우주 먼지

Cosmic dust
"우주 먼지"는 여기서 리다이렉트됩니다.다른 용도는 공간 먼지(동음이의)를 참조하십시오.
다공질 콘드라이트 행성간 먼지 입자.

외계 먼지 또는 우주 먼지로도 불리는 우주 먼지는 우주에 존재하거나 지구에 [1][2]떨어진 먼지이다.대부분의 우주 먼지 입자는 몇 개의 분자 사이에서 측정되며 0.1mm(100마이크로미터)입니다.더 큰 입자는 유성체라고 불린다.우주 먼지는 은하간 먼지, 성간 먼지, 행성간 먼지, 행성간 먼지 등 천문학적인 위치에 의해 더욱 구별될 수 있습니다.

태양계에서 행성간 먼지는 황도대의 빛을 일으킨다.태양계 먼지에는 혜성 먼지, 소행성 먼지, 카이퍼 벨트의 먼지, 그리고 태양계를 통과하는 성간 먼지가 포함됩니다.매년 [3]수천 톤의 우주 먼지가 지구 표면에 도달하는 것으로 추정되며, 대부분의 곡물은 10 kg에서−16 10−4 kg [3]사이 질량을 가지고 있다.지구가 통과하는 먼지 구름의 밀도는 약 10개의−6 먼지 알갱이/[4]m입니다3.

우주 먼지는 [5][6][7]별에 의해 자연적으로 빠르게 생성될 수 있는 복잡한 유기 화합물(방향족-지방족 구조가 혼합된 비정질 유기 고체)을 포함합니다.우주에 있는 먼지의 작은 부분은 별이 남긴 물질로 응축된 더 큰 내화성 광물로 구성된 "고무진"입니다.

스타더스트 우주선에 의해 성간 먼지 입자가 수집되어 2006년에 [8][9][10][11]샘플이 지구로 돌아왔다.

공부와 중요성

초신성 [12]폭발 주변의 먼지 형성에 대한 예술가의 인상.

우주 먼지는 관측하고자 하는 물체를 가리기 때문에 한때 천문학자들에게는 성가신 존재였다.적외선 천문학이 시작되었을 때, 먼지 입자는 천체물리학적 과정의 중요하고 중요한 구성요소인 것으로 관측되었다.그들의 분석은 태양계의 [13]형성과 같은 현상에 대한 정보를 밝힐 수 있다.예를 들어, 우주 먼지는 별이 수명을 다했을 때 질량을 잃게 하고, 항성 형성의 초기 단계에서 역할을 하며, 행성을 형성할 수 있습니다.태양계에서 먼지는 황도대 빛, 토성의 B 고리 스포크, 목성, 토성, 천왕성과 해왕성의 외부 확산 행성 고리, 그리고 혜성에 주요한 역할을 합니다.

우주 [14]먼지에 의해 생기는 황도대 빛.

먼지에 대한 학제 간 연구는 천문학 및 [15]천체물리학뿐만 아니라 물리학 (고체, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열 물리학), 프랙탈 수학, 먼지 입자에 대한 표면 화학, 기상학 등 다양한 과학 분야를 하나로 묶는다.이러한 이질적인 연구 영역은 다음과 같은 주제로 연결될 수 있습니다: 우주 먼지 입자는 주기적으로 진화합니다; 화학적으로, 물리적으로 그리고 역동적으로.먼지의 진화는 많은 사람들이 익숙한 일상적인 재활용 단계(생산, 저장, 가공, 수집, 소비 및 폐기)와 유사한 프로세스에서 우주가 물질을 재활용하는 경로를 추적합니다.

다른 지역에서의 우주 먼지의 관측과 측정은 우주의 재활용 과정에 대한 중요한 통찰력을 제공합니다; 확산된 성간 매체의 구름, 분자 구름, 젊은 항성 물체의 별 주위 먼지, 그리고 천문학자들이 먼지를 그것과 같이 간주하는 태양계와 같은 행성계에서.가장 재활용된 상태입니다.천문학자들은 먼지의 관측 '스냅샷'을 인생의 여러 단계에서 축적하고 시간이 지남에 따라 우주의 복잡한 재활용 단계에 대한 보다 완벽한 영상을 형성합니다.

입자의 초기 움직임, 재료 특성, 간섭 플라즈마 및 자기장과 같은 매개변수에 따라 먼지 입자가 먼지 감지기에 도달하는 것이 결정되었습니다.이들 파라미터 중 하나를 약간 변경하면 먼지의 동적 거동이 크게 달라질 수 있습니다.따라서, 그 물체가 어디에서 왔는지, 그리고 그 매개체가 무엇인지를 알 수 있다.

검출 방법

스피처 우주 망원경에 의해 적외선으로 드러난 안드로메다 은하의 우주 먼지.

우주 먼지는 우주 먼지 입자의 복사 특성을 이용한 간접적인 방법으로 검출할 수 있다.

또한 우주 먼지는 다양한 채집 방법 및 다양한 채집 위치에서 직접('in-situ') 검출할 수 있습니다.지구 대기로 유입되는 외계 물질의 추정치는 5톤에서 300톤 [16][17]사이이다.

