Hvilken farge er bedre til å absorbere partikler av kosmisk støv. Hvordan skapes romstøv? Mekanismen for vanndannelse i strukturen til kosmisk støv

Massevis utgjør faste støvpartikler en ubetydelig del av universet, men det er takket være interstellart støv at stjerner, planeter og mennesker som studerer verdensrommet og rett og slett beundrer stjernene har oppstått og fortsetter å dukke opp. Hva slags stoff er dette kosmiske støvet? Hva får folk til å utstyre ekspedisjoner ut i verdensrommet verdt det årlige budsjettet til en liten stat i håp om bare, og ikke i sikker sikkerhet, å trekke ut og bringe til jorden i det minste en liten håndfull interstellart støv?

Mellom stjerner og planeter

Støv i astronomi kalles små, brøkdeler av en mikron i størrelse, faste partikler som flyr i verdensrommet. Kosmisk støv er ofte betinget delt inn i interplanetært og interstellart støv, selv om det åpenbart ikke er forbudt å gå inn i interplanetarisk rom. Bare å finne det der, blant det "lokale" støvet, er ikke lett, sannsynligheten er lav, og egenskapene nær solen kan endre seg betydelig. Nå, hvis du flyr bort, til grensene til solsystemet, der er sannsynligheten for å fange ekte interstellart støv veldig høy. Det ideelle alternativet er å gå utover solsystemet helt.

Støv er interplanetært, i alle fall, i komparativ nærhet til jorden - saken er ganske studert. Fyller hele rommet i solsystemet og konsentrert seg i ekvatorplanet, og ble for det meste født som et resultat av tilfeldige kollisjoner av asteroider og ødeleggelsen av kometer som nærmet seg solen. Sammensetningen av støv skiller seg faktisk ikke fra sammensetningen av meteoritter som faller til jorden: det er veldig interessant å studere det, og det er fortsatt mange funn som skal gjøres i dette området, men det ser ut til at det ikke er noe spesielt intriger her. Men takket være dette spesielle støvet, i fint vær i vest umiddelbart etter solnedgang eller i øst før soloppgang, kan du beundre en blek lyskjegle over horisonten. Dette er det såkalte dyrekretsens sollys, spredt av små kosmiske støvpartikler.

Mye mer interessant er interstellart støv. Dens karakteristiske trekk er tilstedeværelsen av en solid kjerne og skall. Kjernen ser ut til å bestå hovedsakelig av karbon, silisium og metaller. Og skallet er hovedsakelig laget av gassformige elementer frosset på overflaten av kjernen, krystallisert under betingelsene for "dypfrysing" av det interstellare rommet, og dette er omtrent 10 kelvin, hydrogen og oksygen. Imidlertid er det urenheter av molekyler i den og mer komplisert. Dette er ammoniakk, metan og til og med polyatomiske organiske molekyler som fester seg til et støvkorn eller dannes på overflaten under vandring. Noen av disse stoffene flyr selvfølgelig bort fra overflaten, for eksempel under påvirkning av ultrafiolett stråling, men denne prosessen er reversibel - noen flyr bort, andre fryser eller syntetiseres.

Nå, i rommet mellom stjerner eller i nærheten av dem, er det selvfølgelig ikke funnet kjemiske, men fysiske, det vil si spektroskopiske, metoder: vann, karbonoksider, nitrogen, svovel og silisium, hydrogenklorid, ammoniakk, acetylen, organiske syrer, som maursyre og eddiksyre, etyl- og metylalkoholer, benzen, naftalen. De fant til og med aminosyren glycin!

Det ville vært interessant å fange og studere det interstellare støvet som trenger inn i solsystemet og sannsynligvis faller til jorden. Problemet med å "fange" det er ikke lett, fordi få interstellare støvpartikler klarer å holde is-"frakken" i solen, spesielt i jordens atmosfære. Store varmes opp for mye deres kosmiske hastighet kan ikke raskt slukkes, og støvpartiklene "brenner". Små planlegger imidlertid i atmosfæren i årevis og beholder deler av skallet, men her oppstår problemet med å finne og identifisere dem.

Det er en annen veldig spennende detalj. Det gjelder støvet, hvis kjerner er sammensatt av karbon. Karbon syntetisert i kjernene til stjerner og går ut i verdensrommet, for eksempel fra atmosfæren til aldrende (som røde kjemper) stjerner, som flyr ut i det interstellare rommet, avkjøles og kondenserer omtrent på samme måte som etter en varm dag tåke fra avkjølt vann damp samler seg i lavlandet. Avhengig av krystalliseringsforholdene kan lagdelte strukturer av grafitt, diamantkrystaller (bare tenk deg hele skyer av bittesmå diamanter!) og til og med hule kuler av karbonatomer (fullerener) oppnås. Og i dem, kanskje, som i en safe eller en beholder, lagres partikler av atmosfæren til en veldig gammel stjerne. Å finne slike støvpartikler ville vært en stor suksess.

Hvor finnes romstøv?

Det må sies at selve begrepet kosmisk vakuum som noe helt tomt lenge har forblitt kun en poetisk metafor. Faktisk er hele universets rom, både mellom stjerner og mellom galakser, fylt med materie, strømmer av elementærpartikler, stråling og felt - magnetiske, elektriske og gravitasjonsmessige. Alt som kan berøres, relativt sett, er gass, støv og plasma, hvis bidrag til universets totale masse, ifølge ulike estimater, bare er ca. 12 % med en gjennomsnittlig tetthet på ca. 10-24 g/cm 3 . Gass i verdensrommet er mest, nesten 99 %. Dette er hovedsakelig hydrogen (opptil 77,4%) og helium (21%), resten står for mindre enn to prosent av massen. Og så er det støv i form av masse, det er nesten hundre ganger mindre enn gass.

Selv om noen ganger tomheten i det interstellare og intergalaktiske rommet er nesten ideell: noen ganger er det 1 liter plass til ett materieatom! Det er ikke noe slikt vakuum verken i terrestriske laboratorier eller i solsystemet. Til sammenligning kan vi gi følgende eksempel: i 1 cm 3 av luften vi puster inn, er det omtrent 30.000.000.000.000.000.000 molekyler.

Denne materien er svært ujevnt fordelt i det interstellare rommet. Det meste av den interstellare gassen og støvet danner et gass- og støvlag nær symmetriplanet til den galaktiske skiven. Tykkelsen i galaksen vår er flere hundre lysår. Mesteparten av gassen og støvet i dens spiralgrener (armer) og kjerne er hovedsakelig konsentrert i gigantiske molekylære skyer som varierer i størrelse fra 5 til 50 parsecs (16160 lysår) og veier titusener og til og med millioner av solmasser. Men selv innenfor disse skyene er saken også uhomogent fordelt. I hovedvolumet av skyen, den såkalte pelsfrakken, hovedsakelig fra molekylært hydrogen, er partikkeltettheten omtrent 100 stykker per 1 cm 3. I fortettinger inne i skyen når den titusenvis av partikler per 1 cm 3 , og i kjernene til disse fortettingene generelt millioner av partikler per 1 cm 3 . Det er denne ujevnheten i fordelingen av materie i universet som skyldes eksistensen av stjerner, planeter og til syvende og sist oss selv. Fordi det er i molekylære skyer, tette og relativt kalde, at stjerner blir født.

Hva er interessant: jo høyere tettheten til skyen er, jo mer mangfoldig er den i sammensetning. I dette tilfellet er det samsvar mellom tettheten og temperaturen til skyen (eller dens individuelle deler) og de stoffene hvis molekyler finnes der. På den ene siden er dette praktisk for å studere skyer: ved å observere deres individuelle komponenter i forskjellige spektralområder langs de karakteristiske linjene i spekteret, for eksempel CO, OH eller NH 3, kan du "se" inn i en eller annen del av det. På den annen side lar data om sammensetningen av skyen oss lære mye om prosessene som foregår i den.

I tillegg, i det interstellare rommet, å dømme etter spektrene, er det også stoffer hvis eksistens under terrestriske forhold rett og slett er umulig. Dette er ioner og radikaler. Deres kjemiske aktivitet er så høy at de umiddelbart reagerer på jorden. Og i verdens sjeldne kalde rom lever de lenge og ganske fritt.

