Warna manakah yang lebih baik untuk menyerap zarah habuk kosmik. Bagaimanakah habuk angkasa dicipta? Mekanisme pembentukan air dalam struktur habuk kosmik

Mengikut jisim, zarah-zarah pepejal habuk membentuk bahagian yang boleh diabaikan dari Alam Semesta, tetapi berkat habuk antara bintang bintang, planet dan orang yang mempelajari angkasa dan hanya mengagumi bintang telah timbul dan terus muncul. Apakah jenis bahan debu kosmik ini? Apakah yang membuatkan orang ramai melengkapkan ekspedisi ke angkasa lepas berbaloi dengan bajet tahunan sebuah negeri kecil dengan harapan hanya, dan bukan dengan kepastian yang kukuh, untuk mengekstrak dan membawa ke Bumi sekurang-kurangnya segelintir kecil habuk antara bintang?

Antara bintang dan planet

Habuk dalam astronomi dipanggil kecil, pecahan mikron dalam saiz, zarah pepejal terbang di angkasa lepas. Debu kosmik selalunya dibahagikan secara bersyarat kepada debu antara planet dan antara bintang, walaupun, jelas sekali, kemasukan antara bintang ke ruang antara planet tidak dilarang. Hanya mencarinya di sana, antara habuk "tempatan", tidak mudah, kebarangkalian adalah rendah, dan sifatnya berhampiran Matahari boleh berubah dengan ketara. Sekarang, jika anda terbang jauh, ke sempadan sistem suria, terdapat kebarangkalian untuk menangkap habuk antara bintang sebenar adalah sangat tinggi. Pilihan yang ideal adalah untuk melangkaui sistem suria sama sekali.

Habuk adalah antara planet, dalam apa jua keadaan, dalam jarak perbandingan dengan Bumi - perkara itu agak dikaji. Memenuhi seluruh ruang sistem suria dan tertumpu pada satah khatulistiwanya, ia dilahirkan untuk sebahagian besar hasil daripada perlanggaran rawak asteroid dan pemusnahan komet yang menghampiri Matahari. Komposisi habuk, sebenarnya, tidak berbeza daripada komposisi meteorit yang jatuh ke Bumi: sangat menarik untuk mengkajinya, dan masih terdapat banyak penemuan yang perlu dibuat di kawasan ini, tetapi nampaknya tidak ada yang khusus. tipu muslihat di sini. Tetapi terima kasih kepada habuk khusus ini, dalam cuaca baik di barat sejurus selepas matahari terbenam atau di timur sebelum matahari terbit, anda boleh mengagumi kon cahaya pucat di atas ufuk. Ini adalah sinar matahari zodiak yang dipanggil, bertaburan oleh zarah debu kosmik kecil.

Lebih menarik ialah debu antara bintang. Ciri tersendirinya ialah kehadiran teras dan cangkerang pepejal. Teras nampaknya terdiri terutamanya daripada karbon, silikon, dan logam. Dan cangkerang terutamanya diperbuat daripada unsur-unsur gas yang dibekukan di permukaan nukleus, terhablur dalam keadaan "pembekuan dalam" ruang antara bintang, dan ini adalah kira-kira 10 kelvin, hidrogen dan oksigen. Walau bagaimanapun, terdapat kekotoran molekul di dalamnya dan lebih rumit. Ini adalah ammonia, metana, dan juga molekul organik poliatomik yang melekat pada sebutir habuk atau terbentuk di permukaannya semasa mengembara. Sesetengah bahan ini, tentu saja, terbang dari permukaannya, contohnya, di bawah pengaruh sinaran ultraviolet, tetapi proses ini boleh diterbalikkan - ada yang terbang, yang lain membeku atau disintesis.

Sekarang, di ruang antara bintang atau berhampiran mereka, tentu saja, bukan kimia, tetapi fizikal, iaitu, spektroskopi, kaedah telah dijumpai: air, oksida karbon, nitrogen, sulfur dan silikon, hidrogen klorida, ammonia, asetilena, asid organik, seperti formik dan asetik, etil dan metil alkohol, benzena, naftalena. Mereka juga menemui glisin asid amino!

Menarik untuk menangkap dan mengkaji habuk antara bintang yang menembusi sistem suria dan mungkin jatuh ke Bumi. Masalah untuk "menangkap" bukanlah mudah, kerana beberapa zarah debu antara bintang berjaya mengekalkan "kot" ais mereka di bawah matahari, terutamanya di atmosfera Bumi. Yang besar memanaskan terlalu banyak kelajuan kosmiknya tidak dapat dipadamkan dengan cepat, dan zarah habuk "terbakar". Yang kecil, bagaimanapun, merancang di atmosfera selama bertahun-tahun, mengekalkan sebahagian daripada cangkang, tetapi di sini masalah timbul untuk mencari dan mengenal pasti mereka.

Terdapat satu lagi butiran yang sangat menarik. Ia melibatkan habuk, nukleusnya terdiri daripada karbon. Karbon disintesis dalam teras bintang dan pergi ke angkasa, contohnya, dari atmosfera bintang yang semakin tua (seperti gergasi merah), terbang keluar ke ruang antara bintang, menyejuk dan mengembun dengan cara yang sama seperti selepas kabus hari yang panas daripada air yang disejukkan. wap berkumpul di tanah pamah. Bergantung pada keadaan penghabluran, struktur berlapis grafit, kristal berlian (bayangkan keseluruhan awan berlian kecil!) dan juga bola berongga atom karbon (fullerenes) boleh diperolehi. Dan di dalamnya, mungkin, seperti dalam peti besi atau bekas, zarah atmosfera bintang yang sangat kuno disimpan. Menemui zarah debu sedemikian akan menjadi satu kejayaan besar.

Di manakah habuk angkasa ditemui?

Harus dikatakan bahawa konsep vakum kosmik sebagai sesuatu yang benar-benar kosong telah lama kekal sebagai metafora puitis. Malah, seluruh ruang Alam Semesta, baik di antara bintang dan di antara galaksi, dipenuhi dengan jirim, aliran zarah asas, sinaran dan medan - magnet, elektrik dan graviti. Apa yang boleh disentuh, secara relatifnya, adalah gas, habuk dan plasma, yang sumbangannya kepada jumlah jisim Alam Semesta, mengikut pelbagai anggaran, hanya kira-kira 12% dengan ketumpatan purata kira-kira 10-24 g/cm 3 . Gas di angkasa adalah yang paling banyak, hampir 99%. Ini terutamanya hidrogen (sehingga 77.4%) dan helium (21%), selebihnya menyumbang kurang daripada dua peratus jisim. Dan kemudian terdapat habuk dari segi jisim, ia hampir seratus kali kurang daripada gas.

Walaupun kadangkala kekosongan dalam ruang antara bintang dan antara galaksi hampir ideal: kadangkala terdapat 1 liter ruang untuk satu atom jirim! Tiada vakum sedemikian sama ada di makmal darat atau dalam sistem suria. Sebagai perbandingan, kita boleh memberikan contoh berikut: dalam 1 cm 3 udara yang kita sedut, terdapat kira-kira 30,000,000,000,000,000,000 molekul.

Perkara ini diedarkan dalam ruang antara bintang sangat tidak sekata. Kebanyakan gas dan habuk antara bintang membentuk lapisan gas dan debu berhampiran satah simetri cakera Galactic. Ketebalannya dalam Galaxy kita adalah beberapa ratus tahun cahaya. Kebanyakan gas dan habuk dalam dahan lingkaran (lengan) dan terasnya tertumpu terutamanya dalam awan molekul gergasi dalam julat saiz dari 5 hingga 50 parsec (16160 tahun cahaya) dan seberat puluhan ribu malah berjuta-juta jisim suria. Tetapi walaupun dalam awan ini, perkara itu juga diedarkan secara tidak homogen. Dalam isipadu utama awan, kot bulu yang dipanggil, terutamanya daripada hidrogen molekul, ketumpatan zarah adalah kira-kira 100 keping setiap 1 cm 3. Dalam ketumpatan di dalam awan, ia mencapai puluhan ribu zarah setiap 1 cm 3 , dan dalam teras ketumpatan ini, secara amnya, berjuta-juta zarah setiap 1 cm 3 . Ketidaksamaan dalam pengagihan jirim di Alam Semesta inilah yang menyebabkan kewujudan bintang, planet dan, akhirnya, kita sendiri. Kerana ia berada dalam awan molekul, padat dan agak sejuk, bintang-bintang dilahirkan.

Apa yang menarik: semakin tinggi ketumpatan awan, semakin pelbagai komposisinya. Dalam kes ini, terdapat kesesuaian antara ketumpatan dan suhu awan (atau bahagian individunya) dan bahan tersebut, yang molekulnya terdapat di sana. Di satu pihak, ini adalah mudah untuk mengkaji awan: dengan memerhati komponen individunya dalam julat spektrum yang berbeza di sepanjang garis ciri spektrum, contohnya, CO, OH, atau NH 3, anda boleh "melihat" satu atau bahagian lain. daripadanya. Sebaliknya, data tentang komposisi awan membolehkan kita belajar banyak tentang proses yang berlaku di dalamnya.

