Màu nào hấp thụ các hạt bụi vũ trụ tốt hơn. Bụi không gian được tạo ra như thế nào? Cơ chế hình thành nước trong cấu trúc của bụi vũ trụ

Về khối lượng, các hạt bụi rắn chiếm một phần không đáng kể trong Vũ trụ, nhưng chính nhờ bụi giữa các vì sao mà các ngôi sao, hành tinh và những người nghiên cứu không gian và chỉ đơn giản là chiêm ngưỡng các vì sao đã phát sinh và tiếp tục xuất hiện. Bụi vũ trụ này là loại chất gì? Điều gì khiến mọi người trang bị cho các chuyến thám hiểm vào không gian trị giá ngân sách hàng năm của một quốc gia nhỏ chỉ với hy vọng, chứ không phải chắc chắn, để khai thác và mang về Trái đất ít nhất một nắm bụi giữa các vì sao?

Giữa các vì sao và các hành tinh

Bụi trong thiên văn học được gọi là bụi nhỏ, có kích thước bằng một phần micron, các hạt rắn bay trong không gian vũ trụ. Bụi vũ trụ thường được chia thành bụi liên hành tinh và bụi liên sao, mặc dù, rõ ràng, việc xâm nhập giữa các vì sao vào không gian liên hành tinh không bị cấm. Không dễ để tìm thấy nó ở đó, giữa đám bụi “cục bộ”, xác suất thấp và các đặc tính của nó gần Mặt trời có thể thay đổi đáng kể. Bây giờ, nếu bạn bay đi, đến biên giới của hệ mặt trời, ở đó xác suất bắt gặp bụi giữa các vì sao thực sự là rất cao. Lựa chọn lý tưởng là hoàn toàn vượt ra ngoài hệ mặt trời.

Bụi là liên hành tinh, trong mọi trường hợp, ở khoảng cách tương đối gần với Trái đất - vấn đề này đã được nghiên cứu khá kỹ lưỡng. Lấp đầy toàn bộ không gian của hệ mặt trời và tập trung ở mặt phẳng xích đạo của nó, phần lớn nó được sinh ra do sự va chạm ngẫu nhiên của các tiểu hành tinh và sự phá hủy của các sao chổi khi đến gần Mặt trời. Trên thực tế, thành phần của bụi không khác với thành phần của các thiên thạch rơi xuống Trái đất: nghiên cứu về nó rất thú vị và vẫn còn nhiều khám phá được thực hiện trong lĩnh vực này, nhưng dường như không có gì đặc biệt. âm mưu ở đây. Nhưng nhờ loại bụi đặc biệt này, trong thời tiết đẹp ở phía tây ngay sau khi mặt trời lặn hoặc ở phía đông trước khi mặt trời mọc, bạn có thể chiêm ngưỡng một hình nón ánh sáng nhạt phía trên đường chân trời. Đây được gọi là ánh sáng mặt trời hoàng đạo, bị phân tán bởi các hạt bụi vũ trụ nhỏ.

Thú vị hơn nhiều là bụi giữa các vì sao. Tính năng đặc biệt của nó là sự hiện diện của lõi và vỏ rắn. Lõi dường như bao gồm chủ yếu là carbon, silicon và kim loại. Và lớp vỏ chủ yếu được tạo thành từ các nguyên tố khí đóng băng trên bề mặt hạt nhân, được kết tinh trong điều kiện “đóng băng sâu” của không gian giữa các vì sao, và đây là khoảng 10 kelvin, hydro và oxy. Tuy nhiên, có tạp chất của các phân tử trong đó và phức tạp hơn. Đây là những phân tử amoniac, metan và thậm chí cả các phân tử hữu cơ đa nguyên tử dính vào một hạt bụi hoặc hình thành trên bề mặt của nó trong quá trình lang thang. Tất nhiên, một số chất này bay ra khỏi bề mặt của nó, chẳng hạn như dưới tác động của bức xạ cực tím, nhưng quá trình này có thể đảo ngược - một số bay đi, một số khác đóng băng hoặc được tổng hợp.

Bây giờ, trong không gian giữa các ngôi sao hoặc gần chúng, tất nhiên, không phải hóa học, mà là vật lý, tức là phương pháp quang phổ, đã được tìm thấy: nước, oxit carbon, nitơ, lưu huỳnh và silic, hydro clorua, amoniac, axetylen, axit hữu cơ, chẳng hạn như rượu formic và axetic, etyl và metyl, benzen, naphtalen. Họ thậm chí còn tìm thấy axit amin glycine!

Sẽ rất thú vị khi bắt và nghiên cứu bụi giữa các vì sao xâm nhập vào hệ mặt trời và có thể rơi xuống Trái đất. Vấn đề "bắt" nó không hề đơn giản, bởi vì rất ít hạt bụi giữa các vì sao có thể giữ được "lớp áo" băng của chúng dưới ánh nắng mặt trời, đặc biệt là trong bầu khí quyển của Trái đất. Những cái lớn nóng lên quá nhiều, tốc độ vũ trụ của chúng không thể bị dập tắt nhanh chóng, và các hạt bụi "đốt cháy". Tuy nhiên, những con nhỏ lên kế hoạch trong khí quyển trong nhiều năm, giữ lại một phần vỏ, nhưng ở đây vấn đề phát sinh là tìm và xác định chúng.

Có một chi tiết rất hấp dẫn khác. Nó liên quan đến bụi, hạt nhân bao gồm carbon. Carbon được tổng hợp trong lõi của các ngôi sao và rời khỏi không gian, ví dụ, từ bầu khí quyển của các ngôi sao già (như sao khổng lồ đỏ), bay ra ngoài không gian giữa các vì sao, nguội đi và ngưng tụ theo cách tương tự như sau một ngày sương mù nóng từ nước lạnh hơi thu thập ở vùng đất thấp. Tùy thuộc vào điều kiện kết tinh, có thể thu được các cấu trúc phân lớp của than chì, tinh thể kim cương (chỉ cần tưởng tượng toàn bộ đám mây kim cương nhỏ!) và thậm chí cả những quả bóng nguyên tử cacbon rỗng (fullerene). Và trong chúng, có lẽ, giống như trong két sắt hoặc thùng chứa, các hạt khí quyển của một ngôi sao rất cổ xưa được lưu trữ. Việc tìm ra những hạt bụi như vậy sẽ là một thành công lớn.

Bụi không gian được tìm thấy ở đâu?

Phải nói rằng chính khái niệm về chân không vũ trụ như một thứ hoàn toàn trống rỗng từ lâu vẫn chỉ là một phép ẩn dụ đầy chất thơ. Trên thực tế, toàn bộ không gian của Vũ trụ, cả giữa các ngôi sao và giữa các thiên hà, chứa đầy vật chất, dòng hạt cơ bản, bức xạ và trường - từ trường, điện và hấp dẫn. Nói một cách tương đối, tất cả những gì có thể chạm tới là khí, bụi và plasma, những chất đóng góp vào tổng khối lượng của Vũ trụ, theo các ước tính khác nhau, chỉ khoảng 12% với mật độ trung bình khoảng 10-24 g/cm 3 . Khí trong không gian là nhiều nhất, gần như 99%. Đây chủ yếu là hydro (lên tới 77,4%) và helium (21%), phần còn lại chiếm ít hơn hai phần trăm khối lượng. Và sau đó là bụi về khối lượng, nó nhỏ hơn gần một trăm lần so với khí.

Mặc dù đôi khi khoảng trống trong không gian giữa các vì sao và giữa các thiên hà gần như lý tưởng: đôi khi có 1 lít không gian cho một nguyên tử vật chất! Không có chân không như vậy trong các phòng thí nghiệm trên mặt đất hoặc trong hệ mặt trời. Để so sánh, chúng ta có thể đưa ra ví dụ sau: trong 1 cm 3 không khí chúng ta hít thở, có khoảng 30.000.000.000.000.000.000 phân tử.

Vật chất này được phân bố trong không gian giữa các vì sao rất không đồng đều. Hầu hết khí và bụi giữa các vì sao tạo thành một lớp khí và bụi gần mặt phẳng đối xứng của đĩa Thiên hà. Độ dày của nó trong Thiên hà của chúng ta là vài trăm năm ánh sáng. Hầu hết khí và bụi trong các nhánh (cánh tay) và lõi xoắn ốc của nó tập trung chủ yếu trong các đám mây phân tử khổng lồ có kích thước từ 5 đến 50 parsec (16160 năm ánh sáng) và nặng hàng chục nghìn, thậm chí hàng triệu khối lượng Mặt Trời. Nhưng ngay cả trong những đám mây này, vật chất cũng phân bố không đồng nhất. Trong thể tích chính của đám mây, cái gọi là áo lông thú, chủ yếu từ hydro phân tử, mật độ hạt là khoảng 100 mảnh trên 1 cm 3. Trong mật độ bên trong đám mây, nó đạt tới hàng chục nghìn hạt trên 1 cm 3 , và trong lõi của những mật độ này, nói chung, hàng triệu hạt trên 1 cm 3 . Chính sự không đồng đều này trong sự phân bố vật chất trong Vũ trụ là nguyên nhân dẫn đến sự tồn tại của các ngôi sao, hành tinh và cuối cùng là chính chúng ta. Bởi vì chính trong các đám mây phân tử, dày đặc và tương đối lạnh, các ngôi sao được sinh ra.

Điều thú vị: mật độ của đám mây càng cao thì thành phần của nó càng đa dạng. Trong trường hợp này, có sự tương ứng giữa mật độ và nhiệt độ của đám mây (hoặc các bộ phận riêng lẻ của nó) và các chất đó, các phân tử của chúng được tìm thấy ở đó. Một mặt, điều này thuận tiện cho việc nghiên cứu các đám mây: bằng cách quan sát các thành phần riêng lẻ của chúng trong các dải quang phổ khác nhau dọc theo các vạch đặc trưng của quang phổ, chẳng hạn như CO, OH hoặc NH 3, bạn có thể "nhìn" vào phần này hoặc phần khác. của nó. Mặt khác, dữ liệu về thành phần của đám mây cho phép chúng tôi tìm hiểu rất nhiều về các quá trình diễn ra trong đó.

