u mladoj Galaksiji, ako tamo ne bi trebalo biti ničega osim vodika i helija, misterij je.

Mote reaktor

Ne samo da međuzvjezdana prašina djeluje kao neka vrsta univerzalnog rashladnog sredstva, već se možda upravo zahvaljujući prašini u svemiru pojavljuju složene molekule.

Činjenica je da površina zrnca prašine može poslužiti i kao reaktor u kojem se iz atoma formiraju molekule i kao katalizator za reakcije njihove sinteze. Uostalom, vjerojatnost da će se mnogi atomi različitih elemenata sudariti u jednoj točki, pa čak i međusobno djelovati na temperaturi malo iznad apsolutne nule, nezamislivo je mala. No vjerojatnost da će se zrnce prašine uzastopno sudariti s različitim atomima ili molekulama u letu, posebno unutar hladnog gustog oblaka, prilično je velika. Zapravo, ovo se događa - tako se formira ljuska od međuzvjezdanih zrnaca prašine od atoma i molekula koji su se susreli smrznuti na njoj.

Na čvrstoj površini atomi su blizu jedan drugome. Migrirajući duž površine zrnca prašine u potrazi za energetski najpovoljnijim položajem, atomi se susreću i, nalazeći se u neposrednoj blizini, mogu reagirati jedan s drugim. Naravno, vrlo polako u skladu s temperaturom čestice prašine. Površina čestica, posebno onih koje sadrže metalnu jezgru, može pokazivati ​​svojstva katalizatora. Zemaljski kemičari dobro znaju da su najučinkovitiji katalizatori upravo čestice veličine djelića mikrona na kojima se skupljaju i reagiraju molekule koje su u normalnim uvjetima potpuno “indiferentne” jedna prema drugoj. Navodno, tako nastaje molekularni vodik: njegovi se atomi "zalijepe" za zrnca prašine, a zatim odlete od njega, ali u parovima, u obliku molekula.

Vrlo je moguće da su male međuzvjezdane čestice prašine, koje su zadržale nekoliko organskih molekula u svojim ljuskama, uključujući najjednostavnije aminokiseline, donijele prvo "sjeme života" na Zemlju prije otprilike 4 milijarde godina. Ovo, naravno, nije ništa više od lijepe hipoteze. No, ono što joj govori u prilog jest da je aminokiselina glicin pronađena u hladnim oblacima plina i prašine. Možda postoje i drugi, samo mogućnosti teleskopa još ne dopuštaju njihovo otkrivanje.

Lov na prašinu

Svojstva međuzvjezdane prašine mogu se, naravno, proučavati na daljinu pomoću teleskopa i drugih instrumenata koji se nalaze na Zemlji ili na njezinim satelitima. Ali puno je primamljivije uhvatiti međuzvjezdane čestice prašine, a zatim ih detaljno proučiti, otkriti, ne teoretski, već praktično, od čega se sastoje i kako su strukturirane. Ovdje postoje dvije mogućnosti. Možete doći do dubina svemira, skupljati tamo međuzvjezdanu prašinu, donijeti je na Zemlju i analizirati na sve moguće načine. Ili možete pokušati letjeti izvan Sunčevog sustava i usput analizirati prašinu izravno u letjelici, šaljući dobivene podatke na Zemlju.

Prvi pokušaj da se donesu uzorci međuzvjezdane prašine, i tvari međuzvjezdanog medija općenito, napravila je prije nekoliko godina NASA. Letjelica je bila opremljena posebnim zamkama – kolektorima za skupljanje međuzvjezdane prašine i čestica kozmičkog vjetra. Kako bi se uhvatile čestice prašine, a da ne izgube svoj omotač, zamke su ispunjene posebnom tvari, takozvanim aerogelom. Ova vrlo lagana pjenasta tvar (čiji je sastav poslovna tajna) podsjeća na žele. Kad uđu unutra, čestice prašine zaglave, a zatim, kao u svakoj zamci, poklopac se s treskom zatvori da bi se otvorio na Zemlji.

