Koja boja bolje apsorbira čestice kozmičke prašine. Kako nastaje svemirska prašina? Misterij mladog svemira

svemirska rendgenska pozadina

Oscilacije i valovi: Karakteristike raznih oscilatornih sustava (oscilatora).

Razbijanje svemira

Dusty cirkumplanetarni kompleksi: sl.4

Svojstva svemirske prašine

S. V. Bozhokin Državno tehničko sveučilište u Sankt Peterburgu	Sadržaj

Uvod

Mnogi se s oduševljenjem dive prekrasnom prizoru zvjezdanog neba, jedne od najvećih kreacija prirode. Na vedrom jesenskom nebu jasno je vidljivo kako se cijelim nebom proteže slaba svjetleća traka nazvana Mliječna staza, nepravilnih obrisa različite širine i svjetline. Promatramo li Mliječnu stazu, koja čini našu galaksiju, kroz teleskop, ispada da se ta svijetla traka raspada na mnoge slabo svjetleće zvijezde, koje se golim okom spajaju u neprekidni sjaj. Sada je utvrđeno da se Mliječni put ne sastoji samo od zvijezda i zvjezdanih jata, već i od oblaka plina i prašine.

Ogroman međuzvjezdanih oblaka od svjetlećeg razrijeđeni plinovi dobio ime plinovite difuzne maglice. Jedna od najpoznatijih je maglica u sazviježđe Orion, što je vidljivo čak i golim okom blizu sredine triju zvijezda koje tvore "mač" Oriona. Plinovi koji ga tvore svijetle hladnom svjetlošću, ponovno zračeći svjetlost susjednih vrućih zvijezda. Plinovite difuzne maglice uglavnom se sastoje od vodika, kisika, helija i dušika. Takve plinovite ili difuzne maglice služe kao kolijevka za mlade zvijezde, koje se rađaju na isti način kao što se i naša nekada rodila. Sunčev sustav. Proces stvaranja zvijezda je kontinuiran, a zvijezde se nastavljaju formirati i danas.

NA međuzvjezdani prostor uočavaju se i difuzne prašnjave maglice. Ovi oblaci se sastoje od sićušnih tvrdih čestica prašine. Ako se svijetla zvijezda pojavi u blizini prašnjave maglice, tada se njezino svjetlo raspršuje od strane ove maglice i prašnjava maglica postaje izravno vidljivo(Sl. 1). Maglice plina i prašine općenito mogu apsorbirati svjetlost zvijezda koje leže iza njih, pa su često vidljive na snimkama neba kao zjapeće crne rupe na pozadini Mliječne staze. Takve se maglice nazivaju tamnim maglicama. Na nebu južne hemisfere nalazi se jedna vrlo velika tamna maglica, koju su pomorci nazvali Vreća ugljena. Ne postoji jasna granica između plinovitih i prašnjavih maglica, pa se često promatraju zajedno kao plinovite i prašnjave maglice.

Difuzne maglice su samo zgušnjavanje u tom iznimno rijetkim međuzvjezdane materije, koji je dobio ime međuzvjezdani plin. Međuzvjezdani plin se otkriva samo pri promatranju spektra udaljenih zvijezda, uzrokujući dodatne one u njima. Uostalom, na velikoj udaljenosti, čak i tako razrijeđeni plin može apsorbirati zračenje zvijezda. Pojava i brzi razvoj radio astronomija omogućio je detekciju ovog nevidljivog plina radio valovima koje emitira. Ogromni tamni oblaci međuzvjezdanog plina uglavnom se sastoje od vodika, koji čak i pri niskim temperaturama emitira radio valove u dužini od 21 cm.Ti radio valovi nesmetano prolaze kroz plin i prašinu. Radio astronomija nam je pomogla u proučavanju oblika Mliječne staze. Danas znamo da plin i prašina, pomiješani s velikim nakupinama zvijezda, tvore spiralu, čije grane, napuštajući središte Galaksije, obavijaju njezinu sredinu, stvarajući nešto slično sipi s dugim ticalima uhvaćenoj u vrtlog.

Trenutno je ogromna količina materije u našoj Galaksiji u obliku maglica plina i prašine. Međuzvjezdana difuzna tvar koncentrirana je u relativno tankom sloju u ekvatorijalna ravnina naš zvjezdani sustav. Oblaci međuzvjezdanog plina i prašine blokiraju središte Galaksije od nas. Zbog oblaka kozmičke prašine deseci tisuća otvorenih zvjezdanih jata ostaju nam nevidljivi. Fina kozmička prašina ne samo da slabi svjetlost zvijezda, već ih i izobličuje spektralni sastav. Činjenica je da kada svjetlosno zračenje prolazi kroz kozmičku prašinu, ono ne samo da slabi, već i mijenja boju. Apsorpcija svjetlosti kozmičkom prašinom ovisi o valnoj duljini, dakle od svih optički spektar zvijezde plave zrake se jače apsorbiraju, a fotoni koji odgovaraju crvenoj boji apsorbiraju se slabije. Ovaj učinak dovodi do crvenila svjetlosti zvijezda koje su prošle kroz međuzvjezdani medij.

Za astrofizičare je od velike važnosti proučavanje svojstava kozmičke prašine i rasvjetljavanje utjecaja koji ta prašina ima na proučavanje svemira. fizičke karakteristike astrofizičkih objekata. Međuzvjezdano izumiranje i međuzvjezdana polarizacija svjetlosti, infracrveno zračenje neutralnih vodikovih regija, deficit kemijski elementi u međuzvjezdanom mediju, pitanja formiranja molekula i rođenja zvijezda - u svim tim problemima ogromnu ulogu ima kozmička prašina, čija se svojstva razmatraju u ovom članku.

Porijeklo kozmičke prašine

Zrna kozmičke prašine nastaju uglavnom u atmosferama zvijezda koje polako istječu - crveni patuljci, kao i tijekom eksplozivnih procesa na zvijezdama i brzog izbacivanja plina iz jezgri galaksija. Drugi izvori stvaranja kozmičke prašine su planetarni i protozvjezdane maglice , zvjezdane atmosfere i međuzvjezdanih oblaka. U svim procesima stvaranja kozmičkih čestica prašine, temperatura plina opada kako se plin kreće prema van i u nekom trenutku prolazi kroz točku rosišta, pri čemu kondenzacija pare koje tvore jezgre čestica prašine. Centri za nastanak nove faze obično su klasteri. Klasteri su male skupine atoma ili molekula koje tvore stabilnu kvazimolekulu. U sudaru s već formiranom jezgrom praha, atomi i molekule joj se mogu pridružiti ili ulaskom u kemijske reakcije s atomima prašinastog zrna (kemisorpcija) ili dovršavanjem klastera koji se formira. U najgušćim dijelovima međuzvjezdanog medija, koncentracija čestica u kojem je cm -3, rast zrna prašine može se povezati s procesima koagulacije, u kojima se zrnca prašine mogu slijepiti zajedno bez uništenja. Procesi koagulacije, koji ovise o svojstvima površine zrna prašine i njihovim temperaturama, nastaju samo kada se sudari između zrna prašine događaju pri malim relativnim brzinama sudara.

Na sl. Slika 2 prikazuje rast klastera kozmičke prašine dodavanjem monomera. Rezultirajuća amorfna kozmička prašina može biti skupina atoma s fraktalnim svojstvima. fraktala pozvao geometrijski objekti: linije, plohe, prostorna tijela koja imaju jako uvučen oblik i imaju svojstvo samosličnosti. samosličnost znači nepromjenjivost glavnih geometrijskih karakteristika fraktalni objekt pri promjeni mjerila. Na primjer, slike mnogih fraktalnih objekata pokazuju se vrlo sličnima kada se razlučivost poveća u mikroskopu. Fraktalni klasteri su vrlo razgranate porozne strukture koje nastaju u vrlo neravnotežnim uvjetima kada se čvrste čestice sličnih veličina spajaju u jednu cjelinu. U zemaljskim uvjetima fraktalni agregati se dobivaju kada opuštanje pare metali u neravnotežni uvjeti, tijekom stvaranja gelova u otopinama, tijekom koagulacije čestica u parama. Model fraktalnog zrna kozmičke prašine prikazan je na sl. 3. Imajte na umu da se procesi zgrušavanja praha koji se javljaju u protozvjezdanim oblacima i diskovi za plin i prašinu, značajno se povećavaju sa turbulentno kretanje međuzvjezdane materije.

Jezgre kozmičkih čestica prašine, koje se sastoje od vatrostalni elementi, veličine stotinke mikrona, nastaju u ljuskama hladnih zvijezda tijekom glatkog istjecanja plina ili tijekom eksplozivnih procesa. Takve jezgre zrna prašine otporne su na mnoge vanjske utjecaje.

KOZMIČKA MATERIJA NA POVRŠINI ZEMLJE

Nažalost, nedvosmisleni kriteriji za razlikovanje prostorakemijska tvar iz formacija koje su joj bliske po oblikuzemaljsko podrijetlo još nije razvijeno. Zatovećina istraživača radije traži prostorkalnih čestica u područjima udaljenim od industrijskih središta.Iz istog razloga, glavni predmet istraživanja susferne čestice, a većina materijala imanepravilan oblik, u pravilu, ispada iz vida.U mnogim slučajevima analizira se samo magnetska frakcija.sferne čestice, kojih sada ima najvišesvestrane informacije.

Najpovoljniji objekti za potragu za prostoromkoja prašina su dubokomorski sedimenti / zbog male brzinesedimentacija /, kao i polarne ledene plohe, izvrsnozadržavajući svu tvar koja se taloži iz atmosfereobjekti su praktički slobodni od industrijskog onečišćenjaa obećavajuće u svrhu stratifikacije, proučavanje distribucijekozmičke materije u vremenu i prostoru. Pouvjeti sedimentacije su im bliski i akumulacije soli, potonje su također prikladne po tome što olakšavaju izolacijuželjeni materijal.

Vrlo obećavajuća može biti potraga za raspršenimkozmička tvar u naslagama treseta.Poznato je da je godišnji prirast močvarnih tresetištaotprilike 3-4 mm godišnje, a jedini izvormineralna ishrana za vegetaciju visokih močvara jematerija koja ispada iz atmosfere.

Prostorprašina iz dubokomorskih sedimenata

Osobite crveno obojene gline i muljevi, sastavljeni od ostatakakami silicijskih radiolarija i dijatomeja, pokrivaju 82 milijuna km 2oceansko dno, koje je jedna šestina površinenaš planet. Njihov sastav prema S. S. Kuznetsovu je sljedeći ukupno: 55% SiO 2 ;16% Al 2 O 3 ;9% F eO i 0,04% Ni i Dakle, Na dubini od 30-40 cm, zubi ribe, živeu tercijarnoj eri.. To daje osnove za zaključak dabrzina sedimentacije je približno 4 cm pomilijun godina. S gledišta zemaljskog podrijetla, sastavgline je teško protumačiti Visok sadržaju njima je nikal i kobalt predmet brojnihistraživanja i smatra se da je povezana s uvođenjem prostoragrađa / 2,154,160,163,164,179/. Stvarno,nikla klarka iznosi 0,008% za gornje horizonte zemljekora i 10 % za morsku vodu /166/.

Izvanzemaljska tvar pronađena u dubokim morskim sedimentimapo prvi put od strane Murraya tijekom ekspedicije na Challengeru/1873-1876/ /takozvane "Murray svemirske lopte"/.Nešto kasnije, Renard je kao rezultat toga počeo njihov studijčiji je rezultat bio zajednički rad na opisu pronađenogmaterijal /141/.Otkrivene svemirske lopte pripadajuprešane na dvije vrste: metalne i silikatne. Obje vrsteposjedovao magnetska svojstva, što je omogućilo primjenuda ih izolira od magneta sedimenta.

Spherulla je imala pravilan okrugli oblik s prosjekompromjera 0,2 mm. U središtu lopte, savitljivželjezna jezgra prekrivena oksidnim filmom na vrhu.pronađene su kuglice, nikal i kobalt, što je omogućilo eksprespretpostavka o njihovom kozmičkom podrijetlu.

Silikatne kuglice obično nisu imali stroga sferaričnog oblika / mogu se nazvati sferoidima /. Njihova veličina je nešto veća od metalnih, promjer doseže 1 mm . Površina ima ljuskavu strukturu. mineraloškisastav cue je vrlo ujednačen: sadrže željezomagnezijevi silikati-olivini i pirokseni.

Opsežan materijal o kozmičkoj komponenti dubina sedimente koje je na brodu prikupila švedska ekspedicija"Albatros" 1947.-1948. Njegovi su sudionici koristili selekcijustupovi tla do dubine od 15 metara, studija dobivenihGradi je posvećen niz radova /92,130,160,163,164,168/.Uzorci su bili vrlo bogati: to ističe Petterson1 kg sedimenta čini od nekoliko stotina do nekoliko tisuću sfera.

Svi autori primjećuju vrlo neravnomjernu raspodjeluloptice i duž dijela oceanskog dna i duž njegovogpodručje. Na primjer, Hunter i Parkin /121/, nakon što su ispitali dvojicudubokomorski uzorci s različitih mjesta u Atlantskom oceanu,utvrdili da jedan od njih sadrži gotovo 20 puta višekugle od druge.Ovu razliku su objasnili nejednakimstope sedimentacije u različitim dijelovima oceana.

U 1950-1952, danska ekspedicija dubokog mora koristiNila za prikupljanje kozmičke tvari u donjim sedimentima oceana magnetske grablje - hrastova ploča s pričvršćenim naIma 63 jaka magneta. Uz pomoć ovog uređaja pročešljano je oko 45.000 m 2 površine oceanskog dna.Među magnetskim česticama koje imaju vjerojatnu kozmičkupodrijetla razlikuju se dvije skupine: crne kugle s metalomsa ili bez osobnih jezgri i smeđih kuglica s kristalomosobna struktura; prvi su rijetko veći od 0,2 mm , sjajne su, glatke ili hrapave površinenost. Među njima ima sraslih primjerakanejednake veličine. Nikl iU mineraloškom sastavu česti su kobalt, magnetit i šrei-berzit.

Kuglice druge skupine imaju kristalnu strukturui smeđe su. Njihov prosječni promjer je 0,5 mm . Ove kuglice sadrže silicij, aluminij i magnezij iimaju brojne prozirne inkluzije olivina ilipirokseni /86/. Pitanje prisutnosti kuglica u donjem muljuO Atlantskom oceanu također se govori u /172a/.

Prostorprašina iz tla i sedimentnih stijena

Akademik Vernadsky je napisao da se kozmička materija neprekidno taloži na našem planetu.prava prilika da ga pronađete bilo gdje u svijetuTo je, međutim, povezano s određenim poteškoćama,što se može dovesti do sljedećih glavnih točaka:

1. količina deponirane tvari po jedinici površinejako malo;
2. uvjeti za dugotrajno očuvanje kuglicavrijeme je još nedovoljno proučeno;
3. postoji mogućnost industrijske i vulkanske onečišćenje;
4. nemoguće je isključiti ulogu ponovnog taloženja već palihtvari, uslijed čega će na nekim mjestima bitiopaža se obogaćivanje, au drugima - iscrpljivanje kozmičkog materijal.

Očigledno optimalno za očuvanje prostoramaterijal je okruženje bez kisika, posebno tinjanosti, mjesto u dubokomorskim bazenima, u područjima akumuodvajanje sedimentnog materijala s brzim odlaganjem tvari,kao i u močvarama s redukcijskim okolišem. Najviševjerojatno će biti obogaćena kozmičkom materijom kao rezultat ponovnog taloženja u određenim područjima riječnih dolina, gdje se obično taloži teški dio mineralnog sedimenta/ očito, ovdje dolazi samo onaj dio odbačenihtvar čija je specifična težina veća od 5/. Moguće je daobogaćivanje ovom tvari također se odvija u finalumorene glečera, na dnu tarna, u ledenjačkim jamama,gdje se nakuplja otopljena voda.

U literaturi postoje podaci o nalazima tijekom shlikovasfere vezane za prostor /6,44,56/. u atlasuplacer minerals, u izdanju Državne znanstveno-tehničke izdavačke kućeknjiževnosti 1961. dodijeljene su sfere ove vrstemeteorit.. Osobito su zanimljivi nalazi svemiramalo prašine u drevnim stijenama. Djela ovog smjera sunedavno su vrlo intenzivno istraživali brojnitel. Dakle, kuglasti tipovi sati, magnetni, metalni

i staklast, prvi s izgledom karakterističnim za meteoriteManstetten figure i visok sadržaj nikla,opisao je Školnik u kredi, miocenu i pleistocenustijene Kalifornije /177.176/. Kasnije slični nalaziizrađene su u trijaskim stijenama sjeverne Njemačke /191./.Croisier, zadavši sebi cilj proučavanje prostorakomponenta drevnih sedimentnih stijena, proučavani uzorcis raznih lokacija / područja New Yorka, New Mexico, Kanada,Teksas / i različite dobi / od ordovicija do uključivo trijasa/. Među proučavanim uzorcima bili su vapnenci, dolomiti, gline, škriljci. Autor je posvuda pronašao sferule, što se očito ne može pripisati industriji.strijalno zagađenje, a najvjerojatnije imaju kozmičku prirodu. Croisier tvrdi da sve sedimentne stijene sadrže kozmički materijal, a broj kuglica jekreće se od 28 do 240 po gramu. Veličina čestica u većiniu većini slučajeva, stane u raspon od 3µ do 40µ, injihov je broj obrnuto proporcionalan veličini /89/.Podaci o meteorskoj prašini u kambrijskim pješčenicima Estonijeobavještava Wiiding /16a/.