Generelt er gass i interstellart rom ikke bare atomær. Der det er kaldere, ikke mer enn 50 kelvin, klarer atomene å holde seg sammen og danner molekyler. Imidlertid er en stor masse interstellar gass fortsatt i atomtilstand. Dette er hovedsakelig hydrogen, dens nøytrale form ble oppdaget relativt nylig i 1951. Som du vet sender den ut radiobølger med en lengde på 21 cm (frekvens 1420 MHz), hvis intensitet avgjorde hvor mye den er i galaksen. Den er forøvrig uhomogent fordelt i rommet mellom stjernene. I skyer av atomært hydrogen når konsentrasjonen flere atomer per 1 cm3, men mellom skyene er den størrelsesordener mindre.

Til slutt, nær varme stjerner, eksisterer gass i form av ioner. Kraftig ultrafiolett stråling varmer og ioniserer gassen, og den begynner å lyse. Det er derfor områder med høy konsentrasjon av varm gass, med en temperatur på rundt 10 000 K, ser ut som lysende skyer. De kalles lette gasståker.

Og i enhver tåke, i større eller mindre grad, er det interstellart støv. Til tross for at tåker er betinget delt inn i støvete og gassformige, er det støv i dem begge. Og uansett er det støv som tilsynelatende hjelper stjerner til å danne seg i dypet av tåker.

tåkeobjekter

Blant alle romobjekter er nebula kanskje de vakreste. Riktignok ser mørke tåker i det synlige området ut akkurat som svarte klatter på himmelen - de observeres best mot bakgrunnen til Melkeveien. Men i andre områder av elektromagnetiske bølger, for eksempel infrarød, er de synlige veldig godt og bildene er svært uvanlige.

Tåker er isolert i rommet, forbundet med gravitasjonskrefter eller ytre trykk, ansamlinger av gass og støv. Massen deres kan være fra 0,1 til 10 000 solmasser, og størrelsen kan være fra 1 til 10 parsecs.

Først ble astronomer irritert over tåker. Fram til midten av 1800-tallet ble de oppdagede tåkene ansett som en irriterende hindring som hindret observasjon av stjerner og leting etter nye kometer. I 1714 kompilerte engelskmannen Edmond Halley, hvis navn den berømte kometbjørnen, til og med en "svarteliste" med seks tåker slik at de ikke ville villede "kometfangerne", og franskmannen Charles Messier utvidet denne listen til 103 objekter. Heldigvis ble musikeren Sir William Herschel, hans søster og sønn, som var forelsket i astronomi, interessert i tåker. De observerte himmelen med sine egne teleskoper, og etterlot seg en katalog over tåker og stjernehoper, med informasjon om 5 079 romobjekter!

Herschels uttømte praktisk talt mulighetene til optiske teleskoper fra disse årene. Oppfinnelsen av fotografiet og den lange eksponeringstiden gjorde det imidlertid mulig å finne svært svakt lysende objekter. Litt senere gjorde spektrale analysemetoder, observasjoner i forskjellige områder av elektromagnetiske bølger det mulig i fremtiden ikke bare å oppdage mange nye tåker, men også å bestemme deres struktur og egenskaper.

En interstellar tåke ser lys ut i to tilfeller: enten er den så varm at gassen selv lyser, slike tåker kalles emisjonståker; eller selve tåken er kald, men støvet sprer lyset fra en lysende stjerne i nærheten, dette er en refleksjonståke.

Mørke tåker er også interstellare samlinger av gass og støv. Men i motsetning til lette gass-tåker, noen ganger synlige selv med en sterk kikkert eller et teleskop, som Orion-tåken, sender ikke mørke tåker ut lys, men absorberer det. Når lyset fra en stjerne passerer gjennom slike tåker, kan støvet absorbere det fullstendig, og konvertere det til infrarød stråling som er usynlig for øyet. Derfor ser slike tåker ut som stjerneløse fall på himmelen. V. Herschel kalte dem «hull i himmelen». Den kanskje mest spektakulære av disse er Hestehodetåken.

Imidlertid kan støvpartikler ikke fullstendig absorbere lyset fra stjerner, men bare delvis spre det, mens de er selektivt. Faktum er at størrelsen på interstellare støvpartikler er nær bølgelengden til blått lys, så det blir spredt og absorbert sterkere, og den "røde" delen av lyset til stjerner når oss bedre. Dette er forresten en god måte å anslå størrelsen på støvkorn etter hvordan de demper lys med forskjellige bølgelengder.

stjerne fra skyen

Årsakene til dannelsen av stjerner er ikke nøyaktig fastslått, det er bare modeller som mer eller mindre pålitelig forklarer de eksperimentelle dataene. I tillegg er stjernenes dannelsesmåter, egenskaper og videre skjebne svært forskjellige og avhenger av svært mange faktorer. Imidlertid er det et veletablert konsept, eller rettere sagt, den mest utviklede hypotesen, hvis essens, i de mest generelle termer, er at stjerner dannes fra interstellar gass i områder med økt materietetthet, det vil si i dypet av interstellare skyer. Støv som materiale kan ignoreres, men dets rolle i dannelsen av stjerner er enorm.

Dette skjer (i den mest primitive versjonen, for en enkelt stjerne), tilsynelatende slik. For det første kondenserer en protostellar sky fra det interstellare mediet, noe som kan skyldes gravitasjonsustabilitet, men årsakene kan være forskjellige og er ennå ikke fullt ut forstått. På en eller annen måte trekker den seg sammen og tiltrekker seg materie fra det omkringliggende rommet. Temperaturen og trykket i midten stiger til molekylene i midten av denne krympende gasskulen begynner å desintegreres til atomer og deretter til ioner. En slik prosess avkjøler gassen, og trykket inne i kjernen synker kraftig. Kjernen komprimeres, og en sjokkbølge forplanter seg inne i skyen og kaster dens ytre lag. Det dannes en protostjerne, som fortsetter å krympe under påvirkning av gravitasjonskrefter inntil termonukleære fusjonsreaksjoner begynner i sentrum - omdannelsen av hydrogen til helium. Kompresjonen fortsetter en stund, inntil gravitasjonskompresjonens krefter balanseres av gasskreftene og strålingstrykket.

Det er tydelig at massen til den dannede stjernen alltid er mindre enn massen til tåken som "produserte" den. En del av materien som ikke hadde tid til å falle ned på kjernen blir "sveipt ut" av sjokkbølgen, stråling og partikkel strømmer ganske enkelt inn i det omkringliggende rommet under denne prosessen.

Prosessen med dannelse av stjerner og stjernesystemer påvirkes av mange faktorer, inkludert magnetfeltet, som ofte bidrar til "brudd" av protostellarskyen i to, sjeldnere tre fragmenter, som hver komprimeres til sin egen protostjerne under tyngdekraftens påvirkning. Slik oppstår for eksempel mange binære stjernesystemer – to stjerner som kretser rundt et felles massesenter og beveger seg i rommet som en helhet.

Ettersom "aldringen" av kjernebrenselet i stjernenes tarm gradvis brenner ut, og jo raskere, jo større blir stjernen. I dette tilfellet erstattes hydrogensyklusen av reaksjoner med helium, og deretter, som et resultat av kjernefusjonsreaksjoner, dannes stadig tyngre kjemiske elementer, opp til jern. Til slutt avtar kjernen, som ikke mottar mer energi fra termonukleære reaksjoner, kraftig i størrelse, mister stabiliteten, og dens substans faller så å si på seg selv. Det skjer en kraftig eksplosjon, hvor materie kan varmes opp til milliarder av grader, og interaksjoner mellom kjerner fører til dannelse av nye kjemiske elementer, opp til de tyngste. Eksplosjonen er ledsaget av en skarp frigjøring av energi og frigjøring av materie. En stjerne eksploderer, en prosess som kalles en supernovaeksplosjon. Til syvende og sist vil stjernen, avhengig av massen, bli til en nøytronstjerne eller et svart hull.