Ovaj projekt nazvan je Stardust Stardust. Njegov program je grandiozan. Nakon lansiranja u veljači 1999., oprema na brodu će na kraju prikupiti uzorke međuzvjezdane prašine i odvojeno od prašine u neposrednoj blizini kometa Wild-2, koji je proletio blizu Zemlje prošle veljače. Sada s kontejnerima napunjenim ovim vrijednim teretom, brod leti kući i pristaje 15. siječnja 2006. u Utahu, blizu Salt Lake Cityja (SAD). Tada će astronomi konačno vidjeti svojim očima (naravno, uz pomoć mikroskopa) upravo ta zrnca prašine čiji su sastav i modele strukture već predvidjeli.

A u kolovozu 2001. Genesis je odletio kako bi prikupio uzorke materije iz dubokog svemira. Ovaj NASA-in projekt bio je prvenstveno usmjeren na hvatanje čestica iz sunčevog vjetra. Nakon 1127 dana provedenih u svemiru, tijekom kojih je preletio oko 32 milijuna km, brod se vratio i na Zemlju ispustio kapsulu s dobivenim uzorcima - zamkama s ionima i česticama sunčevog vjetra. Jao, dogodila se nesreća - padobran se nije otvorio, a kapsula je svom snagom udarila o tlo. I srušio se. Naravno, ostaci su prikupljeni i pažljivo proučavani. Međutim, u ožujku 2005. na konferenciji u Houstonu, sudionik programa Don Barnetti rekao je da četiri kolektora s česticama sunčevog vjetra nisu oštećena, a njihov sadržaj, 0,4 mg uhvaćenog sunčevog vjetra, aktivno proučavaju znanstvenici u Houstonu.

No, NASA sada priprema treći projekt, još ambiciozniji. Ovo će biti svemirska misija Interstellar Probe. Ovaj put letjelica će se udaljiti na udaljenost od 200 AJ. e. od Zemlje (tj. udaljenost od Zemlje do Sunca). Ovaj brod se nikada neće vratiti, ali će biti "punjen" širokom paletom opreme, uključujući i za analizu uzoraka međuzvjezdane prašine. Ako sve uspije, zrnca međuzvjezdane prašine iz dubokog svemira konačno će biti automatski uhvaćena, fotografirana i analizirana, izravno u svemirskoj letjelici.

Formiranje mladih zvijezda

1. Divovski galaktički molekularni oblak veličine 100 parseka, mase 100 000 sunaca, temperature 50 K i gustoće 10 2 čestica/cm 3 . Unutar ovog oblaka postoje kondenzacije velikih razmjera - difuzne maglice plina i prašine (1 x 10 pc, 10 000 sunaca, 20 K, 10 3 čestica/cm 3 ) i male kondenzacije - maglice plina i prašine (do 1 pc, 100 x 1000 sunaca, 20 K, 10 4 čestica/cm 3). Unutar potonjeg postoje točno nakupine kuglica veličine 0,1 pc, mase 1 x 10 sunaca i gustoće 10 x 10 6 čestica / cm 3, gdje se formiraju nove zvijezde

2. Rađanje zvijezde unutar oblaka plina i prašine

3. Nova zvijezda svojim zračenjem i zvjezdanim vjetrom raspršuje okolni plin od sebe

4. Mlada zvijezda izlazi u svemir koji je čist i bez plina i prašine, gurajući u stranu maglicu koja ju je rodila

Faze "embrionalnog" razvoja zvijezde mase jednake Suncu

5. Podrijetlo gravitacijski nestabilnog oblaka veličine 2 000 000 sunaca, temperature oko 15 K i početne gustoće 10 -19 g/cm 3

6. Nakon nekoliko stotina tisuća godina, ovaj će oblak formirati jezgru s temperaturom od oko 200 K i veličinom 100 sunaca, njegova masa je još uvijek samo 0,05 solarne

7. U ovoj fazi, jezgra s temperaturom do 2000 K naglo se skuplja zbog ionizacije vodika i istodobno zagrijava do 20 000 K, brzina pada materije na rastuću zvijezdu doseže 100 km/s

8. Protozvijezda veličine dva sunca s temperaturom u središtu 2x10 5 K, a na površini 3x10 3 K

9. Posljednja faza predevolucije zvijezde je spora kompresija, tijekom koje izotopi litija i berilija izgaraju. Tek nakon porasta temperature na 6x10 6 K, u unutrašnjosti zvijezde pokreću se termonuklearne reakcije sinteze helija iz vodika. Ukupno trajanje ciklusa rođenja zvijezde poput našeg Sunca je 50 milijuna godina, nakon čega takva zvijezda može tiho gorjeti milijardama godina

Olga Maksimenko, kandidat kemijskih znanosti

Kozmička prašina, njezin sastav i svojstva malo su poznati ljudima koji nisu uključeni u proučavanje izvanzemaljskog svemira. Ipak, ovakva pojava ostavlja tragove na našem planetu! Pogledajmo pobliže odakle dolazi i kako utječe na život na Zemlji.

