34 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 2001

Tajemnice

Drobne ziarna wyst´pujàcego w przestrzeni mi´dzygwiazdowej

py∏u zasadniczo wp∏yn´∏y na ewolucj´ naszej Galaktyki

J. Mayo Greenberg

© ANGLO-AUSTRALIAN OBSERVATORY/ROYAL OBSERVATORY, EDYNBURG

S

poglàdajàc na niebo w bezchmurnà noc, dostrzegamy
na jasnym tle Drogi Mlecznej – mglistego Êwietliste-
go pasma, na które sk∏ada si´ Êwiat∏o miliardów

gwiazd nale˝àcych do naszej Galaktyki – nieregularne, ciem-
ne plamy. Sir William Herschel, astronom angielski ˝yjà-
cy w XVIII wieku, uwa˝a∏ te plamy dos∏ownie za „dziury
w niebie”. Dopiero na poczàtku XX wieku astronomowie
odkryli, ˝e owe ciemne obszary to faktycznie ogromne ob-
∏oki py∏owe, które przes∏aniajà Êwiat∏o po∏o˝onych za ni-
mi gwiazd. Pojedyncze czàstki tego kosmicznego py∏u sà
niezwykle drobne – sto razy mniejsze ni˝ drobinki kurzu,
które zgarniamy Êciereczkà. A jednak odegra∏y one znaczà-
cà rol´ w ewolucji naszej Galaktyki i powstawaniu gwiazd
we WszechÊwiecie.

A˝ do lat pi´çdziesiàtych py∏ mi´dzygwiazdowy by∏ dla

astronomów wy∏àcznie przeszkodà w obserwacjach dale-
kich gwiazd. Jednak˝e ostatnio sam sta∏ si´ przedmiotem
intensywnych badaƒ – za pomocà naziemnych i orbitalnych
instrumentów wyznacza si´ jego rozmieszczenie i sk∏ad
chemiczny. ObfitoÊç nowych danych pozwoli∏a na stawia-
nie hipotez, jak przebiega∏a ewolucja tego kosmicznego py-
∏u. Razem z Aigenem Li, moim by∏ym studentem, a obecnie
adiunktem w Princeton University, wymyÊliliÊmy teori´,
którà nazwaliÊmy „jednolitym modelem py∏u”. Pomimo ˝e
inni badacze wysuwajà odmienne koncepcje teoretyczne,
jesteÊmy przekonani, ˝e to nasz model najlepiej t∏umaczy
nowe dane obserwacyjne.

W naszej Galaktyce ob∏oki py∏u wyst´pujà g∏ównie

w p∏aszczyênie galaktycznego dysku, zw∏aszcza wzd∏u˝
wewn´trznych brzegów ramion spiralnych. W obszarach

tych, o silnie „poszarpanym” wyglàdzie, g´ste skupiska
gwiazd przeplatajà si´ z ob∏okami py∏u. Ze wzgl´du na to,
˝e py∏ silniej poch∏ania promieniowanie niebieskie i nad-
fioletowe ni˝ czerwone i podczerwone, gwiazdy obserwo-
wane przez warstw´ py∏u wydajà si´ poczerwienione. Po-
dobnie nasze S∏oƒce widzimy jako czerwieƒsze nisko nad
horyzontem, gdy jego promienie przechodzà przez grub-
szà warstw´ atmosfery i ulegajà rozproszeniu przez zawar-
ty w niej gaz i py∏.

Okazuje si´, ˝e najwi´ksze ziarna mi´dzygwiazdowego

py∏u majà wielkoÊç czàstek dymu papierosowego. Jednak
krzywa ekstynkcji dla py∏u mi´dzygwiazdowego, odzwier-
ciedlajàca os∏abienie nat´˝enia Êwiat∏a dla poszczególnych
d∏ugoÊci fal, pokazuje, ˝e w przestrzeni mi´dzygwiazdo-
wej muszà wyst´powaç trzy rodzaje ziaren [

ilustracja na

stronie 37]. Czàstki blokujàce Êwiat∏o w widzialnej cz´Êci
widma, o pod∏u˝nym kszta∏cie, szerokoÊci oko∏o 0.2

µm i pra-

wie dwukrotnie wi´kszej d∏ugoÊci, stanowià blisko 80% ca∏-
kowitej masy py∏u mi´dzygwiazdowego. Ka˝de z ziaren te-
go typu sk∏ada si´ ze skalnego jàdra otoczonego p∏asz-
czowinà materii organicznej i lodu. „Garb” krzywej ekstynk-
cji w nadfioletowej cz´Êci widma wskazuje na obecnoÊç czà-
stek mniejszych, o Êrednicach oko∏o 0.005

µm, które stano-

wià oko∏o 10% ca∏kowitej masy py∏u. Sà to najprawdopodob-
niej ziarna amorficznego w´gla z domieszkà wodoru; zawie-
rajàce co najwy˝ej Êladowe iloÊci azotu oraz tlenu. Pozosta-
∏e 10% masy py∏u to czàstki trzeciego rodzaju, o jeszcze mniej-
szej Êrednicy, zaledwie 0.002