Dette er sannsynligvis hva som faktisk skjer. Det er i alle fall ingen tvil om at unge, det vil si varme, stjerner og deres klynger er mest av alt bare i tåker, det vil si i områder med økt tetthet av gass og støv. Dette sees tydelig på fotografier tatt med teleskoper i forskjellige bølgelengdeområder.

Selvfølgelig er dette ikke noe mer enn den råeste oppsummeringen av hendelsesforløpet. For oss er to punkter grunnleggende viktige. For det første, hvilken rolle spiller støv i dannelsen av stjerner? Og det andre hvor kommer det egentlig fra?

Universal kjølevæske

I den totale massen av kosmisk materie er selve støvet, det vil si atomer av karbon, silisium og noen andre grunnstoffer kombinert til faste partikler, så liten at det i alle fall, som byggemateriale for stjerner, ser ut til at de kan ikke tas i betraktning. Men faktisk er deres rolle stor, det er de som avkjøler den varme interstellare gassen, og gjør den om til den veldig kalde tette skyen, hvorfra stjerner deretter hentes.

Faktum er at interstellar gass ikke kan avkjøle seg selv. Den elektroniske strukturen til hydrogenatomet er slik at det kan gi fra seg overflødig energi, om noen, ved å sende ut lys i de synlige og ultrafiolette områdene av spekteret, men ikke i det infrarøde området. Figurativt sett kan ikke hydrogen utstråle varme. For å kjøle seg ned på riktig måte, trenger den et "kjøleskap", hvis rolle spilles nøyaktig av partikler av interstellart støv.

Under en kollisjon med støvkorn i høy hastighet i motsetning til tyngre og langsommere støvkorn, flyr gassmolekyler raskt de mister fart og deres kinetiske energi overføres til støvkornet. Den varmes også opp og avgir denne overskuddsvarmen til det omkringliggende rommet, inkludert i form av infrarød stråling, mens den selv kjøler ned. Så ved å ta på seg varmen fra interstellare molekyler, fungerer støvet som en slags radiator som avkjøler gasskyen. Massen er ikke mye - omtrent 1% av massen til hele stoffet i skyen, men dette er nok til å fjerne overflødig varme over millioner av år.

Når temperaturen i skyen synker, synker trykket også, skyen kondenserer og stjerner kan allerede være født fra den. Restene av materialet som stjernen ble født fra er på sin side kilden til dannelsen av planeter. Her er støvpartikler allerede inkludert i deres sammensetning, og i større mengder. Fordi, etter å ha blitt født, varmes stjernen opp og akselererer all gassen rundt den, og støvet forblir å fly i nærheten. Tross alt er den i stand til å avkjøle seg og tiltrekkes av en ny stjerne som er mye sterkere enn individuelle gassmolekyler. Til slutt, ved siden av den nyfødte stjernen, er en støvsky, og i periferien, støvmettet gass.

Gassplaneter som Saturn, Uranus og Neptun blir født der. Vel, solide planeter dukker opp nær stjernen. Vi har Mars, Jorden, Venus og Merkur. Det viser seg en ganske klar inndeling i to soner: gassplaneter og solide. Så jorden viste seg i stor grad å være laget av interstellare støvpartikler. Metalliske støvpartikler har blitt en del av planetens kjerne, og nå har jorden en enorm jernkjerne.

Mysteriet om det unge universet

Hvis en galakse har dannet seg, hvor kommer da støvet fra? I prinsippet forstår forskerne. Dens mest betydningsfulle kilder er novaer og supernovaer, som mister deler av massen, og "dumper" skallet inn i det omkringliggende rommet. I tillegg blir støv også født i den ekspanderende atmosfæren til røde kjemper, hvorfra det bokstavelig talt blir feid bort av strålingstrykk. I deres kjølige atmosfære, etter stjerners standard (omtrent 2,5 3 tusen kelvin) er det ganske mange relativt komplekse molekyler.

Men her er et mysterium som ikke er løst ennå. Det har alltid vært antatt at støv er et produkt av utviklingen av stjerner. Stjerner må med andre ord fødes, eksistere en stund, bli gamle og for eksempel produsere støv i den siste supernovaeksplosjonen. Men hva kom først, egget eller kyllingen? Det første støvet som var nødvendig for fødselen av en stjerne, eller den første stjernen, som av en eller annen grunn ble født uten hjelp av støv, ble gammel, eksploderte og dannet det aller første støvet.

Hva var i begynnelsen? Når alt kommer til alt, da Big Bang skjedde for 14 milliarder år siden, var det bare hydrogen og helium i universet, ingen andre grunnstoffer! Det var da de første galaksene, enorme skyer og de første stjernene i dem begynte å dukke opp fra dem, som måtte gå langt i livet. Termonukleære reaksjoner i stjernekjernene skulle "sveise" mer komplekse kjemiske elementer, gjøre hydrogen og helium til karbon, nitrogen, oksygen og så videre, og først etter det måtte stjernen kaste alt ut i verdensrommet, eksplodere eller gradvis slippe skallet. Deretter måtte denne massen avkjøles, avkjøles og til slutt bli til støv. Men allerede 2 milliarder år etter Big Bang, i de tidligste galaksene, var det støv! Ved hjelp av teleskoper ble det oppdaget i galakser som er 12 milliarder lysår unna vår. Samtidig er 2 milliarder år en for kort periode for hele livssyklusen til en stjerne: i løpet av denne tiden har de fleste stjerner ikke tid til å bli gamle. Hvor kom støvet fra i den unge galaksen, om det ikke skulle være annet enn hydrogen og helium, et mysterium.

Mote reaktor

Ikke bare fungerer interstellart støv som et slags universelt kjølemiddel, det er kanskje takket være støv at komplekse molekyler oppstår i verdensrommet.

Faktum er at overflaten til et støvkorn samtidig kan tjene som en reaktor der molekyler dannes fra atomer, og som en katalysator for reaksjonene av deres syntese. Tross alt er sannsynligheten for at mange atomer av forskjellige grunnstoffer vil kollidere samtidig på ett punkt, og til og med samhandle med hverandre ved en temperatur litt over det absolutte nullpunktet, ufattelig liten. På den annen side er sannsynligheten for at et støvkorn sekvensielt vil kollidere med forskjellige atomer eller molekyler, spesielt inne i en kald tett sky, ganske høy. Egentlig er dette hva som skjer, dette er hvordan et skall av interstellare støvkorn dannes fra atomer og molekyler som er frosset på det.

På en fast overflate er atomer side ved side. Når de migrerer over overflaten av et støvkorn på jakt etter den mest energisk gunstige posisjonen, møtes atomer og, i umiddelbar nærhet, får de muligheten til å reagere med hverandre. Selvfølgelig veldig sakte i samsvar med temperaturen på støvkornet. Overflaten til partikler, spesielt de som inneholder et metall i kjernen, kan ha egenskapene til en katalysator. Kjemikere på jorden er godt klar over at de mest effektive katalysatorene bare er partikler på en brøkdel av en mikron i størrelse, som molekyler er satt sammen på og deretter reagerer på, som under normale forhold er fullstendig "likegyldige" til hverandre. Tilsynelatende dannes molekylært hydrogen også på denne måten: atomene "fester" seg til et støvkorn, og flyr deretter bort fra det, men allerede i par, i form av molekyler.

Det er meget mulig at små interstellare støvkorn, etter å ha beholdt noen få organiske molekyler i skallet, inkludert de enkleste aminosyrene, brakte de første "livsfrøene" til jorden for rundt 4 milliarder år siden. Dette er selvfølgelig ikke noe mer enn en vakker hypotese. Men i sin favør er det faktum at aminosyren glycin ble funnet i sammensetningen av kald gass og støvskyer. Kanskje det er andre, bare så langt tillater ikke teleskopenes evner at de blir oppdaget.