Koncept kozmičke prašine

Tipično, koncept kozmičke prašine uključuje razliku između međuzvjezdanih i međuplanetarnih varijanti. Međutim, sve je to vrlo uvjetno. Najprikladnijom opcijom za proučavanje takvog fenomena smatra se proučavanje prašine iz svemira na granicama Sunčevog sustava ili izvan njega.

Razlog za ovaj problematičan pristup proučavanju objekta je to što se svojstva izvanzemaljske prašine dramatično mijenjaju kada je u blizini zvijezde kao što je Sunce.

Teorije o podrijetlu kozmičke prašine

Razlikuju se sljedeće teorije nastanka kozmičke prašine:

• Raspad nebeskih tijela. Neki znanstvenici vjeruju da kozmička prašina nije ništa drugo nego rezultat uništenja asteroida, kometa i meteorita.
• Ostaci oblaka protoplanetarnog tipa. Postoji verzija prema kojoj se kozmička prašina klasificira kao mikročestice protoplanetarnog oblaka. Međutim, ova pretpostavka izaziva neke sumnje zbog krhkosti fino raspršene tvari.
• Rezultat eksplozije na zvijezdama. Kao rezultat tog procesa, prema nekim stručnjacima, dolazi do snažnog oslobađanja energije i plina, što dovodi do stvaranja kozmičke prašine.
• Rezidualni fenomeni nakon formiranja novih planeta. Takozvano građevinsko "smeće" postalo je osnova za pojavu prašine.

Glavne vrste kozmičke prašine

Razmotrimo sedam skupina kozmičke prašine u atmosferi, različitih u vanjskim pokazateljima:

1. Sivi ulomci nepravilnog oblika. To su zaostali fenomeni nakon sudara meteorita, kometa i asteroida veličine ne veće od 100-200 nm.
2. Čestice troske i pepela. Takve objekte teško je identificirati samo po vanjskim znakovima, jer su doživjeli promjene nakon prolaska kroz Zemljinu atmosferu.
3. Zrnca su okruglog oblika, s parametrima sličnim crnom pijesku. Izvana nalikuju prahu magnetita (magnetska željezna ruda).
4. Mali crni krugovi s karakterističnim sjajem. Njihov promjer ne prelazi 20 nm, što njihovo proučavanje čini mukotrpnim zadatkom.
5. Veće kuglice iste boje hrapave površine. Njihova veličina doseže 100 nm i omogućuje detaljno proučavanje njihovog sastava.
6. Kuglice određene boje s prevlašću crno-bijelih tonova s ​​uključcima plina. Ove mikročestice kozmičkog porijekla sastoje se od silikatne baze.
7. Kuglice heterogene strukture od stakla i metala. Takve elemente karakteriziraju mikroskopske veličine unutar 20 nm.

• Prašina pronađena u međugalaktičkom prostoru. Ova vrsta može iskriviti dimenzije udaljenosti tijekom određenih izračuna i sposobna je promijeniti boju svemirskih objekata.
• Formacije unutar galaksije. Prostor unutar tih granica uvijek je ispunjen prašinom od uništenja kozmičkih tijela.
• Materija koncentrirana između zvijezda. Najzanimljivije je zbog prisutnosti ljuske i jezgre čvrste konzistencije.
• Prašina koja se nalazi u blizini određenog planeta. Obično se nalazi u sustavu prstena nebeskog tijela.
• Oblaci prašine oko zvijezda. Oni kruže duž orbitalne putanje same zvijezde, reflektirajući njezinu svjetlost i stvarajući maglicu.

