Katera svetloba bolje absorbira delce vesoljskega prahu? Padavine kozmičnega prahu

KOZMIČNI PRAH, trdni delci z značilnimi velikostmi od okoli 0,001 mikrona do okoli 1 mikrona (in morda do 100 mikronov ali več v medplanetarnem mediju in protoplanetarnih diskih), ki jih najdemo v skoraj vseh astronomskih objektih: od Osončja do zelo oddaljene galaksije in kvazarji. Lastnosti prahu (koncentracija delcev, kemična sestava, velikost delcev itd.) se med predmeti močno razlikujejo, tudi pri predmetih iste vrste. Kozmični prah razprši in absorbira vpadno sevanje. Razpršeno sevanje z enako valovno dolžino kot vpadno sevanje se širi v vse smeri. Sevanje, ki ga absorbira drobec prahu, se spremeni v toplotna energija, in delec običajno oddaja v daljšem območju spektra valovne dolžine v primerjavi z vpadnim sevanjem. Oba procesa prispevata k izumrtju – oslabitvi sevanja nebesna telesa prah, ki se nahaja na vidni liniji med predmetom in opazovalcem.

Prašne predmete preučujemo v skoraj celotnem razponu elektromagnetnega valovanja - od rentgenskih žarkov do milimetrskih valov. Zdi se, da električno dipolno sevanje iz hitro vrtečih se ultrafinih delcev nekaj prispeva k mikrovalovno sevanje na frekvencah 10-60 GHz. Pomembna vloga izvajajo laboratorijske poskuse, pri katerih merijo lomne količnike ter absorpcijske spektre in sipalne matrike delcev – analogov kozmičnih prašnih zrn, simulirajo procese nastajanja in rasti ognjevzdržnih prašnih zrn v atmosferah zvezd in protoplanetarnih diskov, proučujejo nastajanje molekul in razvoj hlapnih komponent prahu v pogojih, podobnih tistim v temnih medzvezdnih oblakih.

Kozmični prah, ki se nahaja v različnih fizične razmere, se neposredno preučujejo v sestavi meteoritov, ki so padli na zemeljsko površje, v zgornje plasti zemeljsko ozračje(medplanetarni prah in ostanki majhnih kometov), ​​med poleti vesoljskih plovil do planetov, asteroidov in kometov (cirkumplanetarni in kometni prah) ter izven heliosfere (medzvezdni prah). Zemeljska in vesoljska opazovanja kozmičnega prahu na daljavo pokrivajo Osončje (medplanetarni, okrogplanetarni in kometni prah, prah v bližini Sonca), medzvezdni medij naše Galaksije (medzvezdni, okrogzvezdni in meglični prah) in druge galaksije (zunajgalaktični prah ), kot tudi zelo oddaljene objekte (kozmološki prah).

Delci kozmičnega prahu so večinoma sestavljeni iz ogljikovih snovi (amorfni ogljik, grafit) in magnezijevo-železovih silikatov (olivini, pirokseni). Kondenzirajo se in rastejo v atmosferi zvezd poznih spektralnih tipov in v protoplanetarnih meglicah, nato pa jih zaradi sevalnega tlaka izvrže v medzvezdni medij. V medzvezdnih oblakih, zlasti v gostih, ognjevzdržni delci še naprej rastejo zaradi akrecije plinskih atomov, pa tudi pri trku in lepljenju delcev (koagulacija). To vodi do pojava lupin hlapljivih snovi (predvsem ledu) in do tvorbe poroznih delcev agregata. Uničenje prašnih zrn nastane kot posledica razprševanja v udarnih valovih, ki nastanejo po eksploziji supernove, ali izhlapevanja med procesom nastajanja zvezd, ki se je začel v oblaku. Preostali prah se še naprej razvija v bližini nastale zvezde in se kasneje manifestira v obliki medplanetarnega oblaka prahu ali kometnih jeder. Paradoksalno je, da je okoli razvitih (starih) zvezd prah "svež" (nedavno nastal v njihovi atmosferi), okoli mladih zvezd pa je prah star (razvit kot del medzvezdnega medija). Domneva se, da je bil kozmološki prah, ki morda obstaja v oddaljenih galaksijah, zgoščen v izbruhih materiala iz eksplozij ogromnih supernov.

Lit. poglej Art. Medzvezdni prah.

Supernova SN2010jl Fotografija: NASA/STScI

Astronomi so prvič v realnem času opazovali nastajanje kozmičnega prahu v neposredni bližini supernove, kar jim je omogočilo razlago tega skrivnostnega pojava, ki poteka v dveh stopnjah. Proces se začne kmalu po eksploziji, a traja več let, pišejo raziskovalci v reviji Nature.

Vsi smo narejeni iz zvezdnega prahu, elementov, ki so gradbeni material za nova nebesna telesa. Astronomi že dolgo domnevajo, da ta prah nastane, ko zvezde eksplodirajo. Toda kako točno se to zgodi in kako se prašni delci ne uničijo v bližini galaksij, kjer poteka aktivna aktivnost, je do zdaj ostala skrivnost.

To vprašanje je bilo najprej pojasnjeno z opazovanji z zelo velikim teleskopom na observatoriju Paranal v severnem Čilu. Mednarodna raziskovalna skupina pod vodstvom Christe Gall z danske univerze v Aarhusu je preučila supernovo, ki se je zgodila leta 2010 v galaksiji, oddaljeni 160 milijonov svetlobnih let. Raziskovalci so mesece in zgodnja leta opazovali kataloško številko SN2010jl v vidni in infrardeči svetlobi s spektrografom X-Shooter.

"Ko smo združili opazovalne podatke, smo lahko opravili prvo meritev absorpcije različnih valovnih dolžin v prahu okoli supernove," pojasnjuje Gall. "To nam je omogočilo, da smo izvedeli več o tem prahu, kot je bilo znano prej." To je omogočilo podrobnejše preučevanje različnih velikosti prašnih zrn in njihovega nastanka.

Prah v neposredni bližini supernove nastane v dveh fazah. Foto: © ESO/M. Kornmesser

Izkazalo se je, da prašni delci, večji od tisočinke milimetra, razmeroma hitro nastanejo v gostem materialu okoli zvezde. Velikosti teh delcev so presenetljivo velike za zrna vesoljskega prahu, zaradi česar so odporni na uničenje z galaktičnimi procesi. »Naši dokazi o nastanku velikih prašnih delcev kmalu po eksploziji supernove pomenijo, da mora priti do hitrega in učinkovit način njihov nastanek," dodaja soavtor Jens Hjorth z Univerze v Kopenhagnu. "Vendar še ne razumemo natančno, kako se to zgodi."

Vendar pa astronomi že imajo teorijo, ki temelji na njihovih opazovanjih. Na podlagi tega nastajanje prahu poteka v dveh stopnjah:

1. Zvezda tik pred eksplozijo potisne material v svojo okolico. Nato pride in se razširi udarni val supernove, za katerim se ustvari hladna in gosta lupina plina – okolje, v katerem lahko prašni delci iz prej izvrženega materiala kondenzirajo in rastejo.
2. V drugi fazi, nekaj sto dni po eksploziji supernove, se doda material, ki je bil izvržen ob sami eksploziji, in pride do pospešenega procesa nastajanja prahu.

"V v zadnjem času Astronomi so odkrili veliko prahu v ostankih supernov, ki so nastale po eksploziji. Vendar pa so našli tudi dokaze o majhni količini prahu, ki dejansko izvira iz same supernove. Nova opažanja pojasnjujejo, kako je mogoče razrešiti to navidezno protislovje,« na koncu piše Christa Gall.

V letih 2003–2008 Skupina ruskih in avstrijskih znanstvenikov s sodelovanjem Heinza Kohlmanna, znanega paleontologa in kustosa nacionalnega parka Eisenwurzen, je proučevala katastrofo, ki se je zgodila pred 65 milijoni let, ko je več kot 75 % vseh organizmov na Zemlji, vključno z dinozavri, izumrl. Večina raziskovalcev verjame, da je bilo izumrtje povezano z udarcem asteroida, čeprav obstajajo tudi drugačna stališča.

Sledi te katastrofe v geoloških odsekih predstavlja tanka plast črne gline debeline od 1 do 5 cm. Eden od takih odsekov se nahaja v Avstriji, v vzhodnih Alpah nacionalni park v bližini mesteca Gams, ki se nahaja 200 km jugozahodno od Dunaja. Kot rezultat preučevanja vzorcev iz tega odseka z uporabo vrstičnega elektronskega mikroskopa so bili odkriti delci nenavadne oblike in sestave, ki ne nastajajo v zemeljskih razmerah in so razvrščeni kot kozmični prah.