På jakt etter støv

Det er selvfølgelig mulig å studere egenskapene til interstellart støv på avstand ved hjelp av teleskoper og andre instrumenter plassert på jorden eller på dens satellitter. Men det er mye mer fristende å fange interstellare støvpartikler, og deretter studere dem i detalj, finne ut ikke teoretisk, men praktisk, hva de består av, hvordan de er ordnet. Det er to alternativer her. Du kan komme til dypet av verdensrommet, samle interstellart støv der, bringe det til jorden og analysere det på alle mulige måter. Eller du kan prøve å fly ut av solsystemet og analysere støvet underveis rett om bord i romfartøyet, og sende dataene til jorden.

Det første forsøket på å bringe prøver av interstellart støv, og generelt stoffet til det interstellare mediet, ble gjort av NASA for flere år siden. Romfartøyet var utstyrt med spesielle feller - samlere for å samle interstellart støv og kosmiske vindpartikler. For å fange opp støvpartikler uten å miste skallet, ble fellene fylt med et spesielt stoff, den såkalte aerogelen. Dette veldig lette skumaktige stoffet (hvis sammensetningen er en forretningshemmelighet) ligner gelé. Når det først er i den, setter støvpartikler seg fast, og deretter, som i enhver felle, lukkes lokket for å være åpent allerede på jorden.

Dette prosjektet ble kalt Stardust Stardust. Programmet hans er flott. Etter oppskyting i februar 1999, vil utstyret om bord etter hvert samle inn prøver av interstellart støv og, separat, støv i umiddelbar nærhet av kometen Wild-2, som fløy nær Jorden i februar i fjor. Nå med containere fylt med denne mest verdifulle lasten, flyr skipet hjem til land 15. januar 2006 i Utah, nær Salt Lake City (USA). Det er da astronomer endelig vil se med egne øyne (ved hjelp av et mikroskop, selvfølgelig) disse støvpartiklene, modellene av sammensetningen og strukturen som de allerede har forutsagt.

Og i august 2001 fløy Genesis for prøver av materie fra det dype rom. Dette NASA-prosjektet var hovedsakelig rettet mot å fange solvindpartikler. Etter å ha tilbrakt 1127 dager i verdensrommet, hvor det fløy omtrent 32 millioner km, returnerte skipet og slapp en kapsel med de innhentede prøvene på jorden - feller med ioner, partikler av solvinden. Akk, en ulykke skjedde, fallskjermen åpnet seg ikke, og kapselen floppet på bakken med all sin kraft. Og krasjet. Selvfølgelig ble vraket samlet og nøye studert. I mars 2005, på en konferanse i Houston, uttalte imidlertid en deltaker i programmet, Don Barnetty, at fire samlere med solvindpartikler ikke ble berørt, og forskere studerer aktivt innholdet deres, 0,4 mg fanget solvind, i Houston .

Nå forbereder imidlertid NASA et tredje prosjekt, enda mer storslått. Dette vil være romoppdraget Interstellar Probe. Denne gangen vil romfartøyet bevege seg bort i en avstand på 200 AU. e. fra jorden (a. e. avstanden fra jorden til solen). Dette skipet kommer aldri tilbake, men vil bli "fylt" med et bredt utvalg utstyr, inkludert og for å analysere prøver av interstellart støv. Hvis alt går bra, vil interstellare støvpartikler fra verdensrommet endelig bli fanget, fotografert og analysert automatisk, rett om bord i romfartøyet.

Dannelse av unge stjerner

1. En gigantisk galaktisk molekylsky med en størrelse på 100 parsecs, en masse på 100 000 soler, en temperatur på 50 K, en tetthet på 10 2 partikler / cm 3. Inne i denne skyen er det storskala kondensasjoner diffuse gass- og støvtåker (110 stk, 10 000 soler, 20 K, 10 3 partikler/cm 4 partikler/cm3). Inne i sistnevnte er det klynger av kuler med en størrelse på 0,1 pc, en masse på 110 soler og en tetthet på 10 10 6 partikler / cm 3, hvor nye stjerner dannes

2. Fødselen av en stjerne inne i en gass- og støvsky

3. En ny stjerne med sin stråling og stjernevind akselererer den omkringliggende gassen bort fra seg selv

4. En ung stjerne kommer inn i verdensrommet, ren og fri for gass og støv, og skyver tåken som fødte den

Stadier av den "embryonale" utviklingen av en stjerne, lik solens masse

5. Opprinnelsen til en gravitasjonsmessig ustabil sky på størrelse med 2 000 000 soler, med en temperatur på ca. 15 K og en initial tetthet på 10 -19 g/cm 3

6. Etter flere hundre tusen år danner denne skyen en kjerne med en temperatur på omtrent 200 K og en størrelse på 100 soler, massen er fortsatt bare 0,05 av solenergien

7. På dette stadiet krymper kjernen med temperaturer opp til 2 000 K kraftig på grunn av hydrogenionisering og varmes samtidig opp til 20 000 K, hastigheten til materie som faller på en voksende stjerne når 100 km/s

8. En protostjerne på størrelse med to soler med en temperatur i sentrum på 2x10 5 K, og på overflaten 3x10 3 K

9. Det siste stadiet i pre-evolusjonen av en stjerne er langsom kompresjon, hvor litium- og berylliumisotoper brenner ut. Først etter at temperaturen stiger til 6x10 6 K, starter termonukleære reaksjoner av heliumsyntese fra hydrogen i det indre av stjernen. Den totale varigheten av fødselssyklusen til en stjerne som vår sol er 50 millioner år, hvoretter en slik stjerne stille kan brenne i milliarder av år

Olga Maksimenko, kandidat for kjemiske vitenskaper

romrøntgenbakgrunn

Oscillasjoner og bølger: Kjennetegn ved ulike oscillatoriske systemer (oscillatorer).

Å bryte universet

Støvete sirkumplanetære komplekser: fig4

Romstøvegenskaper

S.V. Bozhokin St. Petersburg statlige tekniske universitet	Innhold

Introduksjon

Mange mennesker beundrer med glede det vakre skuespillet til stjernehimmelen, en av naturens største kreasjoner. På den klare høsthimmelen er det godt synlig hvordan et svakt lysende bånd kalt Melkeveien går gjennom hele himmelen, og har uregelmessige konturer med forskjellig bredde og lysstyrke. Hvis vi ser på Melkeveien, som danner vår galakse, gjennom et teleskop, viser det seg at dette lyse båndet brytes opp i mange svakt lysende stjerner, som for det blotte øye smelter sammen til en kontinuerlig utstråling. Det er nå slått fast at Melkeveien ikke bare består av stjerner og stjernehoper, men også av gass- og støvskyer.

Enorm interstellare skyer fra lysende sjeldne gasser fikk navnet gassformige diffuse tåker. En av de mest kjente er tåken i stjernebildet Orion, som er synlig selv for det blotte øye nær midten av de tre stjernene som danner "sverdet" til Orion. Gassene som danner den gløder med et kaldt lys, og utstråler lyset fra nærliggende varme stjerner. Gassformige diffuse tåker består hovedsakelig av hydrogen , oksygen , helium Og nitrogen. Slike gassformige eller diffuse tåker tjener som vugge for unge stjerner, som er født på samme måte som vår en gang ble født. solsystemet. Prosessen med stjernedannelse er kontinuerlig, og stjerner fortsetter å dannes i dag.

I interstellare rom diffuse støvtåker er også observert. Disse skyene består av bittesmå harde støvpartikler. Hvis en lys stjerne dukker opp nær den støvete tåken, blir lyset spredt av denne tåken og den støvete tåken blir direkte observerbare(Figur 1). Gass- og støvtåker kan generelt absorbere lyset fra stjernene som ligger bak dem, så de er ofte synlige i himmelbilder som gapende sorte hull i bakgrunnen. Melkeveien. Slike tåker kalles mørke tåker. På himmelen i sør halvkule det er en veldig stor mørk tåke, som sjømennene kalte kullsekken. Det er ingen klar grense mellom gass- og støvtåker, så de blir ofte observert sammen som gass- og støvtåker.