Ngoài ra, trong không gian giữa các vì sao, xét theo quang phổ, cũng có những chất mà sự tồn tại của chúng trong điều kiện trên mặt đất đơn giản là không thể. Đây là các ion và gốc tự do. Hoạt động hóa học của chúng cao đến mức chúng phản ứng ngay lập tức trên Trái đất. Và trong không gian lạnh lẽo hiếm có của không gian, chúng sống lâu và khá tự do.

Nói chung, khí trong không gian giữa các vì sao không chỉ là nguyên tử. Ở nơi lạnh hơn, không quá 50 kelvins, các nguyên tử cố gắng ở lại với nhau, tạo thành các phân tử. Tuy nhiên, một khối lượng lớn khí giữa các vì sao vẫn ở trạng thái nguyên tử. Đây chủ yếu là hydro, dạng trung tính của nó được phát hiện tương đối gần đây vào năm 1951. Như bạn đã biết, nó phát ra sóng vô tuyến dài 21 cm (tần số 1420 MHz), cường độ xác định mức độ của nó trong Thiên hà. Ngẫu nhiên, nó được phân bố không đồng nhất trong không gian giữa các vì sao. Trong các đám mây hydro nguyên tử, nồng độ của nó đạt tới vài nguyên tử trên 1 cm3, nhưng giữa các đám mây thì nồng độ ít hơn.

Cuối cùng, gần các ngôi sao nóng, khí tồn tại ở dạng ion. Bức xạ tia cực tím mạnh làm nóng và ion hóa khí, và nó bắt đầu phát sáng. Đó là lý do tại sao những khu vực có nồng độ khí nóng cao, với nhiệt độ khoảng 10.000 K, trông giống như những đám mây phát sáng. Chúng được gọi là tinh vân khí nhẹ.

Và trong bất kỳ tinh vân nào, dù ít hay nhiều, đều có bụi giữa các vì sao. Mặc dù thực tế là các tinh vân được chia thành bụi và khí một cách có điều kiện, nhưng cả hai đều có bụi. Và trong mọi trường hợp, chính bụi dường như đã giúp các ngôi sao hình thành ở độ sâu của tinh vân.

đối tượng sương mù

Trong số tất cả các đối tượng không gian, tinh vân có lẽ là đẹp nhất. Thực tế, các tinh vân tối trong phạm vi có thể nhìn thấy trông giống như những đốm đen trên bầu trời - chúng được quan sát rõ nhất trên nền của Dải Ngân hà. Nhưng trong các dải sóng điện từ khác, chẳng hạn như tia hồng ngoại, chúng có thể nhìn thấy rất rõ và hình ảnh rất khác thường.

Các tinh vân bị cô lập trong không gian, được kết nối với nhau bằng lực hấp dẫn hoặc áp suất bên ngoài, tích tụ khí và bụi. Khối lượng của chúng có thể từ 0,1 đến 10.000 khối lượng Mặt trời và kích thước của chúng có thể từ 1 đến 10 parsec.

Lúc đầu, các nhà thiên văn học cảm thấy khó chịu bởi các tinh vân. Cho đến giữa thế kỷ 19, các tinh vân được phát hiện được coi là một trở ngại khó chịu ngăn cản việc quan sát các ngôi sao và tìm kiếm các sao chổi mới. Năm 1714, người Anh Edmond Halley, người đặt tên cho sao chổi nổi tiếng, thậm chí đã biên soạn một "danh sách đen" gồm sáu tinh vân để họ không đánh lừa "những người bắt sao chổi", và người Pháp Charles Messier đã mở rộng danh sách này lên 103 đối tượng. May mắn thay, nhạc sĩ Sir William Herschel, em gái và con trai của ông, vốn say mê thiên văn học, bắt đầu quan tâm đến các tinh vân. Quan sát bầu trời bằng kính viễn vọng do chính họ chế tạo, họ đã để lại một danh mục các tinh vân và cụm sao, với thông tin về 5.079 vật thể không gian!

Herschels thực tế đã cạn kiệt khả năng của kính viễn vọng quang học trong những năm đó. Tuy nhiên, việc phát minh ra nhiếp ảnh và thời gian phơi sáng dài đã giúp tìm thấy các vật thể phát sáng rất mờ. Một lát sau, các phương pháp phân tích quang phổ, quan sát trong các dải sóng điện từ khác nhau đã giúp trong tương lai không chỉ phát hiện ra nhiều tinh vân mới mà còn xác định cấu trúc và tính chất của chúng.

Một tinh vân giữa các vì sao trông sáng trong hai trường hợp: hoặc là nó nóng đến mức khí của nó tự phát sáng, những tinh vân như vậy được gọi là tinh vân phát xạ; hoặc bản thân tinh vân lạnh, nhưng bụi của nó tán xạ ánh sáng của một ngôi sao sáng gần đó, đây là tinh vân phản xạ.

Tinh vân tối cũng là tập hợp khí và bụi giữa các vì sao. Nhưng không giống như tinh vân khí nhẹ, đôi khi có thể nhìn thấy ngay cả bằng ống nhòm mạnh hoặc kính viễn vọng, chẳng hạn như Tinh vân Lạp Hộ, tinh vân tối không phát ra ánh sáng mà hấp thụ ánh sáng. Khi ánh sáng của một ngôi sao đi qua các tinh vân như vậy, bụi có thể hấp thụ hoàn toàn nó, biến nó thành bức xạ hồng ngoại mà mắt thường không nhìn thấy được. Do đó, những tinh vân như vậy trông giống như những vệt sáng không có sao trên bầu trời. V. Herschel gọi chúng là "những cái lỗ trên bầu trời". Có lẽ ngoạn mục nhất trong số này là Tinh vân Đầu ngựa.

Tuy nhiên, các hạt bụi có thể không hấp thụ hoàn toàn ánh sáng của các ngôi sao mà chỉ phân tán một phần ánh sáng đó một cách có chọn lọc. Thực tế là kích thước của các hạt bụi giữa các vì sao gần bằng bước sóng của ánh sáng xanh, vì vậy nó bị tán xạ và hấp thụ mạnh hơn, và phần “đỏ” của ánh sáng của các ngôi sao đến với chúng ta tốt hơn. Nhân tiện, đây là một cách tốt để ước tính kích thước của các hạt bụi bằng cách chúng làm giảm ánh sáng có bước sóng khác nhau.

ngôi sao từ đám mây

Lý do hình thành các ngôi sao vẫn chưa được thiết lập chính xác, chỉ có các mô hình ít nhiều giải thích dữ liệu thực nghiệm một cách đáng tin cậy. Ngoài ra, cách thức hình thành, tính chất và số phận tiếp theo của các ngôi sao rất đa dạng và phụ thuộc vào rất nhiều yếu tố. Tuy nhiên, có một khái niệm đã được thiết lập tốt, hay đúng hơn là giả thuyết được phát triển nhất, bản chất của nó, theo thuật ngữ chung nhất, là các ngôi sao được hình thành từ khí giữa các vì sao ở những khu vực có mật độ vật chất tăng lên, nghĩa là ở độ sâu của các đám mây giữa các vì sao. Bụi với tư cách là một vật chất có thể bị bỏ qua, nhưng vai trò của nó trong việc hình thành các vì sao là rất lớn.

Điều này xảy ra (trong phiên bản nguyên thủy nhất, đối với một ngôi sao), rõ ràng là như thế này. Đầu tiên, một đám mây tiền sao ngưng tụ từ môi trường giữa các vì sao, có thể là do sự mất ổn định của lực hấp dẫn, nhưng nguyên nhân có thể khác và vẫn chưa được hiểu đầy đủ. Bằng cách này hay cách khác, nó co lại và thu hút vật chất từ ​​không gian xung quanh. Nhiệt độ và áp suất ở trung tâm của nó tăng lên cho đến khi các phân tử ở trung tâm của quả cầu khí đang co lại này bắt đầu phân rã thành các nguyên tử và sau đó thành các ion. Quá trình này làm mát khí và áp suất bên trong lõi giảm mạnh. Phần lõi bị nén và một sóng xung kích lan truyền bên trong đám mây, loại bỏ các lớp bên ngoài của nó. Một tiền sao được hình thành, tiếp tục co lại dưới tác động của lực hấp dẫn cho đến khi các phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bắt đầu ở trung tâm của nó - quá trình chuyển đổi hydro thành heli. Quá trình nén tiếp tục trong một thời gian, cho đến khi lực nén trọng trường được cân bằng bởi lực của khí và áp suất bức xạ.

Rõ ràng là khối lượng của ngôi sao hình thành luôn nhỏ hơn khối lượng của tinh vân đã "tạo ra" nó. Một phần của vật chất không có thời gian rơi vào hạt nhân bị sóng xung kích “cuốn đi”, bức xạ và hạt đơn giản chảy vào không gian xung quanh trong quá trình này.

Quá trình hình thành các ngôi sao và hệ sao bị ảnh hưởng bởi nhiều yếu tố, bao gồm cả từ trường, thường góp phần "phá vỡ" đám mây tiền sao thành hai, ít thường xuyên hơn là ba mảnh, mỗi mảnh được nén thành tiền sao của chính nó dưới ảnh hưởng của trọng lực. Ví dụ, đây là cách nhiều hệ thống sao đôi phát sinh - hai ngôi sao xoay quanh một tâm khối lượng chung và chuyển động trong không gian như một tổng thể duy nhất.

Khi "lão hóa" nhiên liệu hạt nhân trong ruột của các ngôi sao dần dần bị đốt cháy và càng nhanh thì ngôi sao càng lớn. Trong trường hợp này, chu trình phản ứng hydro được thay thế bằng helium, sau đó, do phản ứng tổng hợp hạt nhân, các nguyên tố hóa học ngày càng nặng hơn được hình thành, cho đến sắt. Cuối cùng, hạt nhân, không nhận được nhiều năng lượng hơn từ các phản ứng nhiệt hạch, sẽ giảm mạnh về kích thước, mất tính ổn định và chất của nó như rơi vào chính nó. Một vụ nổ mạnh xảy ra, trong đó vật chất có thể nóng lên tới hàng tỷ độ và sự tương tác giữa các hạt nhân dẫn đến sự hình thành các nguyên tố hóa học mới, cho đến những nguyên tố nặng nhất. Vụ nổ đi kèm với sự giải phóng mạnh năng lượng và giải phóng vật chất. Một ngôi sao phát nổ, một quá trình được gọi là vụ nổ siêu tân tinh. Cuối cùng, ngôi sao, tùy thuộc vào khối lượng, sẽ biến thành sao neutron hoặc lỗ đen.