Vesoljski prah na Zemlji

Prvič je sledi kozmične snovi na Zemlji v rdečih globokomorskih glinah odkrila angleška ekspedicija, ki je na ladji Challenger (1872–1876) raziskovala dno Svetovnega oceana. Opisala sta jih Murray in Renard leta 1891. Na dveh postajah v južnem delu Tihi ocean Med poglabljanjem iz globine 4300 m so bili dvignjeni vzorci feromanganskih nodulov in magnetnih mikrosfer s premerom do 100 mikronov, ki so jih kasneje poimenovali » vesoljske kroglice" Vendar pa so železove mikrosfere, ki jih je odkrila odprava Challenger, podrobno raziskali šele v zadnja leta. Izkazalo se je, da so kroglice sestavljene iz 90% kovinskega železa, 10% niklja, njihova površina pa je prekrita s tanko skorjo železovega oksida.

riž. 1. Monolit iz odseka Gams 1, pripravljen za vzorčenje. latinske črke plasti so označene različnih starosti. Prehodna plast gline med obdobjem krede in paleogena (starost okoli 65 milijonov let), v kateri so našli kopičenje kovinskih mikrokroglic in plošč, je označena s črko "J". Avtor fotografije A.F. Gračeva

Odkritje skrivnostnih kroglic v globokomorskih glinah je pravzaprav začetek proučevanja vesoljske snovi na Zemlji. Vendar pa je po prvih izstrelitvah prišlo do eksplozije raziskovalnega zanimanja za ta problem vesoljsko plovilo, s pomočjo katerega je postalo mogoče izbrati lunina tla in vzorce prašnih delcev iz različnih delov Osončja. Pomembno imel tudi dela K.P. Florensky (1963), ki je preučeval sledove tunguške katastrofe, in E.L. Krinov (1971), ki je proučeval meteorski prah na mestu padca meteorita Sikhote-Alin.

Zanimanje raziskovalcev za kovinske mikrosfere je privedlo do njihovega odkritja v sedimentnih kamninah različnih starosti in izvora. Kovinske mikrosfere so bile najdene v ledu Antarktike in Grenlandije, v globokih oceanskih usedlinah in manganovih nodulih, v pesku puščav in obalnih plaž. Pogosto jih najdemo v in blizu meteoritskih kraterjev.

V zadnjem desetletju kovinske mikrosfere nezemeljskega izvora najdemo v sedimentnih kamninah različnih starosti: od spodnjega kambrija (pred približno 500 milijoni let) do sodobnih formacij.

Podatki o mikrosferah in drugih delcih iz starodavnih nahajališč omogočajo presojo volumnov, pa tudi enakomernosti ali neenakomernosti dovajanja kozmične snovi na Zemljo, sprememb v sestavi delcev, ki prihajajo na Zemljo iz vesolja, in primarnih vire te snovi. To je pomembno, ker ti procesi vplivajo na razvoj življenja na Zemlji. Mnoga od teh vprašanj so še daleč od rešitve, vendar bo kopičenje podatkov in njihova celovita študija nedvomno omogočila odgovor nanje.

Zdaj je znano, da skupna masa prahu, ki kroži v Zemljini orbiti, znaša približno 1015 ton na Zemljino površino letno pade od 4 do 10 tisoč ton kozmične snovi. 95 % snovi, ki pade na zemeljsko površje, je sestavljeno iz delcev velikosti 50–400 mikronov. Vprašanje, kako se hitrost prihoda kozmične snovi na Zemljo spreminja skozi čas, ostaja še danes sporno, kljub številnim raziskavam, izvedenim v zadnjih 10 letih.

Glede na velikost delcev kozmičnega prahu trenutno ločimo sam medplanetarni kozmični prah z velikostjo manjšo od 30 mikronov in mikrometeorite z velikostjo nad 50 mikronov. Še prej je E.L. Krinov je predlagal, da bi najmanjše delce meteoritskega telesa, stopljene s površine, imenovali mikrometeoriti.

Stroga merila za razlikovanje med kozmičnim prahom in delci meteorita še niso bila razvita in tudi na primeru Gamsovega odseka, ki smo ga preučevali, je prikazano, da so kovinski delci in mikrokroglice bolj raznoliki po obliki in sestavi, kot jih zagotavljajo obstoječe klasifikacije. Skoraj popolna sferična oblika, kovinski lesk in magnetne lastnosti delcev so veljali za dokaz njihove kozmičnega izvora. Po mnenju geokemika E.V. Sobotovich, "je edino morfološko merilo za oceno kozmogenosti proučevanega materiala prisotnost staljenih kroglic, vključno z magnetnimi." Vendar pa je poleg oblike, ki je izjemno raznolika, bistveno pomembna kemična sestava snovi. Raziskovalci so ugotovili, da poleg mikrokroglic kozmičnega izvora obstaja ogromno kroglice drugačne geneze – povezane z vulkansko aktivnostjo, bakterijsko aktivnostjo ali metamorfizmom. Obstajajo dokazi, da je veliko manj verjetno, da imajo železove mikrosfere vulkanogenega izvora idealno sferično obliko in poleg tega povečano vsebnost titana (Ti) (več kot 10%).

Rusko-avstrijska skupina geologov in filmska ekipa Dunajska televizija na območju Gams v vzhodnih Alpah. V ospredju - A.F. Grachev

Izvor kozmičnega prahu

Izvor kozmičnega prahu je še vedno predmet razprav. Profesor E.V. Sobotovich je verjel, da bi lahko kozmični prah predstavljal ostanke prvotnega protoplanetarnega oblaka, čemur je leta 1973 nasprotoval B.Yu. Levin in A.N. Simonenko, ki verjame, da fino razpršena snov ne more dolgo preživeti (Zemlja in vesolje, 1980, št. 6).

Obstaja še ena razlaga: nastanek kozmičnega prahu je povezan z uničenjem asteroidov in kometov. Kot ugotavlja E.V. Sobotovich, če se količina kozmičnega prahu sčasoma ne spreminja, potem ima B.Yu prav. Levin in A.N. Simonenko.

Kljub veliko število raziskav, odgovora na to temeljno vprašanje trenutno ni mogoče dati, ker je kvantitativnih ocen zelo malo, njihova točnost pa je sporna. Nedavno so podatki izotopskih študij kozmičnih prašnih delcev, vzorčenih v stratosferi v okviru Nasinega programa, nakazali obstoj delcev predsončnega izvora. V tem prahu so našli minerale, kot so diamant, moissanit (silicijev karbid) in korund, ki na podlagi izotopov ogljika in dušika omogočajo njihov nastanek v čas pred nastankom Osončja.

Pomen preučevanja kozmičnega prahu v geološkem kontekstu je očiten. Članek predstavlja prve rezultate študije kozmične snovi v prehodni plasti glin na meji krede in paleogena (pred 65 milijoni let) iz odseka Gams v vzhodnih Alpah (Avstrija).

Splošne značilnosti odseka Gams

Delci kozmičnega izvora so bili pridobljeni iz več odsekov prehodnih plasti med kredo in paleogenom (v nemški literaturi - K/T meja), ki se nahajajo v bližini alpske vasi Gams, kjer istoimenska reka odpira to mejo na več mestih.

V odseku Gams 1 je bil iz izdanka izrezan monolit, v katerem je zelo dobro izražena K/T meja. Njegova višina je 46 cm, širina 30 cm na dnu in 22 cm na vrhu, debelina je 4 cm. pisma latinska abeceda(A, B, C...W), znotraj vsakega sloja pa se tudi na vsaka 2 cm izvedejo oznake s številkami (1, 2, 3 itd.). Podrobneje je bila proučena prehodna plast J na meji K/T, kjer je bilo identificiranih šest podslojev debeline okoli 3 mm.

Rezultati raziskav, pridobljeni v odseku Gams 1, so bili v veliki meri ponovljeni pri študiju drugega odseka, Gams 2. Kompleks študij je vključeval študij tankih rezov in monomineralnih frakcij, njihovih kemična analiza, kot tudi rentgenska fluorescenca, nevtronska aktivacija in rentgenske strukturne analize, izotopska analiza helija, ogljika in kisika, določanje sestave mineralov na mikrosondi, magnetomineralološka analiza.

