Что такое пылевые облака

Уникальные газопылевые облака в Космосе

Многократно подтвержденный факт – природа не любит пустоты. Межзвездное космическое пространство, представляющееся нам вакуумом, на самом деле заполнено газом и микроскопическими, размером в 0,01-0,2 мкм, частицами пыли. Соединение этих невидимых элементов рождает объекты огромной величины, своего рода облака Вселенной, способные поглощать некоторые виды спектрального излучения звезд, иногда полностью скрывая их от земных исследователей.

Caмo cлoвo тумaннocть пpoиcxoдит c лaтинcкoгo «nebula», чтo oзнaчaeт «oблaкo». Пo cути, этo пылeвoe и гaзoвoe oблaкo, oбecпeчивaющee идeaльныe уcлoвия для звeзднoгo poждeния или cмepти. Эти нeбecныe дикoвинки ocвeщaютcя внутpeнними или coceдними звeздaми.

Расположение и свойства

Основная часть пыли, которая приходится на нашу Галактику, сосредоточена в области Млечного Пути. Она выделяется на фоне звезд в виде черных полос и пятен. Несмотря на то, что вес пыли ничтожен в сравнении с весом газа и составляет всего 1%, она способна скрывать от нас небесные тела. Хотя частички друг от друга и отделяют десятки метров, но даже в таком количестве наиболее плотные области поглощают до 95% света, излучаемого звездами.

Размеры газопылевых облаков в нашей системе действительно огромны, они измеряются сотнями световых лет.

Туманности с содержанием пыли бывают:

Именно уникальные газово-пылевые облака глобулы особенно интересны для наблюдения. Остановимся на них подробнее.

Глобулы — «холодные» газово-пылевые облака

Глобулы – газово-пылевые облака с рекордно низкой для космоса температурой. Они образуются в тех областях Вселенной, где зарождаются звезды. Они представляют собой темные образования из пыли и газа, которые можно наблюдать на фоне космических туманностей или отдаленных звезд. На сегодняшний день глобулы являются малоизученным астрономическим объектом.

Глобулы обладают чрезмерно высокой плотностью. Так, результаты исследования показали, что температура глобулы редко превышает 30 Кельвинов, а температура большинства глобул редко достигает и восьми.

Из чего состоят глобулы

При помощи современного оборудования ученым удалось проанализировать химический состав глобул. Эти астрономические объекты представляют собой не что иное, как облака пыли и газа, объединенные гравитационными силами.

Химический состав глобул типичен для межзвёздного вещества: в основном это молекулярный водород, гелий, оксиды углерода и небольшая доля кремния.

Исследование глобул

Практически все темные туманности можно отнести к глобулам. Об этом говорит знаменитый каталог Эдварда Эмерсона Барнарда, который в 20 веке включил туда 349 темных туманностей.

Наиболее известными их примерами являются: туманности Конская голова, Угольный мешок и Змея, фрагменты туманности Орла и молекулярное облако Барнард 68.

Большинство глобул было открыто и исследовано астрономами при помощи современных телескопов, в частности орбитального телескопа Хаббл.

Интересные факты о глобулах

Каждое газово-пылевое облако по-своему уникально, и привлекает исследователей Космоса. Рассмотрим наиболее отличительные из них.

Туманность Ориона (Meccьe 42)

Meccьe 42 (NGC 1976, Tумaннocть Opиoнa) – cвeтящaяcя эмиccиoннaя тумaннocть, удaлeннaя нa 1З44 cвeтoвыx лeт. Зaнимaeт мecтo в coзвeздии Opиoн, a пo видимoй вeличинe дocтигaeт 4. Этo oднa из яpчaйшиx тумaннocтeй, пoэтoму мoжнo нaблюдaть бeз иcпoльзoвaния тexники.

Tумaннocть Opиoнa нaxoдитcя нижe Пoяca Opиoнa. Oтoбpaжaeтcя в видe paзмытoй звeзды в Meчe Opиoнa (южнee пoяca). Ee виднo в бинoкль или нeбoльшoй тeлecкoп. B нeбe будeт кaзaтьcя в 4 paзa кpупнee видимoй Луны. B нeбoльшoй инcтpумeнт удaeтcя paзpeшить 4 яpчaйшиx звeзды oткpытoгo cкoплeния Tpaпeции Opиoнa. Oни мaccивныe, яpкиe и были poждeны в M 42. Cвoим cвeчeниeм ocвeщaют тумaннocть.

Tумaннocть Opиoнa cocтoит из нecкoлькиx чacтeй, кaждaя из кoтopыx пoлучилa пepcoнaльнoe нaзвaниe. Яpкиe учacтки пo бoкaм – Kpылья, a тeмнaя линия c ceвepa к cвeтлoй oблacти – Poт pыбы. Ha югe зaмeтнo pacшиpeниe кpылa – Meч, a бoлee cлaбoe нa зaпaдe – Пapуc. Пoд cкoплeниeм Tpaпeции тaкжe зaмeтнa яpкaя тeppитopии – Зacoв.

Плoщaдь тумaннocти Opиoнa – 65 x 69 углoвыx минут (диaмeтp – 24 cвeтoвыx лeт). Пo мacce пpeвocxoдит coлнeчную в 2000 paз. Ha eгo тeppитopии нaxoдятcя звeздныe accoциaции, oтpaжaющиe тумaннocти и нeйтpaльныe oблaкa пыли, гaзa и иoнизиpoвaннoгo гaзa. Bxoдит в гpуппу мoлeкуляpныx oблaкoв Opиoнa, гдe тaкжe oтмeчeны тумaннocть Koнcкoй гoлoвы, Плaмя, Пeтля Бapнapдa, Meccьe 4З и Meccьe 78. Этoт кoмплeкc тянeтcя нa 10 гpaдуcoв (пoлoвинa coзвeздия).