Đây có lẽ là những gì thực sự xảy ra. Trong mọi trường hợp, không còn nghi ngờ gì nữa, các ngôi sao trẻ, tức là nóng, và các cụm sao của chúng hầu hết chỉ nằm trong các tinh vân, tức là ở những khu vực có mật độ khí và bụi gia tăng. Điều này được thấy rõ trong các bức ảnh chụp bằng kính thiên văn ở các dải bước sóng khác nhau.

Tất nhiên, đây không gì khác hơn là bản tóm tắt thô sơ nhất về chuỗi sự kiện. Đối với chúng tôi, hai điểm về cơ bản là quan trọng. Đầu tiên, vai trò của bụi trong sự hình thành các ngôi sao là gì? Và thứ hai, trên thực tế, nó đến từ đâu?

nước làm mát phổ quát

Trong tổng khối lượng của vật chất vũ trụ, bản thân bụi, tức là các nguyên tử cacbon, silic và một số nguyên tố khác, kết hợp thành các hạt rắn, nhỏ đến mức, trong mọi trường hợp, dường như chúng có thể làm vật liệu xây dựng cho các ngôi sao. không được tính đến. Tuy nhiên, trên thực tế, vai trò của họ rất lớn, đó là họ làm mát khí nóng giữa các vì sao, biến nó thành đám mây dày đặc rất lạnh, từ đó thu được các ngôi sao.

Thực tế là khí giữa các vì sao không thể tự làm mát. Cấu trúc điện tử của nguyên tử hydro sao cho nó có thể loại bỏ năng lượng dư thừa, nếu có, bằng cách phát ra ánh sáng trong vùng khả kiến ​​và cực tím của quang phổ, nhưng không phải trong vùng hồng ngoại. Nói một cách hình tượng, hydro không thể tỏa nhiệt. Để hạ nhiệt đúng cách, nó cần một "tủ lạnh", vai trò của nó được thực hiện chính xác bởi các hạt bụi giữa các vì sao.

Trong quá trình va chạm với các hạt bụi ở tốc độ cao không giống như các hạt bụi nặng hơn và chậm hơn, các phân tử khí bay nhanh hơn, chúng mất tốc độ và động năng của chúng được truyền sang hạt bụi. Nó cũng nóng lên và tỏa lượng nhiệt dư thừa này ra không gian xung quanh, kể cả dưới dạng bức xạ hồng ngoại, trong khi bản thân nó nguội đi. Vì vậy, nhận nhiệt của các phân tử giữa các vì sao, bụi hoạt động như một loại tản nhiệt, làm mát đám mây khí. Khối lượng của nó không nhiều - khoảng 1% khối lượng của toàn bộ chất của đám mây, nhưng điều này đủ để loại bỏ nhiệt dư thừa trong hàng triệu năm.

Khi nhiệt độ của đám mây giảm xuống, áp suất cũng giảm xuống, đám mây ngưng tụ và các ngôi sao có thể được sinh ra từ nó. Đến lượt mình, phần còn lại của vật chất mà ngôi sao được sinh ra lại là nguồn gốc cho sự hình thành các hành tinh. Ở đây, các hạt bụi đã được bao gồm trong thành phần của chúng và với số lượng lớn hơn. Bởi vì, sau khi được sinh ra, ngôi sao nóng lên và tăng tốc tất cả khí xung quanh nó, và bụi vẫn bay gần đó. Rốt cuộc, nó có thể nguội đi và bị một ngôi sao mới thu hút mạnh hơn nhiều so với các phân tử khí riêng lẻ. Cuối cùng, bên cạnh ngôi sao mới sinh là một đám mây bụi và ở ngoại vi là khí bão hòa bụi.

Các hành tinh khí như Sao Thổ, Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương được sinh ra ở đó. Chà, các hành tinh rắn xuất hiện gần ngôi sao. Chúng ta có sao Hỏa, Trái đất, sao Kim và sao Thủy. Nó chỉ ra một sự phân chia khá rõ ràng thành hai khu vực: hành tinh khí và hành tinh rắn. Vì vậy, Trái đất hóa ra phần lớn được tạo thành từ các hạt bụi giữa các vì sao. Các hạt bụi kim loại đã trở thành một phần của lõi hành tinh, và bây giờ Trái đất có một lõi sắt khổng lồ.

Bí ẩn vũ trụ trẻ

Nếu một thiên hà đã hình thành, thì bụi từ đâu ra? Các nguồn quan trọng nhất của nó là tân tinh và siêu tân tinh, chúng mất đi một phần khối lượng, "đổ" lớp vỏ vào không gian xung quanh. Ngoài ra, bụi cũng được sinh ra trong bầu khí quyển giãn nở của những người khổng lồ đỏ, từ đó nó bị áp suất bức xạ cuốn đi theo đúng nghĩa đen. Trong bầu khí quyển mát mẻ, theo tiêu chuẩn của các ngôi sao (khoảng 2,5 3 nghìn kelvin), có khá nhiều phân tử tương đối phức tạp.

Nhưng đây là một bí ẩn vẫn chưa được giải quyết. Người ta luôn tin rằng bụi là sản phẩm của quá trình tiến hóa của các vì sao. Nói cách khác, các ngôi sao phải được sinh ra, tồn tại trong một thời gian, già đi và tạo ra bụi trong vụ nổ siêu tân tinh cuối cùng. Nhưng cái gì có trước, quả trứng hay con gà? Bụi đầu tiên cần thiết cho sự ra đời của một ngôi sao, hay ngôi sao đầu tiên, vì lý do nào đó được sinh ra mà không có sự trợ giúp của bụi, đã già đi, phát nổ, tạo thành lớp bụi đầu tiên.

ban đầu là gì? Rốt cuộc, khi Vụ nổ lớn xảy ra 14 tỷ năm trước, chỉ có hydro và heli trong Vũ trụ, không có nguyên tố nào khác! Sau đó, các thiên hà đầu tiên, những đám mây khổng lồ và trong đó những ngôi sao đầu tiên bắt đầu xuất hiện từ chúng, chúng phải trải qua một chặng đường dài trong cuộc đời. Các phản ứng nhiệt hạch trong lõi của các ngôi sao được cho là "hàn" các nguyên tố hóa học phức tạp hơn, biến hydro và heli thành carbon, nitơ, oxy, v.v., và chỉ sau đó, ngôi sao phải ném tất cả vào không gian, nổ tung hoặc dần dần rơi vỏ. Sau đó, khối này phải nguội đi, nguội đi và cuối cùng biến thành cát bụi. Nhưng đã 2 tỷ năm sau Vụ nổ lớn, trong các thiên hà sớm nhất, đã có bụi! Với sự trợ giúp của kính viễn vọng, nó đã được phát hiện trong các thiên hà cách chúng ta 12 tỷ năm ánh sáng. Đồng thời, 2 tỷ năm là khoảng thời gian quá ngắn đối với toàn bộ vòng đời của một ngôi sao: trong thời gian này, hầu hết các ngôi sao không có thời gian để già đi. Bụi đến từ đâu trong Thiên hà trẻ, nếu không có gì khác ngoài hydro và heli, một bí ẩn.

lò phản ứng vi trần

Bụi giữa các vì sao không chỉ hoạt động như một loại chất làm lạnh phổ quát, mà có lẽ nhờ bụi mà các phân tử phức tạp xuất hiện trong không gian.

Thực tế là bề mặt của một hạt bụi có thể đồng thời đóng vai trò là lò phản ứng trong đó các phân tử được hình thành từ các nguyên tử và là chất xúc tác cho các phản ứng tổng hợp của chúng. Xét cho cùng, xác suất để nhiều nguyên tử của các nguyên tố khác nhau va chạm cùng lúc tại một điểm, và thậm chí tương tác với nhau ở nhiệt độ cao hơn độ không tuyệt đối một chút, là nhỏ đến mức khó tưởng tượng. Mặt khác, xác suất để một hạt bụi va chạm liên tục trong chuyến bay với nhiều nguyên tử hoặc phân tử khác nhau, đặc biệt là bên trong một đám mây dày đặc lạnh giá, là khá cao. Trên thực tế, đây là những gì xảy ra, đây là cách một lớp vỏ hạt bụi giữa các vì sao được hình thành từ các nguyên tử và phân tử gặp phải tình trạng đóng băng trên đó.

Trên một bề mặt rắn, các nguyên tử nằm cạnh nhau. Di chuyển trên bề mặt của hạt bụi để tìm kiếm vị trí thuận lợi nhất về mặt năng lượng, các nguyên tử gặp nhau và ở gần nhau sẽ có cơ hội phản ứng với nhau. Tất nhiên là rất chậm phù hợp với nhiệt độ của hạt bụi. Bề mặt của các hạt, đặc biệt là những hạt có chứa kim loại trong lõi, có thể thể hiện tính chất của chất xúc tác. Các nhà hóa học trên Trái đất nhận thức rõ rằng các chất xúc tác hiệu quả nhất chỉ là các hạt có kích thước bằng một phần micron, trên đó các phân tử được tập hợp lại và sau đó phản ứng, trong điều kiện bình thường hoàn toàn “không quan tâm” đến nhau. Rõ ràng, hydro phân tử cũng được hình thành theo cách này: các nguyên tử của nó "dính" vào một hạt bụi, rồi bay ra khỏi nó, nhưng đã thành từng cặp, ở dạng phân tử.