µm, które odpowiadajà za

poch∏anianie promieniowania w dalekim nadfiolecie. Przy-
puszczalnie sà to du˝e moleku∏y podobne do wielopierÊcie-

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 2001 35

gwiezdnego py∏u

MG∏AWICA KO¡SKI ¸EB, NGC 2024

(z lewej),

jest olbrzymim ob∏okiem gazowo-py∏owym

w gwiazdozbiorze Oriona, oko∏o 1000 lat Êwietlnych

od Ziemi. Jasny obiekt widoczny na sàsiedniej

stronie to Dzeta Orionis (Alnitak), pierwsza

od strony wschodniej gwiazda w Pasie Oriona.

niowych w´glowodorów aromatycznych
(PAH – polycyclic aromatic hydrocar-
bons), które znajdujà si´ w spalinach sa-
mochodowych.

Ze wzgl´du na to, ˝e py∏ wyst´puje

zwykle z dala od gwiazd, temperatura
jego ziaren jest bardzo niska i dochodzi
nawet do –268° C, zaledwie pi´ciu stop-
ni powy˝ej zera bezwzgl´dnego. W la-
tach czterdziestych XX wieku wybitny
holenderski astronom Henk van de
Hulst (mój bliski przyjaciel i nauczyciel)
postawi∏ tez´, ˝e atomy niektórych pier-
wiastków, o których wiadomo, ˝e wy-
st´pujà w przestrzeni mi´dzygwiazdo-
wej (wodór, tlen, w´giel i azot), b´dà
przywieraç do zimnych powierzchni
ziaren py∏u, tworzàc p∏aszczowiny z ze-
stalonej wody, metanu i amoniaku. Kon-
cepcj´ t´ nazwa∏em póêniej „modelem
brudnego lodu”.

Potwierdzenie tej teorii astronomo-

wie uzyskali jednak dopiero na poczàt-
ku lat siedemdziesiàtych. Podczas ba-
dania Êwiat∏a gwiazd przechodzàcego
przez ob∏oki mi´dzygwiazdowego py-
∏u badacze znaleêli w podczerwonej
cz´Êci widma wyraêne linie absorpcyj-
ne krzemianów – zwiàzków krzemu,
magnezu i ˝elaza. Krzemiany tworzà
jàdra ziaren py∏u. Mniej wi´cej w tym
samym czasie naukowcy zaobserwo-
wali, równie˝ w podczerwieni, linie ab-
sorpcyjne zestalonej wody. Póêniejsze
obserwacje wykaza∏y obecnoÊç tlenku
w´gla, dwutlenku w´gla, formaldehy-
du i kilku innych zwiàzków chemicz-
nych. Wszystkie wymienione zwiàzki
zaliczajà si´ do „substancji lotnych” –
zamarzajà w kontakcie z zimnymi ziar-
nami py∏u, ale parujà, gdy tylko py∏ ule-
gnie podgrzaniu. W przeciwieƒstwie
do nich substancje zawarte w jàdrach
ziaren py∏u sà nazywane „trwa∏ymi” –
pozostajà one w stanie sta∏ym tak˝e
w wy˝szych temperaturach.

Od py∏u do py∏u

Py∏ mi´dzygwiazdowy stanowi oko-

∏o jednej tysi´cznej masy Galaktyki – jest
to przypuszczalnie sto razy wi´cej ni˝
wynosi ∏àczna masa wszystkich planet
w Galaktyce. Jego czàstki sà rozmiesz-
czone bardzo rzadko – na milion me-
trów szeÊciennych przestrzeni przypa-
da Êrednio zaledwie jedno ziarno py∏u.
Poniewa˝ jednak Êwiat∏o gwiazd prze-
mierza w takim Êrodowisku tysiàce lat
Êwietlnych, to nawet tak sporadycznie
napotykane drobiny efektywnie je os∏a-
biajà. Pojawia si´ zatem pytanie, skàd
w naszej Galaktyce tyle py∏u?