1. Metal bend. Predstavnici ove podvrste imaju specifičnu težinu veću od pet grama po kubičnom centimetru, a njihova se baza sastoji uglavnom od željeza.
2. Grupa na bazi silikata. Osnova je prozirno staklo specifične težine od približno tri grama po kubnom centimetru.
3. Mješovita grupa. Sam naziv ove asocijacije ukazuje na prisutnost mikročestica stakla i željeza u strukturi. Baza također uključuje magnetske elemente.

• Kuglice sa šupljim punjenjem. Ova vrsta se često nalazi na mjestima pada meteorita.
• Sferule metalne formacije. Ova podvrsta ima jezgru od kobalta i nikla, kao i ljusku koja je oksidirala.
• Lopte homogene građe. Takva zrna imaju oksidiranu ljusku.
• Kuglice sa silikatnom podlogom. Prisutnost plinskih inkluzija daje im izgled obične troske, a ponekad i pjene.

Treba imati na umu da su ove klasifikacije vrlo proizvoljne, ali služe kao određena smjernica za označavanje vrsta svemirske prašine.

Sastav i karakteristike komponenti kozmičke prašine

Sastav kozmičke prašine može se razmotriti na primjeru glavnih modela ove tvari. To uključuje sljedeće podvrste:

1. Čestice leda čija struktura uključuje jezgru s vatrostalnim karakteristikama. Školjka takvog modela sastoji se od svjetlosnih elemenata. Velike čestice sadrže atome s magnetskim elementima.
2. MRN model, čiji je sastav određen prisutnošću silikatnih i grafitnih inkluzija.
3. Oksidna kozmička prašina, koja se temelji na dvoatomnim oksidima magnezija, željeza, kalcija i silicija.

• Kuglice s metalnom prirodom formacije. Sastav takvih mikročestica uključuje element kao što je nikal.
• Metalne kuglice s prisutnošću željeza i odsutnošću nikla.
• Krugovi na bazi silikona.
• Željezo-nikal kuglice nepravilnog oblika.

Tla su plodna za prisutnost kozmičkog materijala. Posebno veliki broj kuglica pronađen je na mjestima gdje su pali meteoriti. Osnova za njih bili su nikal i željezo, kao i razni minerali poput troilita, kohenita, steatita i drugih komponenti.

Ledenjaci također tope vanzemaljce iz svemira u obliku prašine u svojim blokovima. Silikat, željezo i nikal služe kao osnova za pronađene kuglice. Sve minirane čestice razvrstane su u 10 jasno definiranih skupina.

Poteškoće u određivanju sastava proučavanog predmeta i njegovom razlikovanju od nečistoća zemaljskog podrijetla ostavljaju ovo pitanje otvorenim za daljnja istraživanja.

Utjecaj kozmičke prašine na životne procese

Utjecaj ove supstance nije u potpunosti proučen od strane stručnjaka, što daje velike mogućnosti za daljnje aktivnosti u tom smjeru. Na određenoj visini uz pomoć raketa otkrili su specifičan pojas koji se sastoji od kozmičke prašine. To daje temelje za tvrdnju da takva izvanzemaljska tvar utječe na neke procese koji se odvijaju na planeti Zemlji.

Utjecaj kozmičke prašine na gornju atmosferu

Ogromna količina prašine nastala kao posljedica sudara asteroida ispunjava prostor oko našeg planeta. Njegova količina doseže gotovo 200 tona dnevno, što, prema znanstvenicima, ne može ne ostaviti posljedice.

Sjeverna hemisfera, čija je klima sklona niskim temperaturama i vlazi, najosjetljivija je na ovaj napad, prema istim stručnjacima.

Utjecaj kozmičke prašine na stvaranje oblaka i klimatske promjene još nije dovoljno istražen. Nova istraživanja na ovom području otvaraju sve više pitanja na koje još uvijek nisu dobiveni odgovori.

Utjecaj prašine iz svemira na transformaciju oceanskog mulja

Apsorpcija elemenata iz svemira mineralima feromanganskog podrijetla poslužila je kao osnova za stvaranje jedinstvenih rudnih formacija na dnu oceana.

Trenutačno je količina mangana u područjima blizu Arktičkog kruga ograničena. Sve je to zbog činjenice da na tim područjima kozmička prašina zbog ledenih ploča ne ulazi u Svjetski ocean.

