Kakva je kosmička prašina prekrila sunce. Kosmička prašina i čudne lopte u drevnim slojevima zemlje
Dom
Supernova SN2010jl Fotografija: NASA/STScI Astronomi su prvi put u realnom vremenu uočili stvaranje kosmičke prašine u neposrednoj blizini supernove, što im je omogućilo da to objasne misteriozni fenomen
, koji se odvija u dvije faze. Proces počinje ubrzo nakon eksplozije, ali se nastavlja dugi niz godina, pišu istraživači u časopisu Nature. Svi smo mi napravljeni od zvezdane prašine, od elemenata koji jesu građevinski materijal za nove nebeska tela
. Astronomi su dugo pretpostavljali da ova prašina nastaje kada zvijezde eksplodiraju. Ali kako se to tačno dešava i kako se čestice prašine ne uništavaju u blizini galaksija u kojima se odvija aktivna aktivnost, do sada je ostala misterija. Ovo pitanje je prvo razjašnjeno opservacijama napravljenim pomoću veoma velikog teleskopa u opservatoriji Paranal u sjevernom Čileu. International istraživačka grupa
pod vodstvom Christe Gall sa danskog univerziteta Arhus, proučavali su supernovu koja se dogodila 2010. u galaksiji udaljenoj 160 miliona svjetlosnih godina od nas. Istraživači su proveli mjesece i rane godine posmatrajući kataloški broj SN2010jl u vidljivoj i infracrvenoj svjetlosti koristeći X-Shooter spektrograf.
"Kada smo kombinovali podatke posmatranja, bili smo u mogućnosti da izvršimo prvo merenje apsorpcije različitih talasnih dužina u prašini oko supernove", objašnjava Gall. "Ovo nam je omogućilo da saznamo više o ovoj prašini nego što je bilo ranije poznato."
Prašina u neposrednoj blizini supernove se javlja u dva stadijuma: © ESO/M. Kornmesser Kako se ispostavilo, čestice prašine veće od hiljaditog dijela milimetra formiraju se u gustom materijalu oko zvijezde relativno brzo. Veličine ovih čestica su iznenađujuće velike za zrna kosmičke prašine, što ih čini otpornim na uništenje galaktičkim procesima. “Naši dokazi o formiranju velikih čestica prašine ubrzo nakon eksplozije supernove znači da mora doći do brzog i efikasan način
Međutim, astronomi već imaju teoriju zasnovanu na njihovim zapažanjima. Na osnovu toga, stvaranje prašine se odvija u 2 faze:
- Zvezda gura materijal u svoju okolinu neposredno pre eksplozije. Tada dolazi i širi se udarni talas supernove, iza kojeg se stvara hladna i gusta gasna školjka - okruženje, u koje se čestice prašine iz prethodno izbačenog materijala mogu kondenzirati i rasti.
- U drugoj fazi, nekoliko stotina dana nakon eksplozije supernove, dodaje se materijal koji je izbačen samom eksplozijom i dolazi do ubrzanog procesa stvaranja prašine.
„IN u poslednje vreme Astronomi su otkrili mnogo prašine u ostacima supernova koji su nastali nakon eksplozije. Međutim, takođe su pronašli dokaze o maloj količini prašine koja zapravo potiče od same supernove. Nova zapažanja objašnjavaju kako se ova prividna kontradikcija može riješiti”, piše u zaključku Christa Gall.
Mnogi se s oduševljenjem dive prekrasnom prizoru zvjezdanog neba, jedne od najvećih kreacija prirode. Na vedrom jesenjem nebu jasno je vidljivo kako se preko cijelog neba proteže slaba svjetleća traka tzv. Mliječni put, koji imaju nepravilne obrise različite širine i svjetline. Ako pogledamo Mliječni put, koji čini našu galaksiju, kroz teleskop, ispostavit će se da se ova svijetla traka raspada na mnoge slabo blistave zvijezde, koje se golim okom spajaju u neprekidan sjaj. Sada je utvrđeno da se Mlečni put ne sastoji samo od zvezda i zvezdanih jata, već i od oblaka gasa i prašine.