U pravilu, sferule prate meteorite i oni se nalazena mjestima udara, zajedno s krhotinama meteorita. Prethodnosve kuglice pronađene su na površini meteorita Braunau/3/ te u kraterima Hanbury i Vabar /3/ kasnije slične formacije uz veliki broj čestica nepravilnogoblici pronađeni u blizini kratera Arizona /146/.Ova vrsta fino raspršene tvari, kao što je već spomenuto, obično se naziva meteoritska prašina. Potonji je bio podvrgnut detaljnom proučavanju u djelima mnogih istraživača.pružatelji usluga u SSSR-u i inozemstvu /31,34,36,39,77,91,138,146,147,170-171,206/. Na primjeru sferula iz Arizoneutvrđeno je da te čestice imaju prosječnu veličinu od 0,5 mma sastoje se ili od kamacita sraslog s goetitom, ili odizmjenični slojevi getita i magnetita prekriveni tankimsloj silikatnog stakla s malim inkluzijama kvarca.Karakterističan je sadržaj nikla i željeza u ovim mineralimapredstavljen sljedećim brojevima:

mineral željezni nikal
kamacit 72-97% 0,2 - 25%
magnetit 60 - 67% 4 - 7%
getit 52 - 60% 2-5%

Nininger /146/ pronađen u kugli minerala u Arizonily, karakteristika željeznih meteorita: kohenit, steatit,šrajberzit, troilit. Utvrđeno je da je sadržaj niklau prosjeku, 1 7%, što se, općenito, poklapa s brojevima , primio-nym Reinhard /171/. Valja napomenuti da distribucijafini meteoritni materijal u bliziniArizonski meteoritski krater je vrlo neravnomjeran. Vjerojatni uzrok tome je, po svemu sudeći, ili vjetar,ili popratnu kišu meteora. Mehanizamformiranje sferula Arizone, prema Reinhardtu, sastoji se odnaglo skrućivanje tekućeg finog meteoritatvari. Drugi autori /135/, uz ovo, daju definicijupodijeljeno mjesto kondenzacije nastalo u vrijeme padapare. U suštini slični rezultati dobiveni su tijekom proučavanjavrijednosti fino raspršene meteoritske tvari u regijipadavine meteorske kiše Sikhote-Alin. E.L.Krinov/35-37.39/ ovu tvar dijeli na sljedeće glavne kategorije:

1. mikrometeoriti mase od 0,18 do 0,0003 g, koji imajuregmaglipti i topi kora / treba strogo razlikovatimikrometeorita prema E.L.Krinovu od mikrometeorita u shvaćanjuInstitut Whipple, o čemu je gore bilo riječi/;
2. meteorska prašina – uglavnom šuplja i poroznačestice magnetita nastale kao posljedica prskanja meteoritske tvari u atmosferi;
3. meteoritska prašina - proizvod drobljenja padajućih meteorita, koji se sastoji od fragmenata oštrog kuta. U mineraloškomsastav potonjeg uključuje kamacit s primjesom troilita, šrajberzita i kromita.Kao i u slučaju meteoritskog kratera Arizona, raspodjelapodjela materije po površini je neravnomjerna.

Krinov smatra sferule i druge otopljene čestice produktima ablacije meteorita i navodinalazi fragmenata potonjeg sa zalijepljenim kuglicama.

Poznati su i nalazi na mjestu pada kamenog meteoritakiša Kunashak /177/.

Pitanje distribucije zaslužuje posebnu raspravu.kozmička prašina u tlima i drugim prirodnim objektimapodručje pada Tunguskog meteorita. Sjajan posao u ovomesmjera su 1958-65 izveli ekspedicijeKomitet za meteorite Akademije znanosti SSSR-a Sibirskog ogranka Akademije znanosti SSSR-a. Utvrđeno je dau tlima i epicentra i mjesta udaljenih od njegaudaljenosti do 400 km ili više, gotovo se stalno detektirajumetalne i silikatne kuglice veličine od 5 do 400 mikrona.Među njima su sjajne, mat i grubesatne vrste, pravilne kuglice i šuplje čunjeve.U nekimaslučajevima, metalne i silikatne čestice su međusobno stopljeneprijatelju. Prema K.P. Florenskom /72/, tla epicentralne regije/ međurječje Khushma - Kimchu / sadrže ove čestice samo umala količina /1-2 po konvencionalnoj jedinici površine/.Uzorci sa sličnim sadržajem kuglica nalaze se naudaljenost do 70 km od mjesta nesreće. Relativno siromaštvoValjanost ovih uzoraka objašnjava K.P. Florenskyokolnost da je u trenutku eksplozije najveći dio vremenarita je, nakon što je prešla u fino raspršeno stanje, izbačenau gornje slojeve atmosfere, a zatim odlutao u smjeruvjetar. Mikroskopske čestice koje se talože prema Stokesovom zakonu,u ovom slučaju trebao formirati raspršivač.Florenski vjeruje da se nalazi južna granica perjaniceotprilike 70 km do C Z iz meteoritne lože, u bazenuRijeka Chuni / područje trgovačke pošte Mutorai / gdje je pronađen uzoraksa sadržajem prostornih kuglica do 90 komada po uvjetujedinica površine. U budućnosti, prema autoru, vlaknastavlja se protezati prema sjeverozapadu, zahvaćajući sliv rijeke Taimura.Radovi Sibirskog ogranka Akademije znanosti SSSR-a u 1964-65. utvrđeno je da se duž cijelog toka nalaze relativno bogati uzorci R. Taimur, a također na S. Tunguskoj / vidi kartu-shemu /. Izolirane kuglice istodobno sadrže do 19% nikla / premamikrospektralna analiza provedena u Institutu za nuklearnu energijufizike Sibirskog ogranka Akademije znanosti SSSR-a / To se otprilike poklapa s brojevimadobio P. N. Paley na terenu na modelurikovi izolirani od tla područja Tunguske katastrofe.Ovi podaci nam omogućuju da ustvrdimo da su pronađene česticedoista su kozmičkog porijekla. Pitanje jeo njihovom odnosu prema ostacima meteorita Tunguskekoji je otvoren zbog nedostatka sličnih studijapozadinske regije, kao i moguću ulogu procesaponovno taloženje i sekundarno obogaćivanje.

Zanimljivi nalazi sferula u području kratera na Patomskomvisoravni. Podrijetlo ove formacije, pripisuje seObruč do vulkanskog, još uvijek diskutabilnojer prisutnost vulkanskog stošca na udaljenom područjumnogo tisuća kilometara od vulkanskih žarišta, drevninjih i suvremenih, u mnogim kilometrima sedimentno-metamorfnihdebljine paleozoika, čini se u najmanju ruku čudnim. Studije sferula iz kratera mogle bi dati nedvosmislenodgovor na pitanje i o njegovom podrijetlu / 82,50,53 /.uklanjanje tvari iz tla može se provesti hodanjemhovaniya. Na taj način, djelić stotinamikrona i specifične težine iznad 5. Međutim, u ovom slučajupostoji opasnost od odbacivanja sve male magnetske haljinecija i većina silikata. E.L.Krinov savjetujeuklonite magnetsko brušenje s magnetom okačenim na dno pladanj / 37 /.

Točnija metoda je magnetsko odvajanje, suhoili mokro, iako ima i značajan nedostatak: utijekom obrade gubi se silikatna frakcija.Jedan odinstalacije suhe magnetske separacije opisuje Reinhardt/171/.

Kao što je već spomenuto, često se skuplja kozmička materijablizu površine zemlje, u područjima slobodnim od industrijskog onečišćenja. Po svom su smjeru ovi radovi bliski potrazi za kozmičkom materijom u gornjim horizontima tla.Posude punjene savode ili otopine ljepila, a ploče podmazaneglicerin. Vrijeme izlaganja može se mjeriti u satima, danima,tjedana, ovisno o svrsi promatranja. U opservatoriju Dunlap u Kanadi prikupljanje svemirske tvari pomoćuljepljive ploče izvode se od 1947. /123/. U lit-Literatura opisuje nekoliko varijanti metoda ove vrste.Na primjer, Hodge i Wright /113/ koristili su se niz godinau tu svrhu, staklena stakalca premazana polagano sušećimemulzija i skrućivanje tvoreći gotovi pripravak prašine;Croisier /90/ korišten etilen glikol izliven na tacne,koji se lako ispirao destiliranom vodom; u radovimaUpotrijebljena je nauljena najlonska mreža Hunter i Parkin /158/.

U svim slučajevima u sedimentu su nađene sferične čestice,metal i silikat, najčešće manjih dimenzija 6 µ u promjeru i rijetko prelazi 40 µ.

Dakle, ukupnost prikazanih podatakapotvrđuje pretpostavku o temeljnoj mogućnostiotkrivanje kozmičke tvari u tlu za gotovobilo koji dio zemljine površine. U isto vrijeme, trebalo biimajte na umu da korištenje tla kao objektaidentificirati prostornu komponentu povezana je s metodološkimteškoće daleko veće od onih zasnijega, leda i, eventualno, do dna mulja i treseta.

prostortvar u ledu

Prema Krinovu /37/, otkriće kozmičke supstance u polarnim područjima ima značajan znanstveni značaj.ing, budući da se na taj način može dobiti dovoljna količina materijala čije će proučavanje vjerojatno biti približnorješenje nekih geofizičkih i geoloških problema.

Odvajanje kozmičke materije od snijega i ledaprovesti raznim metodama, počevši od prikupljanjavelikih fragmenata meteorita i završava s proizvodnjom otopljenihvodeni mineralni sediment koji sadrži mineralne čestice.

Godine 1959 Marshall /135/ predložio je genijalan načinproučavanje čestica iz leda, slično metodi brojanjacrvenih krvnih stanica u krvotoku. Njegova je bitIspada da se vodi dobiven topljenjem uzorkaleda, doda se elektrolit i otopina se provuče kroz usku rupu s elektrodama s obje strane. Naprolaskom čestice, otpor se naglo mijenja proporcionalno njezinom volumenu. Promjene se bilježe pomoću posebnihgod uređaj za snimanje.

Treba imati na umu da je sada slojevitost ledaprovodi na nekoliko načina. Moguće je dausporedba već slojevitog leda s raspodjelomkozmička materija može otvoriti nove pristuperaslojavanje na mjestima gdje druge metode ne mogu bitiprimijenjen iz ovog ili onog razloga.

Za prikupljanje svemirske prašine, američki Antarktikekspedicije 1950-60 korištene jezgre dobivene izodređivanje debljine ledenog pokrivača bušenjem. /1 S3/.Uzorci promjera oko 7 cm uzdužno su izrezani na segmente 30 cm dugo, otopljeno i filtrirano. Dobiveni talog pažljivo je ispitan pod mikroskopom. Otkriveni sučestice sfernog i nepravilnog oblika, iprvi je činio neznatan dio sedimenta. Daljnja istraživanja bila su ograničena na sferule, budući da sumoglo se manje-više pouzdano pripisati svemirukomponenta. Među kuglicama veličine od 15 do 180 / hbynađene su čestice dvije vrste: crne, sjajne, strogo sferične i smeđe prozirne.

Detaljno proučavanje kozmičkih čestica izoliranih izleda Antarktika i Grenlanda, poduzeo je Hodgei Wright /116/. Kako bi se izbjeglo industrijsko onečišćenjeled nije uzet s površine, već s određene dubine -na Antarktiku je korišten sloj star 55 godina, a na Grenlandu,prije 750 godina. Za usporedbu su odabrane čestice.iz zraka Antarktika, koji se pokazao sličnim ledenjačkim. Sve čestice spadaju u 10 klasifikacijskih skupinas oštrom podjelom na sferne čestice, metaliki silikat, sa i bez nikla.

Pokušaj dobivanja svemirskih lopti s visoke planinesnijeg je poduzeo Divari /23/. Otopivši znatnu količinusnijeg /85 kanti/ uzet sa površine 65 m 2 na ledenjakuTuyuk-Su u Tien Shanu, međutim, nije dobio ono što je želiorezultati koji se mogu objasniti ili neujednačenikozmička prašina koja pada na površinu zemlje, odnznačajke primijenjene tehnike.

Općenito, očito, prikupljanje kozmičke materije upolarnim područjima i na visokim planinskim glečerima je jedanod najperspektivnijih područja rada na prostoru prah.

Izvori onečišćenja

Trenutno postoje dva glavna izvora materijalala, koji svojim svojstvima može oponašati prostorprašina: vulkanske erupcije i industrijski otpadpoduzeća i transport. Poznato je što vulkanska prašina,ispuštaju u atmosferu tijekom erupcijaostati tamo u suspenziji mjesecima i godinama.Zbog strukturnih značajki i male specifičnostitežine, ovaj materijal se može distribuirati globalno, itijekom procesa prijenosa čestice se razlikuju prematežina, sastav i veličina, što se mora uzeti u obzir kadakonkretnu analizu situacije. Nakon poznate erupcijevulkan Krakatau u kolovozu 1883., najmanja prašina izbačenashennaya do visine do 20 km. nalazio u zrakunajmanje dvije godine /162/. Slična opažanjaDenije su nastale tijekom razdoblja vulkanskih erupcija Mont Peleea/1902./, Katmai /1912./, grupe vulkana u Kordiljeri /1932./,vulkan Agung /1963/ /12/. Prikupljena mikroskopska prašinaiz različitih područja vulkanske aktivnosti, izgledazrna nepravilnog oblika, zakrivljena, lomljena,nazubljene konture i relativno rijetko sferoidnei sferni s veličinom od 10µ do 100. Broj sfernihvode čini samo 0,0001% mase ukupnog materijala/115/. Drugi autori tu vrijednost dižu na 0,002% /197/.

Čestice vulkanskog pepela imaju crnu, crvenu, zelenu bojulijen, siv ili smeđi. Ponekad su bezbojniprozirna i nalik staklu. Općenito govoreći, u vulkanskomstaklo je bitan dio mnogih proizvoda. topotvrđuju podaci Hodgea i Wrighta koji su to otkriličestice s količinom željeza od 5% a gore suu blizini vulkana samo 16% . Treba uzeti u obzir da u procesudolazi do prijenosa prašine, razlikuje se po veličini ispecifične težine, a velike čestice prašine se brže eliminiraju Ukupno. Kao rezultat toga, u udaljenom od vulkanskogsredišta, područja će vjerojatno otkriti samo najmanji i svjetlosne čestice.

Sferne čestice podvrgnute su posebnom proučavanju.vulkanskog porijekla. Utvrđeno je da jesunajčešće erodirana površina, oblik, grubonagnuti na sferni, ali nikada nisu izduženivratovi, poput čestica meteoritskog podrijetla.Vrlo je značajno da nemaju jezgru sastavljenu od čistogželjezo ili nikal, poput onih kuglica koje se smatrajuprostor /115/.

U mineraloškom sastavu vulkanskih kugli,značajna uloga pripada staklu, koje ima mjehurićstrukture, te željezo-magnezijevi silikati – olivin i piroksen. Mnogo manji dio njih čine rudni minerali - piri-volumen i magnetit, koji uglavnom tvore diseminiraniurezima u staklenim i okvirnim strukturama.

Što se tiče kemijskog sastava vulkanske prašine,primjer je sastav pepela Krakatoa.Murray /141/ je u njemu pronašao visok sadržaj aluminija/do 90%/ i nizak sadržaj željeza /ne veći od 10%.Treba, međutim, napomenuti da Hodge i Wright /115/ nisu moglipotvrditi Morreyeve podatke o aluminiju.. Pitanje osfere vulkanskog porijekla također se raspravlja u/205a/.

Dakle, svojstva karakteristična za vulkanskematerijali se mogu sažeti na sljedeći način:

1. vulkanski pepeo sadrži visok postotak česticanepravilnog oblika i nisko - sfernog,
2. kugle vulkanske stijene imaju određene struktureznačajke obilaska - erodirane površine, odsutnost šupljih kuglica, često stvaranje mjehura,
3. u sferama dominira porozno staklo,
4. postotak magnetskih čestica je nizak,
5. u većini slučajeva sferni oblik čestica nesavršen
6. čestice pod oštrim kutom imaju oštro ugaone oblikeograničenja, što im omogućuje da se koriste kaoabrazivni materijal.

Vrlo značajna opasnost od imitacije svemirskih sferarolati industrijskim kuglicama, u velikim količinamaparna lokomotiva, parobrod, tvorničke cijevi, nastala tijekom električnog zavarivanja itd. Posebnaproučavanja takvih objekata pokazala su da je značajanpostotak potonjih ima oblik kuglica. Prema Školniku /177/,25% industrijski proizvodi se sastoje od metalne troske.On također daje sljedeću klasifikaciju industrijske prašine:

1. nemetalne kuglice, nepravilnog oblika,
2. loptice su šuplje, jako sjajne,
3. kugle slične svemiru, presavijene metalnekal materijal sa uključivanjem stakla. Među potonjimaimaju najveću rasprostranjenost, postoje u obliku kapljice,čunjevi, dvostruke kugle.

