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가장 가까운 별을 기준으로 태양은 16.5km/s의 속도로 이동합니다. 그것의 비행(그리고 전체 태양계와 함께)은 은하계 평면과 약 25° 각도로 헤라클레스와 거문고자리의 경계에 있는 지점으로 향합니다. 그러한 속도로 50광년의 우주를 여행하려면 100만년이 필요합니다. 은하 중심 주위의 우리 별의 궤도는 진동합니다. 3,300만 년마다 은하 적도를 가로지른 다음 평면 위로 230광년 높이까지 올라갔다가 다시 적도로 내려갑니다. 태양이 완전한 혁명을 완료하는 데는 2억 5천만년이 걸립니다. 그러나 은하 중심을 기준으로 한 태양의 움직임과 상대적으로 가까운 별의 움직임을 구별해야 합니다. 결국, 예를 들어 비행기의 속도에 관해 이야기할 때 우리는 태양 주위의 지구 공전 속도를 고려하지 않습니다. 마찬가지로 천문학자들은 가장 가까운 별과 관련하여 우리 별의 이동 속도를 고려할 때 은하 궤도 속도를 고려하지 않습니다.

태양계모든 구름과 마찬가지로 가스와 먼지로 구성된 따뜻하고 밀도가 높은 국부 성간 구름을 둘러싸고 있습니다. 게다가 먼지의 질량은 전체 성간 구름 질량의 1%에 불과합니다. 그리고 그 안에 있는 가스는 90%의 수소와 9.99%의 헬륨으로 구성되어 있습니다. 더 무거운 원소의 총합은 질량의 약 0.01%입니다. 태양은 국부적 "거품"이라고 불리는 크고 비교적 빈 공간인 이 구름 안에 위치해 있습니다. 그런데 우주는 상상조차 하기 어려울 정도로 텅 비어있습니다! 가장 좋고 가장 "빈" 현대 실험실 진공은 일반 성간 구름(망원경으로 찍은 사진에서 꽤 볼 수 있음)보다 밀도가 10,000배 더 높으며, 이는 국지적인 "거품"보다 밀도가 수천 배 더 높습니다! 이 "거품"의 밀도는 입방 데시미터당 원자 1개에 불과합니다! 그러나 그 온도는 정말 천문학적입니다. 약 100만 ° K입니다! 이에 비해, "거품"을 둘러싸고 있는 국부 성간 구름은 "약간 따뜻"하며 온도는 7000°K입니다.

국부적인 "거품"은 굴드 벨트(Gould Belt)라고 불리는 별 형성이 계속되는 영역과 젊은 별들의 큰 고리로 둘러싸여 있습니다. 밤에는 줄무늬로 보일 수 있습니다. 밝은 별, 오리온자리에서 전갈자리까지 뻗어 있으며 은하계 평면에 대해 20° 각도로 기울어져 있습니다. 굴드 벨트의 북극이 투영됩니다. 천구태양과 은하계 외부 공간 사이에 가장 적은 양의 성간 가스가 포함된 영역인 소위 록맨 구멍에 가깝습니다.

국부적인 "거품" 경계에서 활발한 별 형성이 성간 물질의 분포를 조절합니다. 새로운 태양이 형성되는 가장 가까운 지역은 Scorpius-Centauri 협회의 태양으로부터 약 400 광년 떨어진 (지역적 "거품" 외곽)에 위치합니다. 이 지역의 분자 구름은 국부 성간 구름보다 훨씬 더 차갑고(100°K 미만) 밀도가 몇 배 더 높습니다(입방 센티미터당 원자 1000개 이상). 과학자들이 결정한 은하계 태양의 궤적은 그것이 수백만 년 동안 성간 물질의 밀도가 매우 낮은 지역에 있는 굴드 벨트를 통해 이동해 왔다는 것을 보여줍니다. 이 지역에서 크고 밀도가 높은 성간 구름과 충돌할 확률은 매우 작습니다. 그리고 현재 우리는 국부적인 "거품"의 출구를 향해 천천히 움직이고 있기 때문에 앞으로 백만 년 동안 다른 가스 및 먼지 구름과 충돌하지 않을 가능성이 높습니다.