Rất có thể các hạt bụi nhỏ giữa các vì sao, giữ lại trong vỏ của chúng một số phân tử hữu cơ, bao gồm cả các axit amin đơn giản nhất, đã mang những "hạt giống sự sống" đầu tiên đến Trái đất khoảng 4 tỷ năm trước. Tất nhiên, đây không gì khác hơn là một giả thuyết đẹp đẽ. Nhưng có lợi cho nó là axit amin glycine được tìm thấy trong thành phần của khí lạnh và các đám mây bụi. Có thể có những người khác, cho đến nay khả năng của kính thiên văn không cho phép phát hiện ra chúng.

săn bụi

Tất nhiên, có thể nghiên cứu các tính chất của bụi giữa các vì sao ở khoảng cách xa với sự trợ giúp của kính viễn vọng và các thiết bị khác đặt trên Trái đất hoặc trên các vệ tinh của nó. Nhưng việc bắt các hạt bụi giữa các vì sao sẽ hấp dẫn hơn nhiều, sau đó nghiên cứu chúng một cách chi tiết, tìm hiểu không phải về mặt lý thuyết mà về mặt thực tế, chúng bao gồm những gì, chúng được sắp xếp như thế nào. Có hai lựa chọn ở đây. Bạn có thể đi sâu vào không gian, thu thập bụi giữa các vì sao ở đó, mang nó về Trái đất và phân tích nó theo mọi cách có thể. Hoặc bạn có thể thử bay ra khỏi hệ mặt trời và phân tích bụi trên đường đi ngay trên tàu vũ trụ, gửi dữ liệu về Trái đất.

NASA đã thực hiện nỗ lực đầu tiên để mang các mẫu bụi giữa các vì sao và nói chung là chất của môi trường giữa các vì sao cách đây vài năm. Tàu vũ trụ được trang bị những cái bẫy đặc biệt - bộ sưu tập để thu thập bụi giữa các vì sao và các hạt gió vũ trụ. Để bắt các hạt bụi mà không làm mất lớp vỏ của chúng, các bẫy được lấp đầy bằng một chất đặc biệt, được gọi là aerogel. Chất tạo bọt rất nhẹ này (có thành phần là bí mật thương mại) giống như thạch. Khi ở trong đó, các hạt bụi bị mắc kẹt, và sau đó, như trong bất kỳ cái bẫy nào, cái nắp đóng lại để mở trên Trái đất.

Dự án này được gọi là Stardust Stardust. Chương trình của anh ấy rất tuyệt. Sau khi phóng vào tháng 2 năm 1999, thiết bị trên tàu cuối cùng sẽ thu thập các mẫu bụi giữa các vì sao và riêng biệt là bụi ở vùng lân cận của sao chổi Wild-2, đã bay gần Trái đất vào tháng 2 năm ngoái. Giờ đây với những container chứa đầy hàng hóa có giá trị nhất này, con tàu đang bay về đất liền vào ngày 15 tháng 1 năm 2006 tại Utah, gần Thành phố Salt Lake (Mỹ). Đó là khi các nhà thiên văn học cuối cùng sẽ nhìn thấy tận mắt (tất nhiên là với sự trợ giúp của kính hiển vi) những hạt bụi rất nhỏ đó, các mô hình về thành phần và cấu trúc mà họ đã dự đoán.

Và vào tháng 8 năm 2001, Genesis đã bay để tìm các mẫu vật chất từ ​​​​không gian sâu thẳm. Dự án này của NASA chủ yếu nhằm mục đích thu giữ các hạt gió mặt trời. Sau khi trải qua 1.127 ngày ngoài vũ trụ, trong đó nó đã bay khoảng 32 triệu km, con tàu đã quay trở lại và thả một viên nang chứa các mẫu thu được xuống Trái đất - bẫy chứa các ion, hạt của gió mặt trời. Than ôi, một điều không may đã xảy ra là chiếc dù không mở ra, và viên nang rơi xuống đất với tất cả sức lực của nó. Và bị rơi. Tất nhiên, đống đổ nát đã được thu thập và nghiên cứu cẩn thận. Tuy nhiên, vào tháng 3 năm 2005, tại một hội nghị ở Houston, Don Barnetty, một người tham gia chương trình, đã tuyên bố rằng bốn bộ thu với các hạt gió mặt trời không bị ảnh hưởng và các nhà khoa học đang tích cực nghiên cứu nội dung của chúng, 0,4 mg gió mặt trời thu được, ở Houston .

Tuy nhiên, giờ đây NASA đang chuẩn bị một dự án thứ ba, thậm chí còn hoành tráng hơn. Đây sẽ là sứ mệnh không gian của Interstellar Probe. Lúc này tàu vũ trụ sẽ di chuyển ra xa với khoảng cách 200 AU. e. từ Trái đất (a. e. khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời). Con tàu này sẽ không bao giờ quay trở lại, nhưng sẽ được "nhồi nhét" rất nhiều thiết bị, bao gồm và để phân tích các mẫu bụi giữa các vì sao. Nếu mọi việc suôn sẻ, các hạt bụi giữa các vì sao từ không gian sâu cuối cùng sẽ được chụp, chụp ảnh và phân tích tự động, ngay trên tàu vũ trụ.

Sự hình thành của các ngôi sao trẻ

1. Một đám mây phân tử thiên hà khổng lồ có kích thước 100 parsec, khối lượng 100.000 mặt trời, nhiệt độ 50 K, mật độ 10 2 hạt/cm 3. Bên trong đám mây này có các tinh vân khuếch tán khí và bụi quy mô lớn (110 pc, 10.000 mặt trời, 20 K, 10 3 hạt/cm 4 hạt/cm3). Bên trong cái sau có các cụm tinh cầu kích thước 0,1 pc, khối lượng 110 mặt trời và mật độ 10 10 6 hạt / cm 3, nơi các ngôi sao mới được hình thành

2. Sự ra đời của một ngôi sao bên trong đám mây khí và bụi

3. Một ngôi sao mới với bức xạ và gió sao đẩy nhanh khí xung quanh ra khỏi chính nó

4. Một ngôi sao trẻ đi vào không gian, sạch sẽ, không có khí và bụi, đẩy tinh vân sinh ra nó

Các giai đoạn phát triển "phôi thai" của một ngôi sao có khối lượng bằng Mặt trời

5. Nguồn gốc của một đám mây không ổn định về lực hấp dẫn có kích thước 2.000.000 mặt trời, với nhiệt độ khoảng 15 K và mật độ ban đầu là 10 -19 g/cm 3

6. Sau vài trăm nghìn năm, đám mây này tạo thành một lõi có nhiệt độ khoảng 200 K và kích thước bằng 100 lần Mặt trời, khối lượng của nó vẫn chỉ bằng 0,05 lần Mặt trời.

7. Ở giai đoạn này, lõi có nhiệt độ lên tới 2.000 K co lại mạnh do quá trình ion hóa hydro và đồng thời nóng lên tới 20.000 K, vận tốc vật chất rơi xuống một ngôi sao đang phát triển đạt tới 100 km/s

8. Một tiền sao có kích thước bằng hai mặt trời với nhiệt độ ở tâm là 2x10 5 K và trên bề mặt là 3x10 3 K

9. Giai đoạn cuối cùng trong quá trình tiền tiến hóa của một ngôi sao là quá trình nén chậm, trong đó các đồng vị của lithium và berili bị đốt cháy. Chỉ sau khi nhiệt độ tăng lên 6x10 6 K, các phản ứng nhiệt hạch tổng hợp heli từ hydro mới bắt đầu ở bên trong ngôi sao. Tổng thời gian chu kỳ sinh của một ngôi sao như Mặt trời của chúng ta là 50 triệu năm, sau đó một ngôi sao như vậy có thể cháy âm thầm trong hàng tỷ năm

Olga Maksimenko, Ứng viên Khoa học Hóa học

nền x-quang không gian

Dao động và sóng: Đặc điểm của các hệ thống dao động khác nhau (máy tạo dao động).

Phá vỡ vũ trụ

Khu phức hợp quanh hành tinh đầy bụi: hình 4

Tính chất bụi vũ trụ

S. V. Bozhokin Đại học Kỹ thuật Bang St.Petersburg	Nội dung

Giới thiệu

Nhiều người thích thú chiêm ngưỡng cảnh tượng tuyệt đẹp của bầu trời đầy sao, một trong những sáng tạo vĩ đại nhất của thiên nhiên. Trên bầu trời mùa thu quang đãng, có thể thấy rõ một dải phát sáng yếu ớt gọi là Dải Ngân hà chạy dọc bầu trời, có những đường viền không đều với độ rộng và độ sáng khác nhau. Nếu chúng ta nhìn vào Dải Ngân hà, tạo thành Thiên hà của chúng ta, qua kính viễn vọng, thì hóa ra dải sáng này bị phá vỡ thành nhiều ngôi sao phát sáng yếu ớt, bằng mắt thường, hợp nhất thành một dải sáng liên tục. Hiện tại người ta đã xác định rằng Dải Ngân hà không chỉ bao gồm các ngôi sao và cụm sao mà còn bao gồm các đám mây khí và bụi.

To lớn những đám mây giữa các vì sao từ dạ quang khí hiếm có tên tinh vân khuếch tán khí. Một trong những nổi tiếng nhất là tinh vân trong chòm sao Lạp Hộ, có thể nhìn thấy bằng mắt thường ở gần giữa ba ngôi sao tạo thành "thanh kiếm" của Orion. Các khí tạo thành nó phát sáng với ánh sáng lạnh, làm bức xạ lại ánh sáng của các ngôi sao nóng lân cận. Tinh vân khuếch tán khí bao gồm chủ yếu là hydro , ôxy , khí heli Và nitơ. Những tinh vân khí hoặc khuếch tán như vậy đóng vai trò là cái nôi cho những ngôi sao trẻ, chúng được sinh ra giống như cách chúng ta đã từng được sinh ra. hệ mặt trời. Quá trình hình thành sao diễn ra liên tục và các ngôi sao vẫn tiếp tục hình thành cho đến ngày nay.