나사는 성층권 비행기의 날개 아래에 있는 플레이트 콜렉터를 사용하여 지구 대기 중에 있는 별 먼지 입자의 샘플을 수집합니다.먼지 샘플은 또한 지구의 큰 얼음 덩어리의 표면 퇴적물(남극 및 그린란드/북극)과 심해 퇴적물에서 수집된다.

시애틀에 있는 워싱턴 대학의 돈 브라운리는 1970년대 후반에 집적된 먼지 입자의 외계 성질을 처음으로 확실하게 규명했다.또 다른 원천은 운석으로부터 추출된 별가루를 포함하고 있는 운석이다.스타더스트 입자는 개별 전극별의 고체 내화물 조각입니다.이들은 성간 매체와 섞이기 전에 진화된 별 안에서만 동위원소 구성이 될 수 있는 극단적인 동위원소 구성에 의해 인식됩니다.이 알갱이들은 별에서 나오는 동안 차가워지면서 응축됩니다.

허블 우주망원경에 의해 밝혀진 말머리 성운의 우주 먼지.

행성간 우주에서는 행성 우주선의 먼지 감지기가 만들어지고 비행되고 있으며, 일부는 현재 비행 중이며, 더 많은 것들이 현재 비행하기 위해 만들어지고 있다.행성간 공간(일반적으로 10-40km/s)에서 먼지 입자의 궤도 속도가 크기 때문에 온전한 입자 포획에 문제가 있다.대신, 현장 먼지 감지기는 일반적으로 기기에 대한 먼지 입자의 고속 영향과 관련된 매개변수를 측정한 다음 실험실 교정(즉, 알려진 특성을 가진 가속 입자에 대한 실험실 복제에 대한 영향)을 통해 입자의 물리적 특성(일반적으로 질량과 속도)을 도출하도록 설계된다.먼지 검출기의 ca).수년간 먼지 감지기는 특히 충격등 섬광, 음향 신호 및 충격 이온화를 측정해 왔다.최근 스타더스트의 먼지 계측기는 저밀도 에어로겔에서 온전한 입자를 포착했다.

과거 HEOS-2, 헬리오스, 파이오니어 10, 파이오니어 11, 지오토, 갈릴레오, 카시니 우주탐사선, LDEF, 유레카, 고리드 위성 등을 통해 먼지탐사선을 비행했으며 일부 과학자들은 보이저 1, 2호를 랑무이르 우주탐사선으로 직접 사용해 왔다.현재 먼지 감지기는 율리시스, 프로바, 로제타, 스타더스트, 그리고 뉴 호라이즌스 우주선을 타고 날고 있다.지구에서 모이거나 우주에서 더 먼지를 모아 샘플 귀환 우주 임무에 의해 돌아온 먼지는 전 세계 각지의 각 실험실의 먼지 과학자들에 의해 분석됩니다.NASA 휴스턴 JSC에는 우주 먼지를 위한 하나의 큰 저장 시설이 있습니다.

적외선은 우주 먼지 구름을 투과할 수 있으며, 별 형성 지역과 은하의 중심을 들여다 볼 수 있습니다.나사의 스피처 우주 망원경은 우주로 발사된 가장 큰 적외선 망원경이다.그것은 2003년 8월 25일 플로리다 케이프 커내버럴에서 델타 로켓으로 운반되었다.스피처는 임무를 수행하는 동안 3마이크로미터에서 180마이크로미터 사이의 우주에서 물체에서 방출되는 열복사를 감지하여 영상과 스펙트럼을 얻었다.이 적외선 방사선의 대부분은 지구의 대기에 의해 차단되어 지상에서 관측될 수 없다.스피처의 발견은 우주 먼지에 대한 연구에 활기를 불어넣었다.한 보고서는 우주 먼지가 초대질량 블랙홀 [18]근처에서 형성된다는 증거를 보여주었다.

또 다른 검출 메커니즘은 편광 측정입니다.먼지 입자는 구형이 아니며 성간 자기장과 정렬하는 경향이 있으며, 먼지 구름을 통과하는 별빛을 우선적으로 편광합니다.성간 적색 변색이 감지될 만큼 강하지 않은 근처 성간 공간에서는 고정밀 광학 편광법을 사용하여 국부 [19]거품 내의 먼지 구조를 수집했습니다.

2019년, 연구원들은 국지성간 구름과 관련이 있는 남극 대륙의 성간 먼지를 발견했다.남극 대륙의 성간 먼지 검출은 고감도 가속기 질량 [20]분석법에 의한 방사성핵종 Fe-60과 Mn-53의 측정에 의해 이루어졌다.

복사 특성

HH 151은 가스와 [21]먼지로 이루어진 복잡한 주황색 기둥을 따라가는 빛나는 물질의 밝은 분출물입니다.

먼지 입자는 그 단면, 전자기 복사의 파장 및 곡립의 성질, 즉 굴절률, 크기 등에 따라 전자 방사선과 상호작용합니다.개별 곡물의 방사 과정은 곡물의 효율 인자에 따라 방사율이라고 불립니다.방사율 프로세스에 관한 추가 사양에는 소멸, 산란, 흡수 또는 분극이 포함된다.방사선 방출 곡선에서는 몇 가지 중요한 시그니처가 방출 또는 흡수 먼지 입자의 조성을 식별한다.