Глобулы Кормы и Парусов

Газопылевые глобулы — облака-красавцы, с яркими, подсвеченными краями, с нежными переливами тонов, теней и света, части туманности Ориона.

Эти столбы находятся на расстоянии в 1300 св лет от нас в направлении на созвездия южного неба Паруса и Корма. Энергичные молодые звезды где-то справа-вверху стреляют в эти столбы УФ-излучением, все, что не может ему сопротивляться — уносится прочь, оставляя более плотные комки, за которыми прячутся легкий газ и маленькие частички пыли, образуя хвосты… В формировании таких фигур поучаствовала также и знаменитая сверхновая Вела.

В столбе справа явно что-то происходит. Об это можно судить по объектам Хербига-Аро — струям материала. Это- демаскирующий признак рождающейся внутри глобулы звезды.

Столпы творения в Туманности Орла

Семь тысяч световых лет разделяют нашу Землю и Туманность Орла – где находятся “Столпы творения” («слоновьи хоботы»). Форма и состав Столпов меняются под воздействием зарождающихся молодых звезд. Столпы Творения состоят в основном из холодного молекулярного водорода и пыли.

Уникальность данного объекта в том, что первые четыре массивные звезды), появившиеся в центре туманности примерно два миллиона лет назад, развеяли её центральную часть и участок со стороны Земли. Поэтому частично туманность Орла видна изнутри. Мощное излучение этих четырёх звезд ионизирует газы туманности, заставляя их светиться не только отражённым светом, но и собственным.

Давление света и солнечный ветер «выдувают» материал газопылевого облака прочь и Столпы понемногу испаряются. Более плотные участки туманности, такие как глобулы, экранируют от «выдувания» области позади себя, таким образом в тени этих глобул и сформировались Столпы Творения.

Столпы Творения – не единственная пылевая область в Космосе. Однако для наблюдения с земли – Столпы – расположены наиболее удачно.

По данным инфракрасного телескопа Spitzer, «Столпы Творения» были уничтожены взрывом сверхновой примерно 6 тысяч лет назад. Но так как туманность расположена на расстоянии 7 тысяч световых лет от Земли, наблюдать Столпы можно будет ещё около тысячи лет.

Туманность Конская Голова

Впервые туманность была обнаружена в 1888 году на фотографиях Гарвардской обсерватории.

Конская Голова — одна из наиболее известных туманностей. Она видна как тёмное пятно в форме конской головы на фоне красного свечения. Это свечение объясняется ионизацией водородных облаков, находящихся за туманностью, под действием излучения от ближайшей яркой звезды ( ζ Ориона ).

Тёмный фон туманности возникает в основном за счёт поглощения света плотным слоем пыли, хотя есть участки, на которые падает тень от основания «шеи» Конской Головы. Истекающий из туманности газ движется в сильном магнитном поле. Яркие пятна в основании туманности Конская Голова — это молодые звёзды, находящиеся в процессе формирования.

Туманность Змея или Barnard 72

Это тёмная туманность в созвездии Змееносца, открытая Эдвардом Барнардом в начале 20-го века. Представляет собой небольшой сгусток межзвёздной пыли, расположенной к северо-северо-востоку от туманности Курительной Трубки.

Находится на расстоянии примерно в 500 световых годах от Солнца. Она имеет радиус 0,25 световых лет и массу, вдвое превышающую массу Солнца. Облако состоит из высокой концентрации молекулярного газа и пыли и она поглощает видимый свет звезд на заднем плане.

Является частью туманности Тёмного Коня.

Кометарная глобула CG4 — голова космического монстра

Кометарная глобула CG4 похожа на зияющий рот какого-то гигантского космического существа. Не смотря на то, что судя по изображению она кажется большой и яркой, фактически она является слабой туманностью, которую трудно разглядеть даже в любительский телескоп. Даже точная природа CG4 до сих пор остается загадкой.

В 1976 году на снимках британского Телескопа Шмидта, находящегося в Австралии, были обнаружены удлинённые, похожие на комету объекты. Из-за их такой внешности подобные объекты стали называть кометарными глобулами даже при том, что они не имеют ничего общего с кометами.

Объект CG4 расположен приблизительно на расстоянии 1300 световых лет от Земли в созвездии Кормы. “Голова” названа не просто так, она напоминает голову гигантского животного и имеет диаметр в 1.5 световых года. Хвост глобулы, который простирается вниз и не видим на изображении, в длину имеет примерно 8 световых лет. По астрономическим стандартам CG4 является сравнительно маленьким облаком.

Вообще, относительно небольшой размер – общая особенность всех кометарных глобул. В такие глобулы, обнаруженные до сих пор, являются изолированными, относительно маленькими облаками нейтрального газа и пыли в пределах Млечного пути, которые окружены горячим ионизированным веществом.

Туманность Лагуна

Туманность Лагуна ( Мессье 8 ) — гигантское межзвёздное облако в созвездии Стрельца.

Находясь на расстоянии 5200 световых лет, туманность Лагуна одна из двух звёздоформирующих туманностей слабо различимых невооружённым глазом в средних широтах Северного полушария. При рассмотрении в бинокль, Лагуна представляется чётко очерченным овальным облакоподобным пятном с явным ядром, похожим на бледный звёздный цветок.

Туманность содержит небольшое звёздное скопление, наложенное на неё, что превращает Лагуну в одну из достопримечательностей летнего ночного неба.

Туманность Лагуна занимает на небосводе область размером 90′ на 40′, что при расчётном расстоянии до неё в 5200 световых лет, приводит к реальным размерам в 140 на 60 световых лет. Туманность содержит ряд глобул.