W poczàtkowej fazie ˝ycia Wszech-

Êwiata, jakieÊ 15 mld lat temu, nie by∏o
w nim w ogóle py∏u. Wszystkie galakty-

ki, w tym i nasza, sk∏ada∏y si´ wy∏àcznie
z wodoru, helu i niewielkich iloÊci
innych lekkich pierwiastków powsta-
∏ych w Wielkim Wybuchu. W tym okre-
sie jedynie wyjàtkowo masywne ob∏o-
ki wodoru i helu przekszta∏ca∏y si´ w
gwiazdy, bo tylko naprawd´ silne przy-
ciàganie grawitacyjne by∏o w stanie
przezwyci´˝yç olbrzymie ciÊnienie ter-
modynamiczne gazu. Zatem w Galak-
tyce dominowa∏y olbrzy-
mie gwiazdy typu O i B,
które wybucha∏y jako su-
pernowe ju˝ w kilka mi-
lionów lat po swoim po-
wstaniu. Pierwszy py∏
pochodzi∏ w∏aÊnie z tych
supernowych – hipote-
z´ t´ potwierdzajà ob-
serwacje m∏odych galak-
tyk prowadzone na fa-
lach submilimetrowych
za pomocà teleskopów
czu∏ych na podczerwieƒ.
Ale ten pierwotny py∏ nie
przetrwa∏ d∏ugo w Êrodo-
wisku mi´dzygwiazdo-
wym – pod wp∏ywem fal
uderzeniowych wywo∏y-
wanych przez wybuchy
kolejnych supernowych
jego ziarna szybko ulega-
∏y rozpadowi.

Po mniej wi´cej 5 mld

lat, gdy „kanonada” wy-
buchów supernowych ucich∏a, w sta-
dium czerwonego olbrzyma wesz∏y
gwiazdy o ni˝szych masach. W miar´
rozdymania och∏adza∏a si´ powierzch-
nia gwiazd i krzemowe czàstki powsta-
∏e w ich atmosferach wywiewane by∏y
do przestrzeni mi´dzygwiazdowej.
Cz´Êç z nich dostawa∏a si´ do ob∏oków
molekularnego gazu w´drujàcych po-
mi´dzy gwiazdami. W niskich tempe-
raturach panujàcych wewnàtrz tych ob-
∏oków wszelkie atomy lub czàsteczki,
które znalaz∏y si´ na drodze takiego
krzemowego ziarenka, natychmiast
wmarza∏y w jego powierzchni´, podob-
nie jak para wodna zamarza na zimnej
szybie okiennej. W ten sposób wokó∏
krzemowego jàdra przyrasta∏a stopnio-
wo lodowa p∏aszczowina.

W miar´ skupiania si´ gazu w ob∏o-

kach molekularnych g´stoÊç ziaren py-
∏owych wzrasta∏a dziesiàtki albo nawet
tysiàce razy w stosunku do przestrzeni
na zewnàtrz ob∏oku. Py∏ stawa∏ si´ wy-
starczajàco nieprzezroczysty, by poch∏a-
niaç prawie ca∏e promieniowanie wpa-
dajàce do mg∏awicy, co jeszcze bardziej
och∏adza∏o gaz. Wskutek spadku tem-
peratury ob∏oku ju˝ przy ni˝szej war-
toÊci masy grawitacja przewa˝a∏a nad
ciÊnieniem. Mog∏y si´ zatem zapadaç

ob∏oki mniejszych rozmiarów, dajàc po-
czàtek mniej masywnym gwiazdom, jak
nasze S∏oƒce. Zatem obecnoÊç py∏u,
umo˝liwiajàc narodziny niewielkich
gwiazd, mia∏a zasadnicze znaczenie dla
przebiegu ewolucji Galaktyki.

Ponadto py∏ w Galaktyce podlega

nieustannym procesom recyklingu. Gdy
g´sty ob∏ok gazowo-py∏owy zapada si´,
tworzàc gwiazd´, py∏ znajdujàcy si´ w
bezpoÊrednim sàsiedztwie takiej ro-
dzàcej si´ gwiazdy ulega zniszczeniu.
Krzem i inne pierwiastki zawarte w je-
go ziarnach albo wchodzà póêniej w
sk∏ad owej gwiazdy, albo skupiajà si´,
tworzàc skalne planety i planetoidy.
Jednak˝e wi´kszoÊç py∏u wywiewa-
na jest do rejonów, gdzie gaz jest znacz-
nie rzadszy. W takim nieprzyjaznym
Êrodowisku lodowa p∏aszczowina na
ziarnach py∏u nie tylko nie przyrasta,
ale ulega zniszczeniu pod wp∏ywem
promieniowania nadfioletowego, zde-
rzeƒ mi´dzy czàstkami lub te˝ fal ude-
rzeniowych od wybuchów superno-
wych. Niemniej z ziaren nie pozostajà
jedynie same krzemowe jàdra, bowiem
pod zewn´trznà p∏aszczowinà lodu
kryje si´ p∏aszczowina wewn´trzna
sk∏adajàca si´ ze z∏o˝onych zwiàzków
organicznych.