Raznolikost mikrodelcev

Železove in nikljeve mikrosfere iz prehodne plasti med kredo in paleogenom v razrezu Gams: 1 – Fe mikrosfere s hrapavo mrežasto-grudasto površino (zgornji del prehodne plasti J); 2 – Fe mikrosfera s hrapavo vzdolžno vzporedno površino (spodnji del prehodne plasti J); 3 – Fe mikrosfera z elementi kristalografskega fasetiranja in grobo mrežasto mrežasto teksturo površine (plast M); 4 – Fe mikrosfera s tanko mrežasto površino (zgornji del prehodne plasti J); 5 – Ni mikrosfera s kristaliti na površini (zgornji del prehodne plasti J); 6 – agregat sintranih mikrokroglic Ni s kristaliti na površini (zgornji del prehodne plasti J); 7 – agregat Ni mikrokroglic z mikrodiamanti (C; zgornji del prehodne plasti J); 8, 9 – značilne oblike kovinski delci iz prehodne plasti med kredo in paleogenom v odseku Gams v vzhodnih Alpah.

V prehodni plasti gline med dvema geološkima mejama - kredo in paleogenom, pa tudi na dveh ravneh v ležečih paleocenskih usedlinah v odseku Gams je bilo najdenih veliko kovinskih delcev in mikrokroglic kozmičnega izvora. So veliko bolj raznoliki po obliki, teksturi površine in kemična sestava kot vse doslej znane v prehodnih plasteh gline te starosti v drugih regijah sveta.

V razdelku Gams je kozmična snov predstavljena z drobnimi delci različne oblike, med katerimi so najpogostejše magnetne mikrosfere velikosti od 0,7 do 100 mikronov, sestavljene iz 98 %. čisto železo. Takšne delce v obliki kroglic ali mikrosferul najdemo v velikih količinah ne le v plasti J, ampak tudi višje, v paleocenskih glinah (plasti K in M).

Mikrokroglice so sestavljene iz čistega železa ali magnetita, nekatere vsebujejo primesi kroma (Cr), zlitine železa in niklja (awareuite) in tudi čistega niklja (Ni). Nekateri delci Fe-Ni vsebujejo primesi molibdena (Mo). Vsi so bili prvič odkriti v prehodni plasti gline med kredo in paleogenom.

Še nikoli prej nismo srečali delcev z visoko vsebnostjo niklja in znatno primesjo molibdena, mikrokroglic, ki vsebujejo krom, in kosov spiralnega železa. Poleg kovinskih mikrosfer in delcev so v prehodni plasti gline v Gamsi našli Ni-spinel, mikrodiamante z mikrosferami čistega Ni ter raztrgane plošče Au in Cu, ki jih ni bilo v spodnjih in nadležečih usedlinah. .

Značilnosti mikrodelcev

Kovinske mikrosfere v odseku Gams so prisotne na treh stratigrafskih nivojih: delci železa različnih oblik so skoncentrirani v prehodni plasti gline, v prekrivnih drobnozrnatih peščenjakih plasti K, tretjo raven pa tvorijo meljevci plasti M.

Nekatera območja imajo gladka površina, druge imajo mrežasto grudasto površino, druge so prekrite z mrežo majhnih poligonalnih ali sistemom vzporednih razpok, ki segajo iz ene glavne razpoke. So votle, školjkaste oblike, napolnjene z glinenim mineralom in imajo lahko notranjo koncentrično strukturo. Kovinski delci in železove mikrosfere se pojavljajo v celotni prehodni glineni plasti, vendar so večinoma koncentrirani v spodnjem in srednjem horizontu.

Mikrometeoriti so staljeni delci čistega železa ali zlitine železa in niklja Fe-Ni (avaruit); njihove velikosti so od 5 do 20 mikronov. Številni delci avaruita so omejeni na zgornjo raven prehodne plasti J, medtem ko so čisto železni delci prisotni v spodnjem in zgornjem delu prehodne plasti.

Delci v obliki plošč s prečno grudasto površino so sestavljeni samo iz železa, njihova širina je 10–20 µm, njihova dolžina je do 150 µm. So rahlo lokaste in se pojavljajo na dnu prehodne plasti J. V njenem spodnjem delu so tudi Fe-Ni plošče s primesjo Mo.

Plošče iz zlitine železa in niklja imajo podolgovato obliko, rahlo ukrivljene, z vzdolžnimi utori na površini, dimenzije v dolžini od 70 do 150 mikronov s širino približno 20 mikronov. Pogosteje jih najdemo v spodnjem in srednjem delu prehodne plasti.

Železne plošče z vzdolžnimi utori so po obliki in velikosti enake ploščam iz zlitine Ni-Fe. Omejeni so na spodnji in srednji del prehodne plasti.

Posebej zanimivi so delci čistega železa, oblikovani kot pravilna spirala in upognjeni v obliki kljuke. V glavnem so sestavljeni iz čistega Fe, redkeje Fe-Ni-Mo zlitine. Spiralni delci železa se pojavljajo v zgornjem delu prehodne plasti J in v zgornji plasti peščenjaka (plast K). Na dnu prehodne plasti J so našli spiralno oblikovan delec Fe-Ni-Mo.

V zgornjem delu prehodne plasti J je bilo več mikrodiamantnih zrn, sintranih z Ni mikrosferami. Študije nikljevih kroglic z mikrosondo, izvedene na dveh instrumentih (z valovnim in energijsko-disperzijskim spektrometrom), so pokazale, da so te kroglice sestavljene iz skoraj čistega niklja pod tankim filmom nikljevega oksida. Površina vseh nikljevih kroglic je posejana s prozornimi kristaliti z izrazitimi dvojčki velikosti 1–2 μm. Tako čistega niklja v obliki kroglic z dobro kristalizirano površino ne najdemo niti v magmatskih kamninah niti v meteoritih, kjer nikelj nujno vsebuje precejšnjo količino nečistoč.

Pri preučevanju monolita iz odseka Gams 1 so bile kroglice čistega Ni najdene le v skrajnem zgornjem delu prehodne plasti J (v njenem skrajnem zgornjem delu - zelo tanka sedimentna plast J 6, katere debelina ne presega 200 μm) , glede na termomagnetno analizo pa je kovinski nikelj prisoten v prehodni plasti, začenši s podplastjo J4. Tu so poleg Ni kroglic odkrili tudi diamante. V plasti, odstranjeni iz kocke s površino 1 cm2, je število najdenih diamantnih zrn v desetinah (z velikostmi od frakcij mikronov do desetin mikronov), kroglice niklja enake velikosti pa so v na stotine.

Vzorci zgornje prehodne plasti, vzeti neposredno iz izdanka, so razkrili diamante s finimi delci niklja na površini zrn. Pomembno je, da je bila pri proučevanju vzorcev iz tega dela plasti J ugotovljena tudi prisotnost minerala moissanita. Prej so mikrodiamante našli v prehodni plasti na meji krede in paleogena v Mehiki.

Najdbe na drugih območjih

Gamsove mikrosfere s koncentrično notranjo strukturo so podobne tistim, ki jih je pridobila odprava Challenger v globokomorskih glinah Tihega oceana.

Delci železa nepravilne oblike s stopljenimi robovi, pa tudi v obliki spiral in ukrivljenih kavljev in plošč so zelo podobni produktom uničenja meteoritov, ki padajo na Zemljo; lahko jih štejemo za meteoritsko železo. V to kategorijo lahko vključimo tudi delce avaruita in čistega niklja.

Ukrivljeni železni delci od blizu različne oblike Pelejeve solze - kapljice lave (lapile), ki jih vržejo v tekoče stanje vulkani iz odprtine med izbruhi.

Tako ima prehodna plast gline v Gamsi heterogeno strukturo in je jasno razdeljena na dva dela. V spodnjem in srednjem delu prevladujejo železovi delci in mikrokroglice, zgornji del plasti pa je obogaten z nikljem: delci avaruita in mikrokroglice niklja z diamanti. To potrjujejo ne le porazdelitev delcev železa in niklja v glini, ampak tudi podatki kemijske in termomagnetne analize.

Primerjava podatkov termomagnetne analize in analize z mikrosondo kaže na izjemno heterogenost v porazdelitvi niklja, železa in njunih zlitin znotraj plasti J, vendar je po rezultatih termomagnetne analize čisti nikelj zabeležen le v plasti J4. Omeniti velja tudi, da je spiralno oblikovano železo najdeno pretežno v zgornjem delu plasti J in še naprej v zgornji plasti K, kjer pa je malo delcev Fe, Fe-Ni izometrične ali lamelne oblike.