Молодая туманность LLS 1723

Астрофизики обнаружили газопылевое облако, которое образовалось вскоре после большого взрыва. Спектральные наблюдения подтверждают, что оно никогда не взаимодействовало со звездами.

Это темное облако обнаружили австралийские астрономы. На международной обсерватории на горе Мауна-Кеа при помощи двух телескопов Кека, которые работают как интерферометр, они получили спектры с большим разрешением.

Туманность LLS 1723 просвечивается расположенным за ней более далеким квазаром. Линии поглощения тяжелых элементов в туманности оказались предельно слабыми.Наиболее вероятным объяснением существования такого обедненного тяжелыми элементами облака может быть то, что оно до сих пор не взаимодействовало со звездами. Это подтверждают и результаты моделирования.

Исследуемой туманности всего 1.5 миллиарда лет, а нашей Вселенной – 13.8 миллиардов наших земных лет. Поэтому туманность видна нам такой молодой, пока она еще не успела получить от звезд достаточно тяжелых элементов.

Трифид или Тройная туманность

Трифид или Тройная туманность (M 20) — трёхдольная диффузная туманность в созвездии Стрельца. Название туманности предложено Уильямом Гершелем и означает «разделённая на три лепестка».

Точное расстояние до неё неизвестно, по различным оценкам может составлять от 2 до 9 тыс. световых лет. Ширина 50 световых лет. Представлена сразу тремя основными типами туманностей — эмиссионной (розоватый цвет), отражающей (голубой цвет) и поглощающей (чёрный цвет). Тёмные волокна пыли, окаймляющие Тройную туманность, сформировались в атмосферах холодных звёзд-гигантов.

Это одна из самых интересных туманностей летнего южного неба для любительских наблюдений в телескоп.

Сначала обращает на себя внимание пара звезд прямо в центре яркой части туманности. Затем становится видно, что туманность как бы разорвана темным провалом яркости на двое. Потом становится видна тёмная перекладинка над главным разрывом, тёмная линия приобретает Т-образную форму и понятно, откуда у туманности её название.

Стрелец B2 — космическая малина и космический ром

Несколько последних лет ученые изучали облако пыли в центре нашего Млечного Пути. Если где-то есть Бог, то у него хорошее воображение: это пылевое облако под названием Стрелец B2 пахнет ромом, а на вкус как малина.

Это облако газа состоит по большей части из этилформиата, который дает малине ее вкус, а рому его отличительный запах. Гигантское облако содержит миллиарды, миллиарды и еще раз миллиарды этого вещества — и это было бы чудесно, если бы оно не было пропитано частичками пропилцианида.

Создание и распространение этих сложных молекул остается загадкой для ученых, поэтому межгалактический ресторан пока останется закрытым.

Зловещая туманность по имени «Голова ведьмы»

Настоящее имя туманности – IC 2118. Она находится в южном созвездии Эридана на расстоянии 1 000 световых лет от Солнца. Больше всего удивляет именно её очертания.

Весьма своеобразной формы связана с яркой звездой Ригель в созвездии Ориона. Она светит в основном за счет излучения звезды, расположенной за верхним правым краем изображения. Свет звезды отражается от туманности, состоящей из мелкой пыли.

Оттенки синего цвета объясняются не только тем, что Ригель излучает в основном в синей области спектра, но также и тем, что пылинки рассеивают голубой свет эффективнее, чем красный.

Видео

Источник

Пылевые облака объясняют загадочные черты активных галактических ядер

Новости партнеров

Многие крупные галактики имеют яркую центральную область, называемую активным галактическим ядром (AGN), питающимся от материи, которая вращается вокруг сверхмассивной черной дыры. Газовые облака в области вокруг AGN излучают свет на характерных длинах волн, но сложность и изменчивость этих выбросов – давняя загадка для астрофизиков.

Новый анализ исследователей из Университета Калифорнии в Санта-Круз (США), опубликованный в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, объясняет эти и другие загадочные черты AGN небольшими облаками пыли, которые могут частично скрывать внутренние области источников. Выводы имеют важные последствия, поскольку исследователи используют оптические излучения в широком диапазоне, чтобы делать выводы о поведении газов во внутренних областях вокруг сверхмассивной черной дыры.

«Выбросы газа – один из лучших источников информации о массе черной дыры и о том, как она растет. Однако природа этого газа плохо понятна», – говорит первый автор исследования Мартин Гаскелл, научный сотрудник Университета Калифорнии в Санта-Круз.

По мнению авторов работы, газ, вращающийся по направлению к центральной черной дыре галактики, образует плоский аккреционный диск и, перегреваясь, испускает интенсивное тепловое излучение. Часть этого света «перерабатывается» (поглощается и переизлучается) водородом и другими газами, циркулирующими над и под аккреционным диском. После газа располагается область пыли.

Пыль подвергается сильному излучению от аккреционного диска. Оно настолько интенсивное, что удаляет пыль от диска, и это в свою очередь приводит к компульсивному оттоку пылевых облаков, начиная с внешнего края.

Эффект пылевых облаков на испускаемый свет заключается в том, что излучение выглядит более слабым и красным, так же, как атмосфера Земли заставляет солнце выглядеть слабее и краснее на закате. В своей работе ученые подтверждают существование пылевых облаков во внутренних областях активных галактических ядер. Их моделирование показывает воздействие пылевых облаков на результат наблюдений. Компьютерный код реплицирует особенности излучения широкополосной области, которые долгое время озадачивали астрофизиков, за счет включения в модель пылевых облаков. Вместо газа, имеющего изменяющееся асимметричное распределение, которое трудно объяснить, газ в модели сохранял однородное симметричное состояние в турбулентном диске вокруг черной дыры.