먼지 입자는 빛을 균일하지 않게 분산시킬 수 있습니다.전방 산란광은 회절에 의해 경로에서 약간 벗어난 빛을 말하며 후방 산란광은 반사된다.

방사선의 산란과 소멸("흐려짐")은 먼지 입자의 크기에 대한 유용한 정보를 제공합니다.예를 들어 데이터에 포함된 물체가 후방 산란 가시광선보다 전방 산란 가시광선에서 몇 배 더 밝다면 입자의 상당한 부분이 직경 마이크로미터 정도인 것으로 이해됩니다.

긴 노출 가시 사진에서 먼지 알갱이로부터의 빛의 산란은 반사 성운에서 매우 두드러지며, 개별 입자의 빛 산란 특성에 대한 단서를 제공합니다.X선 파장에서는, 많은 과학자들이 성간 먼지에 의한 X선 산란을 조사하고 있으며, 일부는 천문학적인 X선 소스가 [22]먼지로 인해 확산 할로우를 가지고 있을 것이라고 제안했다.

스타더스트

주요 기사: 전극 입자

별똥별 알갱이(운석학자들에[23] 의해 태양전 알갱이라고도 함)는 운석 안에 포함되어 있으며, 그것으로부터 지상 연구소에서 추출됩니다.스타더스트는 운석에 흡수되기 전에 성간 매질에서 먼지의 성분이었다.운석들은 40억년 전에 운석들이 행성 부착 원반 안에 처음 모인 이래로 별똥별 알갱이들을 저장해 왔다.탄소질 콘드라이트로 불리는 것은 특히 스타더스트의 비옥한 저장고입니다.각각의 별똥별 알갱이는 지구가 형성되기 전에 존재했다.스타더스트는 개별 태양 전 별에서 방출된 가스를 냉각시켜 응축하고 태양계가 [24]응축한 구름에 통합된 내화 먼지 입자를 일컫는 과학 용어입니다.

각 별가루 입자를 구성하는 화학 원소의 매우 특이한 동위원소 조성을 실험실에서 측정함으로써 많은 다른 유형의 별가루가 확인되었습니다.이 내화광물 알갱이는 초기에 휘발성 화합물로 코팅되었을 수 있지만 운석 물질이 산에 용해되면서 없어지고 불용성 내화광물만 남게 된다.대부분의 운석을 분해하지 않고 곡립 코어를 찾는 것은 가능했지만, 어렵고 노동 집약적이다(극전 곡립 참조).

핵합성의 많은 새로운 측면들이 별가루 [25]입자 내의 동위원소 비율에서 발견되었다.스타더스트의 중요한 특성은 곡물의 단단하고, 내화성이며, 온도가 높은 특성입니다.눈에 띄는 것은 탄화규소, 흑연, 산화알루미늄, 스피넬, 그리고 항성풍이나 초신성 내부의 감압과 같이 냉각 가스의 고온에서 응축되는 다른 고체들이다.이들은 성간매질 내에서 저온에서 형성되는 고체와는 크게 다릅니다.

또한 그들의 극단적인 동위원소 구성도 중요합니다. 이것은 성간 매질 어디에도 존재하지 않을 것으로 예상됩니다.이것은 또한 동위원소가 성간 매체와 혼합되어 희석되기 전에 개별 별들의 가스로부터 응축된 별가루가 있다는 것을 암시한다.이를 통해 근원별을 식별할 수 있습니다.예를 들어, 탄화규소(SiC) 입자 내의 중원소는 거의 순수한 S-과정 동위원소이며, AGB 별은 S-과정 핵합성의 주요 원천이고 천문학자에 의해 관측된 대기가 준설공정 원소에 고농축되어 있기 때문에 AGB 별 적색 거성풍에 응축된다.

또 다른 극적인 예는 초신성 응축물이라고 불리는 것으로, 보통 별 대기 내에 응축된 다른 별과 구별하기 위해 SUNOCON(SUPERNOva CONNESate[24])의 약자로 줄여진다.SUNOCON은 칼슘에 과도하게[26] 많은 양의 Ca를 함유하고 있으며, 65년의 반감기를 가진 풍부한 방사성 Ti를 포함하고 있는 것으로 나타났다.따라서 유출된 Ti 핵은 초신성 내부 내에서 1년 가까이 SUNOCON이 응축되었을 때 여전히 "살아있다"(방사성) 있었지만, 성간 가스와의 혼합에 필요한 시간이 지나면 멸종된 방사성핵종(특히 Ca)이 되었을 것이다.이 발견은 이러한 방식으로 SUNOCON을 식별할 수 있다는 1975년의 예측을[27] 입증했다.초신성에서 나온 SiC SUNOCON은 AGB 별에서 나온 SiC 스타더스트의 약 1%에 불과합니다.

스타더스트 자체(특정 별에서 나오는 SUNOCON과 AGB 입자)는 응축된 우주 먼지의 극히 일부에 불과하며, 전체 성간 고형물 질량의 0.1퍼센트 미만을 형성한다.스타더스트에 대한 높은 관심은 스타더스트가 별의 진화와 핵합성 과학에 가져다 준 새로운 정보에서 비롯됩니다.