Di samping itu, dalam ruang antara bintang, berdasarkan spektrum, terdapat juga bahan yang kewujudannya di bawah keadaan daratan adalah mustahil. Ini adalah ion dan radikal. Aktiviti kimia mereka sangat tinggi sehingga mereka segera bertindak balas di Bumi. Dan dalam ruang sejuk yang jarang ditemui, mereka hidup lama dan agak bebas.

Secara umum, gas dalam ruang antara bintang bukan sahaja atom. Di mana ia lebih sejuk, tidak lebih daripada 50 kelvin, atom berjaya kekal bersama, membentuk molekul. Walau bagaimanapun, jisim besar gas antara bintang masih dalam keadaan atom. Ini terutamanya hidrogen, bentuk neutralnya ditemui baru-baru ini pada tahun 1951. Seperti yang anda ketahui, ia memancarkan gelombang radio dengan panjang 21 cm (frekuensi 1420 MHz), keamatan yang menentukan berapa banyak ia dalam Galaxy. Secara kebetulan, ia diedarkan secara tidak homogen di ruang antara bintang. Dalam awan hidrogen atom, kepekatannya mencapai beberapa atom setiap 1 cm3, tetapi di antara awan ia adalah urutan magnitud yang lebih kecil.

Akhirnya, berhampiran bintang panas, gas wujud dalam bentuk ion. Sinaran ultraungu yang kuat memanaskan dan mengionkan gas, dan ia mula bercahaya. Itulah sebabnya kawasan yang mempunyai kepekatan gas panas yang tinggi, dengan suhu kira-kira 10,000 K, kelihatan seperti awan bercahaya. Mereka dipanggil nebula gas ringan.

Dan dalam mana-mana nebula, pada tahap yang lebih besar atau lebih kecil, terdapat habuk antara bintang. Walaupun fakta bahawa nebula dibahagikan secara bersyarat kepada berdebu dan gas, terdapat habuk pada kedua-duanya. Dan dalam apa jua keadaan, ia adalah habuk yang nampaknya membantu bintang terbentuk di kedalaman nebula.

objek kabus

Di antara semua objek angkasa, nebula mungkin yang paling cantik. Benar, nebula gelap dalam julat yang boleh dilihat kelihatan seperti gumpalan hitam di langit - ia paling baik diperhatikan dengan latar belakang Bima Sakti. Tetapi dalam julat gelombang elektromagnet yang lain, seperti inframerah, ia boleh dilihat dengan baik dan gambarnya sangat luar biasa.

Nebula diasingkan di angkasa, dihubungkan oleh daya graviti atau tekanan luar, pengumpulan gas dan habuk. Jisim mereka boleh dari 0.1 hingga 10,000 jisim suria, dan saiznya boleh dari 1 hingga 10 parsec.

Pada mulanya, ahli astronomi terganggu oleh nebula. Sehingga pertengahan abad ke-19, nebula yang ditemui dianggap sebagai halangan menjengkelkan yang menghalang pemerhatian bintang dan mencari komet baru. Pada tahun 1714, orang Inggeris Edmond Halley, yang namanya beruang komet terkenal, malah menyusun "senarai hitam" enam nebula supaya mereka tidak mengelirukan "penangkap komet", dan orang Perancis Charles Messier mengembangkan senarai ini kepada 103 objek. Nasib baik, ahli muzik Sir William Herschel, kakak dan anak lelakinya, yang meminati astronomi, mula berminat dengan nebula. Memerhati langit dengan teleskop yang dibina sendiri, mereka meninggalkan katalog nebula dan gugusan bintang, dengan maklumat tentang 5,079 objek angkasa!

Herschels secara praktikalnya meletihkan kemungkinan teleskop optik pada tahun-tahun itu. Walau bagaimanapun, ciptaan fotografi dan masa pendedahan yang panjang memungkinkan untuk mencari objek yang sangat samar-samar. Tidak lama kemudian, kaedah analisis spektrum, pemerhatian dalam pelbagai julat gelombang elektromagnet memungkinkan pada masa hadapan bukan sahaja untuk mengesan banyak nebula baru, tetapi juga untuk menentukan struktur dan sifatnya.

Nebula antara bintang kelihatan terang dalam dua kes: sama ada ia terlalu panas sehingga gasnya sendiri bersinar, nebula tersebut dipanggil nebula pelepasan; atau nebula itu sendiri sejuk, tetapi habuknya menyerakkan cahaya bintang terang berhampiran ini adalah nebula pantulan.

Nebula gelap juga merupakan koleksi gas dan habuk antara bintang. Tetapi tidak seperti nebula gas ringan, kadang-kadang kelihatan walaupun dengan teropong yang kuat atau teleskop, seperti Nebula Orion, nebula gelap tidak memancarkan cahaya, tetapi menyerapnya. Apabila cahaya bintang melalui nebula tersebut, habuk boleh menyerap sepenuhnya, mengubahnya menjadi sinaran inframerah yang tidak dapat dilihat oleh mata. Oleh itu, nebula tersebut kelihatan seperti tenggelam tanpa bintang di langit. V. Herschel memanggil mereka "lubang di langit." Mungkin yang paling menakjubkan ialah Nebula Kepala Kuda.

Walau bagaimanapun, zarah habuk mungkin tidak menyerap sepenuhnya cahaya bintang, tetapi hanya sebahagiannya menyerakkannya, sementara secara selektif. Hakikatnya ialah saiz zarah debu antara bintang adalah hampir dengan panjang gelombang cahaya biru, jadi ia bertaburan dan diserap dengan lebih kuat, dan bahagian "merah" cahaya bintang mencapai kita dengan lebih baik. Ngomong-ngomong, ini adalah cara yang baik untuk menganggarkan saiz butiran debu dengan cara ia melemahkan cahaya dengan panjang gelombang yang berbeza.

bintang dari awan

Sebab-sebab pembentukan bintang belum dapat dipastikan dengan tepat hanya terdapat model yang lebih atau kurang boleh dipercayai menjelaskan data eksperimen. Di samping itu, cara pembentukan, sifat dan nasib seterusnya bintang sangat pelbagai dan bergantung kepada banyak faktor. Walau bagaimanapun, terdapat konsep yang mantap, atau lebih tepatnya, hipotesis yang paling maju, yang intipatinya, dalam istilah yang paling umum, ialah bintang terbentuk daripada gas antara bintang di kawasan dengan ketumpatan jirim yang meningkat, iaitu dalam kedalaman awan antara bintang. Debu sebagai bahan boleh diabaikan, tetapi peranannya dalam pembentukan bintang sangat besar.

Ini berlaku (dalam versi paling primitif, untuk bintang tunggal), nampaknya, seperti ini. Pertama, awan protostellar terpeluwap daripada medium antara bintang, yang mungkin disebabkan oleh ketidakstabilan graviti, tetapi sebabnya mungkin berbeza dan belum difahami sepenuhnya. Satu cara atau yang lain, ia menguncup dan menarik jirim dari ruang sekeliling. Suhu dan tekanan di pusatnya meningkat sehingga molekul di tengah bola gas yang mengecut ini mula hancur menjadi atom dan kemudian menjadi ion. Proses sedemikian menyejukkan gas, dan tekanan di dalam teras menurun dengan mendadak. Teras dimampatkan, dan gelombang kejutan merambat di dalam awan, membuang lapisan luarnya. Protostar terbentuk, yang terus mengecut di bawah pengaruh daya graviti sehingga tindak balas pelakuran termonuklear bermula di tengahnya - penukaran hidrogen kepada helium. Mampatan berterusan untuk beberapa lama, sehingga daya mampatan graviti diseimbangkan oleh daya gas dan tekanan sinaran.

Adalah jelas bahawa jisim bintang yang terbentuk sentiasa kurang daripada jisim nebula yang "menghasilkan"nya. Sebahagian daripada bahan yang tidak sempat jatuh ke dalam nukleus "disapu keluar" oleh gelombang kejutan, sinaran dan zarah yang mengalir ke ruang sekeliling semasa proses ini.

Proses pembentukan bintang dan sistem bintang dipengaruhi oleh banyak faktor, termasuk medan magnet, yang sering menyumbang kepada "pecah" awan protostellar kepada dua, kurang kerap tiga serpihan, setiap satunya dimampatkan ke dalam protostar sendiri di bawah pengaruh graviti. Ini adalah bagaimana, sebagai contoh, banyak sistem bintang binari timbul - dua bintang yang berputar mengelilingi pusat jisim yang sama dan bergerak di angkasa secara keseluruhan.

Apabila "penuaan" bahan api nuklear dalam perut bintang secara beransur-ansur terbakar, dan semakin cepat, semakin besar bintang itu. Dalam kes ini, kitaran hidrogen tindak balas digantikan oleh helium, maka, sebagai hasil daripada tindak balas pelakuran nuklear, unsur kimia yang semakin berat terbentuk, sehingga besi. Pada akhirnya, nukleus, yang tidak menerima lebih banyak tenaga daripada tindak balas termonuklear, berkurangan secara mendadak dalam saiz, kehilangan kestabilannya, dan bahannya, seolah-olah, jatuh pada dirinya sendiri. Letupan kuat berlaku, di mana bahan boleh memanaskan sehingga berbilion darjah, dan interaksi antara nukleus membawa kepada pembentukan unsur kimia baharu, sehingga yang paling berat. Letupan itu disertai dengan pelepasan tenaga yang tajam dan pelepasan bahan. Sebuah bintang meletup, satu proses yang dipanggil letupan supernova. Akhirnya, bintang, bergantung kepada jisim, akan bertukar menjadi bintang neutron atau lubang hitam.