Таким образом, моделирование подтвердило, что наблюдаемые астрономами асимметрии и изменения излучения полностью объясняются пылевыми облаками, заставляющими области за ними выглядеть слабее и краснее. Такое объяснение позволяет ученым сохранить простоту стандартной модели материи AGN, вращающейся вокруг одной черной дыры.

Источник

Пылевые облака могут объяснить загадочные особенности активных галактических ядер

Исследователи из Калифорнийского университета в Санта-Крус (UCSC) считают, что облака пыли, а не двойные чёрные дыры, могут объяснить особенности, обнаруженные в активных галактических ядрах (AGN). Учёные опубликовали свои результаты 14 июня в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Для многих крупных галактик характерной особенностью является наличие небольшой яркой центральной области (AGN), свечение которой обусловлено движением материи вокруг сверхмассивной чёрной дыры (СМЧД).

Изучение этого материала, а именно газа, выбрасываемого СМЧД, является отличным источником информации о массе центральной чёрной дыры и о том, как быстро она растёт. Однако природа этого газа плохо изучена; в частности, астрономы наблюдают меньшее количество газа (чем ожидалось), движущегося с определёнными скоростями. Уточнение простых моделей привело некоторых астрофизиков к мысли, что многие AGN могут содержать не одну, а две чёрные дыры.

Новое исследование возглавил Мартин Гаскелл (Martin Gaskell), научный сотрудник в UCSC. Вместо того, чтобы ссылаться на две чёрные дыры, он решил объяснить многие загадочные свойства AGN небольшими облаками пыли, которые могут частично скрывать внутренние области галактических ядер.

Небольшая галактика с массивной чёрной дырой в центре. Авторы и права: NASA / CXC / MTA-Eötvös University / N. Werner / M. Weiss.

Соавтор Питер Харрингтон (Peter Harringto), аспирант UCSC, объяснил, что газ, движущийся по направлению к центральной чёрной дыре галактики, образует плоский аккреционный диск, а перегретый газ внутри аккреционного диска испускает интенсивное тепловое излучение, Часть этого света “перерабатывается” (поглощается и переизлучается) водородом и другими газами, циркулирующими над аккреционным диском.

Учёные также отметили, что модель, включающая пылевые облака, может воспроизвести многие особенности излучения в данном регионе, которые давно озадачивали астрофизиков. Вместо газа, имеющего изменяющееся асимметричное распределение, которое трудно объяснить, газ судя по всему находится в однородном симметричном турбулентном диске вокруг чёрной дыры.

Источник

Пыль и пылевая плазма в Солнечной системе

Об авторе

Сергей Игоревич Попель — доктор физико-математических наук, профессор, заведующий лабораторией плазменно-пылевых процессов в космических объектах ИКИ РАН. Область научных интересов — космическая плазма, комплексная (пылевая) плазма, нано- и микроструктурные объекты и пыль в природе, явления самоорганизации, волновые процессы, сильные возмущения в природе и лаборатории, включая ударные волны.

Трудно представить себе заполненную плазмой область Солнечной системы, свободную от мелкодисперсных пылевых частиц. Нано- и микромасштабные пылевые частицы обнаруживаются в межпланетном космическом пространстве, в плазме ионосфер и магнитосфер планет Солнечной системы, в планетарных кольцах, в окрестностях космических тел, не имеющих собственной атмосферы — таких как Луна, Меркурий, астероиды, кометы и др. Пожалуй, есть лишь одно исключение из этого правила — собственно Солнце и область в непосредственной близости от него, где из-за высоких температур пыль существовать не может. Рассеяние солнечного излучения на частицах межпланетной пыли формирует F-компоненту спектра солнечной короны.

В результате взаимодействия с электронами и ионами окружающей плазмы, а также под действием солнечного излучения пылевые частицы приобретают электрический заряд и становятся одним из важных компонентов среды, существенно влияющим на ее свойства и динамику [1]. Плазму, содержащую электроны, ионы, нейтральные частицы, а также заряженные твердые частицы и/или жидкие капли, которые либо самопроизвольно образуются в плазме в результате различных процессов, либо вводятся туда извне, принято называть пылевой. Для обозначения плазменно-пылевых систем пользуются и другими терминами: «комплексная плазма», «коллоидная плазма», «плазма с конденсированной дисперсной фазой», а также «плазма мелкодисперсных частиц». Первые два наименования употребляются наиболее часто. Применительно к космической плазме, которая содержит заряженные пылевые частицы, приводящие к тем или иным физическим и/или динамическим последствиям, в основном употребляют понятие «пылевая плазма».

Что интересно и почему?

В планетологии нано- и микроразмерные компоненты выступают в качестве основных элементов структуры космических тел, поэтому исследования природных нано- и микроразмерных пылевых объектов могут привести к расширению наших представлений о фундаментальных процессах геологии и планетообразования [2]. Так, например, протопланетная пыль имеет размеры от 10 нм до 150 нм. Она относится к хондритам класса C1. Если проанализировать состав углистых хондритов, получаются минералы, входящие в состав мантии Земли. Можно сделать вывод, что по крайней мере планеты земной группы произошли из наномасштабных частиц, состав которых отвечает углистым хондритам. Есть серьезные аргументы в пользу предположения, что Солнечная система в свое время сформировалась из плазмы, содержащей заряженные пылевые частицы [3]. Таким образом, изучение мелкодисперсных пылевых частиц и пылевой плазмы в Солнечной системе, ионосферах и магнитосферах Земли и других планет может дать новую информацию о межзвездном веществе, механизмах планетообразования и т. д.