Kosmička prašina javlja se u mnogim svemirskim objektima, gdje dolazi do brzog odliva materije, praćenog hlađenjem. Manifestuje se po infracrveno zračenje vruće Wolf-Rayet zvijezde sa veoma snažnim zvezdanim vetrom, planetarnim maglinama, školjkama supernova i novih. Velika količina prašine postoji u jezgri mnogih galaksija (na primjer, M82, NGC253), iz kojih dolazi do intenzivnog oticanja plina. Uticaj kosmičke prašine je najizraženiji tokom emisije nove zvezde. Nekoliko sedmica nakon maksimalnog sjaja nove, u njenom spektru se pojavljuje snažan višak emisije infracrveni opseg, uzrokovano pojavom prašine sa temperaturom od oko K. Dalje
U međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru nalaze se male čestice čvrstih tijela - ono u čemu se nalazi svakodnevni život zovemo prašina. Akumulaciju ovih čestica nazivamo kosmičkom prašinom da bismo je razlikovali od prašine u zemaljskom smislu, iako je njihova fizička struktura slična. To su čestice veličine od 0,000001 centimetar do 0,001 centimetar, čiji je hemijski sastav generalno još uvijek nepoznat.
Ove čestice često formiraju oblake, koji se detektuju na različite načine. Na primjer, u našem planetarnom sistemu, prisustvo kosmičke prašine je otkriveno zbog činjenice da sunčeva svjetlost rasipanje po njoj uzrokuje fenomen koji je dugo poznat kao "zodijačka svjetlost". Zodijakalnu svjetlost promatramo u izuzetno vedrim noćima u obliku slabo svjetleće trake koja se proteže na nebu duž Zodijaka, ona postepeno slabi kako se udaljavamo od Sunca (koje je u ovom trenutku ispod horizonta). Mjerenja intenziteta zodijačke svjetlosti i proučavanje njenog spektra pokazuju da dolazi od raspršivanja sunčeva svetlost na česticama koje formiraju oblak kosmičke prašine koji okružuje Sunce i dostiže orbitu Marsa (Zemlja se stoga nalazi unutar oblaka kosmičke prašine).
Na isti način se detektuje i prisustvo oblaka kosmičke prašine u međuzvjezdanom prostoru.
Ako se bilo koji oblak prašine nađe u blizini relativno sjajne zvijezde, tada će se svjetlost ove zvijezde raspršiti po oblaku. Zatim detektiramo ovaj oblak prašine u obliku sjajne mrlje nazvane "nepravilna maglina" (difuzna maglina).
Ponekad oblak kosmičke prašine postaje vidljiv jer zaklanja zvijezde iza sebe. Zatim ga razlikujemo kao relativno tamnu mrlju na pozadini nebeskog prostora prošaranog zvijezdama.
Treći način otkrivanja kosmičke prašine je promjena boje zvijezda. Zvijezde koje leže iza oblaka kosmičke prašine općenito su intenzivnije crvene. Kosmička prašina, baš kao i zemaljska prašina, izaziva „crvenilo“ svetlosti koja prolazi kroz nju. Ovu pojavu često možemo posmatrati na Zemlji. U maglovitim noćima vidimo da su lampioni koji se nalaze daleko od nas više crvene boje od obližnjih lampiona, čija svjetlost ostaje praktično nepromijenjena. Moramo, međutim, napraviti rezervu: samo prašina koja se sastoji od malih čestica uzrokuje promjenu boje. A upravo se ovakva prašina najčešće nalazi u međuzvjezdanim i međuplanetarnim prostorima. A iz činjenice da ova prašina izaziva „crvenilo“ svjetlosti zvijezda koje leže iza nje, zaključujemo da je veličina njenih čestica mala, oko 0,00001 cm.