Diffuse tåker er bare fortettinger i det ekstremt sjeldne interstellar materie, som ble navngitt interstellar gass. Interstellar gass oppdages bare når man observerer spektrene til fjerne stjerner, noe som forårsaker flere i dem. Tross alt, over en lang avstand, kan selv en slik foreldet gass absorbere strålingen fra stjerner. Fremveksten og rask utvikling radioastronomi gjort det mulig å oppdage denne usynlige gassen ved radiobølgene den sender ut. Enorme mørke skyer av interstellar gass består for det meste av hydrogen, som selv ved lave temperaturer sender ut radiobølger med en lengde på 21 cm. Disse radiobølgene passerer uhindret gjennom gass og støv. Det var radioastronomi som hjalp oss med å studere formen til Melkeveien. I dag vet vi at gass og støv, blandet med store klynger av stjerner, danner en spiral, hvis grener forlater sentrum galakser, vikle rundt midten, og skape noe som ligner på en blekksprut med lange tentakler fanget i et boblebad.

For tiden er en enorm mengde materie i galaksen vår i form av gass- og støvtåker. Interstellar diffust stoff er konsentrert i et relativt tynt lag i ekvatorialplan stjernesystemet vårt. Skyer av interstellar gass og støv blokkerer sentrum av galaksen fra oss. På grunn av skyene av kosmisk støv forblir titusenvis av åpne stjernehoper usynlige for oss. Fint kosmisk støv svekker ikke bare lyset til stjernene, men forvrenger dem også spektral sammensetning. Faktum er at når lysstråling passerer gjennom kosmisk støv, svekkes den ikke bare, men endrer også farge. Absorpsjonen av lys av kosmisk støv avhenger av bølgelengden, så fra alle optisk spekter av en stjerne blå stråler absorberes sterkere og fotoner som tilsvarer rød farge absorberes svakere. Denne effekten fører til rødhet av lyset til stjerner som har passert gjennom det interstellare mediet.

For astrofysikere er studiet av egenskapene til kosmisk støv og klargjøringen av påvirkningen som dette støvet har på studiet av rommet av stor betydning. fysiske egenskaper til astrofysiske objekter. Interstellar utryddelse og interstellar polarisering av lys, infrarød stråling av nøytrale hydrogenområder, underskudd kjemiske elementer i det interstellare mediet, spørsmål om dannelsen av molekyler og fødselen av stjerner - i alle disse problemene tilhører en stor rolle kosmisk støv, hvis egenskaper vurderes i denne artikkelen.

Opprinnelsen til kosmisk støv

Kosmiske støvkorn oppstår hovedsakelig i de langsomt utløpende atmosfærene til stjerner - røde dverger, samt under eksplosive prosesser på stjerner og rask utstøting av gass fra galaktiske kjerner. Andre kilder til kosmisk støvdannelse er planetarisk Og protostellare tåker , stjerneatmosfærer og interstellare skyer. I alle prosesser for dannelse av kosmiske støvpartikler synker temperaturen på gassen når gassen beveger seg utover og på et tidspunkt passerer gjennom duggpunkt, ved hvilken dampkondensering som danner kjernene til støvpartikler. Ny faser er vanligvis klynger. Klynger er små grupper av atomer eller molekyler som dannes bærekraftig kvasimomolekyl. I kollisjoner med allerede dannet embryo støvkorn kan bindes sammen av atomer og molekyler, enten ved å inngå kjemiske reaksjoner med atomene i støvkornet (kjemisorpsjon), eller fullføre klyngen som blir dannet. I de tetteste områdene av det interstellare mediet, konsentrasjonen av partikler der cm-3 , veksten av et støvkorn kan assosieres med prosesser koagulasjon, hvor støvpartikler kan feste seg sammen uten å bli ødelagt. Koagulasjonsprosesser, som avhenger av egenskapene til overflaten til støvkorn og deres temperaturer, skjer kun når kollisjoner mellom støvkorn skjer ved lave relative kollisjonshastigheter.

På fig. Figur 2 viser veksten av kosmiske støvklynger ved å legge til monomerer. Resultatet amorf et kosmisk støvkorn kan være en klynge av atomer med fraktal egenskaper . fraktaler kalt geometriske objekter: linjer, flater, romlige kropper som har en sterkt innrykket form og har egenskapen selvlikhet. selvlikhet betyr invariansen til de viktigste geometriske egenskapene fraktal objekt ved endring av skalaen. For eksempel viser bilder av mange fraktale objekter seg å være veldig like når de forstørres. tillatelser i et mikroskop. Fraktale klynger er svært forgrenede porøse strukturer dannet under svært ikke-likevektsforhold når faste partikler av lignende størrelser kombineres til en enkelt helhet. Under terrestriske forhold, fraktal aggregater oppnådd med dampavslapning metaller i ikke-likevektsforhold, ved dannelse geler i løsninger, under koagulering av partikler i røyk. Modellen av et fraktalt kosmisk støvkorn er vist i fig. 3. Legg merke til at prosessene med støvkornkoagulering som forekommer i protostellare skyer og gass- og støvskiver, øke betydelig med turbulent bevegelse interstellar materie.

Kjernene til kosmiske støvpartikler, bestående av ildfaste elementer, i hundredeler mikron dannet i skjell kalde stjerner med jevn utstrømning av gass eller under eksplosive prosesser. Slike kjerner av støvkorn er motstandsdyktige mot mange ytre påvirkninger.

Hvor kommer kosmisk støv fra? Planeten vår er omgitt av et tett luftskall - atmosfæren. Sammensetningen av atmosfæren, i tillegg til de kjente gassene, inkluderer også faste partikler - støv.

I utgangspunktet består den av jordpartikler som stiger opp under påvirkning av vind. Under vulkanutbrudd observeres ofte kraftige støvskyer. Hele "støvhetter" henger over store byer, og når en høyde på 2-3 km. Antall støvpartikler i en kube. cm luft i byer når 100 tusen stykker, mens i den rene fjelluften inneholder de bare noen få hundre. Støv av terrestrisk opprinnelse stiger imidlertid til relativt små høyder - opptil 10 km. Vulkanstøv kan nå en høyde på 40-50 km.

Opprinnelsen til kosmisk støv

Tilstedeværelsen av støvskyer i en høyde betydelig over 100 km er påvist. Dette er de såkalte «sølvskyene», bestående av kosmisk støv.

Opprinnelsen til kosmisk støv er ekstremt mangfoldig: det inkluderer restene av forfalte kometer og partikler av materie som kastes ut av solen og bringes til oss av lystrykkets kraft.

Naturligvis, under påvirkning av tyngdekraften, legger en betydelig del av disse kosmiske støvpartiklene seg sakte til jorden. Tilstedeværelsen av slikt kosmisk støv er oppdaget på høye snødekte topper.

meteoritter

I tillegg til dette sakte settende kosmiske støvet, bryter hundrevis av millioner av meteorer inn i atmosfæren vår hver dag – det vi kaller «stjerneskudd». De flyr med en kosmisk hastighet på hundrevis av kilometer i sekundet, og brenner ut av friksjon mot luftpartikler før de når jordoverflaten. Produktene av deres forbrenning legger seg også til bakken.

Men blant meteorene er det eksepsjonelt store eksemplarer som når jordoverflaten. Således er fallet av den store Tunguska-meteoritten klokka 05.00 den 30. juni 1908 kjent, ledsaget av en rekke seismiske fenomener notert selv i Washington (9 tusen km fra nedslagsstedet) og indikerer kraften til eksplosjonen under meteorittens fall. Professor Kulik, som undersøkte meteorittnedslagsstedet med eksepsjonelt mot, fant et kratt av vindfang rundt nedslagsstedet innenfor en radius på hundrevis av kilometer. Meteoritten ble dessverre ikke funnet. En ansatt ved British Museum Kirpatrick foretok en spesiell tur til USSR i 1932, men kom ikke engang til stedet der meteoritten falt. Han bekreftet imidlertid antagelsen til professor Kulik, som estimerte massen til den falne meteoritten til 100-120 tonn.

Romstøvsky

Hypotesen til akademiker V. I. Vernadsky er interessant, som anså det som mulig at ikke en meteoritt kunne falle, men en enorm sky av kosmisk støv som beveger seg i en enorm hastighet.