실험실은 지구가 [28]형성되기 전에 존재했던 고형물을 연구해 왔다.이것은 한 때 불가능하다고 여겨졌는데, 1970년대에 우주 화학자들이 태양계가 고온에 의해 증발될 수 있는 사실상 남아 있는 고체가 없는 뜨거운[29] 가스로 시작했다고 확신했던 것이다.스타더스트의 존재는 이 역사적인 그림이 틀렸다는 것을 증명했다.

일부 대량 속성

매끄러운 콘드라이트 행성간 먼지 입자.

우주 먼지는 먼지 알갱이로 이루어져 먼지 입자로 뭉쳐진다.이 입자들은 불규칙한 모양을 하고 있으며, 다공성은 솜털에서 콤팩트까지 다양합니다.성분, 크기 및 기타 특성은 먼지가 발견되는 위치에 따라 다르며, 반대로 먼지 입자의 성분 분석은 먼지 입자의 기원에 대해 많은 것을 밝힐 수 있습니다.일반적인 확산성간 먼지, 촘촘한 구름 속의 먼지 입자, 행성 고리 먼지, 별 주위 먼지는 각각 특성이 다릅니다.예를 들어, 고밀도 구름 속의 입자는 얼음의 맨틀을 얻었으며 평균적으로 확산성간 매질 속의 먼지 입자보다 큽니다.행성간 먼지 입자(IDP)는 일반적으로 더 큽니다.

200개의 성층권 행성간 먼지 입자의 주요 원소.

지구로 떨어지는 외계 물질의 유입은 대부분 지름 50~500마이크로미터, 평균 밀도 2.0g/cm3(공극률 약 40%)의 유성체에 의해 지배된다.지구 성층권에서 포착된 대부분의 IDP 운석 사이트의 총 유입률은 1~3g/cm이며3, 평균 밀도는 약 2.0g/[30]cm이다3.

다른 특정한 먼지 특성: 천문학자들은 CO, 탄화규소, 비정질 규산염, 다환 방향족 탄화수소, 물 얼음, 그리고 폴리폼알데히드의 분자적 특징을 발견했다.혜성 먼지는 일반적으로 소행성 먼지와 다르다.소행성 먼지는 탄소질 연골암 운석과 유사하다.혜성 먼지는 규산염, 다환 방향족 탄화수소 및 물 얼음을 포함할 수 있는 성간 입자와 유사합니다.

2020년 9월, 성간 매질의 고체 물, 특히 우주 먼지 [31]입자의 규산염 입자와 혼합된 얼음의 증거가 제시되었다.

입자

성간 공간에 있는 큰 입자는 아마도 복잡한데, 별의 유출 내에 응축된 내화성 중심부는 차갑고 밀도가 높은 성간 구름으로 침입할 때 얻은 층으로 덮여 있습니다.구름 밖에서 성장과 파괴를 반복하는 이 과정은 중심핵이 먼지 질량의 평균 수명보다 훨씬 더 오래 산다는 것을 증명하기 위해 모델링되었습니다[32][33].이러한 중심핵은 대부분 차갑고 산소가 풍부한 적색거성의 대기에서 규산염 입자가 응축되고 탄소 입자가 차가운 탄소별의 대기에서 응축되면서 시작됩니다.적색 거성은 주계열에서 진화하거나 변하여 진화의 거대한 단계에 접어들었으며 은하에서 내화성 먼지 입자 중심핵의 주요 근원입니다.이러한 내화성 중심핵은 별에서 방출될 때 항성 가스 내에서 열적으로 응축된 우주 먼지의 작은 부분을 일컫는 과학 용어입니다.내화물 입자 코어의 몇 퍼센트가 우주 감압실의 일종인 초신성 내부 팽창 내에서 응축되었습니다.내화성 별가루(운석으로부터 추출된)를 연구하는 운석학자들은 종종 그것을 전극 입자라고 부르지만, 운석 내에서는 전극 먼지 중 극히 일부에 불과합니다.스타더스트는 은하의 어두운 분자 구름에 있는 기존의 먼지에 차갑게 축적되는 우주 먼지의 응축 화학과는 상당히 다른 응축 화학을 통해 별 안에서 응축됩니다.이러한 분자 구름은 매우 차갑고, 전형적으로 50K 미만입니다. 그래서 많은 종류의 얼음이 곡물에 축적될 수 있습니다. 방사선과 기체로 승화되면서 파괴되거나 갈라질 수 있습니다.마지막으로, 태양계가 형성되면서 많은 성간 먼지 알갱이들이 행성 부착 원반 내의 합성과 화학 반응에 의해 더욱 수정되었습니다.초기 태양계의 다양한 종류의 곡물의 역사는 복잡하고 부분적으로만 이해된다.

천문학자들은 이 먼지가 특정한 관측 신호를 통해 늦게 진화한 별들의 외피에서 형성된다는 것을 알고 있다.적외선에서 9.7마이크로미터의 방출은 산소가 풍부한 차가운 거대 별에서 규산염 먼지의 징후입니다.11.5마이크로미터의 방출은 차갑게 진화한 탄소가 풍부한 거대 별에 탄화규소 먼지가 존재함을 나타냅니다.이것들은 우주의 작은 규산염 입자들이 이 [34][35]별들의 분출된 외피에서 나왔다는 증거를 제공하는데 도움이 됩니다.