그러나 성간 구름과의 충돌이 먼 미래의 지구 기후에 어떤 영향을 미칠 수 있는지 생각해 보는 것은 가치가 있습니다. 그런데, 태양이 상대적으로 비어 있는 우주 공간을 여행하는 동안 지구에 인간이 나타난 것은 단지 우연의 일치일까?

반경 100광년 이내에 거대한 성간 구름이 없다는 사실에도 불구하고, 국부적인 은하계 환경은 우리가 알아차리지 못하는 사이에 훨씬 더 오랜 기간에 걸쳐 변할 수 있는 것 같습니다. 단기. 주목해야 할 점은 국부적인 "거품"의 밀도가 낮기 때문에 충격파와 방출된 초신성 껍질이 태양을 지나쳐 자유 공간으로 쉽게 확장될 수 있다는 것입니다. 실제로 과학자들은 지난 250,000년 동안 태양계가 전갈자리-센타우리 성협의 지속적인 성간 입자 흐름에 의해 영향을 받았다는 정보를 가지고 있습니다. 그러나 태양의 직접적인 은하 환경은 지난 2000년 동안에도 변했을 수 있다는 의혹이 있습니다! 현재로서는 천문학자들이 아직 완전히 이해하지 못했기 때문에 그러한 진술은 조심스럽게 이루어집니다. 복잡한 구조지역 성간 구름.

태양계 주변의 구름은 전갈자리-센타우리자리 성협에서 방출된 물질의 일부이며, (가까운 별을 기준으로) 태양 방향에 수직으로 이동합니다. 이는 성간 입자의 흐름이 은하 중심 방향에서 15° 떨어진 황도를 따라 위치한 지역에서 26km/s의 속도로 태양계로 어떻게 날아가는지 보여주는 관찰에 의해 확인됩니다.

국지적인 “거품”과 국지적인 성간 구름의 기원에 대한 질문은 여전히 ​​열려 있습니다. 일부 천문학자들은 전갈자리, 켄타우루스자리, 오리온자리에서 별이 형성되는 과정에서 발생한 강력한 충격파에 의해 밀집된 성간 물질이 제거된 후 우리 은하의 나선팔 사이의 공간에서 형성되었다고 믿습니다. 다른 과학자들은 상대적으로 자유로운 공간의 형성이 태양 근처의 초신성 폭발로 인해 발생했다고 확신합니다. "거품"이라는 용어 자체의 유래는 태양계가 초신성 잔해 내부에 위치한다는 생각과 관련이 있습니다.

우리 행성계를 통해 부는 국지적인 성간풍은 하전 입자(주로 양성자, 헬륨 핵 및 전자)로 구성된 뜨거운 플라즈마인 태양풍과 상호 작용하여 고속으로 태양으로부터 멀어집니다. 이 바람의 근원은 태양 코로나, 수백만도까지 가열됩니다. 전체 기간 동안 매우 명확하게 표시됩니다. 일식디스크를 둘러싸고 있는 아름다운 왕관 모양입니다. 태양풍에는 태양의 회전으로 인해 나선형으로 꼬인 자기장이 포함되어 있습니다. 초음속으로 코로나에서 날아가 명왕성 궤도에 도달한 후 성간풍을 만난다. 태양풍이 태양계 경계에 접근하면 밀도와 속도가 감소합니다. 80-100 천문 단위의 거리에서 충격 구역이 형성되며, 그 형성은 태양풍 속도가 초음속에서 아음속으로 전환되는 것과 관련됩니다. 태양풍의 최종 정지는 태양으로부터 130-150 천문 단위에 위치한 제동 구역에서 발생합니다. 태양권의 현대 모델은 그것이 물 한 방울과 매우 유사한 모양임을 시사합니다. 이 아름다운 모양은 주로 태양풍 플라즈마 주변을 흐르는 성간풍에 의한 것입니다.

대부분 중성인 수소와 헬륨의 성간 원자는 태양권으로 침투합니다. 게다가 태양권 내부 가스(혜성과 행성과 관련된 가스 제외)의 98%는 성간 가스입니다. 이는 목성 궤도 지역의 태양풍과 성간풍의 밀도가 동일해지기 때문에 발생합니다.