Ne znamo tačno odakle dolazi kosmička prašina. Najvjerovatnije nastaje od onih plinova koje zvijezde neprestano izbacuju, posebno mlade. Gas at niske temperature smrzava se i pretvara u solidan- u čestice kosmičke prašine. I, obrnuto, nešto od ove prašine, nađe se u relativnom visoka temperatura, na primjer, u blizini neke vruće zvijezde, ili prilikom sudara dva oblaka kosmičke prašine, što je, općenito govoreći, uobičajena pojava u našem dijelu Univerzuma, ponovo se pretvara u plin.
Tokom 2003–2008 Grupa ruskih i austrijskih naučnika, uz učešće Heinza Kolmanna, poznatog paleontologa i kustosa Nacionalnog parka Eisenwurzen, proučavala je katastrofu koja se dogodila prije 65 miliona godina, kada je više od 75% svih organizama na Zemlji, uključujući dinosauruse, izumrla. Većina istraživača vjeruje da je izumiranje povezano s udarom asteroida, iako postoje i druga gledišta.
Tragove ove katastrofe u geološkim presjecima predstavlja tanak sloj crne gline debljine od 1 do 5 cm nacionalni park u blizini gradića Gams, koji se nalazi 200 km jugozapadno od Beča. Kao rezultat proučavanja uzoraka iz ovog odjeljka pomoću skenirajućeg elektronskog mikroskopa otkrivene su čestice neobičnog oblika i sastava koje se ne formiraju u zemaljskim uvjetima i klasificirane su kao kosmička prašina.
Svemirska prašina na Zemlji
Po prvi put, tragovi kosmičke materije na Zemlji otkriveni su u crvenim dubokomorskim glinama od strane engleske ekspedicije koja je istraživala dno Svjetskog okeana na brodu Challenger (1872-1876). Opisali su ih Murray i Renard 1891. Na dvije stanice u južnom dijelu Pacific Ocean Prilikom jaružanja sa dubine od 4300 m podignuti su uzorci feromanganskih nodula i magnetnih mikrosfera prečnika do 100 mikrona, koje su kasnije nazvane „kosmičke kugle“. Međutim, željezne mikrosfere pronađene u ekspediciji Challenger detaljno su proučavane samo u poslednjih godina. Ispostavilo se da se kuglice sastoje od 90% metalnog gvožđa, 10% nikla, a njihova površina je prekrivena tankom korom željeznog oksida.
Rice. 1. Monolit iz sekcije Gams 1, pripremljen za uzorkovanje. Latinska slova označavaju slojeve različitog uzrasta. Prijelazni sloj gline između perioda krede i paleogena (starost oko 65 miliona godina), u kojem je pronađena akumulacija metalnih mikrosfera i ploča, označen je slovom “J”. Fotografija A.F. Gracheva
Otkriće misterioznih kugli u dubokomorskim glinama je, zapravo, početak proučavanja kosmičke materije na Zemlji. Međutim, nakon prvih lansiranja došlo je do eksplozije istraživačkog interesa za ovaj problem svemirski brod, uz pomoć kojih je postalo moguće odabrati mjesečevo tlo i uzorke čestica prašine iz različitih područja solarni sistem. Važno imao je i radove K.P. Florenskog (1963), koji je proučavao tragove Tunguske katastrofe, i E.L. Krinov (1971), koji je proučavao meteorsku prašinu na mjestu pada meteorita Sikhote-Alin.
Interes istraživača za metalne mikrosfere doveo je do njihovog otkrića u sedimentnim stijenama različite starosti i porijekla. Metalne mikrosfere pronađene su u ledu Antarktika i Grenlanda, u dubokim okeanskim sedimentima i kvržicama mangana, u pijesku pustinja i priobalnih plaža. Često se nalaze u i blizu meteoritskih kratera.
U posljednjoj deceniji pronađene su metalne mikrosfere vanzemaljskog porijekla u sedimentnim stijenama različite starosti: od donjeg kambrija (prije oko 500 miliona godina) do modernih formacija.