Poudarjamo, da tako jasno diferenciacijo v železu, niklju in iridiju, ki se kaže v prehodni plasti gline v Gamsi, najdemo tudi na drugih območjih. Torej, v ameriška država New Jersey, v prehodni (6 cm) kroglasti plasti je iridijeva anomalija ostro izražena na njenem dnu, udarni minerali pa so koncentrirani le v zgornjem (1 cm) delu te plasti. Na Haitiju je na meji med kredo in paleogenom in v najvišjem delu kroglaste plasti opažena močna obogatitev Ni in udarnega kremena.

Pojav v ozadju za Zemljo

Številne značilnosti najdenih Fe in Fe-Ni sferul so podobne kroglam, ki jih je odkrila odprava Challenger v globokomorskih glinah Tihega oceana, na območju Tunguske katastrofe in na mestih padca meteorita Sikhote-Alin. in meteorit Nio na Japonskem, pa tudi v sedimentnih kamninah različnih starosti iz mnogih območij sveta. Razen območij Tunguske katastrofe in padca meteorita Sikhote-Alin je v vseh drugih primerih prišlo do tvorbe ne le sferul, ampak tudi delcev različnih morfologij, ki so sestavljeni iz čistega železa (včasih vsebuje krom) in nikelj-železa. zlitine, nima nobene povezave z udarnim dogodkom. Pojav takšnih delcev obravnavamo kot posledico padanja kozmičnega medplanetarnega prahu na Zemljino površje – proces, ki se neprekinjeno nadaljuje že od nastanka Zemlje in predstavlja nekakšen pojav v ozadju.

Številni delci, ki so bili raziskani v odseku Gams, so po sestavi blizu glavni kemični sestavi snovi meteorita na mestu padca meteorita Sikhote-Alin (po E.L. Krinovu je 93,29% železa, 5,94% niklja, 0,38% kobalt).

Prisotnost molibdena v nekaterih delcih ni nepričakovana, saj ga vsebujejo številne vrste meteoritov. Vsebnost molibdena v meteoritih (železovi, kamniti in ogljikovi hondriti) se giblje od 6 do 7 g/t. Najpomembnejše je bilo odkritje molibdenita v meteoritu Allende v obliki vključka v kovinski zlitini naslednje sestave (mas.%): Fe – 31,1, Ni – 64,5, Co – 2,0, Cr – 0,3, V – 0,5, P – 0,1. Opozoriti je treba, da sta bila najdena tudi samorodni molibden in molibdenit mesečev prah, ki jih izberejo avtomatske postaje "Luna-16", "Luna-20" in "Luna-24".

Prve najdene kroglice čistega niklja z dobro kristalizirano površino niso znane niti v magmatskih kamninah niti v meteoritih, kjer nikelj nujno vsebuje precejšnjo količino primesi. Takšna struktura na površini nikljevih kroglic bi se lahko pojavila v primeru padca asteroida (meteorita), kar je povzročilo sprostitev energije, ki je omogočila ne samo taljenje materiala padlega telesa, temveč tudi njegovo izhlapevanje. . Kovinske hlape bi lahko eksplozija dvignila na večjo višino(verjetno več deset kilometrov), kjer je prišlo do kristalizacije.

Skupaj s kovinskimi kroglicami iz niklja so našli delce, sestavljene iz avaruita (Ni3Fe). Spadajo med meteorski prah, delce staljenega železa (mikrometeorite) pa je treba obravnavati kot "meteoritski prah" (po terminologiji E.L. Krinova). Diamantni kristali, najdeni skupaj z nikljevimi kroglicami, so verjetno nastali zaradi ablacije (taljenja in izhlapevanja) meteorita iz istega oblaka pare med njegovim kasnejšim ohlajanjem. Znano je, da sintetične diamante pridobivamo s spontano kristalizacijo iz raztopine ogljika v talini kovin (Ni, Fe) nad fazno ravnotežno črto grafit–diamant v obliki monokristalov, njihovih zrastišč, dvojčkov, polikristalnih agregatov, ogrodja. kristali, igličasti kristali, nepravilna zrna. Skoraj vse naštete tipomorfne značilnosti diamantnih kristalov so bile ugotovljene v proučevanem vzorcu.

To nam omogoča sklepati, da sta procesa kristalizacije diamanta v oblaku nikelj-ogljikovih hlapov pri ohlajanju in spontana kristalizacija iz raztopine ogljika v nikljevi talini v poskusih podobna. Vendar pa je končni sklep o naravi diamanta mogoče narediti po podrobnih izotopskih študijah, za katere je potrebno pridobiti dovolj veliko število snovi.

Tako je študija kozmične snovi v prehodni plasti gline na meji kreda-paleogen pokazala njeno prisotnost v vseh delih (od plasti J1 do plasti J6), vendar so znaki udarnega dogodka zabeleženi le v plasti J4, katere starost je 65 let. milijonov let. To plast kozmičnega prahu lahko primerjamo s časom smrti dinozavrov.

A. F. GRACHEV, doktor geoloških in mineraloških znanosti, V. A. TSELMOVICH, kandidat fizikalnih in matematičnih znanosti, Inštitut za fiziko Zemlje RAS (IPZ RAS), O. A. KORCHAGIN, kandidat geoloških in mineraloških znanosti, Geološki inštitut Ruske akademije znanosti (GIN RAS). ).

Revija "Zemlja in vesolje" št. 5 2008.

Po masi trdni prašni delci predstavljajo nepomembno majhen del vesolja, a prav zaradi medzvezdnega prahu so nastale in se pojavljajo zvezde, planeti in ljudje, ki proučujejo vesolje in zvezde preprosto občudujejo. Kakšna snov je ta kozmični prah? Zakaj ljudje opremljajo ekspedicije v vesolje, ki stanejo letni proračun majhne države, v upanju in ne v trdnem zaupanju, da bodo izločili in prinesli nazaj na Zemljo vsaj majhno prgišče medzvezdnega prahu?

Med zvezdami in planeti

Prah se v astronomiji nanaša na majhne, ​​delce mikrona velike trdne delce, ki letijo vesolje. Kozmični prah je pogosto konvencionalno razdeljen na medplanetarni in medzvezdni, čeprav očitno medzvezdni vstop v medplanetarni prostor ni prepovedan. Tam ga ni enostavno najti, med »lokalnim« prahom je verjetnost majhna, njegove lastnosti v bližini Sonca pa se lahko bistveno spremenijo. Zdaj, če letite dlje, do meja sončnega sistema, obstaja zelo velika verjetnost, da ujamete pravi medzvezdni prah. Idealna možnost v celoti preseči sončni sistem.

Medplanetarni prah je, vsaj v primerjalni bližini Zemlje, precej raziskana snov. Zapolnjuje celoten prostor Osončja in je skoncentriran v ravnini njegovega ekvatorja, rodil se je predvsem kot posledica naključnih trkov asteroidov in uničenja kometov, ki se približujejo Soncu. Sestava prahu se pravzaprav ne razlikuje od sestave meteoritov, ki padajo na Zemljo: zelo zanimivo jo je preučevati in na tem področju je še veliko odkritij, vendar se zdi, da ni posebnih intriga tukaj. Toda zahvaljujoč temu posebnemu prahu lahko ob lepem vremenu na zahodu takoj po sončnem zahodu ali na vzhodu pred sončnim vzhodom občudujete bled stožec svetlobe nad obzorjem. To je tako imenovani zodiak sončna svetloba, ki ga razpršijo majhni delci vesoljskega prahu.

kje prah je bolj zanimiv medzvezdni. Njegova posebnost je prisotnost trdnega jedra in lupine. Zdi se, da je jedro sestavljeno predvsem iz ogljika, silicija in kovin. In lupina je pretežno sestavljena iz plinastih elementov, zamrznjenih na površini jedra, kristaliziranih pod pogoji " globoko zamrznjen» medzvezdni prostor, ki je približno 10 kelvinov, vodik in kisik. Vendar pa obstajajo nečistoče molekul, ki so bolj zapletene. To so amoniak, metan in celo poliatomski organske molekule, ki se med potepanjem prilepijo na drobec prahu ali nastanejo na njegovi površini. Nekatere od teh snovi seveda odletijo s površine, na primer pod vplivom ultravijoličnega sevanja, vendar je ta proces reverzibilen - nekatere odletijo, druge zamrznejo ali se sintetizirajo.

Zdaj so v prostoru med zvezdami ali blizu njih že našli vodo, ogljikove, dušikove, žveplove in silicijeve okside, seveda ne s kemičnimi, temveč s fizikalnimi, to je spektroskopskimi metodami. vodikov klorid, amoniak, acetilen, organske kisline, kot so mravljinčna in ocetna kislina, etilni in metilni alkoholi, benzen, naftalen. Našli so celo aminokislino glicin!