Utjecaj kozmičke prašine na sastav vode Svjetskog oceana

Prekomjerno povećana koncentracija istog helija-3, vrijednih metala u obliku kobalta, platine i nikla omogućuje nam da pouzdano tvrdimo činjenicu uplitanja kozmičke prašine u sastav ledenog pokrova. U isto vrijeme, tvar izvanzemaljskog podrijetla ostaje u svom izvornom obliku i nije razrijeđena oceanskim vodama, što je samo po sebi jedinstven fenomen.

Prema nekim znanstvenicima, količina kozmičke prašine u takvim osebujnim ledenim pločama u posljednjih milijun godina iznosi oko nekoliko stotina trilijuna formacija meteoritskog podrijetla. Tijekom razdoblja zatopljenja ti se omotači tope i nose elemente kozmičke prašine u Svjetski ocean.

Pogledajte video o kozmičkoj prašini:

Mnogi se ljudi s oduševljenjem dive prekrasnom prizoru zvjezdanog neba, jednoj od najvećih tvorevina prirode. Na vedrom jesenskom nebu jasno se vidi kako se cijelim nebom proteže slabo svjetlucava traka, nazvana Mliječna staza, nepravilnih obrisa različite širine i svjetline. Ako gledamo Mliječnu stazu, koja tvori našu Galaksiju, kroz teleskop, pokazat će se da se ova svijetla traka raspada na mnoge slabo svijetleće zvijezde, koje se golim okom stapaju u kontinuirani sjaj. Sada je utvrđeno da se Mliječni put sastoji ne samo od zvijezda i zvjezdanih skupova, već i od oblaka plina i prašine.

Kozmička prašina javlja se u mnogim svemirskim objektima, gdje dolazi do brzog istjecanja materije, praćenog hlađenjem. Manifestira se tako što infracrveno zračenje vruće Wolf-Rayetove zvijezde s vrlo snažnim zvjezdanim vjetrom, planetarnim maglicama, ljuskama supernova i novih. Velika količina prašine postoji u jezgrama mnogih galaksija (primjerice M82, NGC253), iz kojih dolazi do intenzivnog istjecanja plina. Utjecaj kozmičke prašine najizraženiji je tijekom emisije nove zvijezde. Nekoliko tjedana nakon maksimalnog sjaja nove, u njenom spektru pojavljuje se jak višak zračenja u infracrvenom zračenju, uzrokovan pojavom prašine s temperaturom od oko K. Nadalje

Zdravo. U ovom predavanju ćemo vam govoriti o prašini. Ali ne o onom što se nakuplja u vašim sobama, već o kozmičkoj prašini. Što je?

Kozmička prašina je vrlo male čestice čvrste tvari koje se nalaze bilo gdje u Svemiru, uključujući meteoritsku prašinu i međuzvjezdanu tvar koja može apsorbirati svjetlost zvijezda i formirati tamne maglice u galaksijama. Sferne čestice prašine promjera oko 0,05 mm nalaze se u nekim morskim sedimentima; Vjeruje se da su to ostaci 5000 tona kozmičke prašine koja godišnje padne na kuglu zemaljsku.

Znanstvenici vjeruju da kozmička prašina nastaje ne samo od sudara i razaranja malih čvrstih tijela, već i zbog kondenzacije međuzvjezdanog plina. Kozmička prašina razlikuje se po podrijetlu: prašina može biti međugalaktička, međuzvjezdana, međuplanetarna i cirkumplanetarna (obično u sustavu prstena).

Zrnca kozmičke prašine nastaju uglavnom u atmosferama zvijezda koje polako ističu - crvenih patuljaka, kao i tijekom eksplozivnih procesa na zvijezdama i nasilnog izbacivanja plina iz jezgri galaksija. Drugi izvori kozmičke prašine uključuju planetarne i protozvjezdane maglice, zvjezdane atmosfere i međuzvjezdane oblake.

Čitavi oblaci kozmičke prašine, koji se nalaze u sloju zvijezda koje tvore Mliječni put, sprječavaju nas da promatramo udaljene zvjezdane skupove. Zvjezdani skup poput Plejada potpuno je uronjen u oblak prašine. Najsjajnije zvijezde u ovom skupu osvjetljavaju prašinu kao što svjetiljka noću osvjetljava maglu. Kozmička prašina može sjati samo reflektiranom svjetlošću.