Podaci o mikrosferama i drugim česticama iz drevnih naslaga omogućavaju suditi o zapremini, kao i o ujednačenosti ili neravnomjernosti snabdijevanja Zemlje kosmičkom materijom, promjenama u sastavu čestica koje na Zemlju pristižu iz svemira i primarnim izvori ove supstance. Ovo je važno jer ovi procesi utiču na razvoj života na Zemlji. Mnoga od ovih pitanja još uvijek su daleko od rješenja, ali gomilanje podataka i njihovo sveobuhvatno proučavanje nesumnjivo će omogućiti da se na njih odgovori.
Sada je poznato da je ukupna masa prašine koja kruži u Zemljinoj orbiti oko 1015 tona Od 4 do 10 hiljada tona kosmičke materije godišnje padne na površinu Zemlje. 95% materije koja pada na površinu Zemlje sastoji se od čestica veličine 50-400 mikrona. Pitanje kako se brzina dolaska kosmičke materije na Zemlju mijenja tokom vremena ostaje kontroverzno do danas, uprkos mnogim studijama provedenim u posljednjih 10 godina.
Na osnovu veličine čestica kosmičke prašine, sama međuplanetarna kosmička prašina trenutno se razlikuje veličinom manjom od 30 mikrona i mikrometeoritima većim od 50 mikrona. Još ranije, E.L. Krinov je predložio da se najmanji fragmenti meteoritskog tijela istopljenog s površine naziva mikrometeoritima.
Strogi kriteriji za razlikovanje kosmičke prašine i čestica meteorita još uvijek nisu razvijeni, a čak se i na primjeru Gamsovog odjeljka koji smo proučavali pokazuje da su metalne čestice i mikrosfere raznovrsnije po obliku i sastavu nego što ih predviđaju postojeće klasifikacije. Gotovo savršenog sfernog oblika, metalnog sjaja i magnetna svojstvačestice su smatrane dokazom njihovog kosmičkog porijekla. Prema geohemičaru E.V. Sobotoviča, "jedini morfološki kriterij za procjenu kosmogenosti materijala koji se proučava je prisustvo otopljenih kuglica, uključujući i magnetske." Međutim, pored oblika koji je izuzetno raznolik, suštinski je važan i hemijski sastav supstance. Istraživači su otkrili da, pored mikrosfera kosmičkog porijekla, postoji ogromna količina kugle različite geneze - povezane sa vulkanska aktivnost, aktivnost bakterija ili metamorfizam. Postoje dokazi da je mnogo manje vjerovatno da će mikrosfere željeza vulkanogenog porijekla imati idealan sferni oblik i, štoviše, imaju povećanu primjesu titana (Ti) (više od 10%).
Rusko-austrijska grupa geologa i filmska ekipa Bečke televizije u sekciji Gams u Istočnim Alpima. On prednji plan– A.F. Gračev
Poreklo kosmičke prašine
Poreklo kosmičke prašine je još uvek predmet rasprave. Profesor E.V. Sobotovich je vjerovao da bi kosmička prašina mogla predstavljati ostatke prvobitnog protoplanetarnog oblaka, čemu je B.Yu prigovorio 1973. godine. Levin i A.N. Simonenko, vjerujući da fino raspršena materija ne može dugo opstati (Zemlja i svemir, 1980, br. 6).
Postoji još jedno objašnjenje: stvaranje kosmičke prašine povezano je s uništavanjem asteroida i kometa. Kako je primetio E.V. Sobotovich, ako se količina kosmičke prašine koja ulazi u Zemlju ne menja tokom vremena, onda je B.Yu. Levin i A.N. Simonenko.
Uprkos veliki broj Istraživanja, odgovor na ovo fundamentalno pitanje trenutno se ne može dati, jer je kvantitativnih procjena vrlo malo, a njihova tačnost je diskutabilna. Nedavno, podaci izotopskih studija čestica kosmičke prašine uzorkovanih u stratosferi u okviru NASA programa ukazuju na postojanje čestica pretsolarnog porijekla. U ovoj prašini pronađeni su minerali kao što su dijamant, moissanite (silicijum karbid) i korund, koji, na osnovu izotopa ugljenika i azota, omogućavaju da se njihovo formiranje datira pre formiranja Sunčevog sistema.