Zanimivo bi bilo ujeti in preučiti medzvezdni prah, ki prodira v sončni sistem in verjetno pade na Zemljo. Težava "ujeti" ga ni lahka, saj le malo medzvezdnih prašnih delcev uspe ohraniti svoj ledeni "plašč" v sončnih žarkih, še posebej v Zemljini atmosferi. Velike se preveč segrejejo, njihove ubežne hitrosti ni mogoče hitro ugasniti in zrnca prahu »izgorijo«. Majhne pa leta drsijo v atmosferi in ohranijo del lupine, a tu nastane problem, kako jih najti in prepoznati.

Obstaja še ena, zelo zanimiva podrobnost. Gre za prah, katerega jedro je sestavljeno iz ogljika. Ogljik, sintetiziran v jedrih zvezd in sproščen v vesolje, na primer iz atmosfere starajočih se zvezd (kot so rdeče velikanke), ki letijo v medzvezdni prostor, se ohlaja in kondenzira na približno enak način kot po vročem dnevu, megla iz ohlajenih vodna para se zbira v nižinah. Odvisno od pogojev kristalizacije lahko dobimo plastne strukture grafita, diamantne kristale (samo predstavljajte si cele oblake drobnih diamantov!) in celo votle kroglice ogljikovih atomov (fuleren). In v njih so morda, kot v sefu ali posodi, shranjeni delci atmosfere zelo starodavne zvezde. Najti takšne drobce prahu bi bil velik uspeh.

Kje se nahaja kozmični prah?

Povedati je treba, da je sam koncept kozmičnega vakuuma kot nečesa popolnoma praznega dolgo ostal le poetična metafora. Dejansko je celoten prostor vesolja, tako med zvezdami kot med galaksijami, napolnjen s snovjo, tokovi osnovnih delcev, sevanjem in polji - magnetnimi, električnimi in gravitacijskimi. Vse, česar se lahko relativno gledano dotaknemo, so plin, prah in plazma, katerih prispevek k skupni masi vesolja je po različnih ocenah le okoli 12 % s povprečno gostoto okoli 10-24 g/cm3. 3. V vesolju je največ plina, skoraj 99%. To je predvsem vodik (do 77,4 %) in helij (21 %), ostalo predstavlja manj kot dva odstotka mase. In potem je tu še prah; njegova masa je skoraj stokrat manjša od mase plina.

Čeprav je včasih praznina v medzvezdnem in medgalaktičnem prostoru skoraj idealna: včasih je na atom snovi 1 liter prostora! Tega vakuuma ni niti v zemeljskih laboratorijih niti v sončnem sistemu. Za primerjavo lahko navedemo naslednji primer: v 1 cm 3 zraka, ki ga dihamo, je približno 30.000.000.000.000.000.000 molekul.

Ta snov je zelo neenakomerno porazdeljena v medzvezdnem prostoru. večina medzvezdni plin in prah tvori plinsko-prašno plast blizu simetrične ravnine galaktičnega diska. Njegova debelina v naši Galaksiji je nekaj sto svetlobnih let. Večina plina in prahu v njegovih spiralnih vejah (rokah) in jedru je skoncentriranih predvsem v velikanskih molekularnih oblakih velikosti od 5 do 50 parsekov (16 x 160 svetlobnih let) in tehtajo na desettisoče in celo milijone sončnih mas. Toda tudi znotraj teh oblakov je snov porazdeljena neenakomerno. V glavnem volumnu oblaka, tako imenovanem krznenem plašču, ki je večinoma sestavljen iz molekularnega vodika, je gostota delcev približno 100 kosov na 1 cm3. V gostotah znotraj oblaka dosega več deset tisoč delcev na 1 cm3, v jedrih teh gostot pa praviloma milijone delcev na 1 cm3. Ta neenakomerna porazdelitev snovi v vesolju je razlog za obstoj zvezd, planetov in navsezadnje nas samih. Ker se zvezde rojevajo v molekularnih oblakih, gostih in razmeroma hladnih.

Zanimivo je, da večja kot je gostota oblaka, bolj raznolika je njegova sestava. V tem primeru obstaja ujemanje med gostoto in temperaturo oblaka (ali njegovih posameznih delov) in tistih snovi, katerih molekule se tam nahajajo. Po eni strani je to priročno za preučevanje oblakov: z opazovanjem njihovih posameznih komponent v različnih spektralnih območjih vzdolž značilnih linij spektra, na primer CO, OH ali NH 3, lahko "pokukate" v enega ali drugega njegovega dela. . Po drugi strani pa nam podatki o sestavi oblaka omogočajo, da izvemo veliko o procesih, ki se v njem dogajajo.

Poleg tega so v medzvezdnem prostoru, sodeč po spektrih, snovi, katerih obstoj v zemeljskih razmerah je preprosto nemogoč. To so ioni in radikali. Njihova kemična aktivnost je tako visoka, da na Zemlji takoj reagirajo. In v redkem hladnem prostoru vesolja živijo dolgo in precej svobodno.

Na splošno plin v medzvezdnem prostoru ni samo atomski. Kjer je hladneje, ne več kot 50 kelvinov, atomi uspejo ostati skupaj in tvorijo molekule. Vendar velika masa medzvezdni plin je še vedno v atomskem stanju. To je predvsem vodik; njegova nevtralna oblika je bila odkrita relativno nedavno - leta 1951. Kot je znano, oddaja radijske valove dolžine 21 cm (frekvenca 1420 MHz), na podlagi katerih jakosti je bilo ugotovljeno, koliko ga je v Galaksiji. Mimogrede, ni enakomerno porazdeljen v vesolju med zvezdami. V oblakih atomarnega vodika njegova koncentracija doseže več atomov na 1 cm3, med oblaki pa je za rede velikosti nižja.

Končno, v bližini vročih zvezd obstaja plin v obliki ionov. Močno ultravijolično sevanje segreva in ionizira plin, zaradi česar se sveti. Zato so območja z visoko koncentracijo vročega plina s temperaturo okoli 10.000 K videti kot svetleči oblaki. Imenujejo se lahke plinske meglice.

In v vsaki meglici je v večji ali manjši količini medzvezdni prah. Kljub temu, da meglice konvencionalno delimo na meglice prahu in plina, je prah v obeh. In v vsakem primeru je prah tisti, ki očitno pomaga pri nastajanju zvezd v globinah meglic.

Megleni predmeti

Med vsemi vesoljskih objektov meglice so morda najlepše. Res je, da so temne meglice v vidnem območju preprosto videti kot črne lise na nebu; najbolje jih je opaziti na ozadju Rimske ceste. Toda v drugih območjih elektromagnetnega valovanja, na primer v infrardečem, so vidni zelo dobro in slike se izkažejo za zelo nenavadne.

Meglice so zbirke plina in prahu, ki so izolirane v vesolju in jih veže gravitacija ali zunanji pritisk. Njihova masa je lahko od 0,1 do 10.000 sončnih mas, njihova velikost pa od 1 do 10 parsecov.

Sprva so meglice razjezile astronome. Do sredine 19. stoletja so odkrite meglice veljale za nadležno nadlogo, ki onemogoča opazovanje zvezd in iskanje novih kometov. Leta 1714 je Anglež Edmond Halley, čigar ime je slavni komet, celo sestavil »črni seznam« šestih meglic, da ne bi zavedle »lovilcev kometov«, Francoz Charles Messier pa je ta seznam razširil na 103 objekte. Na srečo so se za meglice začeli zanimati glasbenik Sir William Herschel, ki je bil zaljubljen v astronomijo, njegova sestra in sin. Z opazovanjem neba s teleskopi, ki so jih zgradili sami, so za seboj pustili katalog meglic in zvezdnih kopic, ki vsebuje podatke o 5079 vesoljskih objektih!

Herscheli so praktično izčrpali zmogljivosti optičnih teleskopov tistih let. Vendar pa je izum fotografije in velik čas osvetlitve so omogočile iskanje zelo slabo svetlečih predmetov. Malo kasneje so spektralne metode analize in opazovanja v različnih območjih elektromagnetnega valovanja v prihodnosti omogočile ne le odkrivanje številnih novih meglic, temveč tudi določitev njihove strukture in lastnosti.

Medzvezdna meglica se zdi svetla v dveh primerih: ali je tako vroča, da njen plin sam žari, takšne meglice imenujemo emisijske meglice; ali pa je sama meglica hladna, vendar njen prah razprši svetlobo bližnje svetle zvezde - to je refleksijska meglica.