TRONG khôn gian liên hành tinh tinh vân bụi khuếch tán cũng được quan sát thấy. Những đám mây này được tạo thành từ các hạt bụi cứng nhỏ. Nếu một ngôi sao sáng xuất hiện gần tinh vân bụi, thì ánh sáng của nó bị tán xạ bởi tinh vân này và tinh vân bụi trở thành quan sát trực tiếp(Hình 1). Tinh vân khí và bụi nói chung có thể hấp thụ ánh sáng của các ngôi sao nằm phía sau chúng, vì vậy chúng thường được nhìn thấy trong các bức ảnh chụp bầu trời dưới dạng lỗ đen ở hậu cảnh. dải Ngân Hà. Những tinh vân như vậy được gọi là tinh vân tối. Trên bầu trời nam bán cầu có một tinh vân tối rất lớn, mà các thủy thủ gọi là Coal Sack. Không có ranh giới rõ ràng giữa tinh vân khí và bụi, vì vậy chúng thường được quan sát cùng nhau dưới dạng tinh vân khí và bụi.

Tinh vân khuếch tán chỉ là mật độ trong đó cực kỳ hiếm vật chất liên sao, được đặt tên khí giữa các vì sao. Khí giữa các vì sao chỉ được phát hiện khi quan sát quang phổ của các ngôi sao ở xa, gây ra các ngôi sao bổ sung trong chúng. Rốt cuộc, trên một khoảng cách dài, ngay cả một loại khí hiếm như vậy cũng có thể hấp thụ bức xạ của các ngôi sao. Sự ra đời và phát triển nhanh chóng Thiên văn vô tuyến làm cho nó có thể phát hiện ra loại khí vô hình này bằng sóng vô tuyến mà nó phát ra. Những đám mây khí đen khổng lồ giữa các vì sao được tạo thành chủ yếu từ hydro, ngay cả ở nhiệt độ thấp cũng phát ra sóng vô tuyến dài 21 cm. Những sóng vô tuyến này truyền qua khí và bụi mà không bị cản trở. Chính thiên văn vô tuyến đã giúp chúng ta nghiên cứu hình dạng của Dải Ngân hà. Ngày nay chúng ta biết rằng khí và bụi, trộn lẫn với các cụm sao lớn, tạo thành một hình xoắn ốc, các nhánh của chúng rời khỏi trung tâm. thiên hà, quấn quanh phần giữa của nó, tạo ra thứ gì đó tương tự như một con mực nang với những xúc tu dài bị cuốn vào một xoáy nước.

Hiện tại, một lượng lớn vật chất trong Thiên hà của chúng ta ở dạng tinh vân khí và bụi. Vật chất khuếch tán giữa các vì sao được tập trung trong một lớp tương đối mỏng ở Mặt phẳng xích đạo hệ sao của chúng ta. Những đám mây khí và bụi giữa các vì sao chặn trung tâm Thiên hà khỏi chúng ta. Do những đám mây bụi vũ trụ, hàng chục nghìn cụm sao mở vẫn vô hình đối với chúng ta. Bụi vũ trụ mịn không chỉ làm suy yếu ánh sáng của các ngôi sao mà còn làm biến dạng chúng thành phần quang phổ. Thực tế là khi bức xạ ánh sáng đi qua bụi vũ trụ, nó không chỉ yếu đi mà còn thay đổi màu sắc. Sự hấp thụ ánh sáng của bụi vũ trụ phụ thuộc vào bước sóng, vì vậy từ tất cả quang phổ của một ngôi sao các tia màu xanh bị hấp thụ mạnh hơn và các photon tương ứng với màu đỏ bị hấp thụ yếu hơn. Hiệu ứng này dẫn đến việc làm đỏ ánh sáng của các ngôi sao đi qua môi trường giữa các vì sao.

Đối với các nhà vật lý thiên văn, việc nghiên cứu các tính chất của bụi vũ trụ và làm sáng tỏ ảnh hưởng của loại bụi này đối với việc nghiên cứu không gian có tầm quan trọng rất lớn. đặc tính vật lý của các vật thể thiên văn. Sự tuyệt chủng giữa các vì sao và phân cực ánh sáng giữa các vì sao, bức xạ hồng ngoại của vùng hydro trung tính, thâm hụt nguyên tố hóa học trong môi trường giữa các vì sao, các câu hỏi về sự hình thành các phân tử và sự ra đời của các ngôi sao - trong tất cả những vấn đề này, vai trò to lớn thuộc về bụi vũ trụ, các tính chất của chúng được xem xét trong bài viết này.

Nguồn gốc của bụi vũ trụ

Các hạt bụi vũ trụ phát sinh chủ yếu trong bầu khí quyển đang dần cạn kiệt của các ngôi sao - sao lùn đỏ, cũng như trong các quá trình bùng nổ trên các ngôi sao và sự phóng nhanh khí từ hạt nhân thiên hà. Các nguồn hình thành bụi vũ trụ khác là hành tinh Và tinh vân tiền sao , bầu khí quyển sao và các đám mây giữa các vì sao. Trong tất cả các quá trình hình thành hạt bụi vũ trụ, nhiệt độ của khí giảm xuống khi khí chuyển động ra ngoài và đến một lúc nào đó đi qua điểm sương, tại đó ngưng tụ hơi nước tạo thành hạt nhân của các hạt bụi. Mới giai đoạn thường là cụm. Cụm là nhóm nhỏ các nguyên tử hoặc phân tử hình thành bền vững giả phân tử. Trong các va chạm với đã được hình thành phôi thai các hạt bụi có thể được liên kết bởi các nguyên tử và phân tử, bằng cách tham gia vào các phản ứng hóa học với các nguyên tử của hạt bụi (hấp thụ hóa học) hoặc hoàn thành cụm đang được hình thành. Ở những vùng dày đặc nhất của môi trường giữa các vì sao, nồng độ của các hạt trong đó cm-3 , sự phát triển của hạt bụi có thể liên quan đến các quá trình sự đông lại, tại đó các hạt bụi có thể kết dính với nhau mà không bị phá hủy. Quá trình đông tụ, phụ thuộc vào tính chất bề mặt của hạt bụi và nhiệt độ của chúng, chỉ xảy ra khi va chạm giữa các hạt bụi xảy ra ở vận tốc va chạm tương đối thấp.

Trên hình. Hình 2 cho thấy sự phát triển của các cụm bụi vũ trụ bằng cách thêm monome. Kết quả vô định hình một hạt bụi vũ trụ có thể là một cụm nguyên tử với fractal của cải . fractal gọi điện đối tượng hình học: đường, bề mặt, vật thể không gian có hình dạng thụt vào mạnh và có đặc tính tự tương tự. tự tương tự có nghĩa là sự bất biến của các đặc điểm hình học chính đối tượng fractal khi thay đổi thang đo. Ví dụ, hình ảnh của nhiều đối tượng fractal hóa ra rất giống nhau khi được phóng to. quyền trong kính hiển vi. Các cụm fractal là các cấu trúc xốp phân nhánh cao được hình thành trong điều kiện không cân bằng cao khi các hạt rắn có kích thước tương tự kết hợp thành một tổng thể duy nhất. Trong điều kiện trên cạn, fractal uẩn thu được với thư giãn hơi kim loại trong điều kiện không cân bằng, khi hình thành gel trong dung dịch, trong quá trình đông tụ các hạt trong khói. Mô hình hạt bụi vũ trụ fractal được thể hiện trong hình. 3. Lưu ý rằng các quá trình đông tụ hạt bụi xảy ra trong các đám mây tiền sao và đĩa khí và bụi, tăng đáng kể với chuyển động hỗn loạn vật chất giữa các vì sao.

Hạt nhân của các hạt bụi vũ trụ, bao gồm yếu tố chịu lửa, phần trăm micron hình thành trong vỏ sao lạnh với dòng khí thoát ra trơn tru hoặc trong quá trình nổ. Hạt nhân của hạt bụi như vậy có khả năng chống lại nhiều tác động bên ngoài.

Bụi vũ trụ đến từ đâu? Hành tinh của chúng ta được bao bọc bởi một lớp vỏ không khí dày đặc - bầu khí quyển. Thành phần của khí quyển, ngoài các loại khí nổi tiếng, còn bao gồm các hạt rắn - bụi.

Về cơ bản, nó bao gồm các hạt đất trồi lên dưới tác động của gió. Trong các vụ phun trào núi lửa, người ta thường quan sát thấy những đám mây bụi mạnh. Toàn bộ "mũ bụi" treo lơ lửng trên các thành phố lớn, đạt độ cao 2-3 km. Số lượng hạt bụi trong một khối lập phương. cm không khí ở các thành phố lên tới 100 nghìn mảnh, trong khi ở vùng núi không khí trong lành, chúng chỉ chứa vài trăm. Tuy nhiên, bụi có nguồn gốc trên mặt đất tăng lên độ cao tương đối nhỏ - lên tới 10 km. Bụi núi lửa có thể đạt tới độ cao 40-50 km.

Nguồn gốc của bụi vũ trụ

Sự hiện diện của các đám mây bụi ở độ cao đáng kể vượt quá 100 km đã được thiết lập. Đây là cái gọi là "đám mây bạc", bao gồm bụi vũ trụ.

Nguồn gốc của bụi vũ trụ vô cùng đa dạng: nó bao gồm phần còn lại của các sao chổi đã phân hủy và các hạt vật chất do Mặt trời đẩy ra và mang đến cho chúng ta bởi lực áp suất ánh sáng.

Đương nhiên, dưới tác động của trọng lực, một phần đáng kể của các hạt bụi vũ trụ này từ từ lắng xuống trái đất. Sự hiện diện của bụi vũ trụ như vậy đã được phát hiện trên các đỉnh núi tuyết cao.

thiên thạch

Ngoài lớp bụi vũ trụ đang dần lắng xuống này, hàng trăm triệu thiên thạch lao vào giới hạn bầu khí quyển của chúng ta mỗi ngày - cái mà chúng ta gọi là "sao băng". Bay với tốc độ vũ trụ hàng trăm km mỗi giây, chúng bị đốt cháy do ma sát với các hạt không khí trước khi chạm tới bề mặt trái đất. Các sản phẩm đốt cháy của chúng cũng lắng đọng trên mặt đất.