Važnost proučavanja kosmičke prašine u geološkom kontekstu je očigledna. Ovaj članak predstavlja prve rezultate proučavanja kosmičke materije u prijelaznom sloju glina na granici krede i paleogena (prije 65 milijuna godina) iz dionice Gams, u Istočnim Alpima (Austrija).
Opće karakteristike sekcije Gams
Čestice kosmičkog porekla dobijene su iz nekoliko delova prelaznih slojeva između krede i paleogena (u literaturi na nemačkom jeziku - K/T granica), koji se nalaze u blizini alpskog sela Gams, gde istoimena reka otvara ovu granicu na nekoliko mjesta.
U odsjeku Gams 1 iz izbočine je isječen monolit u kojem je K/T granica vrlo dobro izražena. Visina mu je 46 cm, širina 30 cm na dnu i 22 cm na vrhu, debljina je 4 cm Za generalno proučavanje presjeka, monolit je podijeljen kroz 2 cm (odozdo prema gore) na slojeve označene sa. pisma latinica(A, B, C...W), a unutar svakog sloja, takođe svakih 2 cm, označavaju se brojevima (1, 2, 3, itd.). Detaljnije je proučavan prijelazni sloj J na granici K/T, gdje je identificirano šest podslojeva debljine oko 3 mm.
Rezultati istraživanja dobijeni u sekciji Gams 1 su u velikoj meri ponovljeni u studiji druge sekcije, Gams 2. Kompleks studija obuhvatao je proučavanje tankih preseka i monomineralnih frakcija, njihovu hemijsku analizu, kao i rendgensku fluorescenciju, neutronsku aktivaciju i rendgenske strukturne analize, izotopska analiza helijuma, ugljika i kiseonika, određivanje sastava minerala mikrosondom, magnetomineraloška analiza.
Raznolikost mikročestica
Mikrosfere gvožđa i nikla iz prelaznog sloja između krede i paleogena u preseku Gams: 1 – Fe mikrosfera sa hrapavom mrežasto-grudastom površinom (gornji deo prelaznog sloja J); 2 – Fe mikrosfera sa hrapavom uzdužno paralelnom površinom (donji deo prelaznog sloja J); 3 – Fe mikrosfera sa kristalografskim rezanim elementima i grubom ćelijsko-mrežastom površinskom teksturom (sloj M); 4 – Fe mikrosfera sa tankom mrežastom površinom (gornji deo prelaznog sloja J); 5 – Ni mikrosfera sa kristalitima na površini (gornji dio prelaznog sloja J); 6 – agregat sinterovanih mikrosfera Ni sa kristalitima na površini (gornji deo prelaznog sloja J); 7 – agregat Ni mikrosfera sa mikrodijamantima (C; gornji deo prelaznog sloja J); 8, 9 – karakteristični oblici metalnih čestica iz prijelaznog sloja između krede i paleogena u odsjeku Gams u Istočnim Alpima.
U prelaznom sloju gline između dviju geoloških granica - krede i paleogena, kao i na dva nivoa u prekrivenim paleocenskim naslagama u sekciji Gams, pronađene su mnoge metalne čestice i mikrosfere kosmičkog porijekla. Mnogo su raznovrsnije po obliku, teksturi površine i hemijski sastav od svih do sada poznatih u prelaznim slojevima gline ovog doba u drugim krajevima sveta.
U odeljku Gams, kosmička materija je predstavljena finim česticama raznih oblika, među kojima su najčešće magnetne mikrosfere veličine od 0,7 do 100 mikrona, koje se sastoje od 98% čistog željeza. Takve čestice u obliku kuglica ili mikrosferula nalaze se u velikim količinama ne samo u sloju J, već i više, u paleocenskim glinama (slojevi K i M).