Интерес к описанию пылевой космической плазмы резко возрос в конце 1990-х годов, что было связано с разработкой к тому времени теоретических методов исследования пылевой плазмы, в том числе и в природных системах [1]. Важная ее особенность — быстрая зарядка пылевых частиц, идущая за счет ряда процессов, среди которых можно выделить рекомбинацию электронов и ионов на поверхности пылевых частиц, фотоэффект и др. Наличие заряженной пыли существенным образом сказывается на коллективных процессах, т. е. процессах, связанных с наличием колебаний или шумов конечной амплитуды (взаимодействие которых с частицами заметно влияет на макроскопические свойства плазмы), на процессах самоорганизации в среде, а также на ее диссипативных свойствах. Присутствие массивных (по сравнению с ионами и электронами) заряженных пылевых частиц изменяет характерные пространственные и временные масштабы в плазме, а в ряде ситуаций даже порождает новую физику тех или иных явлений. Изменяемость (в зависимости от текущих параметров плазмы) зарядов пылевых частиц модифицирует спектры волн, распространяющихся в среде, влияет на эффекты затухания волн, определяет характер развития неустойчивостей и нелинейных процессов и т. д. Процессы самоорганизации в пылевой плазме приводят к формированию капель, облаков, разного рода структур, плазменно-пылевых кристаллов и т. д.

В последние годы существенно усилился интерес и к непосредственному изучению космических пылевых частиц. Была организована миссия НАСА Stardust («Звездная пыль»), одна из основных целей которой — сбор и доставка на Землю частиц из окрестностей ядра кометы 81P/Wild 2 — была успешно реализована 15 января 2006 г., когда капсула с образцами кометного вещества вернулась на Землю [4]. В недавней американской миссии LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer — «исследователь лунной атмосферы и пылевой среды») [5] лунная пыль изучалась с помощью наблюдений с орбиты. В России готовятся миссии «Луна-25» и «Луна-27». На посадочных модулях станций «Луна-25 и 27» предполагается разместить аппаратуру [6], которая будет исследовать свойства пылевой плазмы над поверхностью Луны (рис. 1). Посадка спускаемых аппаратов планируется в области высоких широт в южной полусфере Луны, что существенным образом отличает эти миссии от всех более ранних миссий, когда прилунения осуществлялись недалеко от экватора.

Рис. 1. Схема расположения аппаратуры для исследования пылевой плазмы у поверхности Луны на станциях «Луна-25 и 27». Отмечены инструменты регистрации пылевой плазмы: пьезоэлектрические ударные сенсоры IS; выносные датчики электрического поля ES; камеры для оптических наблюдений (стереокамера Cam S и обзорные камеры Cam O)

Поэтому, рассказывая о свойствах пыли / пылевой плазмы в пространстве вокруг Солнца, особое внимание уделим ее состоянию над поверхностью Луны, важному для успешного осуществления экспериментов в рамках будущих проектов «Луна-25 и 27».

Зодиакальное пылевое облако

Источником мелких частиц, заполняющих Солнечную систему, служат разрушающиеся ядра комет и столкновения тел в поясе астероидов. Самые мелкие частицы постепенно приближаются к Солнцу в результате эффекта Пойнтинга — Робертсона. Этот эффект заключается в том, что давление солнечного света на движущуюся частицу направлено не точно по линии Солнце — частица, а из-за аберрации света отклонено назад по отношению к ее скорости и потому тормозит ее движение. Хотя пылевые частицы, как правило, и состоят из тугоплавких материалов, при приближении к Солнцу до расстояний в несколько солнечных радиусов R_☉ важным становится процесс сублимации. Он происходит на разных расстояниях от Солнца для частиц различных размеров, что обусловлено сильной зависимостью температуры частицы от ее размера. В результате сублимации при уменьшении радиуса частицы до

500 нм отношение силы давления солнечного света к силе солнечной гравитации увеличивается. Увеличение этого отношения уравновешивает силу дрейфа Пойнтинга — Робертсона, и, таким образом, происходит накопление субмикронных и микромасштабных частиц в зоне их сублимации. Вертикальная структура пылевого облака на расстояниях от Солнца, не превосходящих 10R_☉, имеет следующий вид [7]: частицы с размерами, превышающими 10 мкм, находятся в диске с типичной толщиной в десятки градусов; частицы размером несколько микрометров заполняют более широкий объем, имеющий также форму диска; субмикронные частицы формируют вокруг Солнца гало почти сферической формы с радиусом, большим 10R_☉.

Кометная пыль

Высвобождение пыли при разрушении ядер комет происходит следующим образом. Приближаясь к Солнцу, комета обычно приобретает характерную структуру: видимый гигантский хвост, ядро (как правило, невидимое) очень маленького размера по сравнению с хвостом, а также атмосферу, окружающую ядро, — ее называют комой кометы. Кома и хвост формируются как следствие истечения вещества из ядра кометы. В ядре ледяные слои из замороженных газов чередуются с пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным излучением образующиеся в результате возгонки газы вытекают наружу, увлекая за собой облака пыли. В результате ядро кометы становится источником газопылевого потока, движущегося (вслед за ядром) навстречу солнечному ветру.

Соотношение пыль / газ, характеризующее отношение масс тугоплавких и летучих компонент в ядре, которое было определено из наблюдений комы различных комет, находится в диапазоне от 0,1 до 1 [8]. Распределение пыли по размерам представляет собой степенную функцию размера частицы с показателем, близким к −4 [9]. На примере кометы Галлея в рамках проекта «Вега» было показано [10], что минимальный размер частиц в указанном распределении

Исследования пылевых частиц вблизи кометы Галлея, а также частиц из микрократеров на Луне, потоков метеоров, межпланетных пылевых частиц, собранных космическими аппаратами, позволили получить [11] параметры, которые широко используются для исследования зарядки и динамики пылевых частиц в магнитосфере Земли и Солнечной системе (см., например, [9]). Размеры и плотности микромасштабных пылевых частиц по данным работы [11] приведены в таблице.