Tuy nhiên, trong số các thiên thạch có những mẫu vật đặc biệt lớn chạm tới bề mặt trái đất. Do đó, sự sụp đổ của thiên thạch Tunguska lớn lúc 5 giờ sáng ngày 30 tháng 6 năm 1908 đã được biết đến, kèm theo một số hiện tượng địa chấn được ghi nhận ngay cả ở Washington (cách nơi va chạm 9 nghìn km) và cho thấy sức mạnh của vụ nổ trong quá trình sự sụp đổ của thiên thạch. Giáo sư Kulik, người đã kiểm tra địa điểm va chạm của thiên thạch với lòng dũng cảm đặc biệt, đã tìm thấy một bụi cây chắn gió bao quanh địa điểm va chạm trong bán kính hàng trăm km. Thật không may, thiên thạch đã không được tìm thấy. Nhân viên của Bảo tàng Anh Kirpatrick đã thực hiện một chuyến đi đặc biệt tới Liên Xô vào năm 1932, nhưng thậm chí không đến được nơi thiên thạch rơi xuống. Tuy nhiên, ông đã xác nhận giả định của Giáo sư Kulik, người ước tính khối lượng của thiên thạch rơi xuống là 100-120 tấn.

Mây bụi vũ trụ

Giả thuyết của viện sĩ V. I. Vernadsky rất thú vị, người cho rằng có thể không phải thiên thạch rơi xuống mà là một đám mây bụi vũ trụ khổng lồ di chuyển với tốc độ cực lớn.

Viện sĩ Vernadsky đã xác nhận giả thuyết của mình bằng sự xuất hiện vào những ngày này của một số lượng lớn các đám mây phát sáng di chuyển ở độ cao lớn với tốc độ 300-350 km mỗi giờ. Giả thuyết này cũng có thể giải thích thực tế là những cái cây xung quanh miệng núi lửa thiên thạch vẫn đứng vững, trong khi những cây nằm xa hơn đã bị sóng nổ quật ngã.

Ngoài thiên thạch Tunguska, một số hố thiên thạch cũng được biết đến. Miệng núi lửa đầu tiên được khảo sát này có thể được gọi là miệng núi lửa Arizona trong "Hẻm núi của quỷ". Điều thú vị là, không chỉ những mảnh vỡ của một thiên thạch sắt được tìm thấy gần nó mà còn cả những viên kim cương nhỏ hình thành từ cacbon do nhiệt độ và áp suất cao trong quá trình thiên thạch rơi và nổ.
Ngoài những miệng hố này, minh chứng cho sự sụp đổ của những thiên thạch khổng lồ nặng hàng chục tấn, còn có những miệng núi lửa nhỏ hơn: ở Úc, trên đảo Ezel và một số nơi khác.

Ngoài các thiên thạch lớn, hàng năm có khá nhiều thiên thạch nhỏ hơn rơi xuống - nặng từ 10-12 gam đến 2-3 kg.

Nếu Trái đất không được bảo vệ bởi bầu khí quyển dày đặc, mỗi giây chúng ta sẽ bị các hạt vũ trụ nhỏ nhất bắn phá, lao tới với tốc độ vượt xa tốc độ của một viên đạn.

Trong giai đoạn 2003–2008 một nhóm các nhà khoa học Nga và Áo với sự tham gia của Heinz Kohlmann, nhà cổ sinh vật học nổi tiếng, người phụ trách Vườn quốc gia Eisenwurzen, đã nghiên cứu về thảm họa xảy ra cách đây 65 triệu năm, khi hơn 75% sinh vật trên Trái đất tuyệt chủng, bao gồm cả khủng long . Hầu hết các nhà nghiên cứu tin rằng sự tuyệt chủng là do sự sụp đổ của một tiểu hành tinh, mặc dù có những quan điểm khác.

Dấu vết của thảm họa này trong các phần địa chất được thể hiện bằng một lớp đất sét đen mỏng có độ dày từ 1 đến 5 cm, một trong những phần này nằm ở Áo, thuộc dãy núi Alps phía Đông, trong Công viên quốc gia gần thị trấn nhỏ Gams, nằm 200 km về phía tây nam của Vienna. Kết quả của việc nghiên cứu các mẫu từ phần này bằng kính hiển vi điện tử quét, người ta đã tìm thấy các hạt có hình dạng và thành phần khác thường, không được hình thành trong điều kiện trên mặt đất và thuộc về bụi vũ trụ.

bụi không gian trên trái đất

Lần đầu tiên, dấu vết của vật chất vũ trụ trên Trái đất được phát hiện trong đất sét đỏ ở biển sâu bởi một đoàn thám hiểm người Anh khám phá đáy Đại dương Thế giới trên con tàu Challenger (1872–1876). Chúng được mô tả bởi Murray và Renard vào năm 1891. Tại hai trạm ở Nam Thái Bình Dương, các mẫu hạt sắt từ mangan và các hạt vi cầu từ tính có đường kính lên tới 100 µm đã được phục hồi từ độ sâu 4300 m, sau này được gọi là "quả cầu vũ trụ". Tuy nhiên, các hạt vi cầu sắt được đoàn thám hiểm Challenger thu hồi chỉ mới được nghiên cứu chi tiết trong những năm gần đây. Hóa ra các quả bóng là 90% sắt kim loại, 10% niken và bề mặt của chúng được bao phủ bởi một lớp oxit sắt mỏng.

Cơm. 1. Đá nguyên khối từ phần Gam 1, được chuẩn bị để lấy mẫu. Các lớp ở các độ tuổi khác nhau được ký hiệu bằng các chữ cái Latinh. Lớp đất sét chuyển tiếp giữa kỷ Phấn trắng và kỷ Paleogen (khoảng 65 triệu năm tuổi), trong đó tìm thấy sự tích tụ của các kính hiển vi và tấm kim loại, được đánh dấu bằng chữ "J". Ảnh của A.F. Grachev

Trên thực tế, với việc phát hiện ra những quả bóng bí ẩn trong đất sét dưới biển sâu, việc bắt đầu nghiên cứu vật chất vũ trụ trên Trái đất đã được kết nối. Tuy nhiên, sự bùng nổ về mối quan tâm của các nhà nghiên cứu đối với vấn đề này đã xảy ra sau lần phóng tàu vũ trụ đầu tiên, nhờ đó có thể chọn đất mặt trăng và các mẫu hạt bụi từ các phần khác nhau của hệ mặt trời. Các tác phẩm của K.P. Florensky (1963), người đã nghiên cứu dấu vết của thảm họa Tunguska, và E.L. Krinov (1971), người đã nghiên cứu bụi thiên thạch tại nơi thiên thạch Sikhote-Alin rơi xuống.

Mối quan tâm của các nhà nghiên cứu đối với các hạt vi cầu kim loại đã dẫn đến việc họ phát hiện ra các loại đá trầm tích ở các độ tuổi và nguồn gốc khác nhau. Các hạt vi cầu kim loại đã được tìm thấy trong băng ở Nam Cực và Greenland, trong trầm tích đại dương sâu và các nốt mangan, trong cát của sa mạc và bãi biển ven biển. Chúng thường được tìm thấy trong các hố thiên thạch và bên cạnh chúng.

Trong thập kỷ qua, các vi cầu kim loại có nguồn gốc ngoài trái đất đã được tìm thấy trong đá trầm tích ở các độ tuổi khác nhau: từ Hạ Cambri (khoảng 500 triệu năm trước) đến các thành tạo hiện đại.

Dữ liệu về kính hiển vi và các hạt khác từ các trầm tích cổ đại giúp đánh giá thể tích, cũng như tính đồng nhất hoặc không đồng đều của việc cung cấp vật chất vũ trụ cho Trái đất, sự thay đổi thành phần của các hạt đi vào Trái đất từ ​​​​không gian và thành phần chính nguồn của vấn đề này. Điều này rất quan trọng vì các quá trình này ảnh hưởng đến sự phát triển của sự sống trên Trái đất. Nhiều câu hỏi trong số này vẫn chưa được giải quyết, nhưng việc tích lũy dữ liệu và nghiên cứu toàn diện về chúng chắc chắn sẽ giúp trả lời chúng.

Người ta biết rằng tổng khối lượng bụi lưu thông bên trong quỹ đạo của Trái đất là khoảng 1015 tấn, hàng năm có từ 4 đến 10 nghìn tấn vật chất vũ trụ rơi xuống bề mặt Trái đất. 95% vật chất rơi xuống bề mặt Trái đất là các hạt có kích thước 50-400 micron. Câu hỏi về tốc độ vật chất vũ trụ đến Trái đất thay đổi như thế nào theo thời gian vẫn còn gây tranh cãi cho đến nay, mặc dù đã có nhiều nghiên cứu được thực hiện trong 10 năm qua.

Dựa trên kích thước của các hạt bụi vũ trụ, bụi vũ trụ liên hành tinh có kích thước nhỏ hơn 30 micron và các thiên thạch micron lớn hơn 50 micron hiện đang được phân lập. Thậm chí trước đó, E.L. Krinov gợi ý rằng những mảnh nhỏ nhất của thiên thạch tan chảy khỏi bề mặt được gọi là thiên thạch micromet.

Các tiêu chí nghiêm ngặt để phân biệt giữa bụi vũ trụ và các hạt thiên thạch vẫn chưa được phát triển và thậm chí sử dụng ví dụ về phần Hams do chúng tôi nghiên cứu, người ta đã chỉ ra rằng các hạt kim loại và vi cầu đa dạng hơn về hình dạng và thành phần so với hiện có. phân loại. Hình dạng hình cầu gần như lý tưởng, ánh kim loại và tính chất từ ​​tính của các hạt được coi là bằng chứng về nguồn gốc vũ trụ của chúng. Theo nhà địa hóa học E.V. Sobotovich, "tiêu chí hình thái duy nhất để đánh giá tính sinh vũ trụ của vật liệu đang được nghiên cứu là sự hiện diện của các quả bóng tan chảy, bao gồm cả những quả bóng từ tính." Tuy nhiên, ngoài hình thức cực kỳ đa dạng, thành phần hóa học của chất về cơ bản là quan trọng. Các nhà nghiên cứu phát hiện ra rằng cùng với các hạt vi cầu có nguồn gốc vũ trụ, có một số lượng lớn các quả bóng có nguồn gốc khác nhau - liên quan đến hoạt động núi lửa, hoạt động sống của vi khuẩn hoặc quá trình biến chất. Có bằng chứng cho thấy các hạt vi cầu chứa sắt có nguồn gốc núi lửa ít có khả năng có hình dạng hình cầu lý tưởng hơn và hơn nữa, có tỷ lệ phụ gia titan (Ti) tăng lên (hơn 10%).