Temne meglice so tudi medzvezdna kopičenja plina in prahu. Toda za razliko od lahkih plinastih meglic, ki so včasih vidne tudi z močnim daljnogledom ali teleskopom, kot je Orionova meglica, temne meglice ne oddajajo svetlobe, ampak jo absorbirajo. Ko svetloba zvezd prehaja skozi takšne meglice, jo lahko prah popolnoma absorbira in pretvori v infrardeče sevanje, ki je očem nevidno. Zato so takšne meglice videti kot luknje brez zvezd na nebu. V. Herschel jih je imenoval "luknje v nebu". Morda najbolj spektakularna med njimi je meglica Konjska glava.

Vendar zrnca prahu ne morejo popolnoma absorbirati svetlobe zvezd, ampak jo le delno razpršijo in selektivno. Dejstvo je, da je velikost delcev medzvezdnega prahu blizu valovne dolžine modre svetlobe, zato se močneje sipa in absorbira, »rdeči« del zvezdne svetlobe pa nas bolje doseže. Mimogrede, to dober način ocenite velikost prašnih zrn glede na to, kako oslabijo svetlobo različnih valovnih dolžin.

Zvezda iz oblaka

Razlogi za nastanek zvezd niso natančno ugotovljeni, obstajajo le modeli, ki bolj ali manj zanesljivo pojasnjujejo eksperimentalne podatke. Poleg tega so poti nastanka, lastnosti in nadaljnja usoda zvezde so zelo raznolike in odvisne od številnih dejavnikov. Vendar pa obstaja uveljavljen koncept ali bolje rečeno najbolj razvita hipoteza, katere bistvo je, na splošno, da zvezde nastanejo iz medzvezdnega plina na območjih s povečano gostoto snovi, to je v globinah medzvezdnih oblakov. Prah kot material bi lahko zanemarili, vendar je njegova vloga pri nastajanju zvezd ogromna.

Očitno se to zgodi (v najbolj primitivni različici, za eno samo zvezdo). Najprej pride do kondenzacije protozvezdnega oblaka iz medzvezdnega medija, kar je lahko posledica gravitacijske nestabilnosti, vendar so razlogi lahko drugačni in še niso povsem jasni. Tako ali drugače se krči in privlači snovi iz okoliškega prostora. Temperatura in tlak v njegovem središču naraščata, dokler se molekule v središču te sesedajoče krogle plina ne začnejo razpadati na atome in nato na ione. Ta proces ohladi plin in tlak v jedru močno pade. Jedro se skrči in udarni val se širi znotraj oblaka in odvrže njegove zunanje plasti. Nastane protozvezda, ki se pod vplivom gravitacije še krči, dokler se v njenem središču ne začnejo reakcije termonuklearne fuzije – pretvorba vodika v helij. Stiskanje se nadaljuje nekaj časa, dokler se sile gravitacijskega stiskanja ne uravnotežijo s silami plina in sevalnega tlaka.

Jasno je, da je masa nastale zvezde vedno manjša od mase meglice, ki jo je "rodila". Med tem procesom del snovi, ki ni imel časa, da bi padel na jedro, "pomete" z udarnim valom, sevanje in delci tečejo preprosto v okoliški prostor.

Na proces nastajanja zvezd in zvezdnih sistemov vpliva veliko dejavnikov, vključno z magnetnim poljem, ki pogosto prispeva k "raztrganju" protozvezdnega oblaka na dva, redkeje tri fragmente, od katerih se vsak pod vplivom gravitacije stisne v svojo protozvezdo. Tako se na primer mnogi podvojijo zvezdni sistemi dve zvezdi, ki se vrtita splošni center mase in se gibljejo v prostoru kot enotna celota.

S staranjem jedrsko gorivo postopoma izgoreva v notranjosti zvezd in čim hitreje več zvezdic. V tem primeru vodikov cikel reakcij zamenja helijev cikel, nato pa kot posledica reakcij jedrske fuzije nastajajo vse težji kemični elementi, vse do železa. Na koncu se jedro, ki ne prejema več energije iz termonuklearnih reakcij, močno zmanjša v velikosti, izgubi svojo stabilnost in zdi se, da njegova snov pade sama nase. Dogajanje močna eksplozija, med katerim se lahko snov segreje na milijarde stopinj, interakcije med jedri pa vodijo v nastanek novih kemičnih elementov, vse do najtežjih. Eksplozijo spremlja ostra sprostitev energije in sprostitev snovi. Zvezda eksplodira, proces imenujemo supernova. Na koncu se bo zvezda, odvisno od svoje mase, spremenila v nevtronska zvezda ali črna luknja.

To se verjetno dejansko zgodi. Vsekakor pa ni dvoma, da je mladih, torej vročih zvezd in njihovih kopic največ v meglicah, torej na območjih s povečano gostoto plina in prahu. To je jasno vidno na fotografijah, posnetih s teleskopi v različnih območjih valovnih dolžin.

Seveda ne gre za nič drugega kot najbolj grob povzetek zaporedja dogodkov. Za nas sta bistveno pomembni dve točki. Prvič, kakšna je vloga prahu v procesu nastajanja zvezd? In drugič, od kod pravzaprav prihaja?

Univerzalna hladilna tekočina

IN skupna masa Sama kozmična snov prahu, to je atomov ogljika, silicija in nekaterih drugih elementov, združenih v trdne delce, je tako majhna, da se v vsakem primeru zdi, da jih kot gradbenega materiala za zvezde ni mogoče vzeti v račun. Vendar pa je v resnici njihova vloga velika - prav oni ohladijo vroč medzvezdni plin in ga spremenijo v tisti zelo hladen gost oblak, iz katerega se nato oblikujejo zvezde.

Dejstvo je, da se sam medzvezdni plin ne more ohladiti. Elektronska zgradba vodikovega atoma je taka, da lahko odda odvečno energijo, če sploh, z oddajanjem svetlobe v vidnem in ultravijoličnem območju spektra, ne pa tudi v infrardečem območju. Vodik figurativno povedano ne more oddajati toplote. Za pravilno ohlajanje potrebuje »hladilnik«, katerega vlogo igrajo delci medzvezdnega prahu.

Med trkom s prašnimi delci na visoka hitrost za razliko od težjih in počasnejših prašnih delcev molekule plina letijo hitro, izgubijo hitrost in svojo kinetična energija prenese na drobec prahu. Prav tako se segreva in oddaja to odvečno toploto v okoliški prostor, tudi v obliki infrardečega sevanja, medtem ko se sama ohlaja. Prah tako prevzema toploto medzvezdnih molekul in deluje kot nekakšen radiator, ki hladi plinski oblak. Ni veliko v masi - približno 1% mase celotne snovi v oblaku, vendar je to dovolj za odvajanje odvečne toplote v milijonih let.

Ko temperatura oblaka pade, pade tudi tlak, oblak se zgosti in iz njega se lahko rodijo zvezde. Ostanki materiala, iz katerega je nastala zvezda, pa so izhodiščni material za nastanek planetov. Zdaj v njihovi sestavi že prašni delci ter v več. Kajti zvezda, ko se rodi, segreje in pospeši ves plin okoli sebe, medtem ko prah ostane leteti v bližini. Navsezadnje se lahko ohladi in jo nova zvezda privlači veliko močneje kot posamezne molekule plina. Na koncu je v bližini novorojene zvezde oblak prahu, na obrobju pa plin, bogat s prahom.

Tam se rodijo plinasti planeti, kot so Saturn, Uran in Neptun. No, v bližini zvezde se pojavijo kamniti planeti. Za nas so to Mars, Zemlja, Venera in Merkur. Izkaže se dokaj jasna delitev na dve coni: plinaste planete in trdne. Tako se je izkazalo, da je Zemlja v veliki meri sestavljena iz medzvezdnega prahu. Kovinski prašni delci so postali del jedra planeta in zdaj ima Zemlja ogromno železno jedro.

Skrivnost mladega vesolja

Če se je oblikovala galaksija, od kod potem prihaja prah, znanstveniki razumejo. Njeni najpomembnejši viri so nove in supernove, ki izgubijo del svoje mase in "spustijo" lupino v okoliški prostor. Poleg tega se prah rodi tudi v razširjajoči se atmosferi rdečih velikank, od koder ga radiacijski pritisk dobesedno odnese. V njihovi hladni, po standardih zvezd, atmosferi (približno 2,5 3 tisoč kelvinov) je precej relativno kompleksnih molekul.