Mikrosfere su sastavljene od čistog gvožđa ili magnetita, neke od njih sadrže nečistoće hroma (Cr), legure gvožđa i nikla (awareuite), a takođe i čistog nikla (Ni). Neke čestice Fe-Ni sadrže nečistoće molibdena (Mo). Svi su oni prvi put otkriveni u prijelaznom sloju gline između krede i paleogena.
Nikada ranije nismo se susreli sa česticama sa visokim sadržajem nikla i značajnom primesom molibdena, mikrosferama koje sadrže hrom i komadićima spiralnog gvožđa. Pored metalnih mikrosfera i čestica, u prelaznom sloju gline u Gamsi pronađeni su Ni-špinel, mikrodijamanti sa mikrosferama od čistog Ni, kao i pocepane ploče Au i Cu, koje nisu pronađene u donjim i gornjim naslagama. .
Karakteristike mikročestica
Metalne mikrosfere u sekciji Gams prisutne su na tri stratigrafska nivoa: čestice gvožđa različitih oblika koncentrisane su u prelaznom sloju gline, u prekrivenim sitnozrnim peščarima sloja K, a treći nivo formiraju alevrit sloja M.
Neke kugle imaju glatku površinu, druge imaju mrežastu površinu, a druge su prekrivene mrežom malih poligonalnih ili sistemom paralelnih pukotina koje se protežu od jedne glavne pukotine. Šuplje su, školjkastog oblika, ispunjene mineral gline, može imati i unutrašnju koncentričnu strukturu. Metalne čestice i Fe mikrosfere se javljaju u cijelom prijelaznom sloju gline, ali su uglavnom koncentrisane u donjim i srednjim horizontima.
Mikrometeoriti su rastopljene čestice čistog željeza ili legure željeza i nikla Fe-Ni (avaruit); njihove veličine se kreću od 5 do 20 mikrona. Brojne čestice awaruita su ograničene na gornji nivo prijelaznog sloja J, dok su čisto željezne čestice prisutne u donjem i gornjem dijelu prijelaznog sloja.
Čestice u obliku ploča sa poprečno kvrgavom površinom sastoje se samo od željeza, širine su 10-20 µm, dužine do 150 µm. Oni su blago lučni i javljaju se u podnožju prelaznog sloja J. U njegovom donjem dijelu nalaze se i Fe-Ni ploče s primjesom Mo.
Ploče izrađene od legure željeza i nikla imaju izdužen oblik, blago zakrivljene, sa uzdužnim žljebovima na površini, dimenzije su u rasponu dužine od 70 do 150 mikrona sa širinom od oko 20 mikrona. Češće se nalaze u donjim i srednjim dijelovima prijelaznog sloja.
Ploče od željeza sa uzdužnim žljebovima su po obliku i veličini identične pločama od legure Ni-Fe. Ograničeni su na donji i srednji dio prijelaznog sloja.
Posebno su zanimljive čestice čistog željeza, oblikovane kao pravilna spirala i savijene u obliku kuke. Uglavnom se sastoje od čistog Fe, rijetko od legure Fe-Ni-Mo. Spiralne čestice gvožđa javljaju se u gornjem dijelu prijelaznog sloja J i u sloju pješčenjaka iznad njega (sloj K). Fe-Ni-Mo čestica u obliku spirale pronađena je u bazi J prijelaznog sloja.
U gornjem dijelu prijelaznog sloja J nalazilo se nekoliko mikrodijamantskih zrna sinteriranih s Ni mikrosferama. Mikroprobne studije kuglica nikla, koje su obavljene na dva instrumenta (sa talasnim i energetski disperzivnim spektrometrima), pokazale su da se ove kuglice sastoje od gotovo čistog nikla ispod tankog filma nikl oksida. Površina svih kuglica nikla je prošarana bistrim kristalitima sa izraženim blizancima veličine 1–2 μm. Takav čisti nikl u obliku kuglica s dobro kristaliziranom površinom ne nalazi se ni u magmatskim stijenama ni u meteoritima, gdje nikal nužno sadrži značajnu količinu nečistoća.