36 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 2001

O

b∏oki gazu, jak mg∏awica Rozeta NGC
2237-9 (poni˝ej), sà inkubatorami

gwiazd. Ziarna py∏u nie dopuszczajà pro-
mieniowania do wn´trza gazowego ob∏o-
ku, co sprzyja jego zapadaniu si´ i powsta-
waniu gwiazd. W procesie tym wi´kszoÊç

PY¸ W NASZEJ

Istnienie takich organicznych p∏asz-

czowin przewidywa∏em 30 lat temu, bo
ju˝ wówczas doszed∏em do wniosku,
˝e sam krzem nie jest w stanie wyjaÊniç
wysokiej wartoÊci ekstynkcji promie-
niowania wywo∏ywanej przez py∏ za-
warty w rozrzedzonych ob∏okach. Po-
stawi∏em tez´, ˝e warstwa bogatej
w w´giel materii na ziarnach py∏u po-
wstaje w wyniku reakcji chemicznych
zachodzàcych w lodowej p∏aszczowi-
nie, które zapoczàtkowane zostajà, gdy
ziarna znajdujà si´ jeszcze w g´stym ob-
∏oku molekularnego gazu. Zgodnie
z mojà teorià wysokoenergetyczne fo-
tony promieniowania nadfioletowego
padajàc na lodowà p∏aszczowin´, po-
wodujà rozpad czàsteczek wody, meta-
nu i amoniaku na swobodne rodniki,
które nast´pnie rekombinujà i tworzà
czàsteczki organiczne, na przyk∏ad for-
maldehyd. Dalsze naÊwietlanie nadfio-
letem mo˝e spowodowaç powstanie
bardziej z∏o˝onych struktur, zwanych
zwiàzkami organicznymi pierwszej ge-
neracji. Utrzymujà si´ one na krzemo-
wym jàdrze, nawet gdy ziarno py∏u
opuÊci ob∏ok molekularny i lodowa po-
w∏oka ulegnie zniszczeniu. W istocie or-
ganiczny p∏aszcz os∏aniajàc krzemowe
jàdro przed wp∏ywem fal uderzenio-

wych gwiazd supernowych, umo˝liwia
przetrwanie ziarna py∏u, a˝ znajdzie si´
ono w innym g´stym ob∏oku gazowym.

Substancja ˝ó∏ta i bràzowa

W celu weryfikacji tej koncepcji prze-

prowadzi∏em eksperymenty laborato-
ryjne symulujàce warunki, w jakich two-
rzy si´ lodowa p∏aszczowina. Badania
te rozpoczà∏em w 1970 roku w State
University of New York w Albany,
a kontynuowa∏em w 1975 roku w Uni-
wersytecie w Lejdzie w Holandii. Na-
sza grupa badawcza naÊwietla∏a ró˝ne
mieszaniny lodu o temperaturze –263°C
promieniowaniem nadfioletowym, a po-
tem je podgrzewa∏a. W wyniku otrzy-
mywaliÊmy ˝ó∏tego koloru pozosta∏oÊç,
którà nazwaliÊmy, ca∏kiem trafnie, sub-
stancjà ˝ó∏tà. Zawiera∏a gliceryn´, gli-
ceramid, szereg aminokwasów (w tym
glicyn´, seryn´ i alanin´) i rozmaite in-
ne z∏o˝one czàsteczki.

Niemal w tym samym czasie, mie-

rzàc absorpcj´ Êwiat∏a gwiazd przecho-
dzàcego przez rozrzedzone ob∏oki,
astronomowie odkryli obecnoÊç z∏o˝o-
nych zwiàzków organicznych w zawar-
tym w tych ob∏okach pyle. Nasze wyni-
ki laboratoryjne nie odtwarza∏y do-

k∏adnie linii absorpcyjnych w widmie
podczerwonym, ale nie byliÊmy zasko-
czeni tà niezgodnoÊcià. W rozrzedzo-
nych ob∏okach ziarna py∏u wystawio-
ne sà na 10 tys. razy silniejsze promie-
niowanie ultrafioletowe ni˝ w ob∏okach
molekularnych. Pod wp∏ywem tego
promieniowania materia wewn´trznej
p∏aszczowiny przekszta∏ca si´ w zwiàz-
ki organiczne drugiej generacji. Ekstre-
malne warunki, w jakich zachodzi ten
proces, trudne by∏y jednak do odtwo-
rzenia w laboratorium.

Na szcz´Êcie nadarzy∏a si´ nieoczeki-

wana okazja. Pod koniec lat osiemdzie-
siàtych Gerda Horneck z niemieckiej
agencji kosmicznej DLR udost´pni∏a nam
aparatur´ satelitarnà Exobiology Radia-
tion Assembly. Aparatura ta okaza∏a si´
idealnie dostosowana do przetwarzania
za pomocà nadfioletu wspomnianego
˝o∏tego tworzywa. Nasza grupa badaw-
cza, w której sk∏ad wchodzili Menno de
Groot, Celia Mendoza-Gómez, Willlem
Schutte i Peter Weber, przygotowa∏a
organiczne próbki i wys∏a∏a je w prze-
strzeƒ kosmicznà na pok∏adzie satelity
EURECA (European Retrievable Carrier),
który w 1992 roku zosta∏ umieszczony
na orbicie przez wahad∏owiec.