처음으로 태양계의 성간 가스는 지구 대기 상층의 중성 수소를 조사하는 위성의 도움으로 발견되었습니다. 성간에서 대기권 밖수소는 온도가 낮기 때문에 전자가 최소 에너지 수준에 해당하는 위치를 차지합니다. 그러나 중성 성간 수소 원자가 태양에 접근하면 강렬한 태양 복사로부터 에너지를 받고 전자는 더 높은 에너지 수준에 해당하는 궤도로 이동합니다. 낮은 에너지 상태로 돌아갈 때 전자는 위성 장비를 사용하여 감지되는 자외선 범위의 광자를 방출합니다.

이 발견 이후 태양계에 성간 가스가 존재한다는 것을 나타내는 다른 많은 현상이 발견되었습니다. 태양의 몇 개의 천문 단위, 대부분의 성간 수소 원자는 이온화됩니다. 헬륨 원자는 태양 복사에 의해 이온화되기 전에 한 천문 단위 거리까지 태양에 접근하며 개별 원자는 이온화를 완전히 피합니다. 성간 원자의 움직이는 흐름은 태양 중력에 의해 매년 11월 말에 지구가 통과하는 원뿔 모양으로 집중됩니다.

이온화된 헬륨 원자는 태양풍의 흐름에 의해 포착되어 헬륨 구의 경계로 운반됩니다. 이러한 '집어낸' 이온은 태양풍과 성간 물질의 상호 작용의 산물이므로, 그 양과 특성을 측정하는 것이 성간 물질 자체의 특성을 밝히는 열쇠입니다. "갇힌" 이온의 발견은 1980년대 중반에 이루어졌습니다.

헬륨 이온이 태양권 경계의 충격 영역에 도달한 후 가속되어 "우주선의 변칙적 구성 요소"로 알려진 구성 요소를 형성합니다. 그들은 에너지가 외부에서 태양계를 관통할 만큼 충분하지 않기 때문에 "변칙적"입니다. 즉, 우리는 이 입자들이 말 그대로 태양권 내부에서 어떻게 돌진하는지 관찰합니다. 그들은 중성 원자로서 태양계로 날아가고, "잡힌 이온"으로서 태양권의 경계로 이동하고, 다시 "이온"의 형태로 태양계 내부로 돌아옵니다. 변칙적인 우주선".

그러나 원자 크기의 입자만이 우주에서 태양계로 날아오는 “외계인”이 아닙니다. 유명한 Ulysses와 Galileo 우주선에 설치된 먼지 탐지기는 지역 성간 바람과 같은 속도와 방향으로 움직이는 큰 먼지 입자의 흐름을 기록했습니다. 크기는 0.2~6 마이크론입니다(더 작은 먼지 입자는 전기적으로 대전되어 태양계 내부 영역으로 침투할 수 없습니다). 가장 큰 입자는 태양풍이나 태양 활동 주기와 완전히 독립적인 궤적을 가지고 있습니다. 헬륨 원자와 마찬가지로 이 입자들은 태양 중력에 의해 집중되며, 지구는 매년 11월 말에 압축된 흐름을 통과합니다.

우리 은하계 환경은 변화하고 있으며 앞으로 어떤 물체를 만나게 될지 알 수 없습니다. 근처의 성간 구름을 관찰한 결과, 입방 센티미터당 최대 1000개의 입자를 포함할 수 있는 작은 응결(100~10,000 AU 크기)이 포함되어 있는 것으로 나타났습니다! 태양이 이렇게 밀도가 높은 성운을 통과할 때 태양권의 크기는 단순히 격변적으로 변할 것입니다. 컴퓨터 시뮬레이션그러한 회의는 만약 국지적인 성간풍의 밀도가 입방센티미터당 10개의 입자로 증가한다면 태양권은 15 AU로 줄어들 것임을 보여줍니다. 즉, 태양권 정지는 안정성을 잃게 됩니다. 1a 거리에서의 성간 수소의 밀도. e. 입방센티미터당 원자 2개로 증가할 것이며, 이는 지구 주변 환경의 구성을 크게 변화시킬 것입니다. 입방센티미터당 입자 1,000개의 국지적인 성간 바람 밀도로 인해 토성, 천왕성, 해왕성, 명왕성과 같은 행성은 성간 가스에 완전히 잠겨지게 됩니다. 그러나 지구 궤도 내에서는 태양풍이 여전히 성간풍보다 우세합니다. 따라서 태양풍은 태양의 은하 환경 변화로부터 내부 행성을 보호한다고 말할 수 있습니다.