Plave zrake svjetlosti koje prolaze kroz kozmičku prašinu prigušene su više od crvenih zraka, pa svjetlost zvijezda koja dopire do nas izgleda žućkasto ili čak crvenkasto. Čitave regije svjetskog svemira ostaju zatvorene za promatranje upravo zbog kozmičke prašine.

Međuplanetarna prašina, barem u relativnoj blizini Zemlje, prilično je proučena materija. Ispunjavajući cijeli prostor Sunčevog sustava i koncentriran u ravnini njegova ekvatora, nastao je uglavnom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništenja kometa koji su se približavali Suncu. Sastav prašine se, naime, ne razlikuje od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ju je zanimljivo proučavati, a na ovom području još je mnogo otkrića, no čini se da nema posebnog intriga ovdje. Ali zahvaljujući ovoj posebnoj prašini, za lijepog vremena na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedom svjetlu iznad horizonta. To je takozvana zodijačka svjetlost - sunčeva svjetlost raspršena malim česticama kozmičke prašine.

Međuzvjezdana prašina je mnogo zanimljivija. Njegova posebnost je prisutnost čvrste jezgre i ljuske. Čini se da je jezgra sastavljena uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska se uglavnom sastoji od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgre, kristaliziranih u uvjetima "dubokog smrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodik i kisik. Međutim, postoje nečistoće molekula koje su složenije. To su amonijak, metan, pa čak i višeatomne organske molekule koje se tijekom lutanja lijepe na trunke prašine ili se stvaraju na njihovoj površini. Neke od tih tvari, naravno, odlete s njegove površine, na primjer, pod utjecajem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se zamrznu ili sintetiziraju.

Ako je nastala galaksija, onda je znanstvenicima u principu jasno odakle dolazi prašina u njoj. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, “izbacujući” ljusku u okolni prostor. Osim toga, prašina se rađa iu širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovce odnosi pritisak zračenja. U njihovoj hladnoj, prema standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5 - 3 tisuće kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.
No, postoji misterij koji još nije riješen. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostariti i, recimo, proizvesti prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Ali što je bilo prije - jaje ili kokoš? Prva prašina potrebna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja je iz nekog razloga rođena bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.
Što se dogodilo na početku? Uostalom, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u Svemiru su postojali samo vodik i helij, bez drugih elemenata! Tada su iz njih počele izlaziti prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvijezde, koje su morale proći dugi životni put. Termonuklearne reakcije u jezgrama zvijezda trebale su “skuhati” složenije kemijske elemente, pretvarajući vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a nakon toga je zvijezda sve to trebala izbaciti u svemir, eksplodirati ili postupno ispuštati ljuska. Ta se masa potom morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prah. Ali već 2 milijarde godina nakon Velikog praska, u najranijim galaksijama, bilo je prašine! Pomoću teleskopa otkrivena je u galaksijama udaljenim 12 milijardi svjetlosnih godina od naše. U isto vrijeme, 2 milijarde godina je prekratko razdoblje za puni životni ciklus zvijezde: tijekom tog vremena većina zvijezda nema vremena ostari. Odakle prašina u mladoj Galaksiji, ako tamo ne bi trebalo biti ničega osim vodika i helija, misterij je.

Promatrajući vrijeme, profesor se blago nasmiješio.

Ali pokušat ćete riješiti ovu misteriju kod kuće. Zapišimo zadatak.

Domaća zadaća.

1. Pokušajte pogoditi što je bilo prvo, prva zvijezda ili prašina?

Dodatni zadatak.

1. Izvješće o bilo kojoj vrsti prašine (međuzvjezdana, međuplanetarna, cirkumplanetarna, međugalaktička)

2. Esej. Zamislite sebe kao znanstvenika koji ima zadatak proučavati kozmičku prašinu.

3. Slike.

Domaće zadatak za učenike:

1. Zašto je prašina potrebna u svemiru?

Dodatni zadatak.

1. Izvješće o bilo kojoj vrsti prašine. Bivši učenici škole sjećaju se pravila.

2. Esej. Nestanak kozmičke prašine.

3. Slike.