Ini mungkin yang sebenarnya berlaku. Walau apa pun, tidak syak lagi bahawa muda, iaitu, panas, bintang dan gugusan mereka kebanyakannya hanya dalam nebula, iaitu, di kawasan dengan ketumpatan gas dan habuk yang meningkat. Ini jelas dilihat dalam gambar yang diambil oleh teleskop dalam julat panjang gelombang yang berbeza.

Sudah tentu, ini tidak lebih daripada ringkasan paling kasar bagi urutan peristiwa. Bagi kami, dua mata pada asasnya penting. Pertama, apakah peranan habuk dalam pembentukan bintang? Dan yang kedua dari mana, sebenarnya, ia datang?

Penyejuk sejagat

Dalam jumlah jisim bahan kosmik, habuk itu sendiri, iaitu, atom karbon, silikon dan beberapa unsur lain yang digabungkan menjadi zarah pepejal, adalah sangat kecil sehingga, dalam apa jua keadaan, sebagai bahan binaan untuk bintang, nampaknya mereka boleh tidak diambil kira. Walau bagaimanapun, sebenarnya, peranan mereka adalah hebat kerana mereka yang menyejukkan gas antara bintang yang panas, mengubahnya menjadi awan pekat yang sangat sejuk itu, dari mana bintang kemudiannya diperoleh.

Hakikatnya ialah gas antara bintang tidak boleh menyejukkan dirinya sendiri. Struktur elektronik atom hidrogen adalah sedemikian rupa sehingga ia boleh melepaskan tenaga berlebihan, jika ada, dengan memancarkan cahaya di kawasan spektrum yang boleh dilihat dan ultraungu, tetapi tidak dalam julat inframerah. Secara kiasan, hidrogen tidak boleh memancarkan haba. Untuk menyejukkan dengan betul, ia memerlukan "peti sejuk", yang peranannya dimainkan dengan tepat oleh zarah habuk antara bintang.

Semasa perlanggaran dengan butiran debu pada kelajuan tinggi tidak seperti butiran debu yang lebih berat dan perlahan, molekul gas terbang dengan cepat mereka kehilangan kelajuan dan tenaga kinetiknya dipindahkan ke butiran debu. Ia juga memanaskan dan mengeluarkan haba berlebihan ini ke ruang sekeliling, termasuk dalam bentuk sinaran inframerah, manakala ia menjadi sejuk. Jadi, mengambil haba molekul antara bintang, habuk bertindak sebagai sejenis radiator, menyejukkan awan gas. Jisimnya tidak banyak - kira-kira 1% daripada jisim keseluruhan bahan awan, tetapi ini cukup untuk menghilangkan haba berlebihan selama berjuta-juta tahun.

Apabila suhu awan menurun, begitu juga dengan tekanan, awan mengembun dan bintang sudah boleh dilahirkan daripadanya. Sisa-sisa bahan dari mana bintang itu dilahirkan, seterusnya, sumber pembentukan planet. Di sini, zarah habuk sudah termasuk dalam komposisi mereka, dan dalam kuantiti yang lebih besar. Kerana, setelah dilahirkan, bintang itu memanaskan dan mempercepatkan semua gas di sekelilingnya, dan debu tetap terbang berdekatan. Lagipun, ia mampu menyejukkan dan tertarik kepada bintang baru yang jauh lebih kuat daripada molekul gas individu. Pada akhirnya, di sebelah bintang yang baru lahir adalah awan debu, dan di pinggir, gas tepu debu.

Planet gas seperti Zuhal, Uranus dan Neptun dilahirkan di sana. Nah, planet pepejal muncul berhampiran bintang. Kita ada Marikh, Bumi, Zuhrah dan Utarid. Ternyata pembahagian yang agak jelas kepada dua zon: planet gas dan yang pepejal. Jadi Bumi ternyata sebahagian besarnya diperbuat daripada zarah debu antara bintang. Zarah debu logam telah menjadi sebahagian daripada teras planet, dan kini Bumi mempunyai teras besi yang besar.

Misteri alam semesta muda

Jika galaksi telah terbentuk, maka dari mana datangnya habuk itu?Pada dasarnya, saintis faham. Sumber yang paling penting ialah novae dan supernova, yang kehilangan sebahagian daripada jisimnya, "membuang" cangkerang ke dalam ruang sekeliling. Di samping itu, habuk juga dilahirkan dalam suasana gergasi merah yang berkembang, dari mana ia secara literal dihanyutkan oleh tekanan radiasi. Dalam keadaan sejuk mereka, mengikut piawaian bintang, atmosfera (kira-kira 2.5 3 ribu kelvin) terdapat cukup banyak molekul yang agak kompleks.

Tetapi inilah misteri yang masih belum dapat diselesaikan. Ia sentiasa dipercayai bahawa habuk adalah hasil daripada evolusi bintang. Dalam erti kata lain, bintang mesti dilahirkan, wujud untuk beberapa lama, menjadi tua dan, katakan, menghasilkan habuk dalam letupan supernova terakhir. Tetapi apa yang didahulukan, telur atau ayam? Debu pertama yang diperlukan untuk kelahiran bintang, atau bintang pertama, yang atas sebab tertentu dilahirkan tanpa bantuan debu, menjadi tua, meletup, membentuk debu pertama.

Apa yang berlaku pada mulanya? Lagipun, apabila Letupan Besar berlaku 14 bilion tahun yang lalu, hanya ada hidrogen dan helium di Alam Semesta, tiada unsur lain! Pada masa itulah galaksi pertama, awan besar, dan di dalamnya bintang pertama mula muncul dari mereka, yang harus pergi jauh dalam kehidupan. Tindak balas termonuklear dalam teras bintang sepatutnya "mengimpal" unsur kimia yang lebih kompleks, mengubah hidrogen dan helium menjadi karbon, nitrogen, oksigen, dan sebagainya, dan hanya selepas itu bintang itu perlu membuang semuanya ke angkasa, meletup atau secara beransur-ansur menjatuhkan cangkerang. Kemudian jisim ini terpaksa menyejukkan, menyejukkan dan, akhirnya, bertukar menjadi debu. Tetapi sudah 2 bilion tahun selepas Big Bang, di galaksi terawal, terdapat debu! Dengan bantuan teleskop, ia ditemui di galaksi yang berjarak 12 bilion tahun cahaya dari kita. Pada masa yang sama, 2 bilion tahun adalah tempoh yang terlalu singkat untuk kitaran hayat penuh bintang: pada masa ini, kebanyakan bintang tidak mempunyai masa untuk menjadi tua. Dari mana datangnya habuk di Galaxy muda, jika tiada apa-apa selain hidrogen dan helium, sebuah misteri.

Reaktor mote

Bukan sahaja habuk antara bintang bertindak sebagai sejenis penyejuk sejagat, ia mungkin berkat habuk yang menyebabkan molekul kompleks muncul di angkasa.

Hakikatnya ialah permukaan sebutir habuk pada masa yang sama boleh berfungsi sebagai reaktor di mana molekul terbentuk daripada atom, dan sebagai pemangkin untuk tindak balas sintesisnya. Lagipun, kebarangkalian bahawa banyak atom unsur yang berbeza akan berlanggar sekaligus pada satu titik, dan juga berinteraksi antara satu sama lain pada suhu sedikit di atas sifar mutlak, adalah sangat kecil. Sebaliknya, kebarangkalian bahawa sebutir habuk akan berlanggar secara berurutan dalam penerbangan dengan pelbagai atom atau molekul, terutamanya di dalam awan tebal yang sejuk, adalah agak tinggi. Sebenarnya, inilah yang berlaku ini adalah bagaimana cangkerang butiran debu antara bintang terbentuk daripada atom dan molekul yang ditemui beku di atasnya.

Pada permukaan pepejal, atom bersebelahan. Berhijrah ke atas permukaan butiran debu untuk mencari kedudukan yang paling menguntungkan secara bertenaga, atom bertemu dan, berada dalam jarak yang dekat, mendapat peluang untuk bertindak balas antara satu sama lain. Sudah tentu, sangat perlahan mengikut suhu butiran debu. Permukaan zarah, terutamanya yang mengandungi logam dalam teras, boleh mempamerkan sifat mangkin. Ahli kimia di Bumi sedar bahawa pemangkin yang paling berkesan hanyalah zarah pecahan mikron dalam saiz, di mana molekul dipasang dan kemudian bertindak balas, yang dalam keadaan normal sama sekali "tidak peduli" antara satu sama lain. Nampaknya, hidrogen molekul juga terbentuk dengan cara ini: atomnya "melekat" pada sebutir debu, dan kemudian terbang darinya, tetapi sudah berpasangan, dalam bentuk molekul.