Toda tukaj je skrivnost, ki še ni razrešena. Vedno je veljalo, da je prah produkt evolucije zvezd. Z drugimi besedami, zvezde se morajo roditi, obstajati nekaj časa, se postarati in, recimo, proizvesti prah v zadnji eksploziji supernove. Toda kaj je bilo prej - jajce ali kokoš? Prvi prah, potreben za rojstvo zvezde, ali prva zvezda, ki se je iz nekega razloga rodila brez pomoči prahu, se je postarala, eksplodirala in oblikovala prvi prah.

Kaj se je zgodilo na začetku? Konec koncev, ko se je zgodil veliki pok pred 14 milijardami let, sta bila v vesolju samo vodik in helij, nobenih drugih elementov! Takrat so iz njih začele nastajati prve galaksije, ogromni oblaki, v njih pa prve zvezde, ki so morale prehoditi dolgo življenjsko pot. Termonuklearne reakcije v jedrih zvezd bi morale »skuhati« bolj zapletene kemične elemente, pri čemer bi vodik in helij spremenili v ogljik, dušik, kisik itd., nato pa bi morala zvezda vse skupaj odvreči v vesolje, eksplodirati ali postopoma odvreči. lupina. Ta masa se je nato morala ohlajati, ohlajati in nazadnje spremeniti v prah. Toda že 2 milijardi let kasneje veliki pok, v najzgodnejših galaksijah je bil prah! S pomočjo teleskopov so jo odkrili v galaksijah, ki so od naše oddaljene 12 milijard svetlobnih let. Hkrati je 2 milijardi let prekratko obdobje za popolno življenjski cikel zvezde: v tem času se večina zvezd nima časa postarati. Od kod prah v mladi galaksiji, če tam ne bi smelo biti ničesar razen vodika in helija, je skrivnost.

Mote reaktor

Ne samo, da medzvezdni prah deluje kot neke vrste univerzalno hladilno sredstvo, morda se prav po zaslugi prahu v vesolju pojavljajo kompleksne molekule.

Dejstvo je, da lahko površina prašnega zrna hkrati služi kot reaktor, v katerem nastajajo molekule iz atomov, in katalizator za reakcije njihove sinteze. Navsezadnje je verjetnost, da bo veliko atomov različnih elementov trčilo na eni točki in celo delovalo med seboj pri temperaturi tik nad absolutno ničlo, nepredstavljivo majhna. Toda verjetnost, da bo zrno prahu zaporedno trčilo v različne atome ali molekule med letom, še posebej znotraj hladnega gostega oblaka, je precej velika. Pravzaprav se to zgodi - tako se iz naletenih atomov in molekul, zamrznjenih nanj, oblikuje lupina medzvezdnega prahu.

Na trdni površini so atomi blizu skupaj. Ko migrirajo po površini prašnega zrna v iskanju energijsko najugodnejšega položaja, se atomi srečajo in ko se znajdejo v neposredni bližini, lahko reagirajo drug z drugim. Seveda zelo počasi v skladu s temperaturo prašnega delca. Površina delcev, zlasti tistih, ki vsebujejo kovinsko jedro, lahko kaže lastnosti katalizatorja. Zemeljski kemiki dobro vedo, da so najučinkovitejši katalizatorji prav delčki mikrona veliki delci, na katerih se zberejo in nato reagirajo molekule, ki so v normalnih razmerah druga do druge povsem »indiferentne«. Očitno tako nastane molekularni vodik: njegovi atomi se »prilepijo« na delček prahu, nato pa odletijo od njega, vendar v parih, v obliki molekul.

Prav lahko se zgodi, da so majhni medzvezdni prašni delci, ki so v svojih lupinah ohranili nekaj organskih molekul, vključno z najpreprostejšimi aminokislinami, prinesli prva »semena življenja« na Zemljo pred približno 4 milijardami let. To seveda ni nič drugega kot lepa hipoteza. V njen prid pa govori dejstvo, da so aminokislino glicin našli v oblakih hladnega plina in prahu. Mogoče obstajajo še drugi, samo zmogljivosti teleskopov še ne omogočajo, da bi jih zaznali.

Lov na prah

Lastnosti medzvezdnega prahu je seveda mogoče preučevati na daljavo s pomočjo teleskopov in drugih instrumentov, ki se nahajajo na Zemlji ali na njenih satelitih. Toda veliko bolj mamljivo je ujeti medzvezdne prašne delce in jih nato podrobno preučiti, ugotoviti, ne teoretično, ampak praktično, iz česa so sestavljeni in kako so strukturirani. Tukaj sta dve možnosti. Lahko dosežete globine vesolja, tam zbirate medzvezdni prah, ga prinesete na Zemljo in ga vsi analizirajo možne načine. Lahko pa poskusite leteti izven osončja in med potjo analizirati prah neposredno na krovu vesoljskega plovila ter dobljene podatke poslati na Zemljo.

Prvi poskus, da bi prinesli vzorce medzvezdnega prahu in snovi medzvezdnega medija na splošno, je pred nekaj leti naredila NASA. Vesoljsko plovilo je bilo opremljeno s posebnimi pastmi – zbiralniki za zbiranje medzvezdnega prahu in delcev kozmični veter. Da bi ujeli prašne delce, ne da bi izgubili svojo lupino, so pasti napolnili s posebno snovjo, tako imenovanim aerogelom. Ta zelo lahka penasta snov (katere sestava je poslovna skrivnost) spominja na žele. Ko so notri, se delci prahu zataknejo, nato pa se, kot v vsaki pasti, pokrov zaloputne, da se odpre na Zemlji.

Ta projekt se je imenoval Stardust Stardust. Njegov program je grandiozen. Po izstrelitvi februarja 1999 bo oprema na krovu sčasoma zbirala vzorce medzvezdnega prahu in ločeno od prahu v neposredni bližini kometa Wild-2, ki je februarja lani letel blizu Zemlje. Zdaj s kontejnerji, napolnjenimi s tem dragocenim tovorom, ladja leti domov in 15. januarja 2006 pristane v Utahu blizu Salt Lake Cityja (ZDA). Takrat bodo astronomi končno videli na lastne oči (seveda z mikroskopom) prav tista zrnca prahu, katerih modele sestave in zgradbe so že napovedali.

In avgusta 2001 je Genesis poletel, da bi zbral vzorce snovi iz globokega vesolja. Ta Nasin projekt je bil namenjen predvsem zajemanju delcev iz sončnega vetra. Po 1127 dneh v vesolju, v katerih je preletela približno 32 milijonov km, se je ladja vrnila in na Zemljo odvrgla kapsulo z nastalimi vzorci - pastmi z ioni in delci sončnega vetra. Žal se je zgodila nesreča - padalo se ni odprlo in kapsula je z vso silo udarila ob tla. In strmoglavil. Seveda so bile ostanke zbrane in natančno preučene. Vendar je marca 2005 na konferenci v Houstonu udeleženec programa Don Barnetti povedal, da štirje zbiralniki z delci sončnega vetra niso bili poškodovani, njihovo vsebino, 0,4 mg ujetega sončnega vetra, pa znanstveniki v Houstonu aktivno preučujejo.

Vendar NASA zdaj pripravlja tretji projekt, še bolj ambiciozen. Saj bo vesoljska misija Medzvezdna sonda. Tokrat vesoljsko plovilo se bo oddaljil na razdaljo 200 a. od Zemlje (tj. razdalja od Zemlje do Sonca). Ta ladja se ne bo nikoli vrnila, vendar bo "polnjena" z najrazličnejšimi napravami, vključno z analizo vzorcev medzvezdnega prahu. Če se bo vse izšlo, bodo zrnca medzvezdnega prahu iz globokega vesolja končno samodejno zajeta, fotografirana in analizirana kar na krovu vesoljskega plovila.

Nastajanje mladih zvezd

1. Ogromen galaktični molekularni oblak z velikostjo 100 parsecov, maso 100.000 sonc, temperaturo 50 K in gostoto 10 2 delcev/cm 3 . Znotraj tega oblaka so velike kondenzacije - difuzne plinske in prašne meglice (1 x 10 pc, 10.000 sonc, 20 K, 10 3 delcev/cm 3) in majhne kondenzacije - plinske in prašne meglice (do 1 pc, 100 x 1000 sonc, 20 K, 10 4 delcev/cm 3). Znotraj slednjega so natanko kepice kroglic velikosti 0,1 pc, mase 1 x 10 sonc in gostote 10 x 10 6 delcev / cm 3, kjer nastajajo nove zvezde.