유사한 변화가 과거에 두 번 이상 발생했을 수 있다는 증거가 있습니다. 남극 대륙의 베릴륨-10 농도(반감기 150만 년)에 대한 연구에서 60,000년과 33,000년 전에 발생한 두 번의 급증이 발견되었습니다. 이러한 폭발은 먼 곳의 초신성 폭발이나 지역 성간 구름의 밀집된 부분과의 만남의 결과일 수 있는 우주선 수준의 강한 변화로 설명됩니다. 초신성 폭발 가능성은 해저 퇴적물에서 철-60의 농도가 높아졌다는 사실로 뒷받침됩니다. 아이언-60 — 방사성 동위원소초신성 폭발로 생성된 철. 이 발견은 약 500만년 전 태양으로부터 최대 90광년 떨어진 곳에서 초신성 폭발이 일어났음을 나타낼 수 있습니다.

이 분야의 연구자에게 놀라운 기회가 열리고 있습니다! 결국, 과거와 현재의 성간풍과 태양풍의 상호작용을 이해하면 미래 태양권의 움직임을 예측하는 것이 가능해질 것입니다. 가장 상세한 은하계 지도를 편집하는 것은 여기서 큰 도움이 될 수 있습니다.

이 문제에 대한 최선의 해결책은 환경 변수를 직접 측정하기 위해 성간 탐사선을 발사하는 것입니다. 이를 통해 밀도, 이온화, 분자 구성, 자기장의 강도, 태양풍과의 상호 작용의 동적 특성 등 지역 가스 먼지 구름의 특성을 자세히 연구할 수 있습니다. 그러한 탐사를 시작하는 프로그램에 자금이 지원된다면 가까운 시일 내에 결과가 나올 것으로 예상될 수 있습니다. 결국, 태양계 행성의 중력장에서 현대 엔진과 섭동 기동을 사용하면 가속이 가능해집니다. 우주선최대 4000km/s의 속도. 발사 후 15년이 지나면 태양계 경계에 도달했을 것이다. 이 이벤트는 성간 공간으로 최종 진입하는 새로운 시대의 시작이 될 것입니다!

조금 더 기다려보자.

알렉산더 푸가치

은하 바깥에는 은하간 공간이 있습니다.

행성간 공간과 성간 공간 사이의 경계는 태양풍이 성간 물질에 의해 느려지는 헬리오포즈(Heliopause)입니다. 태양으로부터 이 경계 지역까지의 정확한 거리는 아직 알려지지 않았습니다. 그것은 태양으로부터 명왕성 거리의 4배(약 240억 킬로미터)에 위치한 것으로 추정됩니다.

태양권의 크기와 태양권계면의 물리적 조건에 대한 정보는 미국 탐사선 파이오니어 10호, 파이오니어 11호, 보이저 1호, 보이저 2호에서 얻을 것으로 예상됩니다. 이 탐사선은 약 1년 후에 이 지역에 진입하여 전송을 시작할 최초의 인공 물체입니다. 데이터를 다시.

성간 공간과 은하 간 공간의 경계는 바깥쪽으로 향하는 은하 가스 흐름으로, 은하 간 물질과 충돌하여 형성됩니다. 외층은하계.

성간 우주 여행은 SF 소설에서 인기 있는 주제입니다. 기술적으로 이러한 프로젝트는 거리가 매우 멀기 때문에 아직 실현 가능하지 않습니다.

위키미디어 재단.

• 2010.
• 소련의 집(칼리닌그라드)

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별 사이의 공간은 비어 있지 않습니다. 거대한 클러스터와 회전하는 가스 및 먼지 덩어리가 아름답고 밝게 빛나는 물질 구름을 형성합니다. 그러한 구름을 성운이라고 부르며, 그 중 많은 구름이 새로운 별이 탄생하는 바로 그 장소입니다. 오리온 성운에서는 지금 새로운 별이 형성되고 있습니다.