Akademiker Vernadsky bekreftet hypotesen sin med utseendet i disse dager av et stort antall lysende skyer som beveger seg i stor høyde med en hastighet på 300-350 km i timen. Denne hypotesen kan også forklare det faktum at trærne rundt meteorittkrateret ble stående, mens de som lå lenger ble slått ned av eksplosjonsbølgen.

I tillegg til Tunguska-meteoritten er det også kjent en rekke kratere av meteorittopprinnelse. Det første av disse undersøkte kratrene kan kalles Arizona-krateret i "Devil's Canyon". Interessant nok ble det ikke bare funnet fragmenter av en jernmeteoritt i nærheten, men også små diamanter dannet av karbon fra høy temperatur og trykk under fallet og eksplosjonen av en meteoritt.
I tillegg til disse kratrene, som vitner om fallet av enorme meteoritter som veier titalls tonn, finnes det også mindre kratere: i Australia, på Ezel Island og en rekke andre.

I tillegg til store meteoritter faller det ganske mange mindre årlig - som veier fra 10-12 gram til 2-3 kilo.

Hvis Jorden ikke var beskyttet av en tett atmosfære, ville vi hvert sekund bli bombardert av de minste kosmiske partiklene, som suser med en hastighet som overstiger hastigheten til en kule.

I løpet av 2003–2008 en gruppe russiske og østerrikske forskere med deltagelse av Heinz Kohlmann, en kjent paleontolog, kurator for Eisenwurzen nasjonalpark, studerte katastrofen som skjedde for 65 millioner år siden, da mer enn 75 % av alle organismer døde ut på jorden, inkludert dinosaurer . De fleste forskere tror at utryddelsen skyldtes en asteroides fall, selv om det finnes andre synspunkter.

Spor etter denne katastrofen i geologiske seksjoner er representert av et tynt lag med svart leire med en tykkelse på 1 til 5 cm. En av disse seksjonene ligger i Østerrike, i de østlige Alpene, i nasjonalparken nær den lille byen Gams, ligger 200 km sørvest for Wien. Som et resultat av studiet av prøver fra denne seksjonen ved hjelp av et skanningselektronmikroskop, ble det funnet partikler med uvanlig form og sammensetning, som ikke dannes under terrestriske forhold og tilhører kosmisk støv.

Romstøv på jorden

For første gang ble spor av kosmisk materie på jorden oppdaget i røde dyphavsleire av en engelsk ekspedisjon som utforsket bunnen av verdenshavet på Challenger-skipet (1872–1876). De ble beskrevet av Murray og Renard i 1891. På to stasjoner i Sør-Stillehavet ble prøver av ferromangan-knuter og magnetiske mikrosfærer opp til 100 µm i diameter gjenvunnet fra en dybde på 4300 m, senere kalt "kosmiske kuler". Jernmikrosfærer som ble gjenvunnet av Challenger-ekspedisjonen har imidlertid bare blitt studert i detalj de siste årene. Det viste seg at kulene er 90% metallisk jern, 10% nikkel, og overflaten deres er dekket med en tynn skorpe av jernoksid.

Ris. 1. Monolit fra Gams 1-seksjonen, klargjort for prøvetaking. Lag i forskjellige aldre er merket med latinske bokstaver. Overgangsleirelaget mellom kritt- og paleogenperioden (ca. 65 millioner år gammelt), hvor det ble funnet en ansamling av metallmikrokuler og -plater, er merket med bokstaven "J". Foto av A.F. Grachev

Med oppdagelsen av mystiske kuler i dyphavsleire, er faktisk begynnelsen på studiet av kosmisk materie på jorden forbundet. Imidlertid skjedde en eksplosjon av forskernes interesse for dette problemet etter de første oppskytningene av romfartøyer, ved hjelp av disse ble det mulig å velge månejord og prøver av støvpartikler fra forskjellige deler av solsystemet. Verkene til K.P. Florensky (1963), som studerte sporene etter Tunguska-katastrofen, og E.L. Krinov (1971), som studerte meteorisk støv på stedet der Sikhote-Alin-meteoritten falt.

Forskernes interesse for metalliske mikrosfærer har ført til at de ble oppdaget i sedimentære bergarter av ulik alder og opprinnelse. Metallmikrosfærer er funnet i isen på Antarktis og Grønland, i dyphavssedimenter og manganknuter, i sanden til ørkener og kyststrender. De finnes ofte i meteorittkratere og ved siden av dem.

I løpet av det siste tiåret har metallmikrosfærer av utenomjordisk opprinnelse blitt funnet i sedimentære bergarter i forskjellige aldre: fra Nedre Kambrium (for ca. 500 millioner år siden) til moderne formasjoner.

Data om mikrosfærer og andre partikler fra eldgamle forekomster gjør det mulig å bedømme volumene, så vel som jevnheten eller ujevnheten i tilførselen av kosmisk materie til jorden, endringen i sammensetningen av partikler som kommer inn i jorden fra verdensrommet, og den primære kilder til denne saken. Dette er viktig fordi disse prosessene påvirker utviklingen av liv på jorden. Mange av disse spørsmålene er fortsatt langt fra løst, men akkumulering av data og deres omfattende studie vil utvilsomt gjøre det mulig å besvare dem.

Det er nå kjent at den totale massen av støv som sirkulerer inne i jordens bane er omtrent 1015 tonn. Hvert år faller fra 4 til 10 tusen tonn kosmisk materie på jordoverflaten. 95 % av stoffet som faller på jordoverflaten er partikler med en størrelse på 50-400 mikron. Spørsmålet om hvordan hastigheten på ankomsten av kosmisk materie til jorden endrer seg med tiden er fortsatt kontroversielt til nå, til tross for de mange studiene som er utført de siste 10 årene.

Basert på størrelsen på kosmiske støvpartikler, skilles det for tiden mellom interplanetært kosmisk støv med en størrelse på mindre enn 30 mikron og mikrometeoritter større enn 50 mikron. Enda tidligere har E.L. Krinov foreslo at de minste fragmentene av en meteoroid smeltet fra overflaten kalles mikrometeoritter.

Strenge kriterier for å skille mellom kosmisk støv og meteorittpartikler er ennå ikke utviklet, og selv ved å bruke eksemplet med Hams-seksjonen som er studert av oss, har det vist seg at metallpartikler og mikrosfærer er mer forskjellige i form og sammensetning enn de eksisterende. klassifiseringer. Den nesten ideelle sfæriske formen, metallisk glans og magnetiske egenskaper til partiklene ble ansett som bevis på deres kosmiske opprinnelse. Ifølge geokjemiker E.V. Sobotovich, "det eneste morfologiske kriteriet for å vurdere kosmogeniteten til materialet som studeres er tilstedeværelsen av smeltede kuler, inkludert magnetiske." Men i tillegg til den ekstremt mangfoldige formen, er den kjemiske sammensetningen av stoffet grunnleggende viktig. Forskerne fant at sammen med mikrosfærer av kosmisk opprinnelse, er det et stort antall kuler av en annen opprinnelse - assosiert med vulkansk aktivitet, den vitale aktiviteten til bakterier eller metamorfose. Det er bevis for at jernholdige mikrosfærer av vulkansk opprinnelse har mye mindre sannsynlighet for å ha en ideell sfærisk form og dessuten har en økt innblanding av titan (Ti) (mer enn 10%).

Russisk-østerriksk gruppe av geologer og filmteam fra Wiener-TV på Gams-seksjonen i de østlige Alpene. I forgrunnen - A.F. Grachev

Opprinnelsen til kosmisk støv

Spørsmålet om opprinnelsen til kosmisk støv er fortsatt gjenstand for debatt. Professor E.V. Sobotovich mente at kosmisk støv kunne representere restene av den opprinnelige protoplanetariske skyen, som ble protestert mot i 1973 av B.Yu. Levin og A.N. Simonenko, og mente at et fint spredt stoff ikke kunne bevares i lang tid (Earth and Universe, 1980, nr. 6).