S naše točke gledišta, kemijski sastavindustrijsku prašinu proučavali su Hodge i Wright /115/.Utvrđeno je da su karakteristične značajke njegovog kemijskog sastavaje visok sadržaj željeza i u većini slučajeva - odsutnost nikla. Mora se, međutim, imati na umu da ni jedno ni drugojedan od naznačenih znakova ne može poslužiti kao apsolutkriterij razlike, pogotovo jer je kemijski sastav različitvrste industrijske prašine mogu biti različite, ipredvidjeti pojavu jedne ili druge vrsteindustrijske sferule je gotovo nemoguće. Stoga, najbolji jamstvo protiv zabune može poslužiti na suvremenoj raziniznanje je samo uzorkovanje u udaljenim "sterilnim" izpodručja industrijskog onečišćenja. stupanj industrijskogzagađenje, kako pokazuju posebne studije, jestizravno proporcionalno udaljenosti do naselja.Parkin i Hunter su 1959. izveli opažanja koliko je to bilo moguće.transportabilnost industrijskih kuglica s vodom /159/.Iako su kugle promjera većeg od 300µ izletjele iz tvorničkih cijevi, u bazenu s vodom udaljenom 60 milja od gradada, samo u smjeru prevladavajućih vjetrovapojedinačni primjerci veličine 30-60, broj primjeraka jejarak veličine 5-10µ bio je, međutim, značajan. Hodge iWright /115/ pokazao je da je u blizini opservatorija Yale,u blizini centra grada, padao na 1cm 2 površine dnevnodo 100 kuglica promjera preko 5µ. Ih iznos se udvostručiosmanjivao nedjeljom i padao 4 puta na daljinu10 milja od grada. Dakle, u udaljenim krajevimavjerojatno industrijsko onečišćenje samo kuglicama promjera rum manje od 5 µ .

Mora se uzeti u obzir da u novije vrijeme20 godina postoji realna opasnost od onečišćenja hranenuklearne eksplozije" koje mogu opskrbiti sfere globalnomnazivna ljestvica /90.115/. Ovi proizvodi se razlikuju od da kao-nikakvu radioaktivnost i prisutnost specifičnih izotopa -stroncij - 89 i stroncij - 90.

Konačno, imajte na umu da je neko zagađenjeatmosfera s proizvodima sličnim meteoru i meteorituprašina, može biti uzrokovana izgaranjem u Zemljinoj atmosferiumjetni sateliti i lansirne rakete. Promatrane pojaveu ovom slučaju, vrlo su slični onome što se događa kadapadajuće vatrene kugle. Ozbiljna opasnost za znanstvena istraživanjaioni kozmičke materije su neodgovornieksperimenti provedeni i planirani u inozemstvu slansirati u svemir blizu ZemljePerzijska tvar umjetnog podrijetla.

Obliki fizička svojstva kozmičke prašine

Oblik, specifična težina, boja, sjaj, lomljivost i druge fizičkeKozmička svojstva kozmičke prašine pronađene u raznim objektima proučavali su brojni autori. Neki-ri istraživači su predložili sheme za klasifikaciju prostorakalnoj prašini na temelju njezine morfologije i fizikalnih svojstava.Iako jedinstveni jedinstveni sustav još nije razvijen,Čini se, međutim, prikladnim navesti neke od njih.

Baddhyu /1950/ /87/ na temelju čisto morfološkihznakovi su podijelili zemaljsku materiju u sljedećih 7 skupina:

1. nepravilni sivi amorfni ulomci veličine 100-200µ.
2. čestice nalik na trosku ili pepeo,
3. zaobljena zrna, slična finom crnom pijesku/magnetit/,
4. glatke crne sjajne kuglice prosječnog promjera 20µ .
5. velike crne kuglice, manje sjajne, često hrapavegruba, rijetko prelazi 100 µ u promjeru,
6. silikatne kuglice od bijele do crne, ponekads plinskim uključcima
7. različite kuglice, koje se sastoje od metala i stakla,u prosjeku veličine 20µ.

Čitava raznolikost vrsta kozmičkih čestica, međutim, nijeiscrpljuje se, očito, navedenim skupinama.Dakle, Hunter i Parkin /158/ pronađeni su zaokruženispljoštene čestice, očito kozmičkog porijekla što se ne može pripisati niti jednom od prijenosanumeričke klase.

Od svih gore opisanih skupina, najpristupačniji zaidentifikacija po izgledu 4-7, koji ima oblik ispravan loptice.

E.L. Krinov, proučavajući prašinu skupljenu u Sikhote-uAlinskijev pad, razlikovao se u svom sastavu pogrešnou obliku fragmenata, kuglica i šupljih čunjeva /39/.

Tipični oblici svemirskih kugli prikazani su na sl.2.

Brojni autori klasificiraju kozmičku materiju premaskupovi fizičkih i morfoloških svojstava. Po sudbinina određenu težinu, kozmička se materija obično dijeli u 3 skupine/86/:

1. metalni, koji se uglavnom sastoje od željeza,sa specifičnom težinom većom od 5 g/cm 3 .
2. silikat - prozirne staklene čestice sa specifičnimtežine oko 3 g/cm3
3. heterogene: metalne čestice sa staklenim inkluzijama i staklene čestice s magnetskim inkluzijama.

Većina istraživača ostaje unutar togagruba klasifikacija, ograničena samo na najočitijeobilježja razlike.Međutim, oni koji se bavečestice izvučene iz zraka, razlikuje se druga skupina -porozna, krhka, gustoće oko 0,1 g/cm 3 /129/. Douključuje čestice meteorskih kiša i većinu svijetlih sporadičnih meteora.

Prilično temeljita klasifikacija pronađenih česticau ledu Antarktika i Grenlanda, kao i zarobljeniiz zraka, dali su Hodge i Wright i prikazani u shemi / 205 /:

1. crne ili tamnosive mutne metalne kuglice,udubljena, ponekad šuplja;
2. crne, staklaste, jako lomljive kuglice;
3. svijetla, bijela ili koraljna, staklena, glatka,ponekad prozirne kuglice;
4. čestice nepravilnog oblika, crne, sjajne, lomljive,granulirani, metalni;
5. nepravilnog oblika crvenkaste ili narančaste, bez sjaja,neravne čestice;
6. nepravilnog oblika, ružičasto-narančasta, dosadna;
7. nepravilan oblik, srebrnast, sjajan i bez sjaja;
8. nepravilnog oblika, višebojna, smeđa, žuta, zelena, crna;
9. nepravilnog oblika, prozirne, ponekad zelene iliplava, staklena, glatka, s oštrim rubovima;
10. sferoidi.

Iako se čini da je klasifikacija Hodgea i Wrighta najcjelovitija, ipak postoje čestice koje je, sudeći prema opisima raznih autora, teško klasificiratinatrag na jednu od navedenih grupa. Dakle, nije neuobičajeno susresti seizdužene čestice, kuglice koje se lijepe jedna za drugu, kuglice,imaju razne izrasline na svojoj površini /39/.

Na površini nekih kuglica u detaljnoj studijinalaze se brojke koje su slične Widmanstättenu, promatranou željezno-nikl meteoritima / 176/.

Unutarnja struktura sferula ne razlikuje se jakoslika. Na temelju ove značajke, sljedeće 4 grupe:

1. šuplje kugle / susret s meteoritima /,
2. metalne kuglice s jezgrom i oksidiranom ljuskom/ u jezgri su u pravilu koncentrirani nikal i kobalt,a u ljusci - željezo i magnezij /,
3. oksidirane kuglice ujednačenog sastava,
4. silikatne kuglice, najčešće homogene, s ljuskastimta površina, s uključcima metala i plina/ potonji im daju izgled troske ili čak pjene /.

Što se tiče veličina čestica, ne postoji čvrsta podjela na temelju toga, i svaki autorpridržava se svoje klasifikacije ovisno o specifičnostima dostupnog materijala. Najveća od opisanih kuglica,pronađeni u dubokomorskim sedimentima od strane Browna i Paulija /86/ 1955. godine, jedva da prelaze 1,5 mm u promjeru. toblizu postojeće granice koju je pronašao Epic /153/:

gdje je r je polumjer čestice, σ - površinska napetosttopiti, ρ je gustoća zraka, i v je brzina pada. Radius

čestica ne može prijeći poznatu granicu, inače padraspada na manje.

Donja granica, po svoj prilici, nije ograničena, što proizlazi iz formule i opravdano je u praksi, jerkako se tehnike poboljšavaju, autori operiraju na svimmanje čestice Većina istraživača je ograničenaprovjerite donju granicu od 10-15µ /160-168,189/.Istovremeno su započela istraživanja čestica promjera do 5 µ /89/ i 3 µ /115-116/, a djeluju Hemenway, Fulman i Phillipsčestice promjera do 0,2 / µ i manje, posebno ih ističućibivša klasa nanometeorita / 108 /.

Uzima se prosječni promjer čestica kozmičke prašine jednako 40-50 µ Kao rezultat intenzivnog proučavanja prostorakoje su tvari iz atmosfere japanski autori pronašli da 70% cjelokupnog materijala su čestice promjera manjeg od 15 µ.

Brojni radovi /27,89,130,189/ sadrže iskaz oda raspodjela loptica ovisi o njihovoj masia dimenzije se pridržavaju sljedećeg obrasca:

V 1 N 1 \u003d V 2 N 2

gdje v - masa lopte, N - broj loptica u danoj skupiniRezultate koji se zadovoljavajuće slažu s teoretskim dobili su brojni istraživači koji su radili na prostorumaterijal izoliran iz raznih objekata / na primjer, antarktički led, dubokomorski sedimenti, materijali,dobiveno kao rezultat satelitskih promatranja/.

Od temeljnog interesa je pitanje da liu kojoj su se mjeri svojstva nylija mijenjala tijekom geološke povijesti. Nažalost, trenutno prikupljeni materijal ne dopušta nam da damo jednoznačan odgovor, međutim,Skolnikova poruka /176/ o klasifikaciji živisferule izolirane iz miocenskih sedimentnih stijena Kalifornije. Autor je ove čestice podijelio u 4 kategorije:

1/ crne, jako i slabo magnetne, čvrste ili s jezgrima koje se sastoje od željeza ili nikla s oksidiranom ljuskomkoji je napravljen od silicijevog dioksida s primjesom željeza i titana. Ove čestice mogu biti šuplje. Površina im je intenzivno sjajna, uglačana, u nekim slučajevima hrapava ili preljevna kao rezultat refleksije svjetlosti iz udubljenja u obliku tanjura na njihove površine

2/ sivo-čelični ili plavkasto-sivi, šuplji, tankizid, vrlo krhke kuglice; sadrže nikal, imajupolirana ili polirana površina;

3/ lomljive kuglice koje sadrže brojne inkluzijesivi čelični metalik i crni nemetalnimaterijal; mikroskopski mjehurići u njihovim stijenkama ki / ova grupa čestica je najbrojnija /;

4/ smeđe ili crne silikatne kuglice, nemagnetski.

Lako je zamijeniti tu prvu skupinu prema Školnikublisko odgovara Buddhueovim 4 i 5 grupama čestica. Bmeđu tim česticama nalaze se šuplje kuglice sličneoni pronađeni u područjima udara meteorita.

Iako ti podaci ne sadrže iscrpne informacijeo postavljenom pitanju čini se mogućim izrazitiu prvoj aproksimaciji, mišljenje da morfologija i fizika-fizikalna svojstva barem nekih skupina česticakozmičkog porijekla, pada na Zemlju, nemojtepjevali značajnu evoluciju nad dostupnimgeološka studija razdoblja razvoja planeta.

Kemijskikompozicija prostora prah.

Događa se proučavanje kemijskog sastava kozmičke prašineuz određene poteškoće načelnih i tehničkihlik. Već sam mala veličina proučavanih čestica,teškoća dobivanja bilo koje značajne količinevakh stvaraju značajne prepreke primjeni tehnika koje se široko koriste u analitičkoj kemiji. Unaprijediti,mora se imati na umu da uzorci koji se proučavaju u velikoj većini slučajeva mogu sadržavati nečistoće, a ponekadvrlo značajan, zemaljski materijal. Dakle, problem proučavanja kemijskog sastava kozmičke prašine je isprepletenvreba pitanje njegove diferencijacije od zemaljskih nečistoća.Konačno, sama formulacija pitanja diferencijacije "zemaljskog"a "kozmička" materija je donekle uvjetno, jer Zemlja i sve njene komponente, njeni sastavni dijelovi,predstavljaju, u konačnici, i kozmički objekt, istoga bi, strogo govoreći, bilo ispravnije postaviti pitanjeo pronalaženju znakova razlike između različitih kategorijakozmička materija. Iz ovoga proizlazi da je sličnostentiteti zemaljskog i izvanzemaljskog porijekla mogu, u principu,protežu se vrlo daleko, što stvara dodatnepoteškoće za proučavanje kemijskog sastava kozmičke prašine.

Međutim, posljednjih godina znanost je obogaćena nizommetodološke tehnike koje do određene mjere omogućuju prevladavanjeprevladati ili zaobići prepreke koje se pojave. Razvoj ali-najnovije metode radijacijske kemije, rendgenska difrakcijamikroanaliza, poboljšanje mikrospektralnih metoda sada omogućuje istraživanje beznačajnih na svoj načinveličina objekata. Trenutno dosta povoljnoanaliza kemijskog sastava ne samo pojedinih česticamic prašine, ali i iste čestice u različitim njegove sekcije.

U posljednjem desetljeću značajan brojradovi posvećeni proučavanju kemijskog sastava svemiraprašina iz raznih izvora. Iz razlogakoje smo već dotakli gore, istraživanje su uglavnom provodile sferne čestice koje se odnose na magnetskefrakcija prašine, Kao iu odnosu na karakteristike fizičkesvojstva, naše poznavanje kemijskog sastava akutnog kutamaterijala je još uvijek dosta oskudno.

Analizirajući materijale primljene u ovom smjeru u cjelinibroj autora, treba doći do zaključka da je, ponajprije,isti elementi nalaze se u kozmičkoj prašini kao udrugi objekti zemaljskog i kozmičkog porijekla, npr. sadrži Fe, Si, Mg .U nekim slučajevima - rijetkoelementi zemljišta i Ag nalazi su sumnjivi /, u odnosu naU literaturi nema pouzdanih podataka. Drugo, svekoličina kozmičke prašine koja pada na Zemljupodijeliti po kemijskom sastavu na najmanje tri velike grupe čestica:

a) metalne čestice s visokim sadržajem Fe i N i ,
b) čestice pretežno silikatnog sastava,
c) čestice mješovite kemijske prirode.

Lako je vidjeti da su navedene tri skupineu biti se podudaraju s prihvaćenom klasifikacijom meteorita, kojaodnosi se na blizak, a možda i zajednički izvor podrijetlakruženje obje vrste kozmičke materije. Može se primijetiti dNadalje, unutar svake od razmatranih skupina postoji veliki izbor čestica, što dovodi do brojnih istraživača.joj podijeliti kozmičku prašinu po kemijskom sastavu s 5,6 iviše grupa. Tako Hodge i Wright izdvajaju sljedećih osamvrste osnovnih čestica koje se međusobno što više razlikujurfološke karakteristike i kemijski sastav:

1. željezne kuglice koje sadrže nikal,
2. željezne kuglice, u kojima se ne nalazi nikal,
3. kuglice silika,
4. druge sfere,
5. čestice nepravilnog oblika s visokim sadržajemželjezo i nikal;
6. isto bez prisustva ikakvih značajnijih količina estv nikal,
7. silikatne čestice nepravilnog oblika,
8. ostale čestice nepravilnog oblika.

Iz gornje klasifikacije proizlazi, između ostalog,tu okolnost da se prisutnost visokog sadržaja nikla u materijalu koji se proučava ne može prepoznati kao obvezni kriterij za njegovo kozmičko podrijetlo. Znači, značiGlavni dio materijala izvađenog iz leda Antarktike i Grenlanda, prikupljenog iz zraka visoravni Novog Meksika, pa čak i iz područja gdje je pao meteorit Sikhote-Alin, nije sadržavao količine dostupne za određivanje.nikla. Pritom treba uzeti u obzir utemeljeno mišljenje Hodgea i Wrighta da visok postotak nikla (u nekim slučajevima i do 20%) je jedinipouzdan kriterij kozmičkog porijekla određene čestice. Očito, u slučaju njegove odsutnosti, istraživačne treba se voditi potragom za "apsolutnim" kriterijima"te o ocjeni svojstava materijala koji se proučava, uzeti u njihovu agregati.

U mnogim se radovima uočava heterogenost kemijskog sastava čak i iste čestice svemirskog materijala u različitim dijelovima. Tako je ustanovljeno da nikal teži jezgri sfernih čestica, tu se nalazi i kobalt.Vanjski omotač lopte sastoji se od željeza i njegovog oksida.Neki autori priznaju da nikal postoji u oblikupojedinačne mrlje u magnetitnoj podlozi. U nastavku predstavljamodigitalni materijali koji karakteriziraju prosječan sadržajnikal u prašini kozmičkog i zemaljskog porijekla.

Iz tablice proizlazi da je analiza kvantitativnog sadržajanikal može biti koristan u razlikovanjusvemirska prašina iz vulkanske.