Sangat mungkin bahawa butiran debu antara bintang yang kecil, setelah mengekalkan beberapa molekul organik dalam cangkerangnya, termasuk asid amino paling ringkas, membawa "benih kehidupan" pertama ke Bumi kira-kira 4 bilion tahun yang lalu. Ini, tentu saja, tidak lebih daripada hipotesis yang indah. Tetapi memihak kepada fakta bahawa glisin asid amino ditemui dalam komposisi gas sejuk dan awan debu. Mungkin ada yang lain, cuma setakat ini keupayaan teleskop tidak membolehkannya dikesan.

Memburu habuk

Sudah tentu, adalah mungkin untuk mengkaji sifat habuk antara bintang pada jarak jauh dengan bantuan teleskop dan instrumen lain yang terletak di Bumi atau pada satelitnya. Tetapi lebih menggoda untuk menangkap zarah debu antara bintang, dan kemudian mengkajinya secara terperinci, mengetahui bukan secara teori, tetapi secara praktikal, apa yang terdiri daripadanya, bagaimana ia disusun. Terdapat dua pilihan di sini. Anda boleh sampai ke kedalaman ruang, mengumpul habuk antara bintang di sana, membawanya ke Bumi dan menganalisisnya dalam semua cara yang mungkin. Atau anda boleh cuba terbang keluar dari sistem suria dan menganalisis habuk di sepanjang jalan tepat di atas kapal angkasa, menghantar data ke Bumi.

Percubaan pertama untuk membawa sampel habuk antara bintang, dan secara umum bahan medium antara bintang, telah dibuat oleh NASA beberapa tahun lalu. Kapal angkasa itu dilengkapi dengan perangkap khas - pengumpul untuk mengumpul habuk antara bintang dan zarah angin kosmik. Untuk menangkap zarah habuk tanpa kehilangan cangkangnya, perangkap itu diisi dengan bahan khas, yang dipanggil aerogel. Bahan berbuih yang sangat ringan ini (yang komposisinya adalah rahsia perdagangan) menyerupai jeli. Apabila berada di dalamnya, zarah-zarah habuk tersekat, dan kemudian, seperti dalam mana-mana perangkap, penutupnya tertutup rapat untuk terbuka di Bumi.

Projek ini dipanggil Stardust Stardust. Program dia memang hebat. Selepas dilancarkan pada Februari 1999, peralatan di atas kapal akhirnya akan mengumpul sampel habuk antara bintang dan, secara berasingan, habuk di sekitar komet Wild-2, yang terbang berhampiran Bumi Februari lalu. Kini dengan kontena yang diisi dengan kargo paling berharga ini, kapal itu terbang pulang ke tanah pada 15 Januari 2006 di Utah, berhampiran Salt Lake City (AS). Pada masa itulah ahli astronomi akhirnya akan melihat dengan mata mereka sendiri (dengan bantuan mikroskop, sudah tentu) zarah-zarah debu itu, model-model komposisi dan struktur yang telah mereka ramalkan.

Dan pada Ogos 2001, Genesis terbang untuk mendapatkan sampel jirim dari angkasa lepas. Projek NASA ini bertujuan terutamanya untuk menangkap zarah angin suria. Selepas menghabiskan 1,127 hari di angkasa lepas, di mana ia terbang kira-kira 32 juta km, kapal itu kembali dan menjatuhkan kapsul dengan sampel yang diperoleh ke Bumi - perangkap dengan ion, zarah angin suria. Malangnya, malang berlaku payung terjun tidak dibuka, dan kapsul itu jatuh ke tanah dengan sekuat tenaga. Dan terhempas. Sudah tentu, serpihan itu dikumpulkan dan dikaji dengan teliti. Walau bagaimanapun, pada Mac 2005, pada persidangan di Houston, seorang peserta dalam program itu, Don Barnetty, menyatakan bahawa empat pengumpul dengan zarah angin suria tidak terjejas, dan saintis sedang giat mengkaji kandungannya, 0.4 mg angin suria yang ditangkap, di Houston. .

Namun, kini NASA sedang menyediakan projek ketiga, lebih hebat lagi. Ini akan menjadi misi angkasa Interstellar Probe. Kali ini kapal angkasa akan bergerak jauh pada jarak 200 AU. e. dari Bumi (a. e. jarak dari Bumi ke Matahari). Kapal ini tidak akan kembali, tetapi akan "disumbat" dengan pelbagai jenis peralatan, termasuk dan untuk menganalisis sampel habuk antara bintang. Jika semuanya berjalan lancar, zarah debu antara bintang dari angkasa lepas akhirnya akan ditangkap, difoto dan dianalisis secara automatik, terus di atas kapal angkasa.

Pembentukan bintang muda

1. Awan molekul galaksi raksasa dengan saiz 100 parsec, jisim 100,000 matahari, suhu 50 K, ketumpatan 10 2 zarah / cm 3. Di dalam awan ini terdapat kondensasi berskala besar gas meresap dan nebula debu (110 pc, 10,000 matahari, 20 K, 10 3 zarah/cm 4 zarah/cm3). Di dalam yang terakhir, terdapat gugusan globul dengan saiz 0.1 pc, jisim 110 matahari dan ketumpatan 10 10 6 zarah / cm 3, di mana bintang baru terbentuk

2. Kelahiran bintang di dalam awan gas dan debu

3. Sebuah bintang baharu dengan sinaran dan angin bintangnya mempercepatkan gas di sekeliling menjauhi dirinya

4. Bintang muda memasuki angkasa, bersih dan bebas daripada gas dan habuk, menolak nebula yang melahirkannya

Peringkat perkembangan "embrionik" bintang, sama jisim dengan Matahari

5. Asal usul awan yang tidak stabil secara graviti bersaiz 2,000,000 matahari, dengan suhu kira-kira 15 K dan ketumpatan awal 10 -19 g/cm 3

6. Selepas beberapa ratus ribu tahun, awan ini membentuk teras dengan suhu kira-kira 200 K dan saiz 100 matahari, jisimnya masih hanya 0.05 daripada suria.

7. Pada peringkat ini, teras dengan suhu sehingga 2,000 K mengecut secara mendadak akibat pengionan hidrogen dan pada masa yang sama memanaskan sehingga 20,000 K, halaju jirim jatuh ke bintang yang semakin meningkat mencapai 100 km/s

8. Sebuah protostar bersaiz dua matahari dengan suhu di pusat 2x10 5 K, dan di permukaan 3x10 3 K

9. Peringkat terakhir dalam pra-evolusi bintang ialah pemampatan perlahan, di mana isotop litium dan berilium terbakar. Hanya selepas suhu meningkat kepada 6x10 6 K, tindak balas termonuklear sintesis helium daripada hidrogen bermula di bahagian dalam bintang. Jumlah tempoh kitaran kelahiran bintang seperti Matahari kita ialah 50 juta tahun, selepas itu bintang sedemikian boleh terbakar secara senyap selama berbilion tahun

Olga Maksimenko, Calon Sains Kimia

latar belakang x-ray angkasa

Ayunan dan gelombang: Ciri-ciri pelbagai sistem ayunan (pengayun).

Memecahkan Alam Semesta

Kompleks lilitan berdebu: rajah4

Sifat habuk ruang

S. V. Bozhokin Universiti Teknikal Negeri St	Kandungan

pengenalan

Ramai orang mengagumi dengan gembira pemandangan indah langit berbintang, salah satu ciptaan alam semula jadi yang paling hebat. Di langit musim luruh yang cerah, jelas kelihatan bagaimana jalur bercahaya samar-samar yang dipanggil Bima Sakti berjalan di seluruh langit, mempunyai garis besar yang tidak teratur dengan lebar dan kecerahan yang berbeza. Jika kita melihat Bima Sakti, yang membentuk Galaksi kita, melalui teleskop, ternyata jalur terang ini terpecah menjadi banyak bintang bercahaya samar-samar, yang, pada mata kasar, bergabung menjadi pancaran berterusan. Kini diketahui bahawa Bima Sakti bukan sahaja terdiri daripada bintang dan gugusan bintang, tetapi juga awan gas dan debu.

besar awan antara bintang daripada bercahaya gas jarang mendapat nama nebula meresap gas. Salah satu yang paling terkenal ialah nebula in buruj Orion, yang boleh dilihat walaupun dengan mata kasar berhampiran bahagian tengah tiga bintang yang membentuk "pedang" Orion. Gas-gas yang membentuknya bersinar dengan cahaya sejuk, memancarkan semula cahaya bintang panas jiran. Nebula resap gas terdiri terutamanya daripada hidrogen , oksigen , helium dan nitrogen. Nebula gas atau meresap sedemikian berfungsi sebagai buaian untuk bintang muda, yang dilahirkan dengan cara yang sama seperti kita pernah dilahirkan. sistem suria. Proses pembentukan bintang adalah berterusan, dan bintang terus terbentuk hari ini.