아픈 구름을 보기 위해 은하수육안으로는 하늘에 달이 없어질 때까지 기다려야 하며 도시와 마을의 밝은 빛에서 멀리 떨어진 관찰 장소를 선택해야 합니다. 그러면 팔 길이에서 손바닥 너비만큼 하늘 전체를 가로지르는 희미하게 빛나는 줄무늬를 식별할 수 있을 것입니다.

은하수를 가장 잘 볼 수 있는 곳은 남반구, 그러나 여름밤에는 북쪽에서 보는 것이 어렵지 않습니다. 사진에서 선명하게 보이는 "균열"과 "구멍"이 옅은 안개와 교차합니다.

오랫동안 천문학자들은 은하수의 이러한 어두운 점들이 별들 사이의 터널과 같다고 믿었습니다. 이제 우리는 이것이 완전히 거짓이라는 것을 알고 있습니다. 실제로는 없는 지역은 많은 수별은 가스와 먼지로 이루어진 구름이다. 거기에는 잘게 부순 먼지와 가스가 우주 깊은 곳에 흩어져 우리 은하의 별들을 가로막고 있습니다.

우주 먼지의 작용

지구에서 지는 태양은 공기 중의 먼지가 적색광보다 청색광을 더 많이 산란시키기 때문에 붉게 보입니다. 따라서 대부분의 빨간색 광선은 흐릿한 공기를 통과하지만 파란색 광선은 통과하지 않습니다. 상황은 우주에서도 비슷하다. 우주 공간의 안개는 별을 더 어둡게 보이게 할 뿐만 아니라 더 붉게 보이게 합니다. 우리 은하의 중심 근처, 궁수자리에는 먼지가 너무 많아서 빛이 전혀 통과하지 못하기 때문에 은하의 중심은 우리에게 전혀 보이지 않습니다. 이러한 빽빽한 먼지 구름을 뚫고 은하수 중심부에서 무슨 일이 일어나고 있는지 알아내기 위해 천문학자들은 전파 망원경과 적외선 망원경의 도움을 받아야 합니다.

별의 노래의 영향으로 우주 공간의 먼지 알갱이가 약간 따뜻해지며, 특히 매우 뜨거운 별 근처에서는 더욱 그렇습니다. 특수 적외선 망원경은 먼지 입자가 어떻게 열을 방출하는지 볼 수 있어 먼지 구름 내부를 볼 수 있는 기회를 제공합니다. 영향을 받았을 때 중력가스나 먼지의 일부

구름이 압축되기 시작하면 구름은 에너지의 일부를 포기해야 합니다. 따라서 구름이 붕괴(압축)되면 에너지가 방출됩니다. 이 에너지는 적외선으로 표시됩니다.

스타더스트

은하수에서 발견되는 먼지는 별 먼지입니다. 거대한 별의 바깥층은 우주 공간으로 옮겨집니다. 오래된 별은 폭발하여 산소, 탄소, 철 원자를 우주로 흩뿌립니다. 실리콘과 철은 작은 결정을 형성할 수 있으며, 이 결정은 공간을 통해 이동하여 산소, 탄소 및 질소로 코팅됩니다. 이 작은 알갱이들은 소형 화학 공장입니다. 먼지 입자의 표면에는 탄소와 산소와 같은 원자가 서로 붙어 일산화탄소와 같은 분자를 형성합니다.

안녕하세요! 수소가 지구를 부른다!

성간 공간, 그리고 일반적으로 우주 전체에서 가장 흔한 물질은 수소입니다. 전파 천문학자들은 우리 은하의 모든 부분에서 이 가스에 의해 생성되는 소음을 듣습니다. 수소 원자에는 전자가 하나만 있습니다. 때로는 전자가 궤도 밖으로 던져진 다음 무선 신호가 우주로 전송됩니다. 각각의 개별 신호는 매우 약하지만 우주 공간에는 수소가 너무 많아서 천문학자들은 전체 길이가 21cm인 은하수 수소 지도의 방사선 형태로 모든 수소의 전체적인 누적 효과를 얻을 수 있습니다. 나선팔에 많은 수소가 존재하는 우리 은하의 아름다운 나선 모양을 드러냅니다.

행성이 태양을 중심으로 회전하는 것과 같은 방식으로 수소 구름이 은하계에서 회전합니다. 수소 구름의 이동 속도는 그것이 우리 은하 중심에서 얼마나 멀리 떨어져 있는지에 따라 달라집니다. 수소 구름의 속도로부터 우리는 은하의 전체 부피와 모양을 계산할 수 있습니다.