Det er en annen forklaring: dannelsen av kosmisk støv er assosiert med ødeleggelsen av asteroider og kometer. Som bemerket av E.V. Sobotovich, hvis mengden kosmisk støv som kommer inn i jorden ikke endres over tid, vil B.Yu. Levin og A.N. Simonenko.

Til tross for det store antallet studier, kan svaret på dette grunnleggende spørsmålet ikke gis for øyeblikket, fordi det er svært få kvantitative estimater, og nøyaktigheten kan diskuteres. Nylig antyder data fra NASA-isotopstudier av kosmiske støvpartikler tatt i stratosfæren eksistensen av partikler av pre-solar opprinnelse. Mineraler som diamant, moissanitt (silisiumkarbid) og korund ble funnet i dette støvet, som ved hjelp av karbon- og nitrogenisotoper gjør at vi kan tilskrive dannelsen deres til tiden før dannelsen av solsystemet.

Viktigheten av å studere kosmisk støv i den geologiske delen er åpenbar. Denne artikkelen presenterer de første resultatene av en studie av kosmisk materie i overgangsleirelaget ved grensen mellom kritt og paleogen (65 millioner år siden) fra Gams-seksjonen, i de østlige Alpene (Østerrike).

Generelle kjennetegn ved Gams-seksjonen

Partikler av kosmisk opprinnelse ble hentet fra flere deler av overgangslagene mellom kritt og paleogen (i den tyskspråklige litteraturen - K / T-grensen), som ligger nær alpelandsbyen Gams, hvor elven med samme navn i flere steder avslører denne grensen.

I seksjon Gams 1 ble det skåret en monolitt fra påhugget, hvor K/T-grensen kommer meget godt til uttrykk. Høyden er 46 cm, bredden er 30 cm i den nedre delen og 22 cm i den øvre delen, tykkelsen er 4 cm. ,C…W), og innenfor hvert lag, tallene (1, 2, 3, etc.) ble også merket hver 2. cm. Overgangslaget J ved K/T-grensesnittet ble studert mer detaljert, hvor seks underlag med en tykkelse på ca. 3 mm ble identifisert.

Resultatene av studier oppnådd i Gams 1-seksjonen gjentas stort sett i studien av en annen seksjon - Gams 2. Studiekomplekset inkluderte studiet av tynne seksjoner og monominerale fraksjoner, deres kjemiske analyse, samt røntgenfluorescens, nøytron aktiverings- og røntgenstrukturanalyser, analyse av helium, karbon og oksygen, bestemmelse av sammensetningen av mineraler på en mikrosonde, magnetomineralogisk analyse.

En rekke mikropartikler

Jern- og nikkelmikrokuler fra overgangslaget mellom kritt og paleogen i Gams-seksjonen: 1 – Fe-mikrosfære med en ru nettformet-hummocky overflate (øvre del av overgangslaget J); 2 – Fe mikrosfære med en grov langsgående parallell overflate (nedre del av overgangslaget J); 3 – Fe-mikrosfære med elementer av krystallografisk fasettering og grov cellulært nettverksoverflatetekstur (lag M); 4 – Fe mikrosfære med en tynn nettverksoverflate (øvre del av overgangslaget J); 5 - Ni-mikrosfære med krystallitter på overflaten (øvre del av overgangslaget J); 6 - aggregat av sintrede Ni-mikrosfærer med krystallitter på overflaten (øvre del av overgangslaget J); 7 – aggregat av Ni-mikrosfærer med mikrodiamanter (C; øvre del av overgangslaget J); 8, 9 – karakteristiske former for metallpartikler fra overgangslaget mellom kritt og paleogen i Gams-seksjonen i de østlige Alpene.

I overgangsleirelaget mellom de to geologiske grensene - kritt og paleogen, samt på to nivåer i de overliggende forekomstene av paleocen i Gams-seksjonen, ble det funnet mange metallpartikler og mikrosfærer av kosmisk opprinnelse. De er mye mer forskjellige i form, overflatetekstur og kjemisk sammensetning enn alle kjente så langt i overgangsleirelag av denne alderen i andre regioner i verden.

I Gams-seksjonen er det kosmiske stoffet representert av fint spredte partikler av forskjellige former, blant hvilke de vanligste er magnetiske mikrosfærer i størrelse fra 0,7 til 100 μm, bestående av 98% rent jern. Slike partikler i form av kuler eller mikrosfærer finnes i store mengder, ikke bare i lag J, men også høyere, i leire fra paleocen (lag K og M).

Mikrosfærene er sammensatt av rent jern eller magnetitt, noen av dem har urenheter av krom (Cr), en legering av jern og nikkel (avaruitt), og rent nikkel (Ni). Noen Fe-Ni-partikler inneholder en blanding av molybden (Mo). I overgangsleirelaget mellom kritt og paleogen ble alle oppdaget for første gang.

Har aldri tidligere møtt partikler med høyt nikkelinnhold og en betydelig innblanding av molybden, mikrosfærer med tilstedeværelse av krom og biter av spiraljern. I tillegg til metalliske mikrosfærer og partikler ble det funnet Ni-spinel, mikrodiamanter med mikrosfærer av ren Ni, samt avrevne plater av Au og Cu, som ikke ble funnet i de underliggende og overliggende avsetningene, i overgangsleirelaget i Gams.

Karakterisering av mikropartikler

Metalliske mikrosfærer i Gams-seksjonen er til stede på tre stratigrafiske nivåer: jernholdige partikler av forskjellige former er konsentrert i overgangsleirelaget, i de overliggende finkornede sandsteinene i lag K, og det tredje nivået er dannet av siltsteiner av lag M.

Noen kuler har en glatt overflate, andre har en retikulert-kupert overflate, og andre er dekket med et nettverk av små polygonale sprekker eller et system av parallelle sprekker som strekker seg fra en hovedsprekker. De er hule, skalllignende, fylt med et leirmineral, og kan også ha en indre konsentrisk struktur. Metallpartikler og Fe-mikrosfærer finnes i hele overgangsleirelaget, men er hovedsakelig konsentrert i nedre og midtre horisont.

Mikrometeoritter er smeltede partikler av rent jern eller Fe-Ni jern-nikkel-legering (awaruite); deres størrelse er fra 5 til 20 mikron. Tallrike awaruite-partikler er begrenset til det øvre nivået av overgangslaget J, mens rene jernholdige partikler er tilstede i den nedre og øvre delen av overgangslaget.

Partikler i form av plater med en tverrgående humpete overflate består bare av jern, deres bredde er 10–20 µm, og lengden er opptil 150 µm. De er lett buet buet og forekommer i bunnen av overgangslaget J. I dens nedre del er det også Fe-Ni-plater med innblanding av Mo.

Plater laget av en legering av jern og nikkel har en langstrakt form, lett buet, med langsgående spor på overflaten, dimensjonene varierer i lengde fra 70 til 150 mikron med en bredde på omtrent 20 mikron. De er mer vanlige i nedre og midtre deler av overgangslaget.

Jernplater med langsgående riller er identiske i form og størrelse med Ni-Fe legeringsplater. De er begrenset til de nedre og midtre delene av overgangslaget.

Av spesiell interesse er partikler av rent jern, som har formen av en vanlig spiral og bøyd i form av en krok. De består hovedsakelig av ren Fe, sjelden er det en Fe-Ni-Mo-legering. Spiraljernpartikler forekommer i den øvre delen av J-laget og i det overliggende sandsteinslaget (K-laget). En spiral Fe-Ni-Mo-partikkel ble funnet ved bunnen av overgangslaget J.

I den øvre delen av overgangslaget J var det flere korn av mikrodiamanter sintret med Ni-mikrosfærer. Mikrosondestudier av nikkelkuler utført på to instrumenter (med bølge- og energidispersive spektrometre) viste at disse kulene består av nesten rent nikkel under en tynn film av nikkeloksid. Overflaten til alle nikkelkuler er prikket med tydelige krystallitter med uttalte tvillinger 1–2 µm i størrelse. Slikt rent nikkel i form av kuler med en godt krystallisert overflate finnes verken i magmatiske bergarter eller i meteoritter, hvor nikkel nødvendigvis inneholder en betydelig mengde urenheter.