AT ruang antara bintang nebula berdebu meresap juga diperhatikan. Awan ini terdiri daripada zarah debu keras yang kecil. Jika bintang terang muncul berhampiran nebula berdebu, maka cahayanya diserakkan oleh nebula ini dan nebula berdebu menjadi boleh diperhatikan secara langsung(Rajah 1). Nebula gas dan habuk umumnya boleh menyerap cahaya bintang yang terletak di belakangnya, jadi ia sering kelihatan dalam tangkapan langit sebagai lubang hitam ternganga di latar belakang. Bima Sakti. Nebula sedemikian dipanggil nebula gelap. Di langit selatan hemisfera terdapat satu nebula gelap yang sangat besar, yang dipanggil oleh pelaut sebagai Karung Arang. Tiada sempadan yang jelas antara nebula gas dan berdebu, jadi mereka sering diperhatikan bersama sebagai nebula gas dan berdebu.

Nebula meresap hanyalah ketumpatan dalam yang sangat jarang jirim antara bintang, yang dinamakan gas antara bintang. Gas antara bintang dikesan hanya apabila memerhatikan spektrum bintang jauh, menyebabkan tambahan di dalamnya. Lagipun, dalam jarak yang jauh, gas jarang seperti itu boleh menyerap sinaran bintang. Kemunculan dan perkembangan pesat astronomi radio membolehkan untuk mengesan gas tidak kelihatan ini oleh gelombang radio yang dipancarkannya. Awan gelap gas antara bintang yang besar kebanyakannya terdiri daripada hidrogen, yang walaupun pada suhu rendah memancarkan gelombang radio pada panjang 21 cm. Gelombang radio ini melalui gas dan debu tanpa halangan. Ia adalah astronomi radio yang membantu kami dalam mengkaji bentuk Bima Sakti. Hari ini kita tahu bahawa gas dan habuk, bercampur dengan gugusan besar bintang, membentuk lingkaran, cabang-cabangnya, meninggalkan pusat. galaksi, melilit di tengahnya, mencipta sesuatu yang serupa dengan sotong dengan sesungut panjang yang terperangkap dalam pusaran air.

Pada masa ini, sejumlah besar jirim dalam Galaxy kita adalah dalam bentuk gas dan nebula debu. Jirim resap antara bintang tertumpu pada lapisan yang agak nipis satah khatulistiwa sistem bintang kami. Awan gas antara bintang dan habuk menghalang pusat Galaksi daripada kita. Kerana awan debu kosmik, puluhan ribu gugusan bintang terbuka kekal tidak kelihatan kepada kita. Debu kosmik halus bukan sahaja melemahkan cahaya bintang, tetapi juga memesongkannya komposisi spektrum. Hakikatnya ialah apabila sinaran cahaya melalui habuk kosmik, ia bukan sahaja melemah, tetapi juga berubah warna. Penyerapan cahaya oleh habuk kosmik bergantung pada panjang gelombang, jadi dari semua spektrum optik bintang sinar biru diserap dengan lebih kuat dan foton yang sepadan dengan warna merah diserap lebih lemah. Kesan ini membawa kepada kemerahan cahaya bintang yang telah melalui medium antara bintang.

Bagi ahli astrofizik, kajian tentang sifat habuk kosmik dan penjelasan pengaruh habuk ini terhadap kajian angkasa adalah sangat penting. ciri fizikal objek astrofizik. Kepupusan antara bintang dan polarisasi cahaya antara bintang, sinaran inframerah kawasan hidrogen neutral, defisit unsur kimia dalam medium antara bintang, persoalan pembentukan molekul dan kelahiran bintang - dalam semua masalah ini peranan besar dimiliki oleh habuk kosmik, yang sifatnya dipertimbangkan dalam artikel ini.

Asal usul debu kosmik

Butiran debu kosmik timbul terutamanya dalam atmosfera bintang yang lambat luput - kerdil merah, serta semasa proses letupan pada bintang dan lentingan gas yang pantas daripada nukleus galaksi. Sumber lain pembentukan habuk kosmik ialah planet dan nebula protostellar , atmosfera bintang dan awan antara bintang. Dalam semua proses pembentukan zarah debu kosmik, suhu gas menurun apabila gas bergerak ke luar dan pada satu ketika melalui titik embun, di mana pemeluwapan wap yang membentuk nukleus zarah debu. Baru fasa biasanya kelompok. Kluster ialah kumpulan kecil atom atau molekul yang terbentuk mampan kuasimolekul. Dalam perlanggaran dengan sudah terbentuk embrio butiran debu boleh dicantumkan oleh atom dan molekul, sama ada dengan memasuki tindak balas kimia dengan atom butiran debu (kemisorpsian), atau melengkapkan gugusan yang sedang terbentuk. Di kawasan paling tumpat dalam medium antara bintang, kepekatan zarah di mana cm-3 , pertumbuhan butiran debu boleh dikaitkan dengan proses pembekuan, di mana zarah habuk boleh melekat bersama tanpa dimusnahkan. Proses pembekuan, yang bergantung pada sifat permukaan butiran debu dan suhunya, berlaku hanya apabila perlanggaran antara butiran debu berlaku pada halaju perlanggaran relatif rendah.

Pada rajah. Rajah 2 menunjukkan pertumbuhan gugusan habuk kosmik dengan menambah monomer. Hasilnya amorfus butiran debu kosmik boleh menjadi sekumpulan atom dengan fraktal harta benda . fraktal dipanggil objek geometri: garisan, permukaan, badan ruang yang mempunyai bentuk lekukan yang kuat dan mempunyai sifat persamaan diri. persamaan diri bermaksud invarian ciri geometri utama objek fraktal apabila menukar skala. Sebagai contoh, imej banyak objek fraktal menjadi sangat serupa apabila dibesarkan. kebenaran dalam mikroskop. Kelompok fraktal ialah struktur berliang bercabang tinggi yang terbentuk dalam keadaan sangat tidak seimbang apabila zarah pepejal saiz yang sama bergabung menjadi satu keseluruhan. Dalam keadaan daratan, fraktal agregat diperolehi dengan kelonggaran wap logam dalam keadaan bukan keseimbangan, selepas pembentukan gel dalam larutan, semasa pembekuan zarah dalam wasap. Model butiran debu kosmik fraktal ditunjukkan dalam rajah. 3. Ambil perhatian bahawa proses pembekuan butiran debu yang berlaku dalam awan protostellar dan cakera gas dan habuk, meningkat dengan ketara dengan gerakan bergelora jirim antara bintang.

Nukleus zarah debu kosmik, yang terdiri daripada unsur refraktori, dalam perseratus mikron terbentuk dalam cangkerang bintang sejuk dengan aliran keluar gas yang lancar atau semasa proses letupan. Nukleus butiran debu sedemikian tahan terhadap banyak pengaruh luaran.

Dari mana datangnya habuk kosmik? Planet kita dikelilingi oleh cangkerang udara yang padat - atmosfera. Komposisi atmosfera, sebagai tambahan kepada gas yang terkenal, juga termasuk zarah pepejal - habuk.

Pada asasnya, ia terdiri daripada zarah tanah yang naik di bawah pengaruh angin. Semasa letusan gunung berapi, awan debu yang kuat sering diperhatikan. Keseluruhan "topi habuk" tergantung di bandar-bandar besar, mencapai ketinggian 2-3 km. Bilangan zarah habuk dalam satu kubus. cm udara di bandar mencapai 100 ribu keping, manakala di udara gunung yang bersih ia mengandungi hanya beberapa ratus. Walau bagaimanapun, habuk asal daratan naik ke ketinggian yang agak kecil - sehingga 10 km. Debu gunung berapi boleh mencapai ketinggian 40-50 km.

Asal usul debu kosmik

Kehadiran awan debu pada ketinggian yang ketara melebihi 100 km telah ditubuhkan. Ini adalah apa yang dipanggil "awan perak", yang terdiri daripada habuk kosmik.

Asal usul debu kosmik sangat pelbagai: ia termasuk sisa komet yang reput, dan zarah jirim yang dikeluarkan oleh Matahari dan dibawa kepada kita oleh kuasa tekanan cahaya.

Sememangnya, di bawah pengaruh graviti, sebahagian besar zarah debu kosmik ini perlahan-lahan mendap ke bumi. Kehadiran habuk kosmik sedemikian telah dikesan di puncak bersalji tinggi.

meteorit

Sebagai tambahan kepada habuk kosmik yang perlahan-lahan mendap ini, ratusan juta meteor meletup ke dalam lingkungan atmosfera kita setiap hari - apa yang kita panggil "bintang jatuh". Terbang pada kelajuan kosmik ratusan kilometer sesaat, mereka terbakar akibat geseran terhadap zarah udara sebelum sampai ke permukaan bumi. Hasil pembakaran mereka juga mengendap di atas tanah.