빛을 방출하는 성운

성간 구름은 주로 수소로 구성되어 있습니다. 우주 깊은 곳에서는 빛이 나기에는 너무 차갑습니다. 그러나 때로는 수소 구름이 뜨거운 별을 둘러싸는 경우도 있습니다. 그리고 성운은 뜨거운 가스 구름의 형태로 우리 앞에 나타납니다. 별은 분홍빛으로 빛날 때까지 수소를 가열합니다. 대마젤란운 안에는 분홍색 빛을 내뿜는 거대한 자발광 성운이 있습니다.

빛을 흡수하는 성운

성간 구름은 너무 차가워서 빛을 방출할 수 없습니다. 그리고 그 반대의 경우에도 차가운 구름은 그 뒤에 있는 밝은 물체(예: 별)의 빛을 흡수할 수 있습니다. 이 경우 우리는 그를 밝은 배경에 어두운 실루엣으로 본다. 은하수 남쪽의 어두운 점인 석탄자루는 육안으로 볼 수 있는 빛을 흡수하는 성운이다.

빛을 반사하는 성운

때때로 우주 공간의 차가운 구름은 먼지가 근처 별의 빛을 반사하기 때문에 눈에 보일 수 있습니다. 먼지는 플레이아데스 성단의 가장 밝은 별 주위에 섬세한 반사 성운을 형성합니다. 빛을 반사하는 성운은 사진에서 파란색으로 나타납니다.

성간 매체

별 사이의 공간에 위치한 물질을 성간매질이라고 합니다. 그것의 대부분은 은하수의 나선 팔에 집중되어 있습니다. 성간 물질의 온도는 몇도 정도 더 높습니다. 절대 영도가장 뜨거운 가스 구름에서 최대 백만도까지 가장 차가운 먼지 구름에서.

만약 당신이 은하계의 나선팔까지 우주로 간다면, 당신은 입방센티미터당 약 1개의 가스 원자만을 발견하게 될 것입니다. 1입방 킬로미터의 공간에는 수백 개의 먼지 알갱이가 있을 것입니다. 따라서 가역적인 성간 매체는 매우 희귀합니다. 그러나 밀도가 높은 구름에서도 물질의 농도는 평균보다 1000배 더 높을 수 있습니다. 하지만 짙은 구름 속에서도 입방센티미터원자는 수백 개 밖에 없습니다. 성간 물질의 매우 희귀한 특성에도 불구하고 우리가 여전히 관찰할 수 있는 이유는 그것을 두꺼운 우주 공간에서 볼 수 있기 때문입니다. 전형적인 나선 은하에서 성간 물질은 눈에 보이는 모든 물질의 5~10%를 차지합니다.

우리 태양계는 성간 물질의 밀도가 유난히 낮은 은하계 지역에 위치하고 있습니다. 이 영역을 로컬 버블이라고 합니다. 그것은 약 300광년 동안 모든 방향으로 뻗어 있다. 태양 근처에 위치할 수 있는 모든 물질의 대부분은 일부 과정의 영향으로 옮겨졌을 가능성이 있습니다. 제안된 아이디어 중 하나는 옛날 옛적에 태양계 근처에서 여러 차례의 엄청난 폭발이 있었다는 것입니다. 큰 별. 그리고 성간 가스는 폭발적인 완성도에 의해 우주 공간의 먼 지역으로 다시 던져졌습니다.

거대 분자 구름

가장 거대한 물체은하수는 거대한 분자 구름으로 구성되어 있습니다. 그들의 질량은 태양의 질량을 백만 배 이상 초과할 수 있습니다. 오리온 성운은 우리 태양보다 약 500배나 더 큰 거대한 분자 구름의 일부일 뿐입니다. 검은 구름의 신비한 깊이에서 천문학자들은 정말 놀라운 분자 배열을 발견했습니다. 그 우주 물질에는 물, 암모니아, 알코올이 포함됩니다. 무는 개미에서 발견되는 것과 동일한 포름산과 청산도 있습니다. 이 분자의 산은 탄소를 함유하고 있기 때문에 유기물로 분류됩니다.