2. Rojstvo zvezde v oblaku plina in prahu

3. Nova zvezda s svojim sevanjem in zvezdnim vetrom razprši okoliški plin stran od sebe.

4. Mlada zvezda se pojavi v vesolju, ki je čisto in brez plina in prahu, ter potisne na stran meglico, ki jo je rodila

Faze "embrionalnega" razvoja zvezde z maso, ki je enaka Soncu

5. Izvor gravitacijsko nestabilnega oblaka velikosti 2.000.000 sonc, s temperaturo okoli 15 K in začetno gostoto 10 -19 g/cm 3

6. Po nekaj sto tisoč letih bo ta oblak oblikoval jedro s temperaturo približno 200 K in velikostjo 100 sonc, njegova masa pa je še vedno le 0,05 sončne

7. Na tej stopnji se jedro s temperaturo do 2000 K močno skrči zaradi ionizacije vodika in se hkrati segreje do 20.000 K, hitrost padanja snovi na rastočo zvezdo doseže 100 km/s.

8. Protozvezda velikosti dveh sonc s temperaturo v središču 2x10 5 K in na površini 3x10 3 K

9. Zadnja stopnja predevolucija zvezde počasna kompresija, med katero izgorevajo izotopi litija in berilija. Šele ko se temperatura dvigne na 6x10 6 K, se v notranjosti zvezde sprožijo termonuklearne reakcije sinteze helija iz vodika. Skupno trajanje cikla rojstva zvezde, kot je naše Sonce, je 50 milijonov let, potem pa lahko taka zvezda tiho gori milijarde let

Olga Maksimenko, kandidatka kemijskih znanosti

zdravo V tem predavanju vam bomo govorili o prahu. A ne o tistem, ki se nabira v vaših prostorih, ampak o vesoljskem prahu. kaj je to

Kozmični prah je Zelo drobni delci trdna, ki se nahaja v katerem koli delu vesolja, vključno z meteoritskim prahom in medzvezdno snovjo, ki lahko absorbira svetlobo zvezd in tvori temne meglice v galaksijah. V nekaterih morskih usedlinah najdemo sferične prašne delce s premerom približno 0,05 mm; Menijo, da so to ostanki 5000 ton kozmičnega prahu, ki vsako leto pade na zemeljsko oblo.

Znanstveniki verjamejo, da kozmični prah ne nastane le zaradi trkov in uničenja majhnih trdnih teles, temveč tudi zaradi kondenzacije medzvezdnega plina. Kozmični prah se razlikuje po izvoru: prah je lahko medgalaktičen, medzvezdni, medplanetarni in okoliplanetarni (običajno v sistemu obročev).

Zrnca kozmičnega prahu nastajajo predvsem v počasi izginjajoči atmosferi zvezd - rdečih pritlikavk, pa tudi med eksplozivnimi procesi na zvezdah in silovitimi izpusti plina iz jeder galaksij. Drugi viri kozmičnega prahu vključujejo planetarne in protozvezdne meglice, zvezdne atmosfere in medzvezdne oblake.

Celi oblaki kozmičnega prahu, ki se nahajajo v plasti zvezd, ki tvorijo Rimsko cesto, nam preprečujejo opazovanje oddaljenih zvezdnih kopic. Zvezdna kopica, kot je Plejade, je popolnoma potopljena v oblak prahu. Najbolj svetle zvezde, ki so v tej gruči, osvetljujejo prah, kakor svetilka ponoči osvetljuje meglo. Vesoljski prah lahko sveti le z odbito svetlobo.

Modri ​​žarki svetlobe, ki gredo skozi kozmični prah, so oslabljeni bolj kot rdeči žarki, zato je svetloba zvezd, ki nas doseže, videti rumenkasta ali celo rdečkasta. Celotne regije svetovnega prostora ostajajo zaprte za opazovanje prav zaradi kozmičnega prahu.

Medplanetarni prah je, vsaj v primerjalni bližini Zemlje, dokaj dobro raziskana zadeva. Zapolnjuje celoten prostor Osončja in je skoncentriran v ravnini njegovega ekvatorja, rodil se je predvsem kot posledica naključnih trkov asteroidov in uničenja kometov, ki se približujejo Soncu. Sestava prahu se pravzaprav ne razlikuje od sestave meteoritov, ki padajo na Zemljo: zelo zanimivo jo je preučevati in na tem področju je še veliko odkritij, vendar se zdi, da ni posebnih intriga tukaj. Toda zahvaljujoč temu posebnemu prahu lahko ob lepem vremenu na zahodu takoj po sončnem zahodu ali na vzhodu pred sončnim vzhodom občudujete bled stožec svetlobe nad obzorjem. To je tako imenovana zodiakalna svetloba - sončna svetloba, ki jo razpršijo majhni delci kozmičnega prahu.

Veliko bolj zanimiv je medzvezdni prah. Njegova posebnost je prisotnost trdnega jedra in lupine. Zdi se, da je jedro sestavljeno predvsem iz ogljika, silicija in kovin. In lupina je v glavnem sestavljena iz plinastih elementov, zamrznjenih na površini jedra, kristaliziranih v pogojih "globoke zamrznitve" medzvezdnega prostora, in to je približno 10 kelvinov, vodik in kisik. Vendar pa obstajajo nečistoče molekul, ki so bolj zapletene. To so amoniak, metan in celo poliatomske organske molekule, ki se med potepanjem prilepijo na drobec prahu ali nastanejo na njegovi površini. Nekatere od teh snovi seveda odletijo s površine, na primer pod vplivom ultravijoličnega sevanja, vendar je ta proces reverzibilen - nekatere odletijo, druge zamrznejo ali se sintetizirajo.

Če je nastala galaksija, potem je znanstvenikom načeloma jasno, od kod prihaja prah v njej. Njeni najpomembnejši viri so nove in supernove, ki izgubijo del svoje mase in "spustijo" lupino v okoliški prostor. Poleg tega se prah rodi tudi v razširjajoči se atmosferi rdečih velikank, od koder ga radiacijski pritisk dobesedno odnese. V njihovi hladni, po standardih zvezd, atmosferi (približno 2,5 - 3 tisoč kelvinov) je precej relativno kompleksnih molekul.
Toda tukaj je skrivnost, ki še ni razrešena. Vedno je veljalo, da je prah produkt evolucije zvezd. Z drugimi besedami, zvezde se morajo roditi, obstajati nekaj časa, se postarati in, recimo, proizvesti prah v zadnji eksploziji supernove. Toda kaj je bilo prej - jajce ali kokoš? Prvi prah, potreben za rojstvo zvezde, ali prva zvezda, ki se je iz nekega razloga rodila brez pomoči prahu, se je postarala, eksplodirala in oblikovala prvi prah.
Kaj se je zgodilo na začetku? Konec koncev, ko se je zgodil veliki pok pred 14 milijardami let, sta bila v vesolju samo vodik in helij, nobenih drugih elementov! Takrat so iz njih začele nastajati prve galaksije, ogromni oblaki, v njih pa prve zvezde, ki so morale prehoditi dolgo življenjsko pot. Termonuklearne reakcije v jedrih zvezd bi morale »skuhati« bolj zapletene kemične elemente, pri čemer bi vodik in helij spremenili v ogljik, dušik, kisik itd., nato pa bi morala zvezda vse skupaj odvreči v vesolje, eksplodirati ali postopoma odvreči. lupina.

Ta masa se je nato morala ohlajati, ohlajati in nazadnje spremeniti v prah. Toda že 2 milijardi let po velikem poku, v najzgodnejših galaksijah, je bil prah! S pomočjo teleskopov so jo odkrili v galaksijah, ki so od naše oddaljene 12 milijard svetlobnih let. Hkrati je 2 milijardi let prekratko obdobje za celoten življenjski cikel zvezde: v tem času večina zvezd nima časa, da bi se postarala. Od kod prah v mladi galaksiji, če tam ne bi smelo biti ničesar razen vodika in helija, je skrivnost.

Ob pogledu na čas se je profesor rahlo nasmehnil.

Toda to skrivnost boste poskušali razrešiti doma. Zapišimo nalogo.

domača naloga.

1. Poskusite uganiti, kaj je bilo prej, prva zvezda ali prah?

Dodatna naloga.

1. Poročilo o kakršni koli vrsti prahu (medzvezdni, medplanetarni, okoliplanetarni, medgalaktični)

2. Esej. Predstavljajte si sebe kot znanstvenika, zadolženega za preučevanje kozmičnega prahu.

3. Slike. Domače

naloga za študente:

1. Poskusite uganiti, kaj je bilo prej, prva zvezda ali prah?

1. Zakaj je prah potreben v vesolju?

1. Poročilo o kateri koli vrsti prahu. Nekdanji učenci šole se spominjajo pravil.

2. Esej. Izginotje kozmičnega prahu.