Prilikom proučavanja monolita iz sekcije Gams 1, kuglice čistog Ni pronađene su samo u najgornjem dijelu prelaznog sloja J (u njegovom najgornjem dijelu - vrlo tanak sedimentni sloj J 6, čija debljina ne prelazi 200 μm) , a prema termomagnetskoj analizi metalni nikl je prisutan u prelaznom sloju, počevši od podsloja J4. Ovdje su, uz Ni kugle, otkriveni i dijamanti. U sloju uklonjenom iz kocke površine 1 cm2, broj dijamantskih zrnaca je u desetinama (s veličinama u rasponu od frakcija mikrona do desetina mikrona), a kuglice nikla iste veličine su u stotine.
Uzorci gornjeg prelaznog sloja uzeti direktno iz izbočine otkrili su dijamante sa sitnim česticama nikla na površini zrna. Značajno je da je prilikom proučavanja uzoraka iz ovog dijela sloja J otkriveno i prisustvo minerala moissanite. Ranije su mikrodijamanti pronađeni u prijelaznom sloju na granici krede i paleogena u Meksiku.
Nalazi u drugim oblastima
Gams mikrosfere sa koncentričnim unutrašnja struktura slične onima koje je dobila Challenger ekspedicija u dubokomorskim glinama Tihog okeana.
Čestice gvožđa nepravilnog oblika sa otopljenim ivicama, kao i u obliku spirala i zakrivljenih kuka i ploča, vrlo su slične produktima razaranja meteorita koji padaju na Zemlju. Čestice awaruita i čistog nikla takođe se mogu uključiti u ovu kategoriju.
Zakrivljene čestice gvožđa izbliza razne forme Peleove suze su kapi lave (lapile) koje vulkani izbacuju u tečnom stanju iz svojih otvora tokom erupcija.
Dakle, prelazni sloj gline u Gamsi ima heterogenu strukturu i jasno je podijeljen na dva dijela. U donjim i srednjim dijelovima dominiraju čestice željeza i mikrosfere, dok je gornji dio sloja obogaćen niklom: čestice awaruita i mikrosfere nikla sa dijamantima. To potvrđuje ne samo distribucija čestica gvožđa i nikla u glini, već i podaci hemijske i termomagnetne analize.
Poređenje podataka termomagnetne analize i analize mikrosondom ukazuje na ekstremnu heterogenost u distribuciji nikla, gvožđa i njihove legure unutar sloja J, međutim, prema rezultatima termomagnetne analize, čisti nikl je zabeležen samo iz sloja J4. Također je važno napomenuti da se gvožđe u obliku spirale nalazi pretežno u gornjem dijelu sloja J i nastavlja se nalaziti u sloju K koji je iznad, gdje, međutim, ima malo čestica Fe, Fe-Ni izometrijskog ili lamelarnog oblika.
Naglašavamo da je tako jasna diferencijacija gvožđa, nikla i iridijuma, koja se manifestuje u prelaznom sloju gline u Gamsi, prisutna i na drugim područjima. Dakle, unutra Američka država New Jersey, u prijelaznom (6 cm) sfernom sloju, anomalija iridijuma se oštro manifestuje u njegovoj osnovi, a udarni minerali su koncentrisani samo u gornjem (1 cm) dijelu ovog sloja. Na Haitiju, na granici krede i paleogena iu najgornjem dijelu sfernog sloja, uočeno je oštro obogaćivanje Ni i udarnog kvarca.
Pozadinski fenomen za Zemlju
Mnoge karakteristike pronađenih Fe i Fe-Ni sferula slične su sferama koje je ekspedicija Challenger otkrila u dubokomorskim glinama Tihog okeana, na području Tunguske katastrofe i na mjestima pada meteorita Sikhote-Alin i meteorit Nio u Japanu, kao i u sedimentnim stijenama. stijene različite dobi iz mnogih dijelova svijeta. Osim u područjima Tunguske katastrofe i pada meteorita Sikhote-Alin, u svim ostalim slučajevima formiranje ne samo sferula, već i čestica različite morfologije, koje se sastoje od čistog željeza (ponekad sadrži krom) i nikl-gvožđa legura, nema veze sa udarcem. Pojavu ovakvih čestica smatramo kao rezultat pada kosmičke međuplanetarne prašine na površinu Zemlje – proces koji se kontinuirano nastavlja od nastanka Zemlje i predstavlja svojevrsni pozadinski fenomen.