이 놀라운 구름의 화학적 성질은 실제로 매우 간단합니다. 다른 원자일종의 건설 키트의 일부로 상상할 수 있습니다. 탄소, 수소, 산소, 질소 및 기타 원자는 다양한 방식으로 함께 결합될 수 있습니다. 이것이 매우 낮은 온도로 인해 구름 속에서 붕괴되지 않는 모든 종류의 분자를 얻는 방법입니다. 단순한 원소들은 결합하여 아미노산과 단백질 분자를 형성할 수 있습니다. 지구에서는 자연에서 발견되는 동일한 물질이 결합하여 식물과 동물 유기체의 거대한 분자를 형성합니다.

보이저 2호는 성간 공간에 진입하여 태양계 탐사에 있어 놀라운 이정표를 통과했지만, 그 여정도, 과학적 연구거기서 끝나지 않습니다.
12월 10일 미국 지구물리학 연맹(American Geophysical Union)의 연례 회의에서 기자 회견에서 과학자와 엔지니어들은 국경을 넘는 것에 대해 흥분하고 있지만 보이저 2호와 그 자매 보이저 1호는 여전히 상당한 능력을 갖추고 있다고 말했습니다. 그들이 수집한 데이터는 태양에서 나오는 입자가 성간 바람의 입자와 어떻게 충돌하는지를 밝히는 데 도움이 될 것입니다.
보이저호는 인간이 헬리오포즈(Heliopause)라고 불리는 태양계 가장자리로 보낸 최초의 우주선이다. 모든 일이 순조롭게 진행된다면 두 배는 앞으로 몇 년간 계속해서 항해할 것입니다.

보이저 2호의 주요 과제는 점진적인 열과 에너지 손실에 대처하는 것입니다. 선박은 현재 약 3.6°C에서 운항되고 있으며, 전력 출력은 매년 4와트씩 감소합니다. 이는 결국 팀이 도구를 종료해야 함을 의미합니다.
이 장치는 앞으로 최소 5~10년 동안 작동할 것으로 추정되지만 과학 데이터의 양은 점차 줄어들 것입니다. 보이저 1호가 최초로 태양계면을 넘었지만 보이저 2호는 몇 가지 새로운 가능성을 제시합니다. 이전 기기의 기기는 수십 년 전에 작동을 멈췄지만, 작동하는 플라즈마 감지기가 있습니다. 그리고 태양 주기의 현재 단계로 인해 보이저 2호는 태양 기포가 팽창하면서 다시 태양권 정지 상태에 빠질 수 있습니다.
태양권이 보이저 2호 뒤에 있더라도 태양권 정지에 영향을 미치는 성간 바람의 흐름과 태양권을 둘러싼 국지적 기포에 대해 과학자들에게 알려줄 수 있습니다. 그것의 도움으로 과학자들은 은하계 우주선, 고에너지 원자 및 거의 빛의 속도로 우주 전체를 움직이는 모든 요소를 ​​감지할 수 있을 것입니다.
“은하 우주 방사선은 우리 지역 은하계 이웃에게 메신저 역할을 합니다. 이제 우리는 태양권의 안개 렌즈를 통해 은하계를 볼 수 있습니다.” NASA 천체물리학자 조지 데놀포(George Denolfo)가 말했습니다.
보이저 2호는 우리 주변 환경에 대해 알려줄 뿐만 아니라 외계 행성에 대한 우리의 이해를 형성할 수도 있습니다. 각 태양계는 태양권에 해당하는 지역에 위치하며 지역 성간 공간과 접촉합니다. 이 한계 균형은 이들 행성이 얼마나 거주 가능한지 결정합니다.
보이저호의 악기가 영원히 지속되지는 않겠지만, 우주선계속해서 갈 것입니다. 약 300년 안에 그들은 태양계를 둘러싸고 있는 혜성의 구체인 오르트 구름의 안쪽 가장자리에 도달할 것입니다. 이 들판을 횡단하는 데는 약 30,000년이 걸릴 것입니다. 탐사선이 우리 시스템을 완전히 벗어나면 은하수 중심부 주위의 긴 궤도에 진입하여 수십억 년은 아니더라도 수백만 년 동안 선회하면서 그러한 거리에서 인류 최초의 밀사가 됩니다.