Ved studering av en monolitt fra Gams 1-seksjonen ble det kun funnet rene Ni-kuler i den øverste delen av overgangslaget J (i det øverste et meget tynt sedimentært lag J 6, hvis tykkelse ikke overstiger 200 μm), og iht. til termisk magnetisk analysedata er metallisk nikkel tilstede i overgangslaget, fra underlaget J4. Her ble det sammen med Ni-kuler også funnet diamanter. I et lag tatt fra en terning med et areal på 1 cm2 er antallet diamantkorn som er funnet i titalls (fra brøkdeler av mikron til titalls mikron i størrelse), og hundrevis av nikkelkuler av samme størrelse.

I prøver av øvre del av overgangslaget, tatt direkte fra påhugget, ble det funnet diamanter med små partikler av nikkel på kornoverflaten. Det er betydelig at tilstedeværelsen av mineralet moissanitt også ble avslørt under studiet av prøver fra denne delen av lag J. Tidligere ble mikrodiamanter funnet i overgangslaget ved grensen mellom kritt og paleogen i Mexico.

Funn på andre områder

Hams-mikrokuler med en konsentrisk indre struktur ligner på de som ble utvunnet av Challenger-ekspedisjonen i dyphavsleire i Stillehavet.

Jernpartikler av uregelmessig form med smeltede kanter, så vel som i form av spiraler og buede kroker og plater, ligner veldig på ødeleggelsesproduktene til meteoritter som faller til jorden, de kan betraktes som meteorisk jern. Avaruitt- og rene nikkelpartikler kan tilordnes samme kategori.

Buede jernpartikler er nær de ulike formene for Peles tårer - lavadråper (lapilli), som skyter ut vulkaner fra ventilen under utbrudd i flytende tilstand.

Dermed har overgangsleirelaget i Gams en heterogen struktur og er tydelig delt i to deler. Jernpartikler og mikrosfærer dominerer i nedre og midtre del, mens den øvre delen av laget er anriket på nikkel: awaruitpartikler og nikkelmikrokuler med diamanter. Dette bekreftes ikke bare av fordelingen av jern- og nikkelpartikler i leiren, men også av dataene fra kjemiske og termomagnetiske analyser.

Sammenligning av dataene fra termomagnetisk analyse og mikrosondeanalyse indikerer en ekstrem inhomogenitet i fordelingen av nikkel, jern og deres legering i lag J; Imidlertid, ifølge resultatene av termomagnetisk analyse, registreres rent nikkel bare fra lag J4. Det er også bemerkelsesverdig at spiralformet jern hovedsakelig forekommer i den øvre delen av lag J og fortsetter å forekomme i det overliggende laget K, hvor det imidlertid er få Fe, Fe-Ni-partikler med isometrisk eller lamellær form.

Vi understreker at en så tydelig differensiering når det gjelder jern, nikkel og iridium, som er manifestert i overgangsleirelaget i Gamsa, også eksisterer i andre regioner. For eksempel, i den amerikanske delstaten New Jersey, i overgangssfærelaget (6 cm), manifesterte iridiumanomalien seg skarpt ved basen, mens slagmineraler kun er konsentrert i den øvre (1 cm) delen av dette laget. På Haiti, ved grensen mellom kritt og paleogen og i den øverste delen av kulelaget, er det en kraftig anrikning av Ni og slagkvarts.

Bakgrunnsfenomen for jorden

Mange trekk ved de funnet Fe- og Fe-Ni-sfærulene ligner på ballene oppdaget av Challenger-ekspedisjonen i dyphavsleirene i Stillehavet, i området for Tunguska-katastrofen og stedene for Sikhotens fall -Alin-meteoritten og Nio-meteoritten i Japan, så vel som i sedimentære bergarter i forskjellige aldre fra mange regioner i verden. Bortsett fra områdene av Tunguska-katastrofen og fallet av Sikhote-Alin-meteoritten, i alle andre tilfeller dannelsen av ikke bare kuler, men også partikler av forskjellige morfologier, bestående av rent jern (noen ganger inneholdende krom) og nikkel-jernlegering , har ingen sammenheng med påvirkningshendelsen. Vi betrakter utseendet til slike partikler som et resultat av fallet av kosmisk interplanetarisk støv på jordens overflate, en prosess som har pågått kontinuerlig siden jordens dannelse og er et slags bakgrunnsfenomen.

Mange partikler studert i Gams-seksjonen er i sammensetning nær den kjemiske sammensetningen av meteorittstoffet på stedet for fall av Sikhote-Alin-meteoritten (ifølge E.L. Krinov er disse 93,29 % jern, 5,94 % nikkel, 0,38 % kobolt).

Tilstedeværelsen av molybden i noen av partiklene er ikke uventet, da mange typer meteoritter inkluderer det. Innholdet av molybden i meteoritter (jern, stein og karbonholdige kondritter) varierer fra 6 til 7 g/t. Den viktigste var oppdagelsen av molybdenitt i Allende-meteoritten som en inkludering i en metallegering med følgende sammensetning (vekt%): Fe—31,1, Ni—64,5, Co—2,0, Cr—0,3, V—0,5, P— 0,1. Det skal bemerkes at naturlig molybden og molybdenitt også ble funnet i månestøvet som ble tatt prøver av de automatiske stasjonene Luna-16, Luna-20 og Luna-24.

Kulene av rent nikkel med en godt krystallisert overflate som ble funnet for første gang er ikke kjent verken i magmatiske bergarter eller i meteoritter, der nikkel nødvendigvis inneholder en betydelig mengde urenheter. En slik overflatestruktur av nikkelkuler kunne ha oppstått i tilfelle et asteroide (meteoritt) fall, noe som førte til frigjøring av energi, som gjorde det mulig ikke bare å smelte materialet til det falne legemet, men også å fordampe det. Metalldamper kunne heves ved eksplosjonen til stor høyde (sannsynligvis titalls kilometer), hvor krystallisering fant sted.

Partikler som består av awaruit (Ni3Fe) finnes sammen med metalliske nikkelkuler. De tilhører meteorstøv, og smeltede jernpartikler (mikrometeoritter) bør betraktes som "meteorittstøv" (i henhold til terminologien til E.L. Krinov). Diamantkrystallene som ble påtruffet sammen med nikkelkulene oppsto sannsynligvis som et resultat av ablasjonen (smelting og fordampning) av meteoritten fra den samme dampskyen under dens påfølgende avkjøling. Det er kjent at syntetiske diamanter oppnås ved spontan krystallisering fra en karbonløsning i en smelte av metaller (Ni, Fe) over grafitt-diamantfaselikevektslinjen i form av enkeltkrystaller, deres sammenvekster, tvillinger, polykrystallinske aggregater, rammekrystaller , nåleformede krystaller og uregelmessige korn. Nesten alle de listede typomorfe egenskapene til diamantkrystaller ble funnet i den studerte prøven.

Dette lar oss konkludere med at prosessene for krystallisering av diamant i en sky av nikkel-karbondamp under avkjøling og spontan krystallisering fra en karbonløsning i en nikkelsmelte i eksperimenter er like. Den endelige konklusjonen om diamantens natur kan imidlertid gjøres etter detaljerte isotopiske studier, for hvilke det er nødvendig å oppnå en tilstrekkelig stor mengde av stoffet.

Dermed viste studiet av kosmisk materie i overgangsleirelaget ved grensen mellom kritt og paleogen dens tilstedeværelse i alle deler (fra lag J1 til lag J6), men tegn på en påvirkningshendelse registreres bare fra lag J4, som er 65 millioner år gammel. Dette laget av kosmisk støv kan sammenlignes med tidspunktet for dinosaurenes død.

A.F. GRACHEV Doctor of Geological and Mineralogical Sciences, V.A. TSELMOVICH Candidate of Physical and Mathematical Sciences, Institute of Physics of the Earth RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN Candidate of Geological and Mineralogical Sciences, Geological Institute of the Russian Academy of Sciences (GIN RAS) ).

Magasinet "Jorden og universet" № 5 2008.