Таблица. Размеры и плотности микрочастиц космической пыли

Впервые исследование частиц пыли кометного происхождения в земных условиях удалось провести в рамках уже упоминавшейся миссии Stardust. Основной целью миссии был сбор кометной пыли с последующей доставкой образцов на Землю. На некоторых участках траектории космического аппарата Stardust собирались также образцы межпланетной пыли. Она захватывалась коллектором, заполненным аэрогелем и установленным на космическом аппарате. Когда последний находился в окрестностях ядра кометы 81P/Wild 2 (точка максимального сближения Stardust была примерно в 236 км от ядра), в коллекторе оседали пылевые частицы. Затем он был герметично закрыт и спрятан в возвращаемую капсулу, которая в январе 2006 г. вернулась на Землю. После вскрытия капсулы стало ясно: миссия выполнена успешно — аэрогель содержал крупные и мелкие частицы кометного вещества (рис. 3). Исследование частиц показало, что их размеры варьировались от десятков нанометров до десятых долей миллиметра. В среднем они оказались крупнее частиц кометы Галлея.

Рис. 3. Фотографии треков от пылевых частиц кометного происхождения в аэрогеле аппарата Stardust [4]. Движение частиц происходило слева направо. На верхнем рисунке видно, что твердая частица перемещается без дальнейшей фрагментации. На нижнем рисунке изображена эволюция первоначально слабосвязанного скопления частиц, каждая из которых имеет размер в несколько микрометров

Выводы, которые последовали после изучения образцов частиц, содержащихся в аэрогеле аппарата Stardust, стали довольно неожиданными. Дело в том, что, хотя в настоящее время орбита кометы 81P/Wild 2 располагается между орбитами Марса и Юпитера, согласно имеющимся представлениям, большую часть своей истории (продолжающейся около 4,5 млрд лет) эта комета имела более отдаленную орбиту и в основном странствовала за пределами орбиты Нептуна. В 1974 г. комета прошла вблизи Юпитера, мощное гравитационное поле которого изменило ее орбиту — перенесло ее во внутреннюю часть Солнечной системы. Таким образом, ожидалось, что частицы, собранные аппаратом Stardust, должны представлять собой примеры твердого вещества с окраин Солнечной системы [4]. И действительно, исследование минералогического состава частиц показало: большая их часть состоит из явно холодного материала с дальней периферии. Однако около 10% сформировалось в условиях высоких температур (больших 1100°С)! Среди этих 10% — микрокристаллы оливина, состоящие из железа, марганца и других элементов, кристаллы осборнита, включающего в себя сернистый кальций и сернистый титан, и др. Как видно на примере этих данных, изучение свойств космических пылевых частиц ставит перед исследователями ряд вопросов о формировании исходного материала комет и в конечном итоге может внести уточнения в понимание процессов, происходивших при образовании Солнечной системы.

Ключевой момент взаимодействия солнечного ветра с комой кометы — формирование головной ударной волны. Оказывается, протоны солнечного ветра сильнее взаимодействуют с ионами кометы, чем заряженные и нейтральные частицы, содержащиеся в плазме комы кометы, между собой. Этот факт зачастую позволяет трактовать головную ударную волну как разновидность ионнозвуковой ударной волны. Присутствие заряженной пыли приводит к еще одному важному виду взаимодействия — взаимодействию протонов солнечного ветра с пылевыми частицами в коме кометы. Для типичного ядра кометы с радиусом

1 км и для относительно плотной комы (с концентрацией пыли, превосходящей 10 6 см −3 ) при формировании головной ударной волны важную роль играет аномальная диссипация, обусловленная зарядкой пылевых частиц [12]. Такая головная ударная волна, по-видимому, имеет природу, которая аналогична природе пылевых ионно-звуковых ударных волн, свойственных пылевой плазме.

Пыль в магнитосфере Земли

Рис. 4. Фотография хондритной частицы межпланетной пыли (номер по каталогу Johnson Space Center U2015D8), прикрепленной к сферуле техногенного происхождения, которая состоит из оксида алюминия (U2015D9) [14]. Каждая частица имеет диаметр, приблизительно равный 6 мкм. Фотография доказывает, что частицы межпланетной пыли могут загрязняться техногенным веществом

Несмотря на достигнутые успехи в изучении межпланетной пыли в рамках описанных выше удаленных миссий, основные исследования ее свойств все же проводятся по данным наблюдений в магнитосфере Земли. Элементарный состав пылевых частиц естественного происхождения в земной магнитосфере и микрометеороидов часто похож на состав углеродистых метеоритов хондритных классов С1 и С2 и включает в себя такие элементы, как Mg, Al, Si, S, Ca, Cr, Mn, Fe, Ni [13]. Вместе с тем часто встречающиеся среди частиц межпланетной пыли нано- и микромасштабные оливиновые скопления, а также сферулы металла (или его производных) диаметром от 100 нм до 500 нм, впаянные в силикатное стекло (так называемые частицы GEMS — Glass with Embedded Metal and Sulphides — стекло с включенными металлами и сульфидами), не наблюдались в качестве вещества микрометеороидов. Следует отметить, что определенная роль может принадлежать антропогенным частицам. На рис. 4 приведена фотография, на которой изображена хондритная частица межпланетной пыли, прикрепленная к сферуле техногенного происхождения из оксида алюминия [14].