S istog gledišta, odnosi N i : Fe ; Ni : co, Ni : Cu , što je dovoljnosu konstantne za pojedinačne objekte zemaljskog i svemirskog podrijetlo.

magmatske stijene-3,5 1,1

Prilikom razlikovanja kozmičke prašine od vulkanskea industrijsko onečišćenje može biti od neke koristitakođer pružaju studiju kvantitativnog sadržaja Al i K , koji su bogati vulkanskim proizvodima, i Ti i V biti česti suputnici Fe u industrijskoj prašini.Značajno je da u nekim slučajevima industrijska prašina može sadržavati visok postotak N i . Stoga je kriterij razlikovanja nekih vrsta kozmičke prašine odzemaljski bi trebao služiti ne samo visokim sadržajem N ja, a visok sadržaj N i zajedno sa Co i C u/88.121, 154.178.179/.

Podaci o prisutnosti radioaktivnih produkata kozmičke prašine iznimno su oskudni. Prijavljeni su negativni rezultatitatah testiranje svemirske prašine na radioaktivnost, kojaizgleda sumnjivo s obzirom na sustavno bombardiranječestice prašine smještene u međuplanetarnom prostorusve, kozmičke zrake. Podsjetimo da proizvodikozmičko zračenje više puta je otkriveno u meteoriti.

Dinamikapadanje kozmičke prašine tijekom vremena

Prema hipotezi Paneth /156/, ispadanje meteoritanisu se odvijale u dalekim geološkim epohama / ranijeKvartarno vrijeme /. Ako je ovo gledište ispravno, ondatakođer bi se trebao proširiti na kozmičku prašinu, ili barembio bi na onom njegovom dijelu, koji nazivamo meteoritskom prašinom.

Glavni argument u prilog hipotezi bio je izostanakutjecaj nalaza meteorita u drevnim stijenama, trenutnoMeđutim, postoji niz nalaza poput meteorita,a komponenta kozmičke prašine u geološkojformacije prilično drevne starosti / 44,92,122,134,176-177/, Navedeni su mnogi od navedenih izvoragore treba dodati da je Mart /142/ otkrio kugle,očito kozmičkog podrijetla u Silurusoli, a Croisier /89/ ih je našao još u ordoviciju.

Raspodjelu sferula duž presjeka u dubokomorskim sedimentima proučavali su Petterson i Rothschi /160/, koji su pronašliživio da je nikal neravnomjerno raspoređen po presjeku, kojiobjašnjavaju, po njihovom mišljenju, kozmičkim uzrocima. Kasnijeutvrdio da je najbogatiji kozmičkim materijalomnajmlađi slojevi donjeg mulja, što je, očito, povezanouz postupne procese uništavanja prostorakome tvari. S tim u vezi, prirodno je pretpostavitiideja postupnog smanjenja koncentracije kozmičkogtvari niz rez. Nažalost, u nama dostupnoj literaturi nismo pronašli dovoljno uvjerljive podatke o takvimavrsta, dostupna izvješća su fragmentarna. Dakle, Školnik /176/utvrdili povećanu koncentraciju kuglica u zoni trošenjakredenih naslaga, iz te je činjenice biodonesen je razuman zaključak da sferule, očito,mogu izdržati dovoljno teške uvjete ako semogao preživjeti lateritizaciju.

Moderne redovite studije svemirskih padavinaprašine pokazuju da njen intenzitet značajno varira dan po dan /158/.

Navodno postoji određena sezonska dinamika /128.135/, te maksimalni intenzitet oborinapada u kolovozu-rujnu, što je povezano s meteorompotoci /78,139/,

Valja napomenuti da kiše meteora nisu jedinenaya uzrok masivnih padavina kozmičke prašine.

Postoji teorija da kiše meteora uzrokuju oborine /82/, čestice meteora u ovom slučaju su kondenzacijske jezgre /129/. Neki autori predlažuTvrde da skupljaju kozmičku prašinu iz kišnice i za tu svrhu nude svoje uređaje /194/.

Bowen /84/ utvrdio je da vrhunac padavina kasniod maksimalne aktivnosti meteora za oko 30 dana, što se može vidjeti iz sljedeće tablice.

Ovi podaci, iako nisu univerzalno prihvaćeni, jesuzaslužuju malo pažnje. Bowenovi nalazi potvrđujupodaci o građi Zapadnog Sibira Lazarev /41/.

Iako je pitanje sezonske dinamike kozmičkogprašina i njezina povezanost s kišom meteora nije posve jasna.razriješeno, postoje dobri razlozi za vjerovanje da se takva pravilnost događa. Dakle, Croisier /CO/, na temeljupet godina sustavnih promatranja, sugerira da su dva maksimuma ispadanja kozmičke prašine,koji se dogodio u ljeto 1957. i 1959. koreliraju s meteorommi potoci. Ljetni maksimum koji potvrđuje Morikubo, sezonskiovisnost su zabilježili i Marshall i Craken /135,128/.Valja napomenuti da nisu svi autori skloni pripisivatisezonska ovisnost zbog aktivnosti meteora/primjerice Brier, 85/.

S obzirom na krivulju distribucije dnevnog taloženjameteorska prašina, očito je jako izobličena utjecajem vjetrova. To posebno izvještavaju Kizilermak iCroisier /126,90/. Dobar sažetak materijala o tomeReinhardt ima pitanje /169/.

Distribucijasvemirska prašina na površini zemlje

Pitanje raspodjele kozmičke materije na površiniZemlje, kao i niz drugih, bila potpuno nedovoljno razvijenatočno. Prijavljena mišljenja kao i činjenični materijalod strane raznih istraživača vrlo su kontradiktorne i nepotpune.Jedan od vodećih stručnjaka u ovoj oblasti, Petterson,definitivno izrazio mišljenje da kozmička materijaraspoređena po površini Zemlje izrazito je neravnomjerna /163/. Eovo, međutim, dolazi u sukob s brojnim eksperimentalnimpodaci. Konkretno, de Jaeger /123/, na temelju naknadakozmičke prašine proizvedene pomoću ljepljivih ploča u području kanadskog opservatorija Dunlap, tvrdi da je kozmička tvar raspoređena prilično ravnomjerno na velika područja. Slično mišljenje iznijeli su Hunter i Parkin /121/ na temelju proučavanja kozmičke tvari u donjim sedimentima Atlantskog oceana. Hodya /113/ je proveo proučavanje kozmičke prašine na tri udaljene točke jedna od druge. Promatranja su se provodila dugo, cijelu godinu. Analiza dobivenih rezultata pokazala je jednaku brzinu nakupljanja tvari na sve tri točke, a u prosjeku je dnevno padalo oko 1,1 kuglice na 1 cm 2.veličine oko tri mikrona. Istraživanja u ovom smjeru nastavljene su 1956-56. Hodge i Wildt /114/. Naovaj put prikupljanje je obavljeno na međusobno odvojenim područjimaprijatelj na velikim udaljenostima: u Kaliforniji, Aljasci,U Kanadi. Izračunati prosječan broj kuglica , pao na jediničnu površinu, za koju se pokazalo da je 1,0 u Kaliforniji, 1,2 na Aljasci i 1,1 sferna čestica u Kanadi kalupi po 1 cm 2 dnevno. Distribucija kuglica po veličinibio približno isti za sve tri točke, i 70% bile su formacije promjera manjeg od 6 mikrona, brojčestice veće od 9 mikrona u promjeru bile su male.

Može se pretpostaviti da je, po svemu sudeći, ispadanje kozmičkogprašina dopire do Zemlje, općenito, prilično ravnomjerno, na ovoj pozadini mogu se uočiti određena odstupanja od općeg pravila. Dakle, može se očekivati ​​prisutnost određene geografske širineučinak taloženja magnetskih čestica s tendencijom koncentracijecije potonjeg u polarnim područjima. Nadalje, poznato je dakoncentracija fino raspršene kozmičke tvari možebiti povišen u područjima gdje padaju velike mase meteorita/ meteorski krater u Arizoni, meteorit Sikhote-Alin,vjerojatno područje gdje je palo kozmičko tijelo Tunguske.

Primarna uniformnost može, međutim, u budućnostiznačajno poremećen kao rezultat sekundarne preraspodjelecijepanje materije, a ponegdje ga može imatinakupljanje, au drugima - smanjenje njegove koncentracije. Općenito, ovo je pitanje vrlo slabo razvijeno, ali preliminarnočvrsti podaci dobiveni ekspedicijom K M ET AS SSSR /glavnik K.P.Florensky/ / 72/ pričajmo oda, barem u nizu slučajeva, sadržaj prostorakemijska tvar u tlu može varirati u širokom rasponu lah.

Migratzi japrostortvariubiogenosfere

Koliko god bile kontradiktorne procjene ukupnog broja prostorakemijske tvari koja godišnje padne na Zemlju, moguće je ssa sigurnošću reći jedno: mjeri se stotinamatisuće, a možda čak i milijune tona. Apsolutnoočito je da je ta ogromna masa materije uključena u dalekunajsloženiji lanac procesa kruženja materije u prirodi, koji se neprestano odvija u okviru našeg planeta.Kozmička materija će se zaustaviti, a time i kompozitdio našeg planeta, u doslovnom smislu - tvar zemlje,što je jedan od mogućih kanala utjecaja prostoraneki okoliš na biogenosferi.. Upravo s tih pozicija je problemsvemirska prašina zainteresirala je utemeljitelja modernebiogeokemija ak. Vernadsky. Nažalost, radi u ovomesmjer, u biti, još nije ozbiljno počeomoramo se ograničiti na navođenje nekolikočinjenice koje se čine relevantnima zapitanje.. Postoji niz naznaka da duboko moresedimenti uklonjeni iz izvora odnošenja materijala i imajuniska stopa akumulacije, relativno bogata, Co i Si.Mnogi istraživači ove elemente pripisuju kozmičkimnekog porijekla. Očigledno, različite vrste čestica su kos-Kemijska prašina različito je uključena u ciklus tvari u prirodi. Neke vrste čestica su u tom pogledu vrlo konzervativne, o čemu svjedoče nalazi magnetitnih kuglica u drevnim sedimentnim stijenama.Broj čestica može, očito, ovisiti ne samo o njihovojprirode, ali i okolišnih uvjeta, posebice,njegova pH vrijednost Velika je vjerojatnost da elementipada na Zemlju kao dio kozmičke prašine, kandalje uključeni u sastav biljaka i životinjaorganizmi koji nastanjuju zemlju. U prilog ovoj pretpostavcirecimo, posebice neke podatke o kemijskom sastavuve vegetacije na području gdje je pao meteorit Tunguska.Sve je ovo, međutim, samo prvi nacrt,prvi pokušaji pristupa ne toliko rješenju koliko dapostavljajući pitanje u ovoj ravnini.

U posljednje vrijeme postoji trend prema više procjene vjerojatne mase padajuće kozmičke prašine. Izučinkoviti istraživači ga procjenjuju na 2,4109 tona /107a/.

izglediproučavanje kozmičke prašine

Sve što je rečeno u prethodnim dijelovima djela,omogućuje vam da s dovoljnim razlogom kažete o dvije stvari:prvo, da je proučavanje kozmičke prašine ozbiljnotek počinje i, drugo, da je rad u ovom dijeluznanost se pokazuje iznimno plodnom za rješavanjemnoga pitanja teorije / u budućnosti, možda zaprakse/. Istraživač koji radi u ovom području je privučenprije svega, veliki broj problema, na ovaj ili onaj načininače vezano za pojašnjenje odnosa u sustavu Zemlja je svemir.

Kako čini nam se da daljnji razvoj doktrine okozmička prašina trebala bi proći uglavnom kroz sljedeće glavni smjerovi:

1. Proučavanje oblaka prašine u blizini Zemlje, njegovog prostoraprirodni položaj, svojstva ulaska čestica prašineu svom sastavu, izvorima i načinima nadopunjavanja i gubitka,interakcija s radijacijskim pojasevima.Ove studijemože se izvesti u potpunosti uz pomoć projektila,umjetni sateliti, a kasnije - međuplanetarnibrodovi i automatske međuplanetarne stanice.
2. Od nedvojbenog interesa za geofiziku je prostorčeška prašina koja prodire u atmosferu na visini 80-120 km, u posebice njegovu ulogu u mehanizmu nastanka i razvojapojave kao što su sjaj noćnog neba, promjena polaritetafluktuacije dnevnog svjetla, fluktuacije transparentnosti atmosfera, razvoj noćnih oblaka i svijetlih Hoffmeisterovih traka,zora i sumrak fenomeni, meteorski fenomeni u atmosfera Zemlja. Posebna od interesa je proučavanje stupnja korelacijecija između navedene pojave. Neočekivani aspekti
kozmički utjecaji mogu se očito otkriti udaljnje proučavanje odnosa procesa koji imajumjesto u nižim slojevima atmosfere – troposferi, s prodoromniem u posljednjoj kozmičkoj materiji. NajozbiljnijeTreba obratiti pozornost na testiranje Bowenove pretpostavke opovezanost padalina s kišom meteora.
3. Od nedvojbenog interesa za geokemičare jeproučavanje raspodjele kozmičke tvari na površiniZemlja, utjecaj na ovaj proces specifičnih geografskih,klimatski, geofizički i drugi uvjeti svojstveni
jednu ili drugu regiju svijeta. Do sada potpunopitanje utjecaja Zemljinog magnetskog polja na procesakumulacija kozmičke materije, u međuvremenu, na ovom području,vjerojatno će biti zanimljivi nalazi, posebnoako gradimo studije uzimajući u obzir paleomagnetske podatke.
4. Od temeljnog interesa i za astronome i za geofizičare, da ne spominjemo opće kozmogoniste,ima pitanje o aktivnosti meteora u udaljenim geološkimepohe. Materijali koji će biti primljeni tijekom toga
radi, vjerojatno se može koristiti u budućnostikako bi se razvile dodatne metode stratifikacijedno, glacijalne i tihe sedimentne naslage.
5. Važno područje rada je studijmorfološka, ​​fizikalna, kemijska svojstva prostorakomponenta kopnenih oborina, razvoj metoda za razlikovanje pletenicamikrofonska prašina vulkanske i industrijske, istraživanjaizotopski sastav kozmičke prašine.
6.Traženje organskih spojeva u svemirskoj prašini.Čini se vjerojatnim da će proučavanje kozmičke prašine doprinijeti rješenju sljedećih teorijskih problema. pitanja:

1. Posebno proučavanje procesa evolucije kozmičkih tijelanosti, Zemlje i Sunčevog sustava u cjelini.
2. Proučavanje kretanja, raspodjele i razmjene prostoramaterije u Sunčevom sustavu i galaksiji.
3. Rasvjetljavanje uloge galaktičke tvari u Suncu sustav.
4. Proučavanje putanja i brzina svemirskih tijela.
5. Razvoj teorije interakcije kozmičkih tijela sa zemljom.
6. Dešifriranje mehanizma niza geofizičkih procesau Zemljinoj atmosferi, nedvojbeno povezan s svemirom pojavama.
7. Proučavanje mogućih načina kozmičkih utjecaja nabiogenosfere Zemlje i drugih planeta.

Podrazumijeva se da razvoj čak i tih problemakoji su gore navedeni, ali daleko od toga da su iscrpljeni.cijeli kompleks pitanja vezanih za kozmičku prašinu,moguće je samo pod uvjetom široke integracije i ujedinjenjatrudom stručnjaka različitih profila.