성간 공간의 조건은 일반적으로 규산염 코어 형성에 적합하지 않습니다.이 작업을 수행하려면 시간이 너무 많이 소요됩니다(가능하더라도).논쟁은 관측된 전형적인 입경 a, 입자가 a에 도달하는 시간, 그리고 성간 가스의 온도를 고려할 때, 성간 입자가 [36]형성되는 데 우주의 나이보다 상당히 오래 걸릴 것이라는 것입니다.한편, 최근 근처 별들, 노바 및 초신성 방출, 그리고 가스와 먼지를 모두 포함하는 분리된 구름을 방출하는 것으로 보이는 R 코로나 볼레알리스 변광성에서 알갱이가 형성된 것으로 보인다.별로부터의 질량 손실은 의심할 여지 없이 곡물의 내화성 핵이 형성된 곳입니다.

태양계에 있는 대부분의 먼지는 고도로 가공된 먼지로, 태양계가 형성되어 미행성에서 수집된 물질과 혜성이나 소행성 같은 남은 고체 물질에서 재활용되어 각각의 충돌 수명에 따라 재생됩니다.태양계가 형성되는 동안 가장 풍부한 원소는 H(그리고 지금도2)였다.암석 행성의 주성분인 마그네슘, 실리콘, 철은 행성 원반의 최고 온도에서 고체로 응축된다.CO, N2, NH3, 유리산소와 같은 일부 분자는 기체상에 존재했다.예를 들어, 흑연(C)과 SiC는 행성 원반의 고체 입자로 응축되지만, 운석에서 발견되는 탄소 입자와 SiC 입자는 행성 원반의 형성이 아닌 동위원소 조성에 기초한다.어떤 분자는 또한 복잡한 유기 화합물을 형성했고, 어떤 분자는 냉동 얼음 맨틀을 형성했는데, 그 중 "추출" (Mg, Si, Fe) 곡물 코어를 덮을 수 있었다.스타더스트는 다시 한번 일반적인 추세에 대한 예외를 제공하는데, 이는 별이 내화성 결정질 광물로 열 응축되어 있기 때문에 전혀 가공되지 않은 것으로 보이기 때문입니다.흑연의 응축은 초신성이 팽창하고 식으면서 초신성 내부에서 일어나며,[37] 심지어 탄소보다 더 많은 산소를 포함하는 가스에서도 일어나는데, 이는 초신성의 강력한 방사능 환경에 의해 가능해진 놀라운 탄소 화학이다.먼지 형성의 이 특별한 예는 구체적인 검토를 [38]할 가치가 있다.

전구체 분자의 행성 원반 형성은 대부분 태양 성운의 온도에 의해 결정되었다.태양 성운의 온도는 태양중심 거리에 따라 낮아지기 때문에 과학자들은 곡물의 물질에 대한 지식을 통해 먼지 입자의 기원을 추론할 수 있다.어떤 재료는 고온에서만 형성될 수 있는 반면, 다른 곡물 재료는 훨씬 낮은 온도에서만 형성될 수 있었다.하나의 행성간 먼지 입자에 있는 물질은 종종 입자 원소가 태양 성운의 다른 위치와 시간에 형성되었음을 보여줍니다.원래 태양 성운에 존재하는 물질의 대부분은 사라졌습니다; 태양으로 빨려 들어가거나, 성간 우주로 방출되거나, 행성, 소행성 또는 혜성의 일부로 재처리됩니다.

고도로 가공된 특성 때문에, IDP(행성간 먼지 입자)는 수천에서 수백만 개의 광물 입자와 비정질 성분으로 이루어진 미세한 혼합물입니다.우리는 IDP를 태양 성운의 다른 시간과 장소에서 그리고 태양 성운이 형성되기 전에 형성된 내장된 요소를 가진 물질의 "매트릭스"로 상상할 수 있다.우주 먼지에 포함된 요소의 예로는 GEMS, 콘드룰, CAI 등이 있습니다.

태양 성운에서 지구로

초기 태양계에서 오늘날 탄소질 먼지에 이르는 먼지 자국이 있습니다.

인접한 다이어그램의 화살표는 행성간 먼지 입자에서 태양 성운의 초기 단계까지 가능한 경로 중 하나를 보여줍니다.