Po roku (ale faktycznie po czterech

miesiàcach efektywnego naÊwietla-
nia promieniowaniem nadfioletowym
S∏oƒca) wahad∏owiec wychwyci∏ sateli-
t´ z orbity i wkrótce otrzymaliÊmy nasze
próbki z powrotem. Okaza∏o si´, ˝e
z ˝ó∏tych sta∏y si´ one bràzowe, co wska-
zywa∏o, ˝e uleg∏y wzbogaceniu w w´-
giel. Gdy przeanalizowaliÊmy t´ „sub-
stancj´ bràzowà” za pomocà spek-
trometru podczerwonego, otrzymali-
Êmy dok∏adnie taki sam uk∏ad absorp-
cyjnych linii widmowych, jak przy
obserwacjach w podczerwieni py∏u mi´-
dzygwiazdowego. I chocia˝ naÊwietle-
nie próbek by∏o 10 razy s∏absze ni˝ mak-
symalne naÊwietlenie ziaren py∏u
w rozrzedzonych ob∏okach, ich sk∏ad
odpowiada∏ niemal dok∏adnie „trwa-
∏ym” substancjom organicznym zawar-
tym w kosmicznym pyle.

Te eksperymenty stanowi∏y punkt wyj-

Êcia do jednolitego modelu py∏u, jaki
opracowa∏em wspólnie z Aigenem Li.
Teoria ta zak∏ada, ˝e mniejsze ziarna py-
∏u mi´dzygwiazdowego – amorficzne
czàstki w´glowe i moleku∏y podobne do
PAH – powstajà w wyniku naÊwietlania
promieniowaniem nadfioletowym sub-
stancji organicznych w wi´kszych ziar-
nach py∏u z∏o˝onych z jàdra i p∏aszczo-
winy. Naszà próbk´ substancji bràzowej
zawieêliÊmy Sebowi Gillette ze Stanford
University, aby przebada∏ jà wyrafino-
wanymi metodami spektrometrii maso-
wej opracowanymi przez tamtejszego

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 2001 37

py∏u ulega wydmuchaniu w przestrzeƒ mi´dzygwiazdowà. Pomiary ekstynkcji Êwia-
t∏a gwiazd przechodzàcego przez te zewn´trzne, rozrzedzone obszary (poni˝ej) wy-
kazujà obecnoÊç ziaren py∏u trzech typów: ziaren z∏o˝onych z jàdra i p∏aszczowiny,
czàstek amorficznego w´gla oraz du˝ych moleku∏, przypominajàcych wielopierÊcie-
niowe w´glowodory aromatyczne (PAH). Ziarna pierwszego typu odpowiadajà za
polaryzacj´ Êwiat∏a gwiazd na wszystkich d∏ugoÊciach fal.

0

2

0.34

µm

0.005

µm

0.002

µm

4

ZIARNA TYPU
JÑDRO-P¸ASZCZOWINA

ZIARNA TYPU
JÑDRO-P¸ASZCZOWINA

CZÑSTKI
W¢GLA

CZÑSTKI
W¢GLA

MOLEKU¸Y
TYPU PAH

MOLEKU¸Y
TYPU PAH

KRZYWA
EKSTYNKCJI
CA¸KOWITEJ

6

8

10

5

4

3

2

1

0

Ekstynkcja Êwiat∏a gwiazd (wartoÊci znormalizowane)

Liczba falowa (liczba fal na mikrometr)

GALAKTYCE

© ANGLO-AUSTRALIAN OBSERVATORY/ROYAL OBSERVATORY, EDYNBURG

(zdj´cie)

; CLEO VILETT

(wykres)

chemika – Richarda Zare’a. Gillette
stwierdzi∏, ˝e próbka by∏a nadzwyczaj
bogata w moleku∏y PAH. Z jednolitego
modelu py∏u wynika, ˝e prawie wszyst-
kie drobne czàstki w´gla i moleku∏y typu
PAH wyst´pujàce w pyle mi´dzygwiaz-
dowym powsta∏y w wyniku procesów
chemicznych zachodzàcych w du˝ych
ziarnach z∏o˝onych z jàdra i p∏aszczowi-
ny. Wewnàtrz rozrzedzonych ob∏oków
gazowych nast´puje odrywanie ma∏ych
czàstek od organicznych p∏aszczowin pod
wp∏ywem fal uderzeniowych wywo∏a-
nych wybuchami supernowych [ilustracja
powy˝ej]. W ten sposób z ka˝dego wi´k-
szego ziarna powstajà setki tysi´cy drob-
niutkich ziarenek.