Приобрести заряд пылевые частицы в космосе могут различными путями. Что касается частиц межпланетной пыли, механизмы зарядки здесь — поглощение пылевыми частицами электронов и ионов окружающей плазмы, эмиссия электронов, вызванная электронным или ионным ударом, а также поглощением света (фотоэффект), и, наконец, столкновения пылевых частиц между собой. Основным эффектом, связанным с процессом зарядки пылевых частиц (и, как следствие, их переменными зарядами), становится диффузия орбит пылевых частиц. Систематические вариации заряда, обусловленные градиентами параметров плазмы, а также модуляция токов плазмы, возникающая вследствие изменения скоростей пылевых частиц относительно потоков плазмы, могут приводить для разных условий к процессам переноса частиц внутри магнитосферы, выбросам частиц из нее, а также к захвату магнитосферой пылевых частиц из окружающего пространства. На процесс переноса пылевых частиц в магнитосфере может влиять также большая величина их заряда, достигающая 4·10 5 зарядов электрона. При этом продольная (вдоль магнитного поля) диффузия пылевых частиц способна существенно (в десятки раз) превосходить обычную диффузию броуновской частицы, тогда как диффузия поперек магнитного поля, как правило, проходит так же, как и в обычной замагниченной электронно-ионной плазме [13].

Лунная пыль

Рис. 5. Астронавт Apollo-17 Харрисон Шмитт собирает частицы лунного грунта. Нижняя часть его скафандра покрыта пылью

Наблюдения лунной пыли имеют довольно давнюю историю. Астронавты, побывавшие на Луне, выяснили, что слой пыли на ее поверхности составляет несколько сантиметров. За счет адгезии эта пыль прилипает к скафандрам (рис. 5), поверхностям космических аппаратов, приборам и т. д., что может угрожать работе систем. Так, в частности, на поверхности приборов, покрытых пылью, резко возрастает поглощение солнечного излучения, что может привести к их перегреву. На скафандрах пыль заносится внутрь лунного модуля, и весь трехдневный обратный путь на Землю астронавты могут вдыхать ее частицы, присутствующие в состоянии невесомости в воздухе. Таким образом, лунная пыль представляет собой существенный фактор риска и для здоровья астронавтов.

Во время космических миссий кораблей Apollo к Луне было замечено, что солнечный свет рассеивается в области терминатора, а это в свою очередь приводит к формированию лунных зорь и стримеров над поверхностью [15]. Последующие наблюдения показали, что рассеяние света наиболее вероятно происходит на заряженных пылевых частицах, источником которых служит поверхность Луны [16]. На основе данных спускаемых космических аппаратов Surveyor был сделан вывод, что пылевые частицы с размерами около 5 мкм могут парить над поверхностью Луны приблизительно в 10 см от поверхности. В миссиях Apollo проводились наблюдения субмикронной пыли в лунной экзосфере на высотах вплоть до примерно 100 км. Выводы о существовании пыли на больших высотах (от 30 до 110 км) можно сделать из недавних наблюдений лунного орбитального аппарата LADEE [5].

Рис. 6. Основные элементы, характеризующие плазменно-пылевую систему над лунной поверхностью: терминатор (I), фотоэлектроны (II), приповерхностная пыль (III), пыль на больших высотах (IV), фотоны солнечного излучения (ћω), солнечный ветер. Показан также спускаемый аппарат (V) будущей лунной миссии на высоких широтах в южной полусфере

В настоящее время фактически считается общепринятым [17, 18], что пыль над лунной поверхностью — составная часть плазменно-пылевой системы (рис. 6). Поверхность Луны заряжается под действием электромагнитного излучения Солнца, плазмы солнечного ветра, плазмы хвоста магнитосферы Земли. При взаимодействии с излучением лунные породы испускают электроны благодаря фотоэффекту, что приводит к формированию над поверхностью слоя фотоэлектронов. Фотоэлектроны поставляются и пылевыми частицами, парящими над поверхностью (они тоже поглощают солнечный свет). Пылевые частицы, находящиеся на поверхности Луны или в приповерхностном слое, не только испускают, но и поглощают фотоэлектроны, а также фотоны солнечного излучения, электроны и ионы солнечного ветра; если же Луна находится в хвосте магнитосферы Земли, то — электроны и ионы плазмы магнитосферы. Все эти процессы приводят к зарядке пылевых частиц, их взаимодействию с заряженной поверхностью Луны, подъему и движению пыли.

Рис. 7. Распределения пылевых частиц над освещенной солнечным излучением частью поверхности Луны для значений θ = 77°, 82°, 87°. Длина одноцветного горизонтального участка на каждом из графиков характеризует концентрацию частиц n_d (в см −3 ) на соответствующих высотах h с размерами в интервале, указанном на шкале в верхней правой части первого графика. Общая длина горизонтального участка на графике отвечает полной концентрации частиц с представленными на нем размерами

Данные [17], характеризующие распределения пылевых частиц в приповерхностном слое на освещенной части Луны над участками реголита, приведены на рис. 7 и 8. Исследование освещенной части Луны чрезвычайно важно для понимания той картины, которую будут наблюдать в планируемых исследованиях в рамках проектов «Луна-25 и 27», поскольку работа автоматических станций, питающихся энергией от солнечных батарей, будет происходить в основном во время лунного дня. Представленные на рис. 7 гистограммы описывают расчеты концентраций пылевых частиц над поверхностью Луны для углов θ между местной нормалью и направлением на Солнце, равных 77°, 82° и 87°. На рис. 8 показано (тоже на основе вычислений), до каких максимально возможных высот могут подняться пылевые частицы различных размеров a и как распределяются по высоте зарядовые числа для различных значений угла θ. Наши данные опровергают вывод работы [18] о существовании мертвой зоны (в области лунных широт около 80°), где пылевые частицы не поднимаются над поверхностью. Именно указанная область широт и представляет интерес, поскольку, как уже отмечалось, прилуниться станции «Луна-25 и 27» должны будут в области высоких широт. Однако результаты, аналогичные тем, которые приведены на рис. 7 для значений угла θ, равных 77°, 82° и 87°, можно получить и для других значений θ. Наклон оси Луны относительно плоскости эклиптики составляет всего 1,5424°, что определяет достаточно небольшое отличие лунной широты от угла θ. Таким образом, подъем пылевых частиц над поверхностью Луны возможен во всем диапазоне углов θ, и никакой мертвой зоны вблизи указанных широт, где частицы бы не поднимались вверх, нет. Отсутствие мертвой зоны связано с присутствием над лунной поверхностью фотоэлектронов.