가장 휘발성이 높고 원시적인 요소를 포함하는 IDP에 대한 다이어그램 오른쪽의 추적을 추적할 수 있습니다.행성간 먼지 입자에서 콘드라이트 행성간 먼지 입자로 가는 길입니다.행성 과학자들은 콘드라이트 IDP를 산화도가 감소하는 관점에서 분류하여 탄소질 콘드라이트, 일반 콘드라이트, 엔스타타이트 콘드라이트의 세 가지 주요 그룹으로 나눕니다.이름에서 알 수 있듯이 탄소질 콘드라이트는 탄소가 풍부하고, 많은 것들이 H, C, N,[39] O의 동위원소 함량에 이상을 가지고 있다.탄소질 콘드라이트에서 가장 원시적인 물질까지 길을 따라갑니다.이들은 거의 완전히 산화되어 가장 낮은 응축 온도 원소("휘발성" 원소)와 가장 많은 양의 유기 화합물을 함유하고 있습니다.따라서, 이러한 원소를 가진 먼지 입자는 태양계의 초기 생명체에 형성되었다고 생각됩니다.휘발성 원소는 약 500 K 이상의 온도를 본 적이 없기 때문에 IDP 입자 "매트릭스"는 매우 원시적인 태양계 물질로 구성되어 있습니다.이러한 시나리오는 혜성 [40]먼지의 경우에도 해당된다.별가루인 작은 조각(위 참조)의 출처는 상당히 다릅니다. 이러한 난해한 성간 광물은 별 안에서 열적으로 응축되어 성간 물질의 작은 구성요소가 되고, 따라서 태양 전 행성 원반에 남아 있습니다.핵 손상 흔적은 태양 플레어의 이온 플럭스에 의해 발생한다.태양풍 이온이 입자 표면에 충돌하면 입자 표면에 비정질 방사선으로 손상된 테두리가 생성됩니다.그리고 스팔로겐 핵은 은하와 태양 우주선에 의해 생성된다.40AU의 카이퍼 벨트에서 발생하는 먼지 입자는 주별 띠에서 발생하는 먼지 입자보다 트랙 밀도가 훨씬 높고 비정질 테두리가 두꺼우며 통합된 용량이 더 높습니다.

2012년 컴퓨터 모델 연구에 따르면,[41] 생명체에 필요한 복잡한 유기 분자(외계 유기 분자)는 지구가 형성되기 전에 태양을 둘러싼 먼지 입자의 원시 행성계 원반에서 형성되었을 수 있다.컴퓨터 연구에 따르면,[41] 이와 같은 과정이 행성을 획득하는 다른 별에서도 일어날 수 있다.

2012년 9월, NASA 과학자들은 성간 매체(ISM) 조건의 적용을 받는 다환 방향족 탄화수소(PAHs)가 수소화, 산소화 및 수산화 과정을 통해 "각각 단백질의 원료인 아미노산과 뉴클레오티드를 향해 나아가는 과정"을 통해 보다 복잡한 유기물로 변형된다고 보고했다.게다가 이러한 변환의 결과로, PAHs는 분광학적 특징을 잃게 되는데, 이는 "성간 얼음 알갱이, 특히 차갑고 밀도가 높은 구름의 외부 영역이나 원시 행성계 [42][43]원반의 상부 분자층에서 PAH가 검출되지 않는 이유" 중 하나일 수 있다.[42][43]

2014년 2월, NASA는 우주에서 다환 방향족 탄화수소(PAHs)를 탐지하고 모니터링하기 위한 대폭 업그레이드된[44][45] 데이터베이스를 발표했습니다.NASA 과학자들에 따르면, 우주에 있는 탄소의 20% 이상이 생명체의 [45]형성을 위한 시작 물질인 PAHs와 관련이 있을 수 있다.PAHs는 빅뱅 직후에 형성된 것으로 보이며 우주에 [46][47][48]풍부하며 새로운 별과 외부 [45]행성과 관련이 있습니다.

2015년 3월, NASA 과학자들은 운석에서 발견되는 피리미딘과 같은 시작 화학물질을 사용하여 우주 환경 하에서 유라실, 시토신, 티민을 포함한 복잡한 DNA와 RNA 유기화합물이 처음으로 실험실에서 형성되었다고 보고했다.과학자들에 [49]따르면 우주에서 발견된 가장 탄소가 풍부한 화학 물질인 피리미딘은 다환 방향족 탄화수소와 마찬가지로 적색 거성이나 성간 먼지와 가스 구름에서 형성되었을 수 있다.

우주의 '먼지' 구름은

태양계에는 행성간 먼지 구름이 있고, 외계계도 있다.다양한 물리적 원인과 과정을 가진 성운에는 확산 성운, 적외선(IR) 반사 성운, 초신성 잔해, 분자 구름, HII 영역, 광분해 영역, 암흑 성운 등 다양한 유형의 성운이 있습니다.

이러한 유형의 성운의 차이점은 서로 다른 방사선 과정이 작용한다는 것이다.예를 들어, 오리온 성운과 같이 많은 별 형성이 일어나는 H II 영역은 열 방출 성운으로 특징지어집니다.반면, 게 성운과 같은 초신성 잔해는 비열 방출(싱크로트론 복사)로 특징지어집니다.

우주에서 가장 잘 알려진 먼지 영역 중 일부는 메시에 목록에 있는 확산 성운입니다. 예를 들어 M1, M8, M16, M17, M20, M42,[50] M43입니다.

더 큰 먼지 카탈로그로는 샤프리스(1959) HII 영역 카탈로그, 린즈(1965) 밝은 성운 카탈로그, 린즈(1962) 어두운 성운 카탈로그, 반 덴 베르흐(1966) 반사 성운 카탈로그, 녹색(1988) 레퍼런스 고양이, 은하계 SNR이 있습니다.

먼지 샘플 반송

디스커버리 프로그램의 스타더스트 미션은 1999년 2월 7일 와일드 2 혜성의 혼수상태에서 시료와 우주 먼지 시료를 수집하기 위해 발사되었다.그것은 2006년 1월 15일에 샘플을 지구로 돌려보냈다.2007년에는 시료에서 성간 먼지 입자의 회수가 [53]발표되었습니다.