Wytworzony w ten sposób py∏ prze-

chwytywany jest przez g´sty ob∏ok mo-
lekularny. Wewnàtrz ob∏oku dochodzi
do coraz cz´stszych zderzeƒ ziaren py-
∏u z atomami i moleku∏ami gazu. Po
up∏ywie mniej wi´cej miliona lat na
wi´kszych ziarnach osadza si´ lodowa
p∏aszczowina, w której sk∏ad wchodzi
g∏ównie zamarzni´ta woda i tlenek w´-
gla. Obserwacje py∏u w bardzo g´stych

ob∏okach wokó∏ gwiazd wykazujà, ˝e
oprócz tych zwiàzków wyst´pujà w nim
niewielkie iloÊci dwutlenku w´gla, for-
maldehydu oraz amoniaku. Jakkolwiek
nikt nie zaobserwowa∏ bezpoÊrednio,
co dzieje si´ w ob∏oku molekularnym
z czàstkami w´glowymi i moleku∏ami
typu PAH, to wiadomo, ˝e one równie˝
b´dà osiadaç na wi´kszych ziarnach py-
∏u i zostanà uwi´zione w lodowych
p∏aszczowinach. Nast´pnie organiczne
czàsteczki rozpadajà si´ pod wp∏ywem
promieniowania nadfioletowego i ca∏y
cykl zaczyna si´ od nowa.

Inni naukowcy proponowali alterna-

tywne modele, wyjaÊniajàce efekty eks-
tynkcji wywo∏anej py∏em mi´dzygwiaz-
dowym bez odwo∏ywania si´ do or-
ganicznych p∏aszczowin na du˝ych
ziarnach. Na przyk∏ad John S. Mathis
z University of Wisconsin-Madison wy-
sunà∏ tez´, ˝e du˝e ziarna sà porowa-
tymi zlepkami ma∏ych ziaren grafitu
i czàstek krzemu. Jednak modele te nie
sà w stanie zadowalajàco wyt∏umaczyç
innego zjawiska wywo∏ywanego przez
py∏, a mianowicie polaryzacji przecho-

dzàcego przez py∏ Êwiat∏a, czyli po-
rzàdkowania drgaƒ fal elektromagne-
tycznych w jednej wyró˝nionej p∏asz-
czyênie. Tymczasem mo˝na to wyja-
Êniç, jeÊli weêmiemy pod uwag´, ˝e
ka˝de z du˝ych ziaren py∏u ma kszta∏t
cylindryczny lub sferoidalny i obraca
si´ wokó∏ swej krótszej osi, jak wirujàce
bàczki. Wiadomo te˝, ˝e jeÊli osie ob-
rotów wszystkich ziaren ustawià si´
w tym samym kierunku, przechodzà-
ce przez py∏ Êwiat∏o zostanie spolary-
zowane (jak si´ przypuszcza, przyczy-
nà takiego ustawienia osi jest pole
magnetyczne wewnàtrz ob∏oku). Istot-
nà zaletà jednolitego modelu py∏u jest
to, ˝e hipoteza ziaren z∏o˝onych z jà-
dra i p∏aszczowiny wyjaÊnia obserwo-
wanà polaryzacj´ na wszystkich d∏ugo-
Êciach fal.

Od py∏u do komet

Komety uwa˝ane sà powszechnie za

najbardziej bezpoÊrednie pozosta∏oÊci
mg∏awicy protos∏onecznej – gazowo-py-
∏owego ob∏oku, z którego wytworzy∏ si´

38 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 2001

Cykl py∏owy

1

W rozproszonych ob∏okach,

gdzie gaz jest rzadki, py∏
stanowi mieszanin´ ziaren
typu jàdro-p∏aszczowina,
czàstek w´glowych
i moleku∏ podobnych
do wielopierÊcieniowych
w´glowodorów
aromatycznych (PAH)

6

W wyniku

gwa∏townych
zderzeƒ po
przejÊciu fali
uderzeniowej od wybuchu
supernowej organiczna
otoczka rozpada si´
z powrotem na czàstki w´gla
i moleku∏y typu PAH

5

Powracajàc do rzadkiego ob∏oku

ziarno typu jàdro-p∏aszczowina
zostanie naÊwietlone intensywnym
promieniowaniem nadfioletowym,
co spowoduje odparowanie lodowego
p∏aszcza i dalsze reakcje w materii
organicznej. Substancja ˝ó∏ta
przekszta∏ca si´ w bràzowà

4

Gdy ob∏ok kurczy si´,

tworzàc gwiazd´,
cz´Êç ziaren typu
jàdro-p∏aszczowina
∏àczy si´ w skupiska
i przeradza w jàdra
komet. Jednak wi´kszoÊç
py∏u ulega rozproszeniu

3

Pod wp∏ywem

promieniowania
nadfioletowego
w p∏aszczu
lodowym zachodzà
procesy, w których
wyniku powstaje
warstwa z∏o˝onych
zwiàzków
organicznych
(„substancja ˝ó∏ta”)

2

Gdy py∏ znajdzie si´

w obr´bie g´stego
ob∏oku gazowego, atomy
i moleku∏y gazu przylegajà
do ziaren jàdro-p∏aszczowina,
tworzàc zewn´trznà otoczk´
lodowà. Na ich powierzchni
kumulujà si´ tak˝e czàstki
w´gla i moleku∏y typu PAH

Ka˝de ziarno mi´dzygwiazdowego py∏u, zanim ulegnie rozpadowi, podlega do 50 razy
trwajàcemu 100 mln lat cyklowi procesów fizykochemicznych.