KNJIŽEVNOST

1. ANDREEV V.N. - Tajanstveni fenomen. Priroda, 1940.
2. ARRENIUS G.S. - Sedimentacija na dnu oceana.sub. Geokemijska istraživanja, IL. M., 1961.
3. Astapovič IS - Meteorski fenomeni u Zemljinoj atmosferi.M., 1958.
4. Astapovič I.S. - Izvještaj o opažanjima noćnih oblakau Rusiji i SSSR-u od 1885. do 1944. Zbornik radova 6konferencije o srebrnim oblacima. Riga, 1961.
5. BAKHAREV A.M., IBRAGIMOV N., SHOLIEV U.- Masa meteoranoah materija pada na Zemlju tijekom godine.Bik. Vses. astronomski geod. Društvo 34, 42-44, 1963.
6. BGATOV V.I., CHERNYAEV Yu.A. -O meteorskoj prašini u schlichuuzorci. Meteoritika, v.18,1960.
7. BIRD D.B. - Raspodjela međuplanetarne prašine. Sub. Ultraljubičasto zračenje sunca i međuplanetarno Srijeda. Il., M., 1962.
8. Bronshten V.A. - 0 priroda noćni oblaci.Zbornik radova VI sova
9. Bronshten V.A. - Projektili proučavaju srebrnaste oblake. Na vrsta, broj 1.95-99.1964.
10. BRUVER R.E. - O potrazi za tvari tunguskog meteorita. Problem tunguskog meteorita, v.2, u tisku.
I.VASILIEV N.V., ZHURAVLEV V.K., ZAZDRAVNYKH N.P., DOĐITE KO T.V., D. V. DEMINA, I. DEMINA. H .- 0 veza srebrooblaci s nekim parametrima ionosfere. Izvještaji III Sibirska konf. u matematici i mehanici Nike.Tomsk, 1964.
12. Vasiliev N.V., KOVALEVSKY A.F., ZHURAVLEV V.K.-Obanomalne optičke pojave u ljeto 1908.Eyull.VAGO, br. 36,1965.
13. Vasiliev N.V., ZHURAVLEV V. K., ZHURAVLEVA R. K., KOVALEVSKY A.F., PLEKHANOV G.F.- Noćno svjetlooblaci i optičke anomalije povezane s padomod strane meteorita Tunguska. Znanost, M., 1965.
14. VELTMANN Yu. K. - O fotometriji noćnih oblakas nestandardiziranih fotografija. Zbornik radova VI ko- klizeći kroz srebrnaste oblake. Riga, 1961.
15. Vernadsky V.I. - O proučavanju kozmičke prašine. Miro dirigiranje, 21, br. 5, 1932, sabrana djela, sv. 5, 1932.
16. VERNADSKY V.I.- O potrebi organiziranja znanstvenograd na svemirskoj prašini. Problemi Arktika, br. 5,1941, zbirka cit. 5, 1941.
16a WIDING H.A. - Meteorska prašina u donjem kambrijupješčenjaci Estonije. Meteoritika, broj 26, 132-139, 1965.
17. WILLMAN CH.I. - Zapažanja noćnih oblaka na sjeveru--zapadnom dijelu Atlantika i na teritoriju Esto-istraživački instituti 1961. Astron.Circular, broj 225, 30. ruj. 1961. godine
18. WILLMAN C.I.- Oko interpretacija rezultata polarimetazraka svjetlosti iz srebrnih oblaka. Astron.circular,Broj 226, 30.10.1961
19. GEBBEL A.D. - O velikom padu aerolita, koji je bio utrinaestog stoljeća u Velikom Ustyugu, 1866.
20. GROMOVA L.F. - Iskustvo u dobivanju prave učestalosti pojavljivanjanoćni oblaci. Astron. Circ., 192.32-33.1958.
21. GROMOVA L.F. - Neki podaci o frekvencijinoćni oblaci u zapadnoj polovici teritorijarii SSSR-a. Međunarodna geofizička godina.ed. Lenjingradsko državno sveučilište, 1960.
22. GRISHIN N.I. - Na pitanje meteoroloških prilikapojava srebrnastih oblaka. Zbornik radova VI sovjetski klizeći kroz srebrnaste oblake. Riga, 1961.
23. DIVARI N.B.-O skupljanju kozmičke prašine na glečeru Tut-su / sjeverni Tien Shan /. Meteoritika, v.4, 1948.
24. DRAVERT P.L. - Svemirski oblak iznad Šalo-Nencaokrug. Omska regija, № 5,1941.
25. DRAVERT P.L. - O meteorskoj prašini 2.7. 1941. u Omsku i općenito neka razmišljanja o kozmičkoj prašini.Meteoritika, v.4, 1948.
26. EMELYANOV Yu.L. - O tajanstvenoj "sibirskoj tami"18. rujna 1938. godine. Tunguski problemmeteorit, broj 2., u tisku.
27. ZASLAVSKAYA N.I., ZOTKIN I. T., KIROV O.A. - Distribucijadimenzioniranje kozmičkih kugli iz regijeTunguski pad. DAN SSSR, 156, № 1,1964.
28. KALITIN N.N. - Aktinometrija. Gidrometeoizdat, 1938.
29. Kirova O.A. - 0 mineraloška studija uzoraka tlas područja gdje je pao tunguski meteorit, prikupljenoekspedicijom 1958. Meteoritika, v. 20, 1961.
30. KIROVA O.I. - Potraga za meteoritnom tvari u prahublizu pada Tunguskog meteorita. Tr. in-tageologija AN Est. SSR, P, 91-98, 1963.
31. KOLOMENSKY V. D., YUD U I.A. - Mineralni sastav koreotapanje meteorita Sikhote-Alin, kao i meteorita i meteorske prašine. Meteoritics.v.16, 1958.
32. KOLPAKOV V.V.-Misteriozni krater u gorju Pa Tomsk.Priroda, br. 2, 1951 .
33. KOMISSAROV O.D., NAZAROVA T.N.et al. – Istraživanjemikrometeoriti na raketama i satelitima. sub.umjetnosti. sateliti Zemlje, ur. AN SSSR, v.2, 1958.
34.Krinov E.L.- Oblik i površinska struktura koretopljenje pojedinačnih primjeraka Sikhotea-Alin željezna meteorska kiša.Meteoritika, v. 8, 1950.
35. Krinov E.L., FONTON S.S. - Detekcija meteorske prašinena mjestu pada kiše željeznih meteora Sikhote-Alin. DAN SSSR, 85, br. 6, 1227- 12-30,1952.
36. KRINOV E.L., FONTON S.S. - Meteorska prašina s mjesta udaraŽeljezna meteorska kiša Sikhote-Alin. meteoritika, c. II, 1953.
37. Krinov E.L. - Neka razmatranja o prikupljanju meteoritatvari u polarnim zemljama. Meteoritika, v.18, 1960.
38. Krinov E.L. . - O pitanju disperzije meteoroida.sub. Istraživanje ionosfere i meteora. Akademija znanosti SSSR-a, I 2,1961.
39. Krinov E.L. - Meteorska i meteorska prašina, mikrometeority.Sb.Sikhote - Alin željezni meteorit -ny rain. Akademija znanosti SSSR-a, tom 2, 1963.
40. KULIK L.A. - brazilski blizanac meteorita Tunguska.Priroda i ljudi, str. 13-14, 1931.
41. LAZAREV R.G. - O hipotezi E.G. Bowena / na temelju materijalaopažanja u Tomsku/. Izvještaji o trećem sibirskomskupovima iz matematike i mehanike. Tomsk, 1964.
42. LATYSHEV I. H .- O raspodjeli meteorske tvari usolarni sustav.Izv.AN Turkm.SSR,ser.phys.tehničke kemijske i geološke znanosti, br. 1,1961.
43. LITTROV I.I.-Tajne neba. Izdavačka kuća dioničkog društva Brockhaus Efron.
44. M ALYSHEK V.G. - Magnetne kuglice u nižem tercijaruformacije juga. padini sjeverozapadnog Kavkaza. DAN SSSR, str. 4,1960.
45. Mirtov B.A. - Meteorska tvar i neka pitanjageofizika visokih slojeva atmosfere. Sub Umjetni sateliti Zemlje, Akademija znanosti SSSR-a, v. 4, 1960.
46. MOROZ V.I. - O "prašnoj ljusci" Zemlje. sub. umjetnosti. Sateliti Zemlje, Akademija znanosti SSSR-a, v.12, 1962.
47. NAZAROVA T.N. - Proučavanje čestica meteora natreći sovjetski umjetni satelit Zemlje.sub. umjetnosti. Sateliti Zemlje, Akademija znanosti SSSR-a, v.4, 1960.
48. NAZAROVA T.N.- Studija meteorske prašine na rakmax i umjetni sateliti Zemlje. Sub. umjetnosti.sateliti Zemlje, Akademija znanosti SSSR-a, v. 12, 1962.
49. NAZAROVA T.N. - Rezultati proučavanja meteoratvari pomoću instrumenata postavljenih na svemirske rakete. sub. umjetnosti. sateliti Zemlja.in.5,1960.
49a. NAZAROVA T.N.- Istraživanje korištenja meteorske prašinerakete i sateliti.U zbirci "Svemirska istraživanja", M., 1-966, sv. IV.
50. OBRUCHEV S.V. - Iz Kolpakovljevog članka „Tajanstvenikrater na Patomskom gorju. Priroda, br. 2, 1951.
51. PAVLOVA T.D. - Vidljiva raspodjela srebraoblaci temeljeni na opažanjima iz 1957-58.Zbornik radova sa sastanaka U1 na srebrnim oblacima. Riga, 1961.
52. POLOSKOV S.M., NAZAROVA T.N.- Proučavanje čvrste komponente međuplanetarne tvari korištenjemrakete i umjetni Zemljini sateliti. uspjesifizički znanosti, 63, broj 16, 1957.
53. PORTNOV A . M . - Krater na Patomskom gorju. Priroda,№ 2,1962.
54. REISER Yu.P. - O kondenzacijskom mehanizmu nastankasvemirska prašina. Meteoritika, v. 24, 1964.
55. RUSKOL E .L.- O podrijetlu međuplanetarnogprašinu oko zemlje. sub. Umjetnički sateliti Zemlje. v.12,1962.
56. SERGEENKO A.I. - Meteorska prašina u kvartarnim naslagamau slivu gornjeg toka rijeke Indigirke. NAknjiga. Geologija placera u Jakutiji. M, 1964.
57. STEFONOVICH S.V. - Govor U tr. III kongresa Svesaveza.astra. geofizika. Društvo Akademije znanosti SSSR-a, 1962.
58. WIPPL F. - Napomene o kometima, meteorima i planetamaevolucija. Pitanja kozmogonije, Akademija znanosti SSSR-a, v.7, 1960.
59. WIPPL F. - Čvrste čestice u Sunčevom sustavu. sub.Stručnjak. istraživanje prostor blizu Zemlje stva.IL. M., 1961.
60. WIPPL F. - Prašnjava tvar u svemiru blizu Zemljeprostor. sub. Ultraljubičasto zračenje Sunce i međuplanetarni okoliš. IL M., 1962.
61. Fesenkov V.G. - Po pitanju mikrometeorita. Meteori tikovina, c. 12.1955.
62. Fesenkov VG - Neki problemi meteoritike.Meteoritika, v. 20, 1961.
63. Fesenkov V.G. - O gustoći meteorske tvari u međuplanetarnom prostoru u vezi s mogućnošćupostojanje oblaka prašine oko Zemlje.Astron.zhurnal, 38, broj 6, 1961.
64. FESENKOV V.G. - O uvjetima pada kometa na Zemlju imeteori Tr. Geološki institut Akademije znanosti Est. SSR, XI, Tallinn, 1963.
65. Fesenkov V.G. - O kometnoj prirodi metea TunguskaRita. Astro.journal, XXX VIII, 4, 1961.
66. Fesenkov VG - Nije meteorit, već komet. Priroda, br. 8 , 1962.
67. Fesenkov V.G. - O anomalnim svjetlosnim pojavama, povezanostipovezan s padom meteorita Tunguska.Meteoritika, v. 24, 1964.
68. FESENKOV V.G. - Zamućenost atmosfere koju proizvodipad tunguskog meteorita. meteoriti, v.6,1949.
69. Fesenkov V.G. - Meteorska tvar u međuplanetarnosti prostor. M., 1947.
70. FLORENSKY K.P., IVANOV A. NA., Ilyin N.P. i PETRIKOV M.N. -Tunguska jesen 1908. i neka pitanjadiferencijacijatvar kozmičkih tijela. Sažeci XX Međunarodni kongres oteorijske i primijenjene kemije. odjeljak SM., 1965.
71. FLORENSKY K.P. - Novo u proučavanju meteo Tunguske-rita 1908 Geokemija, № 2,1962.
72. FLORENSKY K.P. .- Preliminarni rezultati TungusEkspedicija meteoritskog kompleksa 1961.Meteoritika, v. 23, 1963.
73. FLORENSKY K.P. - Problem svemirske prašine i modernePromjenjivo stanje proučavanja meteorita Tunguska.Geokemija, br. 3,1963.
74. Khvostikov I.A. - O prirodi noćnih oblaka. U sub.Neki problemi meteorologije, br. 1, 1960.
75. Khvostikov I.A. - Porijeklo noćnih oblakai atmosferske temperature u mezopauzi. Tr. VII Susreti na srebrnim oblacima. Riga, 1961.
76. CHIRVINSKY P.N., CHERKAS V.K. - Zašto je tako teškopokazuju prisutnost kozmičke prašine na zemljipovršine. Svjetske studije, 18, br. 2,1939.
77. Yudin I.A. - O prisutnosti meteorske prašine u području padakamena kiša meteora Kunashak.Meteoritika, v.18, 1960.

Zdravo. U ovom predavanju ćemo s vama govoriti o prašini. Ali ne o onoj koja se nakuplja u vašim sobama, nego o kozmičkoj prašini. Što je?

Svemirska prašina je vrlo male čestice čvrste tvari koje se nalaze u bilo kojem dijelu svemira, uključujući meteoritsku prašinu i međuzvjezdanu tvar koja može apsorbirati zvjezdano svjetlo i formirati tamne maglice u galaksijama. U nekim morskim sedimentima nalaze se sferične čestice prašine promjera oko 0,05 mm; vjeruje se da su to ostaci onih 5000 tona kozmičke prašine koja godišnje padne na zemaljsku kuglu.

Znanstvenici vjeruju da kozmička prašina nastaje ne samo zbog sudara, uništavanja malih čvrstih tijela, već i zbog zgušnjavanja međuzvjezdanog plina. Kozmička se prašina razlikuje po svom podrijetlu: prašina je međugalaktička, međuzvjezdana, međuplanetarna i cirkumplanetarna (obično u sustavu prstenova).

Zrnca kozmičke prašine nastaju uglavnom u atmosferama zvijezda crvenih patuljaka koje polako istječu, kao i u eksplozivnim procesima na zvijezdama i u brzom izbacivanju plina iz jezgri galaksija. Drugi izvori kozmičke prašine su planetarne i protozvjezdane maglice, zvjezdane atmosfere i međuzvjezdani oblaci.

Cijeli oblaci kozmičke prašine, koji se nalaze u sloju zvijezda koji tvore Mliječnu stazu, sprječavaju nas da promatramo udaljena zvjezdana jata. Zvjezdano jato poput Plejada potpuno je potopljeno u oblak prašine. Najsjajnije zvijezde koje se nalaze u ovom skupu osvjetljavaju prašinu, kao što fenjer noću obasjava maglu. Kozmička prašina može sjati samo reflektiranom svjetlošću.

Plave zrake svjetlosti koje prolaze kroz kozmičku prašinu prigušene su više od crvenih, tako da svjetlost zvijezda koja dopire do nas djeluje žućkasto, pa čak i crvenkasto. Čitave regije svjetskog prostora ostaju zatvorene za promatranje upravo zbog kozmičke prašine.

Međuplanetarna prašina, barem u relativnoj blizini Zemlje, prilično je dobro proučena materija. Ispunjavajući cijeli prostor Sunčevog sustava i koncentriran u ravnini svog ekvatora, rođen je najvećim dijelom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništenja kometa koji se približavaju Suncu. Sastav prašine, naime, ne razlikuje se od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ga je zanimljivo proučavati, a na ovom području treba još puno otkrića, ali čini se da nema ovdje posebna intriga. No, zahvaljujući upravo toj prašini, po lijepom vremenu na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedom stošcu svjetlosti iznad horizonta. To je takozvani zodijak - sunčeva svjetlost raspršena malim kozmičkim česticama prašine.

Mnogo je zanimljivija međuzvjezdana prašina. Njegova posebnost je prisutnost čvrste jezgre i ljuske. Čini se da se jezgra sastoji uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska je uglavnom napravljena od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgre, kristaliziranih u uvjetima "dubokog zamrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodik i kisik. Međutim, u njemu postoje nečistoće molekula i to još kompliciranije. To su amonijak, metan, pa čak i poliatomske organske molekule koje se zalijepe za zrno prašine ili nastaju na njegovoj površini tijekom lutanja. Neke od tih tvari, naravno, lete s njegove površine, na primjer, pod djelovanjem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se smrzavaju ili se sintetiziraju.

Ako se galaksija formirala, odakle onda prašina - u principu, razumiju znanstvenici. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, "izbacujući" ljusku u okolni prostor. Osim toga, prašina se također rađa u širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovno odnese pritisak zračenja. U njihovoj hladnoj, po standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5 - 3 tisuće kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.
Ali evo misterija koji još nije riješen. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostarjeti i, recimo, proizvoditi prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Što je bilo prvo, jaje ili kokoš? Prva prašina neophodna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja se iz nekog razloga rodila bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.
Što je bilo na početku? Uostalom, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u Svemiru su postojali samo vodik i helij, nema drugih elemenata! Tada su iz njih počele izlaziti prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvijezde koje su morale preći dug životni put. Termonuklearne reakcije u jezgri zvijezda trebale su “zavariti” složenije kemijske elemente, pretvoriti vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a tek nakon toga zvijezda je sve to morala baciti u svemir, eksplodirajući ili postupno. ispuštajući školjku. Zatim se ta masa morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prah. Ali već 2 milijarde godina nakon Velikog praska, u najranijim galaksijama, bila je prašina! Uz pomoć teleskopa otkriven je u galaksijama koje su od naše udaljene 12 milijardi svjetlosnih godina. Istodobno, 2 milijarde godina je prekratak period za puni životni ciklus zvijezde: za to vrijeme većina zvijezda nema vremena ostarjeti. Odakle je nastala prašina u mladoj galaksiji, ako ne bi trebalo postojati ništa osim vodika i helija, misterij je.

Gledajući u vrijeme, profesor se lagano nasmiješio.

Ali ovu misteriju pokušat ćete razotkriti kod kuće. Napišimo zadatak.

Domaća zadaća.

1. Pokušajte zaključiti što se prvo pojavilo, prva zvijezda ili je još uvijek prašina?

Dodatni zadatak.

1. Izvještaj o bilo kojoj vrsti prašine (međuzvjezdanoj, međuplanetarnoj, cirkumplanetnoj, međugalaktičkoj)

2. Sastav. Zamislite sebe kao znanstvenika zaduženog za istraživanje svemirske prašine.

3. Slike.

domaći zadatak za učenike:

1. Zašto je prašina potrebna u svemiru?

Dodatni zadatak.