「 」를 참조해 주세요.

참조

  1. ^ Broad, William J. (March 10, 2017). "Flecks of Extraterrestrial Dust, All Over the Roof". The New York Times. Retrieved March 10, 2017.
  2. ^ Gengel, M.J.; Larsen, J.; Van Ginneken, M.; Suttle, M.D. (December 1, 2016). "An urban collection of modern-day large micrometeorites: Evidence for variations in the extraterrestrial dust flux through the Quaternary". Geology. 45 (2): 119. Bibcode:2017Geo....45..119G. doi:10.1130/G38352.1.
  3. ^ a b "우주 먼지 플럭스의 우주선 측정", Herbert A.줌 도이: 10.1007/978-1-4419-8694-8_5
  4. ^ "성간 여행에 대한 전기역학 테더의 응용" 그레고리 L. 맷로프, Less Johnson, 2005년 2월
  5. ^ Chow, Denise (26 October 2011). "Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars". Space.com. Retrieved 2011-10-26.
  6. ^ ScienceDaily Staff (26 October 2011). "Astronomers Discover Complex Organic Matter Exists Throughout the Universe". ScienceDaily. Retrieved 2011-10-27.
  7. ^ Kwok, Sun; Zhang, Yong (26 October 2011). "Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features". Nature. 479 (7371): 80–3. Bibcode:2011Natur.479...80K. doi:10.1038/nature10542. PMID 22031328. S2CID 4419859.
  8. ^ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William (August 14, 2014). "Stardust Discovers Potential Interstellar Space Particles". NASA. Retrieved August 14, 2014.
  9. ^ Dunn, Marcia (August 14, 2014). "Specks returned from space may be alien visitors". AP News. Archived from the original on August 19, 2014. Retrieved August 14, 2014.
  10. ^ Hand, Eric (August 14, 2014). "Seven grains of interstellar dust reveal their secrets". Science News. Retrieved August 14, 2014.
  11. ^ Westphal, Andrew J.; et al. (August 15, 2014). "Evidence for interstellar origin of seven dust particles collected by the Stardust spacecraft". Science. 345 (6198): 786–791. Bibcode:2014Sci...345..786W. doi:10.1126/science.1252496. hdl:2381/32470. PMID 25124433. S2CID 206556225.
  12. ^ "VLT Clears Up Dusty Mystery". ESO Press Release. Retrieved 8 August 2014.
  13. ^ Starkey, Natalie (22 November 2013). "Your House is Full of Space Dust – It Reveals the Solar System's Story". Space.com. Retrieved 2014-02-16.
  14. ^ "Three Bands of Light". Retrieved 4 April 2016.
  15. ^ Eberhard Grün (2001). Interplanetary dust. Berlin: Springer. ISBN 978-3-540-42067-5.
  16. ^ Atkins, Nancy (March 2012), Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth, Universe Today
  17. ^ Royal Astronomical Society, press release (March 2012), CODITA: measuring the cosmic dust swept up by the Earth (UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012 ed.), Royal Astronomical Society, archived from the original on 2013-09-20
  18. ^ Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S. C.; Hines, D. C.; Bouwman, J. (2007). "Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059". Astrophysical Journal. 668 (2): L107–L110. arXiv:0710.2225. Bibcode:2007ApJ...668L.107M. doi:10.1086/523104. S2CID 10881419.
  19. ^ Cotton, D. V.; et al. (January 2016). "The linear polarization of Southern bright stars measured at the parts-per-million level". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (2): 1607–1628. arXiv:1509.07221. Bibcode:2016MNRAS.455.1607C. doi:10.1093/mnras/stv2185. S2CID 11191040. arXiv
  20. ^ Koll, D.; et., al. (2019). "Interstellar 60Fe in Antarctica". Physical Review Letters. 123 (7): 072701. Bibcode:2019PhRvL.123g2701K. doi:10.1103/PhysRevLett.123.072701. PMID 31491090. S2CID 201868513.
  21. ^ "A glowing jet from a young star". ESA/Hubble Picture of the Week. Retrieved 19 February 2013.
  22. ^ Smith RK; Edgar RJ; Shafer RA (Dec 2002). "The X-ray halo of GX 13+1". Astrophys. J. 581 (1): 562–69. arXiv:astro-ph/0204267. Bibcode:2002ApJ...581..562S. doi:10.1086/344151. S2CID 17068075.
  23. ^ Zinner, E. (1998). "Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of premolar grains from primitive meteorites". Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 26: 147–188. Bibcode:1998AREPS..26..147Z. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.147.
  24. ^ a b Clayton, Donald D. (1978). "Precondensed matter: Key to the early solar system". The Moon and the Planets. 19 (2): 109–137. doi:10.1007/BF00896983. S2CID 121956963.
  25. ^ D. D. Clayton & L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. S2CID 96456868.
  26. ^ Nittler, L.R.; Amari, S.; Zinner, E.; Woosley, S.E. (1996). "Extinct 44Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin". Astrophys. J. 462: L31–34. Bibcode:1996ApJ...462L..31N. doi:10.1086/310021.