Nhóm các nhà địa chất Nga-Áo và đoàn làm phim của Đài truyền hình Vienna về phần Gams ở phía đông dãy Alps. Ở phía trước - A.F. Grachev

Nguồn gốc của bụi vũ trụ

Câu hỏi về nguồn gốc của bụi vũ trụ vẫn là một chủ đề tranh luận. Giáo sư E.V. Sobotovich tin rằng bụi vũ trụ có thể đại diện cho tàn tích của đám mây tiền hành tinh ban đầu, điều này đã bị B.Yu phản đối vào năm 1973. Levin và A.N. Simonenko, tin rằng một chất phân tán mịn không thể được bảo quản trong một thời gian dài (Trái đất và Vũ trụ, 1980, số 6).

Có một cách giải thích khác: sự hình thành của bụi vũ trụ gắn liền với sự hủy diệt của các tiểu hành tinh và sao chổi. Theo ghi nhận của E.V. Sobotovich, nếu lượng bụi vũ trụ đi vào Trái đất không thay đổi theo thời gian, thì B.Yu. Levin và A.N. Simonenko.

Mặc dù có rất nhiều nghiên cứu, câu trả lời cho câu hỏi cơ bản này hiện không thể được đưa ra, bởi vì có rất ít ước tính định lượng và độ chính xác của chúng còn gây tranh cãi. Gần đây, dữ liệu từ các nghiên cứu đồng vị của NASA về các hạt bụi vũ trụ được lấy mẫu trong tầng bình lưu cho thấy sự tồn tại của các hạt có nguồn gốc trước mặt trời. Các khoáng chất như kim cương, moissanite (silicon carbide) và corundum đã được tìm thấy trong bụi này, sử dụng các đồng vị carbon và nitơ, cho phép chúng ta quy sự hình thành của chúng vào thời điểm trước khi hệ mặt trời hình thành.

Tầm quan trọng của việc nghiên cứu bụi vũ trụ trong phần địa chất là hiển nhiên. Bài viết này trình bày những kết quả bước đầu nghiên cứu vật chất vũ trụ trong lớp đất sét chuyển tiếp ở ranh giới Creta-Paleogen (65 triệu năm trước) từ mặt cắt Gams, phía Đông dãy Anpơ (Áo).

Đặc điểm chung của phần Gams

Các hạt có nguồn gốc vũ trụ được lấy từ một số phần của các lớp chuyển tiếp giữa Kỷ Phấn trắng và Cổ sinh (trong tài liệu tiếng Đức - ranh giới K / T), nằm gần làng Gams của dãy An-pơ, nơi có dòng sông cùng tên trong một số địa điểm tiết lộ ranh giới này.

Ở phần Gam 1, một khối nguyên khối được cắt ra từ phần lộ, trong đó ranh giới K/T được thể hiện rất rõ. Chiều cao của nó là 46 cm, chiều rộng là 30 cm ở phần dưới và 22 cm ở phần trên, độ dày là 4 cm. ,C…W), và trong mỗi lớp, các số (1, 2, 3, v.v.) cũng được đánh dấu cứ sau 2 cm. Lớp chuyển tiếp J tại giao diện K/T đã được nghiên cứu chi tiết hơn, trong đó sáu lớp con có độ dày khoảng 3 mm đã được xác định.

Kết quả nghiên cứu thu được trong phần Gam 1 phần lớn được lặp lại trong nghiên cứu của phần khác - Gam 2. Tổ hợp các nghiên cứu bao gồm nghiên cứu về các phần mỏng và phân số đơn chất, phân tích hóa học của chúng, cũng như huỳnh quang tia X, neutron kích hoạt và phân tích cấu trúc tia X, phân tích helium, carbon và oxy, xác định thành phần khoáng chất trên vi đầu dò, phân tích từ khoáng.

Các loại vi hạt

Các vi cầu sắt và niken từ lớp chuyển tiếp giữa kỷ Creta và Paleogen trong phần Gams: 1 – Kính hiển vi Fe với bề mặt sần sùi dạng lưới thô (phần trên của lớp chuyển tiếp J); 2 – Kính hiển vi Fe có bề mặt thô ráp song song theo chiều dọc (phần dưới của lớp chuyển tiếp J); 3 – Kính hiển vi Fe với các phần tử của mặt tinh thể và kết cấu bề mặt mạng tế bào thô (lớp M); 4 – Tế cầu Fe có bề mặt mạng lưới mỏng (phần trên lớp chuyển tiếp J); 5 – Tế cầu Ni với các tinh thể trên bề mặt (phần trên của lớp chuyển tiếp J); 6 - tập hợp các hạt vi cầu Ni thiêu kết với các tinh thể trên bề mặt (phần trên của lớp chuyển tiếp J); 7 – tập hợp các hạt vi cầu Ni với vi hạt kim cương (C; phần trên của lớp chuyển tiếp J); 8, 9—các dạng đặc trưng của các hạt kim loại từ lớp chuyển tiếp giữa kỷ Creta và Paleogen trong phần Gams ở Đông Alps.

Trong lớp đất sét chuyển tiếp giữa hai ranh giới địa chất - kỷ Phấn trắng và Paleogen, cũng như ở hai cấp độ trong các trầm tích quá mức của Paleocene trong phần Gams, nhiều hạt kim loại và kính hiển vi có nguồn gốc vũ trụ đã được tìm thấy. Chúng đa dạng hơn nhiều về hình dạng, kết cấu bề mặt và thành phần hóa học so với tất cả những gì đã biết cho đến nay trong các lớp sét chuyển tiếp ở độ tuổi này ở các khu vực khác trên thế giới.

Trong phần Gams, vật chất vũ trụ được thể hiện bằng các hạt phân tán mịn có nhiều hình dạng khác nhau, trong đó phổ biến nhất là các vi cầu từ tính có kích thước từ 0,7 đến 100 μm, bao gồm 98% sắt nguyên chất. Các hạt như vậy ở dạng hình cầu hoặc vi cầu được tìm thấy với số lượng lớn không chỉ ở lớp J, mà còn cao hơn, trong đất sét của Paleocen (lớp K và M).

Các vi cầu bao gồm sắt hoặc từ tính nguyên chất, một số trong chúng có lẫn tạp chất của crom (Cr), một hợp kim của sắt và niken (avaruite) và niken nguyên chất (Ni). Một số hạt Fe-Ni chứa hỗn hợp molypden (Mo). Trong tầng sét chuyển tiếp giữa Creta và Paleogen, tất cả chúng đều lần đầu tiên được phát hiện.

Chưa bao giờ người ta bắt gặp các hạt có hàm lượng niken cao và một hỗn hợp molypden đáng kể, các hạt vi cầu có sự hiện diện của crom và các mảnh sắt xoắn ốc. Ngoài các hạt và hạt vi cầu kim loại, Ni-spinel, vi kim cương với các hạt vi cầu Ni nguyên chất, cũng như các tấm Au và Cu bị rách, không được tìm thấy trong các lớp trầm tích bên dưới và bên trên, đã được tìm thấy trong lớp sét chuyển tiếp ở Gams.

Đặc tính của vi hạt

Các vi cầu kim loại trong mặt cắt Gams có mặt ở ba cấp địa tầng: các hạt sắt có hình dạng khác nhau tập trung trong lớp sét chuyển tiếp, trong cát kết hạt mịn nằm trên lớp K, và cấp thứ ba được hình thành bởi bột kết của lớp M.

Một số quả cầu có bề mặt nhẵn, một số quả cầu khác có bề mặt dạng lưới và những quả cầu khác được bao phủ bởi một mạng lưới các vết nứt đa giác nhỏ hoặc một hệ thống các vết nứt song song kéo dài từ một vết nứt chính. Chúng rỗng, giống như vỏ sò, chứa đầy khoáng sét và cũng có thể có cấu trúc đồng tâm bên trong. Các hạt kim loại và hạt vi cầu Fe được tìm thấy trong lớp đất sét chuyển tiếp, nhưng chủ yếu tập trung ở tầng giữa và tầng dưới.

Micromet thiên thạch là các hạt nóng chảy của sắt nguyên chất hoặc hợp kim Fe-Ni sắt-niken (awaruite); kích thước của chúng là từ 5 đến 20 micron. Vô số hạt awaruite được giới hạn ở mức trên của lớp chuyển tiếp J, trong khi các hạt thuần sắt có mặt ở phần dưới và trên của lớp chuyển tiếp.

Các hạt ở dạng tấm có bề mặt ngang gập ghềnh chỉ bao gồm sắt, chiều rộng của chúng là 10–20 µm và chiều dài của chúng lên tới 150 µm. Chúng hơi cong theo hình vòng cung và xuất hiện ở đáy của lớp chuyển tiếp J. Ở phần dưới của nó, cũng có các tấm Fe-Ni với hỗn hợp Mo.

Tấm làm bằng hợp kim của sắt và niken có dạng thuôn dài, hơi cong, trên bề mặt có các rãnh dọc, kích thước chiều dài thay đổi từ 70 đến 150 micron với chiều rộng khoảng 20 micron. Chúng phổ biến hơn ở phần dưới và giữa của lớp chuyển tiếp.

Tấm sắt có rãnh dọc có hình dạng và kích thước giống hệt tấm hợp kim Ni-Fe. Chúng bị giới hạn ở phần dưới và giữa của lớp chuyển tiếp.

Đặc biệt quan tâm là các hạt sắt nguyên chất, có hình dạng xoắn ốc thông thường và uốn cong dưới dạng móc câu. Chúng chủ yếu bao gồm Fe nguyên chất, hiếm khi là hợp kim Fe-Ni-Mo. Các hạt sắt xoắn ốc xảy ra ở phần trên của lớp J và trong lớp sa thạch bên trên (lớp K). Một hạt Fe-Ni-Mo xoắn ốc được tìm thấy ở đáy của lớp chuyển tiếp J.