1. Izvijestite o bilo kojoj vrsti prašine. Bivši učenici škole pamte pravila.

2. Sastav. Nestanak kozmičke prašine.

3. Slike.

Tijekom 2003–2008 grupa ruskih i austrijskih znanstvenika, uz sudjelovanje Heinza Kohlmanna, poznatog paleontologa, kustosa Nacionalnog parka Eisenwurzen, proučavala je katastrofu koja se dogodila prije 65 milijuna godina, kada je na Zemlji izumrlo više od 75% svih organizama, uključujući dinosaurima. Većina istraživača vjeruje da je do izumiranja došlo zbog pada asteroida, iako postoje i druga gledišta.

Tragove ove katastrofe u geološkim presjecima predstavlja tanak sloj crne gline debljine od 1 do 5 cm.Jedan od tih dionica nalazi se u Austriji, u Istočnim Alpama, u Nacionalnom parku u blizini gradića Gams, nalazi se 200 km jugozapadno od Beča. Kao rezultat proučavanja uzoraka iz ovog odjeljka pomoću skenirajućeg elektronskog mikroskopa pronađene su čestice neobičnog oblika i sastava koje ne nastaju u zemaljskim uvjetima i pripadaju kozmičkoj prašini.

Svemirska prašina na zemlji

Po prvi put tragove kozmičke materije na Zemlji otkrila je u crvenim dubokomorskim glinama engleska ekspedicija koja je istraživala dno Svjetskog oceana na brodu Challenger (1872.-1876.). Opisali su ih Murray i Renard 1891. Na dvije postaje u južnom Tihom oceanu, uzorci feromanganskih nodula i magnetskih mikrosfera promjera do 100 µm u promjeru pronađeni su s dubine od 4300 m, kasnije nazvane “svemirske kugle”. Međutim, željezne mikrosfere pronađene u ekspediciji Challenger detaljno su proučavane tek posljednjih godina. Pokazalo se da su kuglice 90% metalnog željeza, 10% nikla, a površina im je prekrivena tankom korom željeznog oksida.

Riža. 1. Monolit iz sekcije Gams 1, pripremljen za uzorkovanje. Slojevi različite starosti označeni su latiničnim slovima. Prijelazni glineni sloj između razdoblja krede i paleogena (star oko 65 milijuna godina), u kojem je pronađena akumulacija metalnih mikrosfera i ploča, označen je slovom "J". Fotografija A.F. Gračev

S otkrićem tajanstvenih kugli u dubokomorskim glinama, zapravo je povezan početak proučavanja kozmičke materije na Zemlji. No, eksplozija interesa istraživača za ovaj problem dogodila se nakon prvih lansiranja svemirskih letjelica, uz pomoć kojih je postalo moguće odabrati mjesečevo tlo i uzorke čestica prašine iz različitih dijelova Sunčevog sustava. Radovi K.P. Florenskog (1963.), koji je proučavao tragove Tunguske katastrofe, i E.L. Krinov (1971.), koji je proučavao meteorsku prašinu na mjestu pada meteorita Sikhote-Alin.

Interes istraživača za metalne mikrosfere doveo je do njihovog otkrića u sedimentnim stijenama različite starosti i podrijetla. Metalne mikrosfere pronađene su u ledu Antarktika i Grenlanda, u dubokim oceanskim sedimentima i manganovim nodulama, u pijesku pustinja i obalnih plaža. Često se nalaze u meteoritskim kraterima i pored njih.

U posljednjem desetljeću metalne mikrosfere izvanzemaljskog podrijetla pronađene su u sedimentnim stijenama različite starosti: od donjeg kambrija (prije oko 500 milijuna godina) do modernih formacija.

Podaci o mikrosferama i drugim česticama iz drevnih naslaga omogućuju prosuđivanje volumena, kao i ujednačenosti ili neravnomjernosti opskrbe Zemlje kozmičkom tvari, promjene u sastavu čestica koje su na Zemlju došle iz svemira i primarni izvori ove materije. To je važno jer ti procesi utječu na razvoj života na Zemlji. Mnoga od ovih pitanja još su daleko od rješenja, ali gomilanje podataka i njihovo sveobuhvatno proučavanje nedvojbeno će omogućiti odgovor na njih.

Sada je poznato da je ukupna masa prašine koja kruži unutar Zemljine orbite oko 1015 tona. Svake godine na površinu Zemlje padne od 4 do 10 tisuća tona kozmičke tvari. 95% materije koja pada na površinu Zemlje su čestice veličine 50-400 mikrona. Pitanje kako se brzina dolaska kozmičke materije na Zemlju mijenja s vremenom ostaje kontroverzno do sada, unatoč brojnim studijama provedenim u posljednjih 10 godina.

Na temelju veličine čestica kozmičke prašine trenutno se razlikuje međuplanetarna kozmička prašina veličine manje od 30 mikrona i mikrometeoriti veći od 50 mikrona. Još ranije, E.L. Krinov je predložio da se najmanji fragmenti meteoroida koji su se otopili s površine nazivaju mikrometeoritima.

Strogi kriteriji za razlikovanje kozmičke prašine i čestica meteorita još nisu razvijeni, a čak se i na primjeru Hamsovog odjeljka koji smo proučavali pokazalo da su metalne čestice i mikrosfere raznolikijeg oblika i sastava nego što je to predviđeno postojećim klasifikacije. Gotovo idealan sferni oblik, metalni sjaj i magnetska svojstva čestica smatrani su dokazom njihovog kozmičkog podrijetla. Prema geokemičaru E.V. Sobotovich, "jedini morfološki kriterij za procjenu kozmogenosti materijala koji se proučava je prisutnost otopljenih kuglica, uključujući i magnetske." No, osim iznimno raznolikog oblika, kemijski sastav tvari je od temeljne važnosti. Istraživači su otkrili da uz mikrosfere kozmičkog podrijetla postoji ogroman broj kuglica različite geneze - povezanih s vulkanskom aktivnošću, vitalnom aktivnošću bakterija ili metamorfizmom. Postoje dokazi da je mnogo manje vjerojatno da će željezne mikrosfere vulkanskog porijekla imati idealan sferni oblik i, štoviše, imaju povećanu primjesu titana (Ti) (više od 10%).

Rusko-austrijska skupina geologa i filmske ekipe Bečke televizije na dionici Gams u istočnim Alpama. U prvom planu - A.F. Grachev

Porijeklo kozmičke prašine

Pitanje podrijetla kozmičke prašine još je uvijek predmet rasprave. Profesor E.V. Sobotovich je vjerovao da bi kozmička prašina mogla predstavljati ostatke izvornog protoplanetarnog oblaka, čemu je 1973. prigovorio B.Yu. Levin i A.N. Simonenko, vjerujući da se fino raspršena tvar ne može dugo očuvati (Zemlja i svemir, 1980., br. 6).

Postoji još jedno objašnjenje: stvaranje kozmičke prašine povezano je s uništenjem asteroida i kometa. Kako je primijetio E.V. Sobotovich, ako se količina kozmičke prašine koja ulazi u Zemlju ne mijenja u vremenu, tada B.Yu. Levin i A.N. Simonenko.

Unatoč velikom broju studija, odgovor na ovo temeljno pitanje za sada se ne može dati, jer je kvantitativnih procjena vrlo malo, a njihova je točnost diskutabilna. Nedavno, podaci NASA-inih istraživanja izotopa čestica kozmičke prašine uzorkovanih u stratosferi ukazuju na postojanje čestica pretsolarnog podrijetla. U ovoj prašini pronađeni su minerali kao što su dijamant, moissanit (silicijev karbid) i korund, koji nam, na temelju izotopa ugljika i dušika, omogućuju da pripišemo njihovo nastajanje vremenu prije nastanka Sunčevog sustava.

Očigledna je važnost proučavanja kozmičke prašine u geološkom presjeku. Ovaj članak prikazuje prve rezultate proučavanja kozmičke tvari u prijelaznom sloju gline na granici krede i paleogena (prije 65 milijuna godina) iz dionice Gams, u Istočnim Alpama (Austrija).

Opće karakteristike sekcije Gams

Čestice kozmičkog porijekla dobivene su iz nekoliko dijelova prijelaznih slojeva između krede i paleogena (u germanskoj literaturi - granica K/T), smještenih u blizini alpskog sela Gams, gdje se istoimena rijeka na nekoliko mjesta otkriva. ovu granicu.

U presjeku Gams 1 iz izbočine je izrezan monolit u kojem je vrlo dobro izražena K/T granica. Visina mu je 46 cm, širina 30 cm u donjem dijelu i 22 cm u gornjem dijelu, debljina 4 cm, C…W), a unutar svakog sloja brojevi (1, 2, 3, itd.) također su označene svaka 2 cm. Detaljnije je proučavan prijelazni sloj J na sučelju K/T, gdje je identificirano šest podslojeva debljine oko 3 mm.

Rezultati istraživanja dobiveni u sekciji Gams 1 uvelike se ponavljaju u studiji druge sekcije - Gams 2. Kompleks studija uključivao je proučavanje tankih rezova i monomineralnih frakcija, njihovu kemijsku analizu, kao i fluorescenciju X zraka, neutronska aktivacija i rendgenske strukturne analize, analiza helija, ugljika i kisika, određivanje sastava minerala na mikrosondi, magnetomineraloška analiza.

Raznolikost mikročestica

Mikrosfere željeza i nikla iz prijelaznog sloja između krede i paleogena u presjeku Gams: 1 – Fe mikrosfera s hrapavom mrežasto-grabastom površinom (gornji dio prijelaznog sloja J); 2 – Fe mikrosfera s hrapavom uzdužno paralelnom površinom (donji dio prijelaznog sloja J); 3 – Fe mikrosfera s elementima kristalografskog fasetiranja i grube stanično-mrežne površinske teksture (sloj M); 4 – Fe mikrosfera s tankom mrežnom površinom (gornji dio prijelaznog sloja J); 5 – Ni mikrosfera s kristalitima na površini (gornji dio prijelaznog sloja J); 6 – agregat sinteriranih Ni mikrosfera s kristalitima na površini (gornji dio prijelaznog sloja J); 7 – agregat Ni mikrosfera s mikrodijamantima (C; gornji dio prijelaznog sloja J); 8, 9—karakteristični oblici metalnih čestica iz prijelaznog sloja između krede i paleogena u Gamskom dijelu istočnih Alpa.

U prijelaznom sloju gline između dviju geoloških granica - krede i paleogena, kao i na dvije razine u prekrivenim naslagama paleocena u predjelu Gams, pronađeno je puno metalnih čestica i mikrosfera kozmičkog porijekla. Mnogo su raznolikije po obliku, površinskoj teksturi i kemijskom sastavu od svih do sada poznatih u prijelaznim slojevima gline ovoga doba u drugim regijama svijeta.

U odjeljku Gams kozmičku materiju predstavljaju fino dispergirane čestice različitih oblika, među kojima su najčešće magnetske mikrosfere veličine od 0,7 do 100 μm, koje se sastoje od 98% čistog željeza. Takve čestice u obliku kuglica ili mikrosferula nalaze se u velikim količinama ne samo u sloju J, već i više, u glinama paleocena (slojevi K i M).

Mikrosfere su sastavljene od čistog željeza ili magnetita, neke od njih imaju nečistoće kroma (Cr), legure željeza i nikla (avaruit) i čistog nikla (Ni). Neke čestice Fe-Ni sadrže primjesu molibdena (Mo). U prijelaznom sloju gline između krede i paleogena svi su oni prvi put otkriveni.

Nikada prije nismo naišli na čestice s visokim udjelom nikla i značajne primjese molibdena, mikrosfere s prisustvom kroma i komadiće spiralnog željeza. Osim metalnih mikrosfera i čestica, u prijelaznom glinenom sloju u Gamsu pronađeni su Ni-špinel, mikrodijamanti s mikrosferama čistog Ni, te rastrgane ploče Au i Cu, kojih nema u donjim i gornjim naslagama.

Karakterizacija mikročestica

Metalne mikrosfere u sekciji Gams prisutne su na tri stratigrafske razine: željezne čestice različitih oblika koncentrirane su u prijelaznom sloju gline, u preliježućim sitnozrnim pješčenicima sloja K, a treću razinu čine muljtonci sloja M.

Neke kugle imaju glatku površinu, druge imaju mrežasto-brdovitu površinu, a druge su prekrivene mrežom malih poligonalnih pukotina ili sustavom paralelnih pukotina koje se protežu od jedne glavne pukotine. Šuplje su, školjkastog oblika, ispunjene glinenim mineralom, a mogu imati i unutarnju koncentričnu strukturu. Metalne čestice i Fe mikrosfere nalaze se u cijelom prijelaznom sloju gline, ali su uglavnom koncentrirane u donjim i srednjim horizontima.

Mikrometeoriti su otopljene čestice čistog željeza ili legure Fe-Ni željezo-nikl (avaruit); njihove veličine su od 5 do 20 mikrona. Brojne čestice awaruita su ograničene na gornju razinu prijelaznog sloja J, dok su čisto željezne čestice prisutne u donjem i gornjem dijelu prijelaznog sloja.

Čestice u obliku ploča s poprečno kvrgavom površinom sastoje se samo od željeza, širine su 10-20 µm, a duljine do 150 µm. Blago su lučno zakrivljene i javljaju se u podnožju prijelaznog sloja J. U njegovom donjem dijelu nalaze se i Fe-Ni ploče s primjesom Mo.

Ploče izrađene od legure željeza i nikla imaju izduženi oblik, blago zakrivljene, s uzdužnim žljebovima na površini, dimenzije variraju u duljini od 70 do 150 mikrona sa širinom od oko 20 mikrona. Češći su u donjim i srednjim dijelovima prijelaznog sloja.

Željezne ploče s uzdužnim žljebovima identične su po obliku i veličini pločama od legure Ni-Fe. Ograničeni su na donji i srednji dio prijelaznog sloja.

Posebno su zanimljive čestice čistog željeza, koje imaju oblik pravilne spirale i savijene u obliku kuke. Uglavnom se sastoje od čistog Fe, rijetko je to legura Fe-Ni-Mo. Spiralne čestice željeza javljaju se u gornjem dijelu J sloja i u sloju pješčenjaka koji ga prekriva (K sloj). Na podnožju prijelaznog sloja J pronađena je spiralna čestica Fe-Ni-Mo.

U gornjem dijelu prijelaznog sloja J nalazilo se nekoliko zrna mikrodijamanata sinteriranih s Ni mikrosferama. Mikroprobne studije nikalnih kuglica, provedene na dva instrumenta (s spektrometrima s valnim i energetskom disperzijom), pokazale su da se te kuglice sastoje od gotovo čistog nikla ispod tankog filma nikal oksida. Površina svih kuglica nikla prošarana je izrazitim kristalitima s izraženim blizancima veličine 1-2 µm. Takav čisti nikal u obliku kuglica s dobro kristaliziranom površinom ne nalazi se ni u magmatskim stijenama ni u meteoritima, gdje nikal nužno sadrži značajnu količinu nečistoća.

Prilikom proučavanja monolita iz dionice Gams 1, čiste kuglice Ni pronađene su samo u najgornjem dijelu prijelaznog sloja J (u njegovom najgornjem dijelu vrlo tanak sedimentni sloj J 6, čija debljina ne prelazi 200 μm), a prema prema podacima termičke magnetske analize, metalni nikal je prisutan u prijelaznom sloju, počevši od podsloja J4. Ovdje su, uz Ni kugle, pronađeni i dijamanti. U sloju uzetom iz kocke površine 1 cm2, broj dijamantnih zrnaca nalazi se u desetcima (veličine od frakcija mikrona do desetaka mikrona) i stotinama kuglica nikla iste veličine.

U uzorcima gornjeg dijela prijelaznog sloja, uzetim izravno iz izbočine, pronađeni su dijamanti s malim česticama nikla na površini zrna. Značajno je da je prisutnost minerala moissanite otkrivena i tijekom proučavanja uzoraka iz ovog dijela sloja J. Prethodno su mikrodijamanti pronađeni u prijelaznom sloju na granici krede i paleogena u Meksiku.

Nalazi na drugim područjima

Hamsove mikrosfere s koncentričnom unutarnjom strukturom slične su onima koje je ekspedicija Challenger iskopala u dubokomorskim glinama Tihog oceana.

Čestice željeza nepravilnog oblika s otopljenim rubovima, kao i u obliku spirala i zakrivljenih kuka i ploča, vrlo su slične produktima razaranja meteorita koji padaju na Zemlju, mogu se smatrati meteorskim željezom. Čestice avaruita i čistog nikla mogu se svrstati u istu kategoriju.

Zakrivljene čestice željeza bliske su različitim oblicima Peleovih suza - kapi lave (lapilli), koje izbacuju vulkane iz otvora tijekom erupcija u tekućem stanju.

Dakle, prijelazni sloj gline u Gamsu ima heterogenu strukturu i izrazito je podijeljen na dva dijela. U donjem i srednjem dijelu prevladavaju čestice željeza i mikrosfere, dok je gornji dio sloja obogaćen niklom: čestice awaruita i mikrosfere nikla s dijamantima. To potvrđuje ne samo raspodjela čestica željeza i nikla u glini, već i podaci kemijskih i termomagnetskih analiza.

Usporedba podataka termomagnetske analize i mikrosondne analize ukazuje na izrazitu nehomogenost u raspodjeli nikla, željeza i njihove legure unutar sloja J, međutim, prema rezultatima termomagnetske analize, čisti nikal se bilježi samo iz sloja J4. Također je vrijedno napomenuti da se spiralno željezo javlja uglavnom u gornjem dijelu sloja J i nastavlja se javljati u sloju K koji leži iznad, gdje, međutim, ima malo Fe, Fe-Ni čestica izometrijskog ili lamelarnog oblika.