  27. ^ Clayton, Donald D. (1975). "22Na, Ne-E, Extinct radioactive anomalies and unsupported 40Ar". Nature. 257 (5521): 36–37. Bibcode:1975Natur.257...36C. doi:10.1038/257036b0. S2CID 38856879.
  28. ^ Clayton, Donald D. (2000). "Planetary solids older than the Earth". Science. 288 (5466): 619. doi:10.1126/science.288.5466.617f. S2CID 120584726.
  29. ^ Grossman, L. (1972). "Condensation in the primitive solar nebula". Geochim. Cosmochim. Acta. 36 (5): 597–619. Bibcode:1972GeCoA..36..597G. doi:10.1016/0016-7037(72)90078-6.
  30. ^ Love S. G.; Joswiak D. J. & Brownlee D. E. (1992). "Densities of stratospheric micrometeorites". Icarus. 111 (1): 227–236. Bibcode:1994Icar..111..227L. doi:10.1006/icar.1994.1142.
  31. ^ Potpov, Alexey; et al. (21 September 2020). "Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium". Nature Astronomy. 5: 78–85. arXiv:2008.10951. Bibcode:2020NatAs.tmp..188P. doi:10.1038/s41550-020-01214-x. S2CID 221292937. Retrieved 26 September 2020.
  32. ^ Liffman, Kurt; Clayton, Donald D. (1988). "Stochastic histories of refractory interstellar dust". Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference. 18: 637–57. Bibcode:1988LPSC...18..637L.
  33. ^ Liffman, Kurt; Clayton, Donald D. (1989). "Stochastic evolution of refractory interstellar dust during the chemical evolution of a two-phase interstellar medium". Astrophys. J. 340: 853–68. Bibcode:1989ApJ...340..853L. doi:10.1086/167440.
  34. ^ Humphreys, Roberta M.; Strecker, Donald W.; Ney, E. P. (1972). "Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina". Astrophysical Journal. 172: 75. Bibcode:1972ApJ...172...75H. doi:10.1086/151329.
  35. ^ 에반스 1994, 164-167페이지
  36. ^ 에반스 1994, 147-148페이지
  37. ^ Clayton, Donald D.; Liu, W.; Dalgarno, A. (1999). "Condensation of carbon in radioactive supernova gas". Science. 283 (5406): 1290–92. Bibcode:1999Sci...283.1290C. doi:10.1126/science.283.5406.1290. PMID 10037591.
  38. ^ Clayton, Donald D. (2011). "A new astronomy with radioactivity: radiogenic carbon chemistry". New Astronomy Reviews. 55 (5–6): 155–65. Bibcode:2011NewAR..55..155C. doi:10.1016/j.newar.2011.08.001.
  39. ^ Jessberger, E.K. (1999). "Rocky Cometary Particulates: Their Elemental, Isotopic and Mineralogical Ingredients". Space Science Reviews. 90 (90): 91–97. Bibcode:1999SSRv...90...91J. doi:10.1023/A:1005233727874. S2CID 189780130.
  40. ^ Gruen, Eberhard (1999). Encyclopedia of the Solar System—Interplanetary Dust and the Zodiacal Cloud. pp. XX.
  41. ^ a b Moskowitz, Clara (29 March 2012). "Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun". Space.com. Retrieved 30 March 2012.
  42. ^ a b Staff (September 20, 2012). "NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins". Space.com. Retrieved September 22, 2012.
  43. ^ a b Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui (September 1, 2012). "In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies". The Astrophysical Journal Letters. 756 (1): L24. Bibcode:2012ApJ...756L..24G. doi:10.1088/2041-8205/756/1/L24.
  44. ^ "NASA Ames PAH IR Spectroscopic Database". www.astrochem.org.
  45. ^ a b c Hoover, Rachel (February 21, 2014). "Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That". NASA. Retrieved February 22, 2014.
  46. ^ Carey, Bjorn (October 18, 2005). "Life's Building Blocks 'Abundant in Space'". Space.com. Retrieved March 3, 2014.
  47. ^ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Jr., Charles W.; Allamandola, L. J. (October 10, 2005). "Variations in the Peak Position of the 6.2 μm Interstellar Emission Feature: A Tracer of N in the Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Population". Astrophysical Journal. 632 (1): 316–332. Bibcode:2005ApJ...632..316H. doi:10.1086/432495.
  48. ^ Allamandola, Louis; et al. (April 13, 2011). "Cosmic Distribution of Chemical Complexity". NASA. Archived from the original on February 27, 2014. Retrieved March 3, 2014.
  49. ^ Marlaire, Ruth (3 March 2015). "NASA Ames Reproduces the Building Blocks of Life in Laboratory". NASA. Retrieved 5 March 2015.
  50. ^ "Messier Catalog". Archived from the original on November 14, 1996. Retrieved 2005-07-06.{{cite web}}: CS1 maint: bot: 원래 URL 상태를 알 수 없습니다(링크).
  51. ^ "Welcome to the NSSDCA". nssdc.gsfc.nasa.gov.
  52. ^ "VizieR". cdsarc.u-strasbg.fr.
  53. ^ "Stardust Interstellar Dust Particles". JSC, NASA. 2014-03-13. Archived from the original on 2007-07-14. Retrieved 2014-03-25.

추가 정보

  • Evans, Aneurin (1994). The Dusty Universe. Ellis Horwood.

외부 링크