Ở phần trên của lớp chuyển tiếp J, có một số hạt vi kim cương được thiêu kết bằng các hạt vi cầu Ni. Các nghiên cứu vi thăm dò về các quả bóng niken được thực hiện trên hai thiết bị (với máy quang phổ tán sắc sóng và năng lượng) cho thấy những quả bóng này bao gồm niken gần như nguyên chất bên dưới một màng oxit niken mỏng. Bề mặt của tất cả các quả bóng niken được rải rác với các tinh thể riêng biệt với các cặp song sinh rõ rệt có kích thước 1–2 µm. Niken tinh khiết như vậy ở dạng quả bóng có bề mặt kết tinh tốt không được tìm thấy trong đá lửa hoặc thiên thạch, nơi niken nhất thiết phải chứa một lượng tạp chất đáng kể.

Khi nghiên cứu một khối đá nguyên khối từ phần Gam 1, các quả bóng Ni tinh khiết chỉ được tìm thấy ở phần trên cùng của lớp chuyển tiếp J (ở phần trên cùng của nó, một lớp trầm tích rất mỏng J 6, có độ dày không vượt quá 200 μm), và theo đối với dữ liệu phân tích từ nhiệt, niken kim loại có trong lớp chuyển tiếp, bắt đầu từ lớp phụ J4. Tại đây, cùng với bóng Ni, người ta cũng tìm thấy kim cương. Trong một lớp được lấy từ một khối lập phương có diện tích 1 cm2, số lượng hạt kim cương được tìm thấy là hàng chục (từ phần nhỏ của micron đến kích thước hàng chục micron) và hàng trăm quả bóng niken có cùng kích thước.

Trong các mẫu của phần trên của lớp chuyển tiếp, được lấy trực tiếp từ phần lộ ra, người ta tìm thấy kim cương với các hạt niken nhỏ trên bề mặt hạt. Điều quan trọng là sự hiện diện của khoáng chất moissanite cũng được tiết lộ trong quá trình nghiên cứu các mẫu từ phần này của lớp J. Trước đây, kim cương siêu nhỏ được tìm thấy trong lớp chuyển tiếp ở ranh giới Creta-Paleogen ở Mexico.

Tìm thấy ở các khu vực khác

Các vi cầu Hams có cấu trúc bên trong đồng tâm tương tự như các vi cầu được đoàn thám hiểm Challenger khai thác trong đất sét dưới đáy biển sâu của Thái Bình Dương.

Các hạt sắt có hình dạng không đều với các cạnh bị nóng chảy, cũng như ở dạng xoắn ốc và các móc và tấm cong, rất giống với sản phẩm hủy diệt của các thiên thạch rơi xuống Trái đất, chúng có thể được coi là sắt thiên thạch. Avaruite và các hạt niken tinh khiết có thể được gán cho cùng một loại.

Các hạt sắt cong gần giống với các dạng khác nhau của nước mắt Pele - giọt dung nham (lapilli), đẩy núi lửa ra khỏi lỗ thông hơi trong quá trình phun trào ở trạng thái lỏng.

Như vậy, lớp sét chuyển tiếp ở Gams có cấu trúc không đồng nhất và bị chia cắt rõ rệt thành hai phần. Các hạt sắt và vi cầu chiếm ưu thế ở phần dưới và giữa, trong khi phần trên của lớp được làm giàu bằng niken: các hạt awaruite và vi cầu niken với kim cương. Điều này được xác nhận không chỉ bởi sự phân bố các hạt sắt và niken trong đất sét, mà còn bởi dữ liệu phân tích hóa học và nhiệt từ.

So sánh dữ liệu phân tích nhiệt từ và phân tích vi thăm dò cho thấy sự phân bố niken, sắt và hợp kim của chúng cực kỳ không đồng nhất trong lớp J; tuy nhiên, theo kết quả phân tích nhiệt từ, niken tinh khiết chỉ được ghi nhận từ lớp J4. Cũng cần lưu ý rằng sắt xoắn chủ yếu xuất hiện ở phần trên của lớp J và tiếp tục xuất hiện ở lớp K phía trên, tuy nhiên, ở đó có ít hạt Fe, Fe-Ni có dạng đẳng cự hoặc phiến mỏng.

Chúng tôi nhấn mạnh rằng sự phân hóa rõ ràng như vậy về hàm lượng sắt, niken và iridi thể hiện ở tầng đất sét chuyển tiếp ở Gamsa cũng tồn tại ở các vùng khác. Ví dụ, ở bang New Jersey của Mỹ, trong lớp hình cầu chuyển tiếp (6 cm), dị thường iridi thể hiện rõ ở gốc của nó, trong khi các khoáng chất va chạm chỉ tập trung ở phần trên (1 cm) của lớp này. Ở Haiti, tại ranh giới Creta-Paleogene và ở phần trên cùng của lớp hình cầu, có sự làm giàu rõ rệt ở Ni và thạch anh va chạm.

Hiện tượng nền cho Trái đất

Nhiều đặc điểm của các quả cầu Fe và Fe-Ni được tìm thấy tương tự như những quả cầu được đoàn thám hiểm Challenger phát hiện trong đất sét dưới biển sâu của Thái Bình Dương, trong khu vực xảy ra thảm họa Tunguska và các địa điểm sụp đổ của Sikhote -Thiên thạch Alin và thiên thạch Nio ở Nhật Bản, cũng như trong đá trầm tích ở các độ tuổi khác nhau từ nhiều khu vực trên thế giới. Ngoại trừ các khu vực xảy ra thảm họa Tunguska và sự sụp đổ của thiên thạch Sikhote-Alin, trong tất cả các trường hợp khác, sự hình thành của không chỉ các khối cầu, mà cả các hạt có hình thái khác nhau, bao gồm sắt nguyên chất (đôi khi chứa crom) và hợp kim niken-sắt , không có mối liên hệ nào với sự kiện tác động. Chúng tôi coi sự xuất hiện của các hạt như vậy là do bụi vũ trụ liên hành tinh rơi xuống bề mặt Trái đất, một quá trình liên tục diễn ra kể từ khi Trái đất hình thành và là một loại hiện tượng nền.

Nhiều hạt được nghiên cứu trong phần Gams có thành phần gần giống với thành phần hóa học khối lượng lớn của chất thiên thạch tại nơi thiên thạch Sikhote-Alin rơi xuống (theo E.L. Krinov, đây là 93,29% sắt, 5,94% niken, 0,38% coban).

Sự hiện diện của molypden trong một số hạt không phải là điều bất ngờ, vì nhiều loại thiên thạch có chứa nó. Hàm lượng molypden trong thiên thạch (sắt, đá và cacbonat chondrit) nằm trong khoảng từ 6 đến 7 g/t. Điều quan trọng nhất là việc phát hiện ra molybdenite trong thiên thạch Allende dưới dạng một hợp kim kim loại có thành phần sau (wt %): Fe—31,1, Ni—64,5, Co—2,0, Cr—0,3, V—0,5, P— 0,1. Cần lưu ý rằng molypden và molypden tự nhiên cũng được tìm thấy trong bụi Mặt Trăng do các trạm tự động Luna-16, Luna-20 và Luna-24 lấy mẫu.

Những quả bóng bằng niken nguyên chất với bề mặt kết tinh tốt lần đầu tiên được tìm thấy không được biết đến trong đá lửa hay thiên thạch, nơi niken nhất thiết phải chứa một lượng tạp chất đáng kể. Cấu trúc bề mặt như vậy của các quả bóng niken có thể đã phát sinh trong trường hợp một tiểu hành tinh (thiên thạch) rơi xuống, dẫn đến giải phóng năng lượng, không chỉ có thể làm tan chảy vật chất của vật thể rơi mà còn có thể làm bay hơi nó. Hơi kim loại có thể được vụ nổ nâng lên một độ cao lớn (có thể hàng chục km), nơi diễn ra quá trình kết tinh.

Các hạt bao gồm awaruite (Ni3Fe) được tìm thấy cùng với các quả bóng niken kim loại. Chúng thuộc loại bụi thiên thạch, còn các hạt sắt nóng chảy (micrometeorites) nên được coi là "bụi thiên thạch" (theo thuật ngữ của E.L. Krinov). Các tinh thể kim cương gặp phải cùng với các quả bóng niken có thể phát sinh do quá trình cắt bỏ (nóng chảy và bay hơi) của thiên thạch từ cùng một đám mây hơi trong quá trình làm mát sau đó của nó. Được biết, kim cương tổng hợp thu được bằng cách kết tinh tự phát từ dung dịch carbon trong sự nóng chảy của kim loại (Ni, Fe) phía trên đường cân bằng pha kim cương-than chì ở dạng đơn tinh thể, sự phát triển xen kẽ của chúng, cặp song sinh, tập hợp đa tinh thể, tinh thể khung. , tinh thể hình kim và hạt không đều. Hầu như tất cả các đặc điểm kiểu hình được liệt kê của tinh thể kim cương đều được tìm thấy trong mẫu nghiên cứu.

Điều này cho phép chúng tôi kết luận rằng các quá trình kết tinh kim cương trong đám mây hơi niken-cacbon trong quá trình làm mát và quá trình kết tinh tự phát từ dung dịch cacbon trong niken nóng chảy trong các thí nghiệm là tương tự nhau. Tuy nhiên, kết luận cuối cùng về bản chất của kim cương có thể được đưa ra sau khi nghiên cứu chi tiết về đồng vị, trong đó cần phải thu được một lượng đủ lớn chất này.

Như vậy, nghiên cứu về vật chất vũ trụ trong lớp đất sét chuyển tiếp ở ranh giới Creta-Paleogen cho thấy sự hiện diện của nó ở tất cả các phần (từ lớp J1 đến lớp J6), nhưng các dấu hiệu của một sự kiện va chạm chỉ được ghi nhận từ lớp J4, là 65 triệu tuổi. Lớp bụi vũ trụ này có thể được so sánh với thời điểm chết của khủng long.

A.F. GRACHEV Tiến sĩ Khoa học Địa chất và Khoáng vật, V.A. TSELMOVICH Ứng viên Khoa học Vật lý và Toán học, Viện Vật lý Trái đất RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN Ứng viên Khoa học Địa chất và Khoáng vật, Viện Địa chất của Viện Hàn lâm Khoa học Nga (GIN RAS ).

Tạp chí "Trái đất và Vũ trụ" số 5 năm 2008.