Naglašavamo da takva jasna diferencijacija u pogledu željeza, nikla i iridija, koja se očituje u prijelaznom sloju gline u Gamsi, postoji i u drugim regijama. Primjerice, u američkoj saveznoj državi New Jersey, u prijelaznom (6 cm) sloju sfere, anomalija iridija se oštro očitovala u njegovoj bazi, dok su udarni minerali koncentrirani samo u gornjem (1 cm) dijelu ovog sloja. Na Haitiju, na granici krede i paleogena iu najgornjem dijelu sloja sfere, dolazi do oštrog obogaćivanja Ni i udarnog kvarca.

Pozadinski fenomen za Zemlju

Mnoge značajke pronađenih Fe i Fe-Ni kuglica slične su kuglama koje je ekspedicija Challenger otkrila u dubokomorskim glinama Tihog oceana, na području Tunguske katastrofe i na mjestima udara Sikhote-Alina meteorit i meteorit Nio u Japanu, kao i u sedimentnim stijenama različite starosti iz mnogih regija svijeta. Osim u područjima Tunguske katastrofe i pada meteorita Sikhote-Alin, u svim ostalim slučajevima nastajanje ne samo kuglica, već i čestica različitih morfologija, koje se sastoje od čistog željeza (ponekad sadrži krom) i legure nikla i željeza , nema veze s događajem udara. Pojavu takvih čestica smatramo rezultatom pada kozmičke međuplanetarne prašine na površinu Zemlje – proces koji kontinuirano traje od nastanka Zemlje i svojevrsni je pozadinski fenomen.

Mnoge čestice proučavane u odjeljku Gams po sastavu su bliske osnovnom kemijskom sastavu meteoritske tvari na mjestu pada meteorita Sikhote-Alin (prema E.L. Krinovu, to su 93,29% željeza, 5,94% nikla, 0,38% kobalt).

Prisutnost molibdena u nekim česticama nije neočekivana, jer ga uključuju mnoge vrste meteorita. Sadržaj molibdena u meteoritima (željezni, kameni i karbonski hondriti) kreće se od 6 do 7 g/t. Najvažnije je otkriće molibdenita u meteoritu Allende kao inkluzije u metalnoj leguri sljedećeg sastava (tež.%): Fe—31,1, Ni—64,5, Co—2,0, Cr—0,3, V—0,5, P— 0.1. Treba napomenuti da su izvorni molibden i molibdenit također pronađeni u lunarnoj prašini koju su uzorkovale automatske stanice Luna-16, Luna-20 i Luna-24.

Prvi put pronađene kuglice čistog nikla s dobro kristaliziranom površinom nisu poznate ni u magmatskim stijenama ni u meteoritima, gdje nikal nužno sadrži značajnu količinu nečistoća. Takva površinska struktura kuglica od nikla mogla je nastati u slučaju pada asteroida (meteorita), što je dovelo do oslobađanja energije, što je omogućilo ne samo topljenje materijala palog tijela, već i njegovo isparavanje. Pare metala mogle su se eksplozijom podići na veliku visinu (vjerojatno desetke kilometara), gdje je došlo do kristalizacije.

Čestice koje se sastoje od awaruita (Ni3Fe) nalaze se zajedno s metalnim kuglicama nikla. Pripadaju meteorskoj prašini, a otopljene čestice željeza (mikrometeoriti) treba smatrati "meteoritskom prašinom" (prema terminologiji E.L. Krinova). Kristali dijamanta koji se susreću zajedno s kuglicama nikla vjerojatno su rezultat ablacije (taljenja i isparavanja) meteorita iz istog oblaka pare tijekom njegovog naknadnog hlađenja. Poznato je da se sintetički dijamanti dobivaju spontanom kristalizacijom iz otopine ugljika u talini metala (Ni, Fe) iznad linije ravnoteže grafit-dijamant u obliku monokristala, njihovih izraslina, blizanaca, polikristalnih agregata, okvirnih kristala. , igličasti kristali i nepravilna zrna. U proučavanom uzorku pronađene su gotovo sve navedene tipomorfne značajke kristala dijamanata.

To nam omogućuje da zaključimo da su procesi kristalizacije dijamanta u oblaku pare nikal-ugljik tijekom njegovog hlađenja i spontane kristalizacije iz otopine ugljika u taljevini nikla u eksperimentima slični. Međutim, konačni zaključak o prirodi dijamanta može se donijeti nakon detaljnih istraživanja izotopa, za koje je potrebno dobiti dovoljno veliki broj tvari.

Dakle, proučavanje kozmičke materije u prijelaznom sloju gline na granici krede i paleogena pokazalo je njezinu prisutnost u svim dijelovima (od sloja J1 do sloja J6), ali znakovi udara zabilježeni su samo iz sloja J4, koji iznosi 65 milijuna. godine. Ovaj sloj kozmičke prašine može se usporediti s vremenom smrti dinosaura.

A.F. GRAČEV Doktor geoloških i mineraloških znanosti, V.A. TSELMOVICH, kandidat fizikalno-matematičkih znanosti, Institut za fiziku Zemlje RAS (IFZ RAS), O.A. KORCHAGIN, kandidat geoloških i mineraloških znanosti, Geološki institut Ruske akademije znanosti (GIN RAS) ).

Časopis "Zemlja i svemir" br. 5 2008.

Po masi, čvrste čestice prašine čine zanemariv dio Svemira, no upravo su zahvaljujući međuzvjezdanoj prašini nastale i pojavljuju se zvijezde, planeti i ljudi koji proučavaju svemir i jednostavno se dive zvijezdama. Kakva je ovo tvar - kozmička prašina? Što tjera ljude da opremaju ekspedicije u svemir vrijedne godišnjeg proračuna male države u nadi da će samo, a ne u čvrstoj sigurnosti, izvući i donijeti na Zemlju barem malenu šaku međuzvjezdane prašine?

Između zvijezda i planeta

Prašina se u astronomiji naziva malim, djelićima mikrona veličine, čvrstim česticama koje lete u svemiru. Kozmička prašina često se uvjetno dijeli na međuplanetarnu i međuzvjezdanu, iako, očito, međuzvjezdani ulazak u međuplanetarni prostor nije zabranjen. Samo ga pronaći tamo, među "lokalnom" prašinom, nije lako, vjerojatnost je mala, a njegova svojstva u blizini Sunca mogu se značajno promijeniti. Sada, ako odletite daleko, do granica Sunčevog sustava, tamo je vjerojatnost da ćete uhvatiti pravu međuzvjezdanu prašinu vrlo velika. Idealna opcija je ići izvan Sunčevog sustava.

Međuplanetarna prašina, barem u relativnoj blizini Zemlje, prilično je dobro proučena materija. Ispunjavajući cijeli prostor Sunčevog sustava i koncentriran u ravnini svog ekvatora, rođen je najvećim dijelom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništenja kometa koji se približavaju Suncu. Sastav prašine, naime, ne razlikuje se od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ga je zanimljivo proučavati, a na ovom području treba još puno otkrića, ali čini se da nema ovdje posebna intriga. No, zahvaljujući upravo toj prašini, po lijepom vremenu na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedom stošcu svjetlosti iznad horizonta. To je takozvani zodijak - sunčeva svjetlost raspršena malim kozmičkim česticama prašine.

Mnogo je zanimljivija međuzvjezdana prašina. Njegova posebnost je prisutnost čvrste jezgre i ljuske. Čini se da se jezgra sastoji uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska je uglavnom napravljena od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgre, kristaliziranih u uvjetima "dubokog zamrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodik i kisik. Međutim, u njemu postoje nečistoće molekula i to još kompliciranije. To su amonijak, metan, pa čak i poliatomske organske molekule koje se zalijepe za zrno prašine ili nastaju na njegovoj površini tijekom lutanja. Neke od tih tvari, naravno, lete s njegove površine, na primjer, pod djelovanjem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se smrzavaju ili se sintetiziraju.

Sada su u prostoru između zvijezda ili blizu njih, naravno, već pronađene ne kemijske, već fizičke, odnosno spektroskopske metode: voda, oksidi ugljika, dušika, sumpora i silicija, klorovodik, amonijak, acetilen, organski kiseline, kao što su mravlja i octena, etilni i metilni alkoholi, benzen, naftalen. Čak su pronašli i aminokiselinu – glicin!

Bilo bi zanimljivo uhvatiti i proučavati međuzvjezdanu prašinu koja prodire u Sunčev sustav i vjerojatno pada na Zemlju. Problem "hvatanja" nije lak, jer malo koja čestica međuzvjezdane prašine uspijeva zadržati svoj ledeni "kaput" na suncu, posebice u Zemljinoj atmosferi. Velike se previše zagrijavaju - njihova se kozmička brzina ne može brzo ugasiti, a čestice prašine "gore". Mali, doduše, godinama planiraju u atmosferi, zadržavajući dio ljuske, ali ovdje nastaje problem njihovog pronalaska i identificiranja.

Postoji još jedan vrlo intrigantan detalj. Radi se o prašini, čije se jezgre sastoje od ugljika. Ugljik sintetiziran u jezgri zvijezda i odlazi u svemir, na primjer, iz atmosfere starenja (poput crvenih divova) zvijezda, leteći u međuzvjezdani prostor, hladi se i kondenzira - otprilike na isti način kao nakon vrućeg dana, magla iz ohlađena vodena para skuplja se u nizinama. Ovisno o uvjetima kristalizacije, mogu se dobiti slojevite strukture grafita, dijamantnih kristala (zamislite samo – cijeli oblaci sićušnih dijamanata!) pa čak i šupljih kuglica ugljikovih atoma (fulerena). A u njima su, možda, kao u sefu ili kontejneru, pohranjene čestice atmosfere vrlo drevne zvijezde. Pronalaženje takvih čestica prašine bio bi veliki uspjeh.

Gdje se nalazi svemirska prašina?

Mora se reći da je sam pojam kozmičkog vakuuma kao nečeg potpuno praznog dugo ostao samo poetska metafora. Zapravo, cijeli prostor Svemira, i između zvijezda i galaksija, ispunjen je materijom, tokovima elementarnih čestica, zračenjem i poljima – magnetskim, električnim i gravitacijskim. Sve što se može dirati, relativno govoreći, jesu plin, prašina i plazma, čiji doprinos ukupnoj masi Svemira, prema različitim procjenama, iznosi tek oko 1-2% s prosječnom gustoćom od oko 10-24 g/cm 3 . Plina u svemiru ima najviše, gotovo 99%. To je uglavnom vodik (do 77,4%) i helij (21%), ostatak čini manje od dva posto mase. A tu je i prašina - njezina je masa gotovo sto puta manja od plina.

Iako je ponekad praznina u međuzvjezdanom i međugalaktičkom prostoru gotovo idealna: ponekad postoji 1 litra prostora za jedan atom materije! Takav vakuum ne postoji ni u zemaljskim laboratorijima niti unutar Sunčevog sustava. Za usporedbu možemo navesti sljedeći primjer: u 1 cm 3 zraka koji udišemo nalazi se otprilike 30 000 000 000 000 000 000 molekula.

Ova materija je vrlo neravnomjerno raspoređena u međuzvjezdanom prostoru. Većina međuzvjezdanog plina i prašine tvori sloj plina i prašine u blizini ravnine simetrije galaktičkog diska. Njegova debljina u našoj galaksiji iznosi nekoliko stotina svjetlosnih godina. Većina plina i prašine u njegovim spiralnim granama (rukovima) i jezgri koncentrirana je uglavnom u divovskim molekularnim oblacima veličine od 5 do 50 parseka (16-160 svjetlosnih godina) i težine desetaka tisuća, pa čak i milijuna solarnih masa. Ali čak i unutar tih oblaka materija je također raspoređena nehomogeno. U glavnom volumenu oblaka, takozvanom krznenom kaputu, uglavnom od molekularnog vodika, gustoća čestica je oko 100 komada po 1 cm 3. U zgušnjavanju unutar oblaka doseže desetke tisuća čestica po 1 cm 3 , a u jezgri tih zgušnjavanja, općenito, milijune čestica po 1 cm 3 . Upravo ta neravnomjernost u raspodjeli materije u Svemiru duguje postojanje zvijezda, planeta i, u konačnici, nas samih. Budući da se u molekularnim oblacima, gustim i relativno hladnim, rađaju zvijezde.

Ono što je zanimljivo: što je veća gustoća oblaka, to je raznolikiji u sastavu. Istodobno, postoji korespondencija između gustoće i temperature oblaka (ili njegovih pojedinih dijelova) i onih tvari čije se molekule tamo susreću. S jedne strane, ovo je zgodno za proučavanje oblaka: promatranjem njihovih pojedinačnih komponenti u različitim spektralnim rasponima duž karakterističnih linija spektra, na primjer, CO, OH ili NH 3, možete "progledati" u jedan ili drugi dio to. A s druge strane, podaci o sastavu oblaka omogućuju vam da naučite puno o procesima koji se u njemu odvijaju.

Osim toga, u međuzvjezdanom prostoru, sudeći po spektrima, postoje i tvari čije je postojanje u zemaljskim uvjetima jednostavno nemoguće. To su ioni i radikali. Njihova kemijska aktivnost je toliko visoka da odmah reagiraju na Zemlji. I u rijetkom hladnom prostoru svemira žive dugo i sasvim slobodno.

Općenito, plin u međuzvjezdanom prostoru nije samo atomski. Gdje je hladnije, ne više od 50 kelvina, atomi uspijevaju ostati zajedno, tvoreći molekule. Međutim, velika masa međuzvjezdanog plina je još uvijek u atomskom stanju. To je uglavnom vodik, njegov neutralni oblik otkriven je relativno nedavno - 1951. godine. Kao što znate, emitira radio valove duljine 21 cm (frekvencija 1420 MHz), čiji je intenzitet određivao koliki je u Galaksiji. Usput, nehomogeno je raspoređen u prostoru između zvijezda. U oblacima atomskog vodika njegova koncentracija doseže nekoliko atoma po 1 cm3, ali između oblaka je redom veličine manja.

Konačno, u blizini vrućih zvijezda, plin postoji u obliku iona. Snažno ultraljubičasto zračenje zagrijava i ionizira plin i on počinje svijetliti. Zato područja s visokom koncentracijom vrućeg plina, s temperaturom od oko 10 000 K, izgledaju poput svjetlećih oblaka. Zovu se svjetlosne plinske maglice.

I u bilo kojoj maglici, u većoj ili manjoj mjeri, postoji međuzvjezdana prašina. Unatoč činjenici da se maglice uvjetno dijele na prašnjave i plinovite, u obje ima prašine. A u svakom slučaju, prašina je ta koja očito pomaže nastanku zvijezda u dubinama maglica.

maglenih objekata

Među svim svemirskim objektima, maglice su možda i najljepše. Istina, tamne maglice u vidljivom rasponu izgledaju baš kao crne mrlje na nebu - najbolje ih je promatrati na pozadini Mliječne staze. Ali u drugim rasponima elektromagnetskih valova, poput infracrvenih, oni su vrlo dobro vidljivi - a slike su vrlo neobične.

Maglice su izolirane u svemiru, povezane gravitacijskim silama ili vanjskim pritiskom, nakupinama plina i prašine. Njihova masa može biti od 0,1 do 10 000 solarnih masa, a veličina od 1 do 10 parseka.

U početku su astronome živcirale nebuloze. Sve do sredine 19. stoljeća otkrivene su maglice smatrane dosadnom smetnjom koja sprječava promatranje zvijezda i traženje novih kometa. Godine 1714. Englez Edmond Halley, čije ime je slavni komet, čak je sastavio "crni popis" od šest maglica kako ne bi dovele "hvatače kometa" u zabludu, a Francuz Charles Messier proširio je ovaj popis na 103 objekta. Na sreću, za maglice su se zainteresirali glazbenik Sir William Herschel, njegova sestra i sin, zaljubljenik u astronomiju. Promatrajući nebo vlastitim izgrađenim teleskopima, za sobom su ostavili katalog maglica i zvjezdanih skupova, s podacima o 5079 svemirskih objekata!

Herschelovi su praktički iscrpili mogućnosti optičkih teleskopa tih godina. Međutim, izum fotografije i dugo vrijeme ekspozicije omogućili su pronalaženje vrlo slabo svjetlećih objekata. Nešto kasnije, spektralne metode analize, promatranja u različitim rasponima elektromagnetskih valova omogućili su u budućnosti ne samo otkrivanje mnogih novih maglica, već i utvrđivanje njihove strukture i svojstava.

Međuzvjezdana maglica izgleda svijetlo u dva slučaja: ili je toliko vruća da joj sam plin svijetli, takve se maglice nazivaju emisione maglice; ili je sama maglica hladna, ali njezina prašina raspršuje svjetlost obližnje sjajne zvijezde - ovo je refleksijska maglica.

Tamne maglice su također međuzvjezdane nakupine plina i prašine. No, za razliku od svjetlosnih plinovitih maglica, ponekad vidljivih čak i jakim dalekozorom ili teleskopom, kao što je Orionova maglica, tamne maglice ne emitiraju svjetlost, već je apsorbiraju. Kada svjetlost zvijezde prođe kroz takve maglice, prašina je može potpuno apsorbirati, pretvarajući je u infracrveno zračenje nevidljivo oku. Stoga takve maglice izgledaju poput padova bez zvijezda na nebu. V. Herschel ih je nazvao "rupama na nebu". Možda najspektakularnija od njih je maglica Konjska glava.