Walau bagaimanapun, di antara meteor terdapat spesimen yang sangat besar yang sampai ke permukaan bumi. Oleh itu, kejatuhan meteorit Tunguska yang besar pada pukul 5 pagi pada 30 Jun 1908 diketahui, disertai dengan beberapa fenomena seismik yang dicatatkan walaupun di Washington (9 ribu km dari tempat hentaman) dan menunjukkan kuasa letupan semasa jatuh meteorit. Profesor Kulik, yang meneliti tapak hentaman meteorit dengan keberanian yang luar biasa, menemui semak belukar angin mengelilingi tapak hentaman dalam radius ratusan kilometer. Malangnya, meteorit itu tidak ditemui. Seorang pekerja Muzium British Kirpatrick membuat lawatan khas ke USSR pada tahun 1932, tetapi tidak sampai ke tempat meteorit itu jatuh. Bagaimanapun, beliau mengesahkan andaian Profesor Kulik, yang menganggarkan jisim meteorit yang jatuh pada 100-120 tan.

Awan debu angkasa

Hipotesis ahli akademik V. I. Vernadsky menarik, yang menganggap mungkin bukan meteorit yang boleh jatuh, tetapi awan besar debu kosmik yang bergerak dengan kelajuan yang sangat besar.

Ahli akademik Vernadsky mengesahkan hipotesisnya dengan kemunculan pada hari ini sejumlah besar awan bercahaya yang bergerak pada ketinggian tinggi pada kelajuan 300-350 km sejam. Hipotesis ini juga boleh menjelaskan hakikat bahawa pokok-pokok yang mengelilingi kawah meteorit kekal berdiri, manakala yang terletak lebih jauh telah tumbang oleh gelombang letupan.

Selain meteorit Tunguska, beberapa kawah asal meteorit juga diketahui. Kawah pertama yang ditinjau ini boleh dipanggil kawah Arizona di "Devil's Canyon". Menariknya, bukan sahaja serpihan meteorit besi ditemui berhampirannya, tetapi juga berlian kecil yang terbentuk daripada karbon daripada suhu dan tekanan tinggi semasa kejatuhan dan letupan meteorit.
Sebagai tambahan kepada kawah-kawah ini, yang membuktikan kejatuhan meteorit besar seberat puluhan tan, terdapat juga kawah yang lebih kecil: di Australia, di Pulau Ezel dan beberapa yang lain.

Sebagai tambahan kepada meteorit besar, agak banyak yang lebih kecil jatuh setiap tahun - dengan berat dari 10-12 gram hingga 2-3 kilogram.

Jika Bumi tidak dilindungi oleh atmosfera yang padat, setiap saat kita akan dihujani oleh zarah kosmik terkecil, meluru pada kelajuan melebihi kelajuan peluru.

Semasa 2003–2008 sekumpulan saintis Rusia dan Austria dengan penyertaan Heinz Kohlmann, ahli paleontologi terkenal, kurator Taman Negara Eisenwurzen, mengkaji malapetaka yang berlaku 65 juta tahun yang lalu, apabila lebih daripada 75% daripada semua organisma mati di Bumi, termasuk dinosaur . Kebanyakan penyelidik percaya bahawa kepupusan itu disebabkan oleh kejatuhan asteroid, walaupun terdapat sudut pandangan lain.

Jejak malapetaka ini di bahagian geologi diwakili oleh lapisan nipis tanah liat hitam dengan ketebalan 1 hingga 5 cm. Salah satu bahagian ini terletak di Austria, di Alps Timur, di Taman Negara berhampiran bandar kecil Gams, terletak 200 km barat daya Vienna. Hasil daripada kajian sampel dari bahagian ini menggunakan mikroskop elektron pengimbasan, zarah bentuk dan komposisi luar biasa ditemui, yang tidak terbentuk di bawah keadaan daratan dan tergolong dalam habuk kosmik.

Debu angkasa di bumi

Buat pertama kalinya, kesan bahan kosmik di Bumi ditemui dalam tanah liat laut dalam merah oleh ekspedisi Inggeris yang meneroka dasar Lautan Dunia di atas kapal Challenger (1872–1876). Mereka telah diterangkan oleh Murray dan Renard pada tahun 1891. Di dua stesen di Lautan Pasifik Selatan, sampel nodul ferromanganese dan mikrosfera magnetik sehingga 100 µm diameter telah diperolehi semula dari kedalaman 4300 m, kemudian dipanggil "bola kosmik". Walau bagaimanapun, mikrosfera besi yang ditemui oleh ekspedisi Challenger hanya dikaji secara terperinci dalam beberapa tahun kebelakangan ini. Ternyata bola itu adalah 90% besi logam, 10% nikel, dan permukaannya ditutup dengan kerak nipis oksida besi.

nasi. 1. Monolith dari bahagian Gams 1, disediakan untuk pensampelan. Lapisan umur yang berbeza dilambangkan dengan huruf Latin. Lapisan tanah liat peralihan antara zaman Cretaceous dan Paleogene (kira-kira 65 juta tahun), di mana pengumpulan mikrosfera dan plat logam ditemui, ditandakan dengan huruf "J". Foto oleh A.F. Grachev

Dengan penemuan bola misteri di tanah liat laut dalam, sebenarnya, permulaan kajian bahan kosmik di Bumi disambungkan. Walau bagaimanapun, letupan minat penyelidik dalam masalah ini berlaku selepas pelancaran pertama kapal angkasa, dengan bantuan yang menjadi mungkin untuk memilih tanah lunar dan sampel zarah debu dari bahagian yang berlainan dalam sistem suria. Karya K.P. Florensky (1963), yang mengkaji kesan bencana Tunguska, dan E.L. Krinov (1971), yang mengkaji habuk meteorik di tapak kejatuhan meteorit Sikhote-Alin.

Minat penyelidik dalam mikrosfera logam telah membawa kepada penemuan mereka dalam batuan sedimen yang berbeza umur dan asal usul. Mikrosfera logam telah ditemui di ais Antartika dan Greenland, dalam sedimen lautan dalam dan nodul mangan, di pasir padang pasir dan pantai pantai. Mereka sering dijumpai di kawah meteorit dan di sebelahnya.

Dalam dekad yang lalu, mikrosfera logam yang berasal dari luar angkasa telah ditemui dalam batuan sedimen yang berbeza umur: dari Lower Cambrian (kira-kira 500 juta tahun yang lalu) kepada formasi moden.

Data mengenai mikrosfera dan zarah lain dari deposit purba memungkinkan untuk menilai isipadu, serta keseragaman atau ketidaksamaan bekalan bahan kosmik ke Bumi, perubahan komposisi zarah yang memasuki Bumi dari angkasa, dan yang utama. sumber perkara ini. Ini penting kerana proses ini mempengaruhi perkembangan hidupan di Bumi. Banyak daripada soalan ini masih jauh daripada diselesaikan, tetapi pengumpulan data dan kajian komprehensif mereka sudah pasti akan memungkinkan untuk menjawabnya.

Kini diketahui bahawa jumlah jisim debu yang beredar di dalam orbit Bumi adalah kira-kira 1015 tan. Setiap tahun, dari 4 hingga 10 ribu tan bahan kosmik jatuh di permukaan Bumi. 95% daripada bahan yang jatuh di permukaan bumi adalah zarah dengan saiz 50-400 mikron. Persoalan bagaimana kadar ketibaan bahan kosmik ke Bumi berubah mengikut masa masih menjadi kontroversi sehingga kini, walaupun banyak kajian yang dijalankan dalam tempoh 10 tahun yang lalu.

Berdasarkan saiz zarah habuk kosmik, habuk kosmik antara planet dengan saiz kurang daripada 30 mikron dan mikrometeorit lebih besar daripada 50 mikron kini dibezakan. Malah sebelum ini, E.L. Krinov mencadangkan bahawa serpihan terkecil meteoroid yang cair dari permukaan dipanggil mikrometeorit.

Kriteria ketat untuk membezakan antara habuk kosmik dan zarah meteorit masih belum dibangunkan, malah menggunakan contoh bahagian Hams yang dikaji oleh kami, ia telah menunjukkan bahawa zarah logam dan mikrosfera lebih pelbagai dalam bentuk dan komposisi daripada yang disediakan oleh sedia ada. klasifikasi. Bentuk sfera yang hampir ideal, kilauan logam dan sifat magnet zarah dianggap sebagai bukti asal usul kosmiknya. Menurut ahli geokimia E.V. Sobotovich, "satu-satunya kriteria morfologi untuk menilai kosmogenisiti bahan yang dikaji ialah kehadiran bola cair, termasuk yang magnetik." Walau bagaimanapun, sebagai tambahan kepada bentuk yang sangat pelbagai, komposisi kimia bahan itu pada asasnya penting. Para penyelidik mendapati bahawa bersama-sama dengan mikrosfera asal kosmik, terdapat sejumlah besar bola dari genesis yang berbeza - dikaitkan dengan aktiviti gunung berapi, aktiviti penting bakteria atau metamorfisme. Terdapat bukti bahawa mikrosfera ferrugin yang berasal dari gunung berapi kurang berkemungkinan mempunyai bentuk sfera yang ideal dan, lebih-lebih lagi, mempunyai peningkatan campuran titanium (Ti) (lebih daripada 10%).

