Меѓупланетарен облак од прашина
Меѓупланетарниот облак од прашина (или зодијачки облак) е составен од космичка прашина (честички што лебдат во вселената) која преовладува во просторот помеѓу планетите во рамките на планетарните системи, каков што е и Сончевиот Систем.[1] Овие честички биле проучувани долги години со цел да се сфати нивната природа, потекло и поврзаност со поголемите тела.
Во Сончевиот Систем, меѓупланетарната прашина ја расејува сончевата светлина и емитира топлинско зрачење - напознато зрачење на ноќното небо, со бранови должини од 5 до 50 μm.[2] Големината на зрнцата кои се одликуваат со инфрацрвено зрачење во близина на Земјината орбита најчесто е од 10 до 100 μм.[3]
Вкупната маса на меѓупланетарниот облак од прашина е приближно еднаква со масата на астероид со полупречник од 15 км (со густина од околу 2,5 г/см3).[4] Го опкружува зодијакот долж еклиптиката, и овој облак од прашина може да се види како зодијачка светлина во темни ноќи без месечина и најдобро се гледа во насока на сонцето за време на астрономски самрак.
Со набљудувањата на вселенското летало Пионир 10 во 1970-тите појавата на зодијачка светлина се поврзала со меѓупланетарен облак од прашина во Сончевиот Систем.[5] Исто така, ВБСДЦ инструментот на сондата Нови Хоризонти бил дизајниран да ги открива ударите на прашината од зодијачкиот облак во Сончевиот Систем.[6]
Потекло
уредиМеѓупланетарните честички од прашина потекнуваат од: судири меѓу астероиди, активноста на кометите и нивни судари во внатрешниот Сончев Систем, судари во Кајперовиот Појас, а може да се и зрнца од меѓуѕвездени средни (Бекмен Д, 1997). Една од најдолготрајните и најконтроверзни расправи меѓу научниците кои се занимаваат со меѓупланетарната прашина била околу тоа во која мера судирите на астероидите и активноста на кометите придонесуваат во создавањето на меѓупланетарниот облак од прашина.
Животниот циклус на една честичка
уредиФизички процеси кои воглавно „влијаат“ (ги уништуваат или ги исфрлаат од системот) врз меѓупланетарните честички од прашина се: исфрлање со помош на зрачен притисок, зрачно привлекување според Појнтинг-Робертсоновиот ефект, притисокот на сончевиот ветар (со значителни електромагнетни ефекти), сублимација, меѓусебни судири и динамичките ефекти на планетите (Бекмен Д., 1997).
Животниот век на овие честички е многу краток во споредба со животниот век на Сончевиот Систем. Затоа, зрнцата би биле прашина од „подоцнежна генерација“. Зодијачката прашина во Сончевиот Систем е 99,9% прашина од подоцнежната генерација и 0,1% натрапничка меѓуѕвездена прашина. Зрнцата кои постоеле за време на создавањето на Сончевиот Систем одамна биле уништени.
Честичките врз кои влијае зрачниот притисок се познати како „бета метеороиди“. Тие се помали од 1,4 × 10 −12 g и се туркани подалеку од Сонцето во меѓуѕвездениот простор.[7]
Структура на облакот
уредиМеѓупланетарниот облак од прашина има сложена структура. Освен неговата густина, тој има:
- Најмалку 8 траги од прашина - се смета дека потекнуваат од краткопериодичните комети.
- Многу појаси од прашина, кои се смета дека потекнуваат од астероидни семејства од главниот астероиден појас. Трите најсилни појаси потекнуваат од семејството Темида, семејството Коронис и семејството Еос. Може да потекнуваат и од други семејства како Марија, Еуномија, а можеби и од семејствата Веста и/или Хигиеја.