Рис. 8. Максимально возможные высоты подъема пылевых частиц H_max определенного размера (слева) для значений θ = 77°, 82°, 87° и высотные распределения зарядовых чисел Z_d пылевых частиц над освещенными участками лунного реголита для значений θ = 77°, 87° и размеров пылевых частиц 50, 60, 70 нм

Несмотря на определенные успехи, достигнутые в описании пыли и плазменно-пылевой системы в окрестностях Луны, следует отметить ряд важных вопросов, на которые еще предстоит получить ответы. Прежде всего, при расчетах параметров плазменно-пылевой системы весьма существенное значение имеет квантовый выход лунного реголита, т. е. количество электронов, выбиваемых одним фотоном с его поверхности. Имеющиеся данные по квантовому выходу лунной породы недостаточно надежны [6]. Так, например, даже при экспериментальных исследованиях частиц лунного реголита, доставленных в миссиях Apollo-14, 15, не было возможности работать с образцами, хранившимися до этого в высоком вакууме. Манипуляции с частицами осуществлялись в инертной атмосфере, содержащей примеси. Таким образом, поверхность образцов лунного реголита подвергалась воздействию чужеродных веществ, и ее электрофизические свойства (в том числе квантовый выход и работа выхода, характеризующая минимальную энергию, которую надо сообщить электрону, чтобы тот покинул твердое тело) могли существенным образом измениться.

Рис. 9. Схема эксперимента для измерений квантового выхода и работы выхода лунного реголита. 1 — световой поток от источника излучения, 2 — зеркало, 3 — световой поток, преобразованный зеркалом, 4 — лунная поверхность, 5 — зонд Ленгмюра, 6 — штанга, на которой укреплено оборудование для измерений

В связи с этим необходимо определить квантовый выход (и работу выхода) лунного реголита независимыми методами, исключающими взаимодействие образцов с земным воздухом. Обеспечить доставку лунного грунта так, чтобы избежать его контакта с земной атмосферой, довольно сложно. Решением проблемы было бы исследование квантового выхода и работы выхода породы, осуществленное с бортов посадочных модулей непосредственно на Луне. Возможная схема соответствующего эксперимента представлена на рис. 9. Источником электромагнитного излучения служит Солнце, а для создания перенаправленного фотонного пучка используется оптический канал, состоящий из зеркал и/или оптического кабеля. Правда, наличие зеркал модифицирует спектр излучения. Это следует учесть при анализе окончательных результатов, но зато может помочь усилить (в несколько раз) интенсивность излучения, взаимодействующего с лунной поверхностью, что позволит получить более надежные результаты экспериментов. Конечно, в качестве источника излучения можно взять лазерные светодиоды, ртутную лампу и др. Однако при этом придется подбирать энергетический спектр излучателя в соответствии с солнечным, основываясь, например, на его максимумах. Предлагается использовать зонд Ленгмюра, который способен детектировать поток фотоэлектронов с шагом

5 В в диапазоне от −100 до +100 В (как в случае освещения лунной поверхности источником света, так и в его отсутствие) и регистрировать их энергетический спектр. В свою очередь, последний коррелирует с вольт-амперной характеристикой зонда Ленгмюра. Сравнение вольт-амперных характеристик, полученных при освещении источником света лунной поверхности и без него, дает возможность определить квантовый выход и работу выхода лунного реголита. Оборудование для измерений этих характеристик предлагается разместить на спускаемом модуле станции «Луна-27» на штанге, позволяющей отдалить указанное оборудование от корпуса посадочного модуля, что необходимо для снижения влияния фотоэлектронов от модуля на результаты измерений. Для этой цели предполагается также покрасить части аппарата, прилегающие к штанге, специальным красителем, который позволяет избежать генерации фотоэлектронов от этих частей.

Пока непонятно, как объяснить наличие субмикронной пыли в лунной экзосфере на больших высотах вплоть до примерно 100 км. По-видимому, для описания данного явления необходимо привлекать пылевые частицы, формируемые в экзосфере Луны за счет эффекта конденсации материала плюмов, т. е. направленных вверх струй испаренного вещества, создаваемых микрометеороидами в результате ударов о лунную поверхность [19]. Чтобы запыленные области образовались на больших высотах, скорость вещества плюма должна лежать в диапазоне от первой до второй космической скорости Луны, т. е. от 1,68 до 2,38 км/с. В рамках данного подхода можно объяснить недавние наблюдения, выполненные в 2013–2014 гг. лунным орбитальным аппаратом LADEE (тогда было продемонстрировано существование на высотах от 30 до 110 км пылевых частиц со скоростями порядка первой космической скорости для Луны [5]).

Подводя итоги всему сказанному, хотелось бы еще раз подчеркнуть важную роль пыли, которую она играет в Солнечной системе. Пылевые наномасштабные частицы выступают в качестве основных элементов структуры в планетообразовании. Учет нано- и микромасштабных пылевых частиц и их взаимодействия с солнечным излучением необходим при описании Солнечной системы. Проявления нано- и микромасштабных компонент в космосе обусловлены модификацией характера коллективных процессов в плазме (при наличии заряженной пыли), новой физикой нелинейных волн, процессами самоорганизации и т. д.

Работа выполнена по Программе № 9 фундаментальных исследований Президиума РАН «Экспериментальные и теоретические исследования объектов Солнечной системы и планетных систем звезд», а также при поддержке РФФИ (проект 15-02-05627-а).

Источник