DON DIXON

nasz Uk∏ad S∏oneczny. W miar´ odkry-
wania kolejnych faktów na temat sk∏a-
du chemicznego komet i py∏u mi´dzy-
gwiazdowego astronomowie utwierdza-
jà si´ w przekonaniu, ˝e komety powsta-
∏y w∏aÊnie w wyniku zlepiania si´ ziaren
py∏u. Mo˝na zatem domniemywaç, ˝e
obserwacje komet dostarczà nam rów-
nie˝ informacji o samym pyle.

Gdy oko∏o 4.6 mld lat temu powsta-

wa∏ Uk∏ad S∏oneczny, du˝e ziarna py-
∏u zawarte w protos∏onecznej mg∏awicy
najprawdopodobniej wychwyci∏y z ga-
zu wszystkie mniejsze czàstki w´glowe
i moleku∏y typu PAH, a tak˝e ca∏y tle-
nek w´gla i inne lotne sk∏adniki, pozo-
stawiajàc jedynie wodór i hel. Ziarna
py∏u zderza∏y si´ ze sobà dostatecznie
cz´sto, by utworzyç du˝e, luêno zwiàza-
ne skupiska. Teoria, ˝e takie „puchate”
aglomeraty mi´dzygwiazdowych czà-
stek da∏y poczàtek jàdrom komet, jest
doÊç przekonujàca. Ka˝de kometarne
jàdro powinno byç zatem bardzo poro-
wate, tzn. zawieraç wiele pustego miej-
sca. Mój w∏asny model fragmentu takie-
go jàdra zawiera 100 Êredniego rozmiaru
ziaren protos∏onecznego py∏u, tworzà-
cych skupisko o szerokoÊci 3

µm, któ-

rego 80% obj´toÊci stanowi pusta prze-
strzeƒ [ilustracja z prawej].

Od czasu swych narodzin komety

krà˝y∏y po orbitach wokó∏s∏onecznych
w rejonie chmury Oorta i pasa Kuipe-
ra, daleko poza orbitami planet. Jednak
od czasu do czasu perturbacje grawita-
cyjne kierowa∏y je na orbity przecho-
dzàce bli˝ej S∏oƒca. Prze∏om w naszej
wiedzy o naturze komet nastàpi∏ w ro-
ku 1986, gdy sondy kosmiczne Giotto
oraz Vega 1 i Vega 2 przelecia∏y obok
komety Halleya, która zbli˝a si´ do
S∏oƒca co 76 lat. Wszystkie trzy próbni-
ki mia∏y na swych pok∏adach spek-
trometry do pomiarów masy i sk∏adu
chemicznego czàstek z komy – gazowo-
-py∏owej otoczki jàdra komety. Czàstki
py∏u uderzajàc w detektory z pr´dko-
Êcià 80 km/s, ulega∏y rozbiciu na po-
szczególne atomy. Instrumenty zareje-
strowa∏y szeroki zakres wartoÊci mas
od 10

–14

g (przewidywana masa poje-

dynczych ziaren o strukturze jàdro-
-p∏aszczowina) do 10

–18

g (typowe masy

drobnych czàstek w´gla).

Jochen Kissel z Max-Planck-Institut

für Extraterrestrische Physik w Garching
ko∏o Monachium, Franz R. Krueger
z Krueger Ingenieurbüro w Darmstadt
i Elmar K. Jessburger z Uniwersytetu
w Münster potwierdzili póêniej, ˝e py∏
z komety Halleya sk∏ada si´ z aglomera-
tów czàstek z krzemowym jàdrem
i p∏aszczowinà z trwa∏ych substancji or-
ganicznych – dok∏adnie tak jak przewi-
duje moja teoria pochodzenia komet.

Ich konkluzja oparta by∏a na fak-
cie, ˝e atomy tlenu, w´gla i azotu
z organicznych p∏aszczowin ude-
rzajà w detektory sondy kosmicz-
nej nieco wczeÊniej ni˝ atomy krze-
mu, magnezu i ˝elaza z jàdra
ziarna.

Jaki jest wiek py∏u zawartego

w komecie Halleya i innych kome-
tach? Wiadomo, ˝e gdy py∏ sku-
pia∏ si´ w komet´, mia∏ ju˝ oko∏o
5 mld lat, bo tyle mniej wi´cej cza-
su typowe ziarno py∏u przebywa
w przestrzeni mi´dzygwiazdowej,
nim weêmie udzia∏ w procesach
gwiazdotwórczych. A poniewa˝
same komety liczà po 4.6 mld lat –
py∏ mia∏by oko∏o 10 mld lat. Ana-
lizujàc materia∏ kometarny, mo˝e-
my zatem badaç dzieciƒstwo na-
szej Galaktyki.