- Познати се барем 2 резонантни прстена од прашина (на пример, прстенот од прашина резонантен на Земјата, иако се смета дека секоја планета од Сончевиот Систем има резонантен прстен) (Џексон и Зук, 1988, 1992) (Дермот, СФ и други., 1994, 1997)
Собирање прашина од Земјата
уредиВо 1951 година, Фред Випл предвидел дека микрометеоритите со пречник помал од 100 микрометри може да бидат успорени откако ќе се судрат со горната атмосфера на Земјата без притоа да се стопат.[8] Лабораториските испитувања на овие честички започнала со летовите за стратосферско собирање на ДЕ Браунли и неговите соработници во 1970-тите, при што се користеле балони, а потоа и авиони од типот У-2.[9]
Иако некои од најдените честички биле слични со материјалот во денешните колекции од метеорити, другите честички кои имале нанопорозна природа и неурамнотежен просек од вселенски состав посочил дека тие првично биле ситнозрнест збир од неиспарливи блокови и мраз од комети.[10][11] Тоа дека овие честички се меѓупланетарна прашина подоцна било потврдено со испитување на благородниот гас[12] и трагите од сончеви блесоци во нивниот состав.[13]
Затоа, во Вселенскиот Центар Џонсон во Тексас била развиена програма за атмосферско собирање и чување на ваквите честички.[14] Оваа колекција на стратосферски микрометеорити, заедно со претсоларните зрна од метеоритите, се единствен извори на вонземски материјал достапни за проучување во денешните лаборатории денес.
Експерименти
уредиВселенските летала кои имаале детектори за прашина се: Пионер 10, Пионер 11, Улизис (хелиоцентрична орбита до растојанието од Јупитер), Галилео (орбитер на Јупитер), Касини (орбитер на Сатурн) и Нови хоризонти (види Студентскиот Бројач за Прашина - Венеција Берни).[6]
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ „What scientists found after sifting through dust in the solar system - bri“. EurekAlert!. NASA. 12 March 2019. Посетено на 12 March 2019.
- ↑ Levasseur-Regourd, A.C., 1996
- ↑ Backman, D., 1997
- ↑ Pavlov, Alexander A. (1999). „Irradiated interplanetary dust particles as a possible solution for the deuterium/hydrogen paradox of Earth's oceans“. Journal of Geophysical Research: Planets. 104 (E12): 30725–28. Bibcode:1999JGR...10430725P. doi:10.1029/1999JE001120. PMID 11543198.
- ↑ Hannter; и др. (1976). „Pioneer 10 observations of zodiacal light brightness near the ecliptic - Changes with heliocentric distance“. Наводот journal бара
|journal=(help) - ↑ 6,0 6,1 [1]
- ↑ „Micrometeorite Background“. GENESIS Discovery 5 Mission. Caltech. Архивирано од изворникот на August 26, 2007. Посетено на August 4, 2008.
- ↑ Whipple, Fred L. (December 1950). „The Theory of Micro-Meteorites. Part I. In an Isothermal Atmosphere“. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 36 (12): 687–695. Bibcode:1950PNAS...36..687W. doi:10.1073/pnas.36.12.687. PMC 1063272. PMID 16578350.
- ↑ Brownlee, D. E. (December 1977). „Interplanetary dust - Possible implications for comets and presolar interstellar grains“. In: Protostars and Planets: Studies of Star Formation and of the Origin of the Solar System. (A79-26776 10-90) Tucson: 134–150. Bibcode:1978prpl.conf..134B.
- ↑ P. Fraundorf, D. E. Brownlee, and R. M. Walker (1982) Laboratory studies of interplanetary dust, in Comets (ed. L. Wilkening, U. Arizona Press, Tucson) pp. 383-409.
- ↑ Walker, R. M. (January 1986). „Laboratory studies of interplanetary dust“. In NASA. 2403: 55. Bibcode:1986NASCP2403...55W.
- ↑ Hudson, B.; Flynn, G. J.; Fraundorf, P.; Hohenberg, C. M.; Shirck, J. (January 1981). „Noble Gases in Stratospheric Dust Particles: Confirmation of Extraterrestrial Origin“. Science. 211 (4480): 383–386(SciHomepage). Bibcode:1981Sci...211..383H. doi:10.1126/science.211.4480.383. PMID 17748271.
- ↑ Bradley, J. P.; Brownlee, D. E.; Fraundorf, P. (December 1984). „Discovery of nuclear tracks in interplanetary dust“. Science. 226 (4681): 1432–1434.ResearchsupportedbyMcCroneAssociates. Bibcode:1984Sci...226.1432B. doi:10.1126/science.226.4681.1432. ISSN 0036-8075. PMID 17788999. S2CID 27703897.
- ↑ „Cosmic Dust“. NASA – Johnson Space Center program, Cosmic Dust Lab. 6 January 2016. Посетено на 14 March 2016.