Kumpulan ahli geologi dan kru filem Rusia-Austria Televisyen Vienna di bahagian Gams di Alps Timur. Di latar depan - A.F. Grachev

Asal usul debu kosmik

Persoalan asal usul debu kosmik masih menjadi bahan perdebatan. Profesor E.V. Sobotovich percaya bahawa habuk kosmik boleh mewakili sisa-sisa awan protoplanet asal, yang dibantah pada tahun 1973 oleh B.Yu. Levin dan A.N. Simonenko, mempercayai bahawa bahan yang tersebar halus tidak dapat dipelihara untuk masa yang lama (Bumi dan Alam Semesta, 1980, No. 6).

Terdapat penjelasan lain: pembentukan habuk kosmik dikaitkan dengan pemusnahan asteroid dan komet. Seperti yang dinyatakan oleh E.V. Sobotovich, jika jumlah habuk kosmik yang memasuki Bumi tidak berubah dalam masa, maka B.Yu. Levin dan A.N. Simonenko.

Walaupun bilangan kajian yang banyak, jawapan kepada soalan asas ini tidak dapat diberikan pada masa ini, kerana terdapat sedikit anggaran kuantitatif, dan ketepatannya boleh dipertikaikan. Baru-baru ini, data daripada kajian isotop NASA tentang zarah habuk kosmik yang disampel di stratosfera mencadangkan kewujudan zarah asal pra-solar. Mineral seperti berlian, moissanite (silikon karbida) dan korundum ditemui dalam habuk ini, yang, menggunakan isotop karbon dan nitrogen, membolehkan kita mengaitkan pembentukannya dengan masa sebelum pembentukan sistem suria.

Kepentingan mengkaji habuk kosmik dalam bahagian geologi adalah jelas. Artikel ini membentangkan hasil pertama kajian jirim kosmik dalam lapisan tanah liat peralihan di sempadan Cretaceous-Paleogene (65 juta tahun lalu) dari bahagian Gams, di Alps Timur (Austria).

Ciri umum bahagian Gams

Zarah asal kosmik diperolehi dari beberapa bahagian lapisan peralihan antara Cretaceous dan Paleogene (dalam kesusasteraan bahasa Jerman - sempadan K / T), terletak berhampiran perkampungan Alpine Gams, di mana sungai dengan nama yang sama dalam beberapa tempat mendedahkan sempadan ini.

Dalam bahagian Gams 1, monolit telah dipotong daripada singkapan, di mana sempadan K/T dinyatakan dengan sangat baik. Ketinggiannya ialah 46 cm, lebarnya ialah 30 cm di bahagian bawah dan 22 cm di bahagian atas, ketebalannya ialah 4 cm. ,C…W), dan dalam setiap lapisan, nombor (1, 2, 3, dsb.) juga ditanda setiap 2 cm. Lapisan peralihan J pada antara muka K/T dikaji dengan lebih terperinci, di mana enam sublapisan dengan ketebalan kira-kira 3 mm telah dikenal pasti.

Hasil kajian yang diperoleh dalam bahagian Gams 1 sebahagian besarnya diulang dalam kajian bahagian lain - Gams 2. Kompleks kajian termasuk kajian bahagian nipis dan pecahan monomineral, analisis kimianya, serta pendarfluor sinar-X, neutron pengaktifan dan analisis struktur sinar-X, analisis helium, karbon dan oksigen, penentuan komposisi mineral pada mikroprob, analisis magnetominerologi.

Kepelbagaian zarah mikro

Mikrosfera besi dan nikel dari lapisan peralihan antara Cretaceous dan Paleogene dalam bahagian Gams: 1 – Mikrosfera Fe dengan permukaan reticulate-hummocky kasar (bahagian atas lapisan peralihan J); 2 – Mikrosfera Fe dengan permukaan selari membujur kasar (bahagian bawah lapisan peralihan J); 3 – Mikrosfera Fe dengan unsur muka kristalografi dan tekstur permukaan rangkaian selular kasar (lapisan M); 4 – Mikrosfera Fe dengan permukaan rangkaian nipis (bahagian atas lapisan peralihan J); 5 – Mikrosfera Ni dengan hablur pada permukaan (bahagian atas lapisan peralihan J); 6 – agregat mikrosfera Ni tersinter dengan kristal di permukaan (bahagian atas lapisan peralihan J); 7 – agregat mikrosfera Ni dengan microdiamonds (C; bahagian atas lapisan peralihan J); 8, 9—bentuk ciri zarah logam dari lapisan peralihan antara Cretaceous dan Paleogene di bahagian Gams di Alps Timur.

Dalam lapisan tanah liat peralihan antara dua sempadan geologi - Cretaceous dan Paleogene, serta pada dua peringkat dalam deposit atas Paleocene di bahagian Gams, banyak zarah logam dan mikrosfera asal kosmik ditemui. Mereka jauh lebih pelbagai dalam bentuk, tekstur permukaan, dan komposisi kimia daripada semua yang diketahui setakat ini dalam lapisan tanah liat peralihan zaman ini di kawasan lain di dunia.

Dalam bahagian Gams, jirim kosmik diwakili oleh zarah tersebar halus pelbagai bentuk, antaranya yang paling biasa ialah mikrosfera magnetik bersaiz antara 0.7 hingga 100 μm, yang terdiri daripada 98% besi tulen. Zarah sedemikian dalam bentuk spherules atau microspherules ditemui dalam kuantiti yang banyak bukan sahaja dalam lapisan J, tetapi juga lebih tinggi, dalam tanah liat Paleocene (lapisan K dan M).

Mikrosfera terdiri daripada besi tulen atau magnetit, sebahagian daripadanya mempunyai kekotoran kromium (Cr), aloi besi dan nikel (avaruite), dan nikel tulen (Ni). Sesetengah zarah Fe-Ni mengandungi campuran molibdenum (Mo). Dalam lapisan tanah liat peralihan antara Cretaceous dan Paleogene, kesemuanya ditemui buat kali pertama.

Tidak pernah sebelum ini menemui zarah dengan kandungan nikel yang tinggi dan campuran ketara molibdenum, mikrosfera dengan kehadiran kromium dan kepingan besi lingkaran. Sebagai tambahan kepada mikrosfera dan zarah logam, Ni-spinel, mikrodiamond dengan mikrosfera Ni tulen, serta plat Au dan Cu yang koyak, yang tidak ditemui dalam mendapan di bawah dan di atasnya, ditemui dalam lapisan tanah liat peralihan di Gams.

Pencirian zarah mikro

Mikrosfera logam dalam bahagian Gams terdapat pada tiga tahap stratigrafi: zarah ferugin pelbagai bentuk tertumpu pada lapisan tanah liat peralihan, dalam batu pasir berbutir halus di atas lapisan K, dan tahap ketiga dibentuk oleh batu lodak lapisan M.

Sesetengah sfera mempunyai permukaan licin, yang lain mempunyai permukaan berbukit retikulat, dan yang lain ditutup dengan rangkaian retakan poligon kecil atau sistem retakan selari yang memanjang dari satu retakan utama. Mereka berongga, seperti cangkang, dipenuhi dengan mineral tanah liat, dan mungkin juga mempunyai struktur sepusat dalaman. Zarah logam dan mikrosfera Fe ditemui di seluruh lapisan tanah liat peralihan, tetapi kebanyakannya tertumpu di ufuk bawah dan tengah.

Mikrometeorit ialah zarah cair besi tulen atau aloi besi-nikel Fe-Ni (awaruit); saiz mereka adalah dari 5 hingga 20 mikron. Banyak zarah awaruit terhad kepada paras atas lapisan peralihan J, manakala zarah feruginus tulen terdapat di bahagian bawah dan atas lapisan peralihan.

Zarah dalam bentuk plat dengan permukaan beralun melintang hanya terdiri daripada besi, lebarnya ialah 10–20 µm, dan panjangnya sehingga 150 µm. Mereka sedikit melengkung melengkung dan berlaku di dasar lapisan peralihan J. Di bahagian bawahnya, terdapat juga plat Fe-Ni dengan campuran Mo.

Plat yang diperbuat daripada aloi besi dan nikel mempunyai bentuk memanjang, sedikit melengkung, dengan alur membujur di permukaan, dimensi berbeza dari 70 hingga 150 mikron dengan lebar kira-kira 20 mikron. Mereka lebih biasa di bahagian bawah dan tengah lapisan peralihan.

Plat besi dengan alur membujur adalah sama dalam bentuk dan saiz dengan plat aloi Ni-Fe. Mereka terhad kepada bahagian bawah dan tengah lapisan peralihan.

Yang menarik adalah zarah-zarah besi tulen, mempunyai bentuk lingkaran biasa dan bengkok dalam bentuk cangkuk. Mereka terutamanya terdiri daripada Fe tulen, jarang sekali ia adalah aloi Fe-Ni-Mo. Zarah besi lingkaran berlaku di bahagian atas lapisan J dan di lapisan batu pasir di atasnya (lapisan K). Zarah Fe-Ni-Mo berpilin ditemui di dasar lapisan peralihan J.