Py∏ kometarny móg∏ te˝ odegraç

istotnà rol´ w narodzinach ˝ycia
na Ziemi, jako ˝e jego luêne ziar-
na nie tylko zawierajà materia∏y orga-
niczne, ale i ich struktura sprzyja che-
micznej ewolucji, gdy znajdà si´ w wo-
dzie. Kissel i Krueger pokazali, ˝e ma∏e
moleku∏y ∏atwo wnikajà w takie skupi-
sko z zewnàtrz, podczas gdy du˝e nie
mogà wydostaç si´ na zewnàtrz. W ten
sposób dochodzi do tworzenia si´ co-
raz wi´kszych i bardziej z∏o˝onych czà-
steczek, prawdopodobnie s∏u˝àcych ja-
ko maleƒki inkubator dla pierwszych,
najprymitywniejszych form ˝ycia. Jed-
na kometa mog∏a pozostawiç na m∏odej
Ziemi do 10

25

takich zarodków ˝ycia.

NASA i ESA przygotowujà misje,

które b´dà ods∏aniaç coraz wi´cej tajem-
nic dotyczàcych komet i py∏u mi´dzy-
gwiazdowego. Przewiduje si´, ˝e wy-
strzelona w ubieg∏ym roku przez NASA
sonda Stardust spotka si´ w 2004 roku
z kometà Wild-2 i dostarczy z powro-
tem próbki materii z komy tej komety.
Podczas lotu sonda pobieraç b´dzie tak-
˝e próbki mi´dzygwiazdowego py∏u
przep∏ywajàcego przez Uk∏ad S∏onecz-

ny. Sondzie ESA, Rosetcie, postawiono
jeszcze ambitniejsze zadanie. Przewi-
dziana do wystrzelenia w 2003 roku,
ma wejÊç na orbit´ wokó∏ jàdra komety
Wirtanena i opuÊciç próbnik na jego po-
rowatà powierzchni´. Ca∏a gama instru-
mentów naukowych umieszczonych na
tym làdowniku szczegó∏owo zbada fi-
zycznà budow´ i sk∏ad chemiczny ko-
mety. Moja grupa badawcza weêmie
udzia∏ w tym programie, przygotowu-
jàc próbki laboratoryjne materia∏ów
organicznych do porównania z próbka-
mi z jàdra i py∏u pobranymi z komety
Wirtanena.

Wymienione misje kosmiczne z pew-

noÊcià wytyczà nowe kierunki badaƒ.
Astronomowie nie uwa˝ajà ju˝ mi´dzy-
gwiazdowego py∏u za utrudnienie w ob-
serwacjach, lecz za istotne êród∏o infor-
macji o narodzinach gwiazd, planet
i komet, które byç mo˝e pozwoli nawet
rozwiàzaç zagadk´ pochodzenia ˝ycia.

T∏umaczy∏a

Magdalena Sroczyƒska-Ko˝uchowska

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 2001 39

Informacje o autorze

J. MAYO GREENBERG otrzyma∏ stopieƒ doktora fizyki teoretycznej w Johns Hopkins Uni-
versity w Baltimore w 1948 roku. W 1975 roku przyjecha∏ do Uniwersytetu w Lejdzie w Ho-
landii, gdzie w utworzonym i kierowanym przez siebie Laboratorium Astrofizycznym pro-
wadzi badania nad chemicznà ewolucjà py∏u mi´dzygwiazdowego, budowà komet
i pochodzeniem ˝ycia.

Literatura uzupe∏niajàca

OD GWIEZDNEGO PY¸U DO PLANET

. Harry Y. McSween, Jr.; Prószyƒski i S-ka, 1996

THE STRUCTURE AND EVOLUTION OF INTERSTELLAR GRAINS

. J. Mayo Greenberg; Scientific American,

tom 250, nr 6, s. 96-107, czerwiec 1984.

A UNIFIED MODEL OF INTERSTELLAR DUST

. Aigen Li, J. Mayo Greenberg; Astronomy and Astrophy-

sics, tom 323, nr 2, s. 566-584, 1997.

COSMIC DUST IN THE 21ST CENTURY

. J. Mayo Greenberg, Chuanjian Shen; Astrophysics and Space

Science, tom 269-270/1-4, s. 33-55, 1999. Artyku∏ dost´pny jest pod adresem internetowym
http://arXiv.org/abs/astro-ph/0006337.

MODEL PY¸U KOMETARNEGO zbudowany
przez autora ukazuje 100 ziaren typu jàdro-p∏aszczo-
wina tworzàcych luêne skupisko o Êrednicy 3

µm.

Byç mo˝e w∏aÊnie takie bogate w zwiàzki organicz-
ne drobiny py∏owe da∏y poczàtek ˝yciu na Ziemi.

LOEK ZUIDERDUIN