Međutim, čestice prašine možda neće u potpunosti apsorbirati svjetlost zvijezda, već je samo djelomično raspršiti, pritom selektivno. Činjenica je da je veličina međuzvjezdanih čestica prašine bliska valnoj duljini plave svjetlosti, pa se ona jače raspršuje i apsorbira, a do nas bolje dopire “crveni” dio svjetlosti zvijezda. Usput, ovo je dobar način za procjenu veličine zrna prašine prema tome kako prigušuju svjetlost različitih valnih duljina.

zvijezda iz oblaka

Razlozi nastanka zvijezda nisu precizno utvrđeni – postoje samo modeli koji manje-više pouzdano objašnjavaju eksperimentalne podatke. Osim toga, načini nastanka, svojstva i daljnja sudbina zvijezda vrlo su raznoliki i ovise o jako puno čimbenika. Međutim, postoji dobro uhodan koncept, odnosno najrazvijenija hipoteza, čija je suština, najopćenitije rečeno, da zvijezde nastaju iz međuzvjezdanog plina u područjima s povećanom gustoćom materije, tj. dubine međuzvjezdanih oblaka. Prašina kao materijal bi se mogla zanemariti, ali njezina je uloga u nastanku zvijezda ogromna.

To se događa (u najprimitivnijoj verziji, za jednu zvijezdu), očito, ovako. Prvo, protozvjezdani oblak se kondenzira iz međuzvjezdanog medija, što može biti posljedica gravitacijske nestabilnosti, ali razlozi mogu biti različiti i još nisu u potpunosti razjašnjeni. Na ovaj ili onaj način, skuplja se i privlači materiju iz okolnog prostora. Temperatura i tlak u njegovom središtu rastu sve dok se molekule u središtu ove kuglice plina koje se skupljaju ne počnu raspadati na atome, a zatim na ione. Takav proces hladi plin, a tlak unutar jezgre naglo pada. Jezgra je komprimirana, a udarni val se širi unutar oblaka, odbacujući njegove vanjske slojeve. Nastaje protozvijezda, koja se nastavlja skupljati pod utjecajem gravitacijskih sila sve dok u njenom središtu ne počnu reakcije termonuklearne fuzije – pretvaranje vodika u helij. Kompresija se nastavlja neko vrijeme, sve dok se sile gravitacijske kompresije ne uravnoteže silama plina i radijacijskog tlaka.

Jasno je da je masa formirane zvijezde uvijek manja od mase maglice koja ju je "proizvela". Dio materije koja nije imala vremena pasti na jezgru udarni val "izbriše", zračenje i čestice tijekom tog procesa jednostavno teku u okolni prostor.

Na proces nastanka zvijezda i zvjezdanih sustava utječu brojni čimbenici, uključujući i magnetsko polje, koje često pridonosi "razbijanju" protozvjezdanog oblaka na dva, rjeđe tri fragmenta, od kojih je svaki komprimiran u svoju protozvijezdu pod utjecaj gravitacije. Tako nastaju, primjerice, mnogi binarni zvjezdani sustavi – dvije zvijezde koje se okreću oko zajedničkog središta mase i kreću se u svemiru kao jedinstvena cjelina.

Kako "starenje" nuklearnog goriva u utrobi zvijezda postupno izgara, i što je brže, to je zvijezda veća. U ovom slučaju, vodikov ciklus reakcija zamjenjuje se helijem, a zatim, kao rezultat reakcija nuklearne fuzije, nastaju sve teži kemijski elementi, sve do željeza. Na kraju, jezgra, koja ne prima više energije iz termonuklearnih reakcija, naglo se smanjuje u veličini, gubi stabilnost, a njezina tvar, takoreći, pada na sebe. Dolazi do snažne eksplozije, tijekom koje se materija može zagrijati do milijardi stupnjeva, a interakcije između jezgri dovode do stvaranja novih kemijskih elemenata, sve do onih najtežih. Eksplozija je popraćena oštrim oslobađanjem energije i oslobađanjem materije. Zvijezda eksplodira – taj se proces naziva eksplozija supernove. U konačnici, zvijezda će se, ovisno o masi, pretvoriti u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

To se vjerojatno i događa. U svakom slučaju, nema sumnje da su mlade, odnosno vruće zvijezde i njihova jata ponajviše samo u maglicama, odnosno u područjima s povećanom gustoćom plina i prašine. To se jasno vidi na fotografijama snimljenim teleskopima u različitim rasponima valnih duljina.

Naravno, ovo nije ništa drugo nego najgrublji sažetak slijeda događaja. Za nas su dvije točke temeljno važne. Prvo, koja je uloga prašine u nastanku zvijezda? A drugo – odakle, zapravo, dolazi?

Univerzalna rashladna tekućina

U ukupnoj masi kozmičke materije, sama prašina, odnosno atomi ugljika, silicija i nekih drugih elemenata spojenih u čvrste čestice, toliko je mala da bi se, u svakom slučaju, kao građevinski materijal za zvijezde, činilo da mogu ne uzeti u obzir. Međutim, zapravo je njihova uloga velika - upravo oni hlade vrući međuzvjezdani plin, pretvarajući ga u taj vrlo hladan gusti oblak, iz kojeg se potom dobivaju zvijezde.

Činjenica je da se međuzvjezdani plin ne može sam hladiti. Elektronička struktura atoma vodika je takva da može odustati od viška energije, ako postoji, emitirajući svjetlost u vidljivom i ultraljubičastom području spektra, ali ne u infracrvenom području. Slikovito rečeno, vodik ne može zračiti toplinu. Da bi se pravilno ohladio, potreban mu je “hladnjak”, čiju ulogu upravo igraju čestice međuzvjezdane prašine.

Tijekom sudara sa zrncima prašine velikom brzinom – za razliku od težih i sporijih zrna prašine, molekule plina brzo lete – gube brzinu i njihova se kinetička energija prenosi na zrno prašine. Također se zagrijava i odaje taj višak topline u okolni prostor, uključujući i u obliku infracrvenog zračenja, dok se sam hladi. Dakle, preuzimajući toplinu međuzvjezdanih molekula, prašina djeluje kao neka vrsta radijatora, hladeći oblak plina. Nema ga puno po masi - oko 1% mase cjelokupne tvari oblaka, ali to je dovoljno za uklanjanje viška topline tijekom milijuna godina.

Kad temperatura oblaka padne, padne i tlak, oblak se kondenzira i iz njega se već mogu rađati zvijezde. Ostaci materijala iz kojeg je zvijezda rođena su pak izvor za formiranje planeta. Ovdje su čestice prašine već uključene u njihov sastav, i to u većim količinama. Jer, rođena, zvijezda se zagrijava i ubrzava sav plin oko sebe, a prašina ostaje letjeti u blizini. Uostalom, može se ohladiti i privlači ga nova zvijezda mnogo jača od pojedinačnih molekula plina. Na kraju, uz novorođenu zvijezdu je oblak prašine, a na periferiji - prašinom zasićen plin.

Tu se rađaju plinoviti planeti kao što su Saturn, Uran i Neptun. Pa, čvrsti planeti se pojavljuju u blizini zvijezde. Imamo Mars, Zemlju, Veneru i Merkur. Ispada prilično jasna podjela na dvije zone: plinovite planete i čvrste. Tako se pokazalo da je Zemlja velikim dijelom napravljena od međuzvjezdanih čestica prašine. Metalne čestice prašine postale su dio jezgre planeta, a sada Zemlja ima ogromnu željeznu jezgru.

Misterij mladog svemira

Ako se galaksija formirala, odakle onda prašina - u principu, razumiju znanstvenici. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, "izbacujući" ljusku u okolni prostor. Osim toga, prašina se također rađa u širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovno odnese pritisak zračenja. U njihovoj hladnoj, po standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5 - 3 tisuće kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.

Ali evo misterija koji još nije riješen. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostarjeti i, recimo, proizvoditi prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Što je bilo prvo, jaje ili kokoš? Prva prašina neophodna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja se iz nekog razloga rodila bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.

Što je bilo na početku? Uostalom, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u Svemiru su postojali samo vodik i helij, nema drugih elemenata! Tada su iz njih počele izlaziti prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvijezde koje su morale preći dug životni put. Termonuklearne reakcije u jezgri zvijezda trebale su “zavariti” složenije kemijske elemente, pretvoriti vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a tek nakon toga zvijezda je sve to morala baciti u svemir, eksplodirajući ili postupno. ispuštajući školjku. Zatim se ta masa morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prah. Ali već 2 milijarde godina nakon Velikog praska, u najranijim galaksijama, bila je prašina! Uz pomoć teleskopa otkriven je u galaksijama koje su od naše udaljene 12 milijardi svjetlosnih godina. Istodobno, 2 milijarde godina je prekratak period za puni životni ciklus zvijezde: za to vrijeme većina zvijezda nema vremena ostarjeti. Odakle je nastala prašina u mladoj galaksiji, ako ne bi trebalo postojati ništa osim vodika i helija, misterij je.

Prašina - reaktor

Ne samo da međuzvjezdana prašina djeluje kao neka vrsta univerzalnog rashladnog sredstva, već se možda zahvaljujući prašini pojavljuju složene molekule u svemiru.

Činjenica je da površina zrna prašine može istovremeno služiti kao reaktor u kojem se iz atoma formiraju molekule i kao katalizator za reakcije njihove sinteze. Uostalom, vjerojatnost da će se mnogi atomi različitih elemenata sudariti odjednom u jednoj točki, pa čak i međusobno djelovati na temperaturi malo iznad apsolutne nule, nezamislivo je mala. S druge strane, vjerojatnost da će se zrno prašine sekvencijalno sudariti u letu s raznim atomima ili molekulama, osobito unutar hladnog gustog oblaka, prilično je visoka. Zapravo, to se događa - tako nastaje ljuska međuzvjezdanih zrna prašine od met atoma i molekula zamrznutih na njoj.

Na čvrstoj površini atomi su jedan pored drugog. Migrirajući preko površine zrna prašine u potrazi za energetski najpovoljnijim položajem, atomi se susreću i, budući da su u neposrednoj blizini, dobivaju priliku međusobno reagirati. Naravno, vrlo polako - u skladu s temperaturom prašine. Površina čestica, posebno onih koje sadrže metal u jezgri, može pokazati svojstva katalizatora. Kemičari na Zemlji dobro su svjesni da su najučinkovitiji katalizatori samo čestice veličine djelića mikrona, na kojima se sastavljaju i zatim reagiraju molekule, koje su u normalnim uvjetima međusobno potpuno "indiferentne". Očigledno, na taj način nastaje i molekularni vodik: njegovi se atomi "zalijepe" za zrno prašine, a zatim odlete od njega - ali već u parovima, u obliku molekula.

Vrlo je moguće da su mala međuzvjezdana zrnca prašine, zadržavši u svojoj ljusci nekoliko organskih molekula, uključujući najjednostavnije aminokiseline, donijela prvo "sjeme života" na Zemlju prije otprilike 4 milijarde godina. Ovo, naravno, nije ništa drugo nego lijepa hipoteza. Ali u prilog tome ide i činjenica da je u sastavu hladnih oblaka plina i prašine pronađena aminokiselina glicin. Možda ima i drugih, samo što zasad mogućnosti teleskopa ne dopuštaju da ih se otkrije.

Lov na prašinu

Moguće je, naravno, proučavati svojstva međuzvjezdane prašine na daljinu – uz pomoć teleskopa i drugih instrumenata koji se nalaze na Zemlji ili na njezinim satelitima. Ali puno je primamljivije uhvatiti čestice međuzvjezdane prašine, a zatim detaljno proučiti, saznati - ne teoretski, već praktično, od čega se sastoje, kako su raspoređene. Ovdje postoje dvije opcije. Možete doći do svemirskih dubina, tamo skupljati međuzvjezdanu prašinu, donijeti je na Zemlju i analizirati na sve moguće načine. Ili možete pokušati izletjeti iz Sunčevog sustava i usput analizirati prašinu na brodu letjelice, šaljući podatke na Zemlju.

Prvi pokušaj donošenja uzoraka međuzvjezdane prašine, i općenito tvari međuzvjezdanog medija, NASA je napravila prije nekoliko godina. Letjelica je bila opremljena posebnim zamkama – kolektorima za skupljanje međuzvjezdane prašine i čestica kozmičkog vjetra. Kako bi se uhvatile čestice prašine bez gubitka ljuske, zamke su bile napunjene posebnom tvari - takozvanim aerogelom. Ova vrlo lagana pjenasta tvar (čiji je sastav poslovna tajna) podsjeća na žele. Jednom u njemu, čestice prašine se zaglave, a zatim, kao u svakoj zamci, poklopac se zalupi kako bi se već na Zemlji otvorio.

Ovaj projekt nazvan je Zvjezdana prašina – Zvjezdana prašina. Program mu je sjajan. Nakon lansiranja u veljači 1999., oprema na brodu će na kraju skupljati uzorke međuzvjezdane prašine i, posebno, prašine u neposrednoj blizini kometa Wild-2, koji je proletio u blizini Zemlje u veljači prošle godine. Sada s kontejnerima napunjenim ovim najvrjednijim teretom, brod leti kući i slijeće 15. siječnja 2006. u Utah, blizu Salt Lake Cityja (SAD). Tada će astronomi konačno svojim očima (naravno uz pomoć mikroskopa) vidjeti upravo one čestice prašine čije su modele sastava i strukture već predvidjeli.

A u kolovozu 2001. Genesis je doletio po uzorke materije iz dubokog svemira. Ovaj NASA-in projekt bio je uglavnom usmjeren na hvatanje čestica solarnog vjetra. Nakon 1127 dana provedenih u svemiru, tijekom kojih je preletio oko 32 milijuna km, brod se vratio i na Zemlju spustio kapsulu s dobivenim uzorcima - zamke s ionima, česticama sunčevog vjetra. Jao, dogodila se nesreća - padobran se nije otvorio, a kapsula je svom snagom tresnula o tlo. I srušio se. Naravno, olupina je prikupljena i pažljivo proučena. Međutim, u ožujku 2005., na konferenciji u Houstonu, sudionik programa Don Barnetty rekao je da četiri kolektora s česticama solarnog vjetra nisu zahvaćena, a znanstvenici aktivno proučavaju njihov sadržaj, 0,4 mg uhvaćenog sunčevog vjetra, u Houston.

Međutim, sada NASA priprema treći projekt, još grandiozniji. Ovo će biti svemirska misija Interstellar Probe. Ovaj put letjelica će se udaljiti na udaljenosti od 200 AJ. e. od Zemlje (a. e. - udaljenost od Zemlje do Sunca). Ovaj se brod nikada neće vratiti, ali će cjelina biti "napunjena" raznolikom opremom, uključujući i za analizu uzoraka međuzvjezdane prašine. Ako sve bude u redu, međuzvjezdane čestice prašine iz dubokog svemira konačno će biti uhvaćene, fotografirane i analizirane - automatski, izravno na brodu.

Formiranje mladih zvijezda

1. Divovski galaktički molekularni oblak veličine 100 parseka, mase 100 000 sunaca, temperature 50 K, gustoće 10 2 čestica/cm 3. Unutar ovog oblaka postoje velike kondenzacije - difuzne maglice plina i prašine (1-10 kom, 10 000 sunaca, 20 K, 103 čestice/cm 4 čestice/cm3). Unutar potonjeg nalaze se nakupine globula veličine 0,1 pc, mase 1-10 sunaca i gustoće od 10-10 6 čestica / cm 3, gdje nastaju nove zvijezde.

2. Rođenje zvijezde unutar oblaka plina i prašine

3. Nova zvijezda svojim zračenjem i zvjezdanim vjetrom ubrzava okolni plin od sebe

4. Mlada zvijezda ulazi u svemir, čista i bez plina i prašine, gurajući maglicu koja ju je rodila

Faze "embrionalnog" razvoja zvijezde, po masi jednake Suncu

5. Nastanak gravitacijsko nestabilnog oblaka veličine 2 000 000 sunaca, s temperaturom od oko 15 K i početnom gustoćom od 10 -19 g/cm 3

6. Nakon nekoliko stotina tisuća godina, ovaj oblak formira jezgru s temperaturom od oko 200 K i veličinom od 100 sunaca, njegova masa je još uvijek samo 0,05 sunčeve

7. U ovoj fazi, jezgra s temperaturama do 2.000 K naglo se skuplja zbog ionizacije vodika i istovremeno se zagrijava do 20.000 K, brzina pada tvari na rastuću zvijezdu doseže 100 km/s

8. Protozvijezda veličine dva sunca s temperaturom od 2x10 5 K u središtu i 3x10 3 K na površini

9. Posljednja faza u predevoluciji zvijezde je spora kompresija, tijekom koje izotopi litija i berilija izgaraju. Tek nakon što temperatura poraste na 6x10 6 K, u unutrašnjosti zvijezde počinju termonuklearne reakcije sinteze helija iz vodika. Ukupno trajanje ciklusa rođenja zvijezde poput našeg Sunca je 50 milijuna godina, nakon čega takva zvijezda može tiho gorjeti milijardama godina

Olga Maksimenko, kandidatkinja kemijskih znanosti