Di bahagian atas lapisan peralihan J, terdapat beberapa butiran mikrodiamond yang disinter dengan mikrosfera Ni. Kajian mikroprob bola nikel yang dijalankan pada dua instrumen (dengan spektrometer penyebaran gelombang dan tenaga) menunjukkan bahawa bola ini terdiri daripada nikel hampir tulen di bawah lapisan nipis nikel oksida. Permukaan semua bebola nikel dihiasi dengan kristal yang berbeza dengan kembar yang jelas bersaiz 1–2 µm. Nikel tulen sedemikian dalam bentuk bola dengan permukaan yang terhablur dengan baik tidak dijumpai sama ada dalam batu igneus atau dalam meteorit, di mana nikel semestinya mengandungi sejumlah besar kekotoran.

Apabila mengkaji monolit dari bahagian Gams 1, bola Ni tulen hanya ditemui di bahagian paling atas lapisan peralihan J (di bahagian paling atasnya, lapisan sedimen yang sangat nipis J 6, yang ketebalannya tidak melebihi 200 μm), dan mengikut kepada data analisis magnet terma, nikel logam hadir dalam lapisan peralihan, bermula dari sublapisan J4. Di sini, bersama bola Ni, berlian juga ditemui. Dalam lapisan yang diambil dari kubus dengan keluasan 1 cm2, bilangan butir berlian yang ditemui adalah dalam puluh (dari pecahan mikron hingga berpuluh mikron dalam saiz), dan beratus-ratus bola nikel yang sama saiz.

Dalam sampel bahagian atas lapisan peralihan, diambil terus dari singkapan, berlian ditemui dengan zarah kecil nikel pada permukaan bijirin. Adalah penting bahawa kehadiran mineral moissanit juga didedahkan semasa kajian sampel dari bahagian lapisan J ini. Sebelum ini, microdiamonds ditemui dalam lapisan peralihan di sempadan Cretaceous-Paleogene di Mexico.

Cari di kawasan lain

Mikrosfera Ham dengan struktur dalaman sepusat adalah serupa dengan yang dilombong oleh ekspedisi Challenger di tanah liat laut dalam di Lautan Pasifik.

Zarah besi bentuk yang tidak teratur dengan tepi cair, serta dalam bentuk lingkaran dan cangkuk dan plat melengkung, sangat mirip dengan produk pemusnahan meteorit yang jatuh ke Bumi, ia boleh dianggap sebagai besi meteorik. Avaruite dan zarah nikel tulen boleh diberikan kepada kategori yang sama.

Zarah besi melengkung hampir dengan pelbagai bentuk air mata Pele - titisan lava (lapilli), yang mengeluarkan gunung berapi dari bolong semasa letusan dalam keadaan cair.

Oleh itu, lapisan tanah liat peralihan dalam Gams mempunyai struktur heterogen dan terbahagi dengan jelas kepada dua bahagian. Zarah besi dan mikrosfera mendominasi bahagian bawah dan tengah, manakala bahagian atas lapisan diperkaya dengan nikel: zarah awaruit dan mikrosfera nikel dengan berlian. Ini disahkan bukan sahaja oleh pengagihan zarah besi dan nikel dalam tanah liat, tetapi juga oleh data analisis kimia dan termmagnet.

Perbandingan data analisis termmagnet dan analisis mikroprob menunjukkan ketidakhomogenan yang melampau dalam pengagihan nikel, besi, dan aloinya dalam lapisan J; namun, menurut keputusan analisis termmagnet, nikel tulen direkodkan hanya dari lapisan J4. Perlu diperhatikan juga bahawa besi heliks berlaku terutamanya di bahagian atas lapisan J dan terus berlaku di lapisan atas K, di mana, bagaimanapun, terdapat beberapa zarah Fe, Fe-Ni berbentuk isometrik atau lamellar.

Kami menekankan bahawa pembezaan yang jelas dari segi besi, nikel dan iridium, yang ditunjukkan dalam lapisan tanah liat peralihan di Gamsa, juga wujud di kawasan lain. Sebagai contoh, di negeri New Jersey di Amerika, dalam lapisan sfera peralihan (6 cm), anomali iridium menampakkan dirinya secara mendadak di pangkalannya, manakala mineral hentaman hanya tertumpu di bahagian atas (1 cm) lapisan ini. Di Haiti, di sempadan Cretaceous-Paleogene dan di bahagian paling atas lapisan sfera, terdapat pengayaan tajam dalam Ni dan kuarza hentaman.

Fenomena latar belakang untuk Bumi

Banyak ciri sfera Fe dan Fe-Ni yang ditemui adalah serupa dengan bola yang ditemui oleh ekspedisi Challenger di tanah liat laut dalam Lautan Pasifik, di kawasan bencana Tunguska dan tapak kejatuhan Sikhote. -Meteorit Alin dan meteorit Nio di Jepun, serta dalam batuan sedimen yang berbeza umur dari banyak kawasan di dunia. Kecuali kawasan bencana Tunguska dan kejatuhan meteorit Sikhote-Alin, dalam semua kes lain pembentukan bukan sahaja sferules, tetapi juga zarah pelbagai morfologi, yang terdiri daripada besi tulen (kadang-kadang mengandungi kromium) dan aloi besi nikel. , tidak mempunyai kaitan dengan peristiwa impak. Kami menganggap kemunculan zarah tersebut akibat kejatuhan habuk antara planet kosmik ke permukaan Bumi, satu proses yang berterusan sejak pembentukan Bumi dan merupakan sejenis fenomena latar belakang.

Banyak zarah yang dikaji di bahagian Gams adalah hampir dalam komposisi dengan komposisi kimia pukal bahan meteorit di tapak kejatuhan meteorit Sikhote-Alin (menurut E.L. Krinov, ini adalah 93.29% besi, 5.94% nikel, 0.38% kobalt).

Kehadiran molibdenum dalam beberapa zarah adalah tidak dijangka, kerana banyak jenis meteorit termasuk ia. Kandungan molibdenum dalam meteorit (besi, batu dan kondrit berkarbon) berkisar antara 6 hingga 7 g/t. Yang paling penting ialah penemuan molibdenit dalam meteorit Allende sebagai kemasukan dalam aloi logam dengan komposisi berikut (wt %): Fe—31.1, Ni—64.5, Co—2.0, Cr—0.3, V—0.5, P— 0.1. Perlu diingatkan bahawa molibdenum dan molibdenit asli juga ditemui dalam debu bulan yang disampel oleh stesen automatik Luna-16, Luna-20, dan Luna-24.

Bola nikel tulen dengan permukaan terhablur baik yang ditemui buat kali pertama tidak diketahui sama ada dalam batuan igneus atau dalam meteorit, di mana nikel semestinya mengandungi sejumlah besar kekotoran. Struktur permukaan bola nikel sedemikian mungkin timbul sekiranya asteroid (meteorit) jatuh, yang membawa kepada pembebasan tenaga, yang memungkinkan bukan sahaja untuk mencairkan bahan badan yang jatuh, tetapi juga untuk menguapnya. Wap logam boleh dinaikkan oleh letupan ke ketinggian yang tinggi (mungkin berpuluh-puluh kilometer), di mana penghabluran berlaku.

Zarah-zarah yang terdiri daripada awaruit (Ni3Fe) ditemui bersama bebola nikel logam. Ia tergolong dalam habuk meteor, dan zarah besi cair (mikrometeorit) harus dianggap sebagai "habuk meteorit" (mengikut istilah E.L. Krinov). Kristal berlian yang ditemui bersama dengan bola nikel mungkin timbul akibat ablasi (pencairan dan penyejatan) meteorit daripada awan wap yang sama semasa penyejukan berikutnya. Telah diketahui bahawa berlian sintetik diperolehi dengan penghabluran spontan daripada larutan karbon dalam leburan logam (Ni, Fe) di atas garis keseimbangan fasa grafit-berlian dalam bentuk kristal tunggal, intergrowth mereka, kembar, agregat polihabluran, kristal rangka kerja. , hablur berbentuk jarum, dan butiran tidak sekata. Hampir semua ciri typomorphic tersenarai bagi kristal berlian ditemui dalam sampel yang dikaji.

Ini membolehkan kita membuat kesimpulan bahawa proses penghabluran berlian dalam awan wap nikel-karbon semasa penyejukan dan penghabluran spontan daripada larutan karbon dalam cair nikel dalam eksperimen adalah serupa. Walau bagaimanapun, kesimpulan akhir tentang sifat berlian boleh dibuat selepas kajian isotop terperinci, yang mana perlu untuk mendapatkan jumlah bahan yang cukup besar.

Oleh itu, kajian tentang bahan kosmik dalam lapisan tanah liat peralihan di sempadan Cretaceous-Paleogene menunjukkan kehadirannya di semua bahagian (dari lapisan J1 hingga lapisan J6), tetapi tanda-tanda peristiwa hentaman direkodkan hanya dari lapisan J4, iaitu 65 juta. tahun. Lapisan debu kosmik ini boleh dibandingkan dengan masa kematian dinosaur.

A.F. GRACHEV Doktor Sains Geologi dan Mineralogi, V.A. TSELMOVICH Calon Sains Fizikal dan Matematik, Institut Fizik Bumi RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN Calon Sains Geologi dan Mineralogi, Institut Geologi Akademi Sains Rusia (GIN RAS) ).

Majalah "Bumi dan Alam Semesta" № 5 2008.