Mnoge čestice proučavane u odeljku Gams su po sastavu bliske hemijskom sastavu meteoritske supstance na mestu pada meteorita Sikhote-Alin (prema E.L. Krinovu, to je 93,29% gvožđa, 5,94% nikla, 0,38% kobalt).
Prisustvo molibdena u nekim česticama nije neočekivano, jer ga uključuju mnoge vrste meteorita. Sadržaj molibdena u meteoritima (gvozdeni, kameni i karbonski hondriti) kreće se od 6 do 7 g/t. Najvažnije je otkriće molibdenita u meteoritu Allende u obliku inkluzije u leguri metala sljedećeg sastava (tež.%): Fe – 31,1, Ni – 64,5, Co – 2,0, Cr – 0,3, V – 0,5, P – 0,1. Treba napomenuti da su nativni molibden i molibdenit takođe pronađeni u lunarnoj prašini koju su uzorkovale automatske stanice Luna-16, Luna-20 i Luna-24.
Prve pronađene kugle čistog nikla sa dobro kristalizovanom površinom nisu poznate ni u magmatskim stenama ni u meteoritima, gde nikal nužno sadrži značajnu količinu nečistoća. Takva struktura na površini kuglica nikla mogla bi nastati u slučaju pada asteroida (meteorita), što je dovelo do oslobađanja energije, što je omogućilo ne samo da se rastopi materijal palog tijela, već i da se ispari. . Isparenja metala mogu se podići eksplozijom na veća visina(vjerovatno desetine kilometara), gdje je došlo do kristalizacije.
Čestice koje se sastoje od awaruita (Ni3Fe) pronađene su zajedno sa metalnim kuglicama nikla. Pripadaju meteorskoj prašini, a otopljene čestice gvožđa (mikrometeoriti) treba smatrati „meteoritskom prašinom“ (prema terminologiji E.L. Krinova). Kristali dijamanata pronađeni zajedno sa kuglicama nikla vjerovatno su rezultat ablacije (otopljenja i isparavanja) meteorita iz istog oblaka pare tokom njegovog naknadnog hlađenja. Poznato je da se sintetički dijamanti dobijaju spontanom kristalizacijom iz rastvora ugljika u talini metala (Ni, Fe) iznad linije ravnoteže grafit-dijamant u obliku monokristala, njihovih izraslina, blizanaca, polikristalnih agregata, okvira. kristali, igličasti kristali, nepravilna zrna. U proučavanom uzorku pronađene su gotovo sve navedene tipomorfne karakteristike kristala dijamanata.
To nam omogućava da zaključimo da su procesi kristalizacije dijamanata u oblaku nikl-ugljične pare pri hlađenju i spontane kristalizacije iz otopine ugljika u talini nikla u eksperimentima slični. Međutim, konačni zaključak o prirodi dijamanta može se donijeti nakon detaljnih izotopskih studija, za koje je potrebno pribaviti dovoljno veliki broj supstance.
Kosmička prašina čestice materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Kondenzacije kosmosa koje apsorbuju svetlost su vidljive kao tamne mrlje na fotografijama Mliječni put. Slabljenje svjetlosti zbog utjecaja K. p. - tzv. međuzvjezdana apsorpcija ili izumiranje nije isto za elektromagnetne valove različitih dužina λ
, zbog čega se uočava crvenilo zvijezda. U vidljivom području izumiranje je približno proporcionalno λ -1, u bliskom ultraljubičastom području gotovo je nezavisno od talasne dužine, ali oko 1400 Å postoji dodatni maksimum apsorpcije. Većina izumiranje se objašnjava rasipanjem svjetlosti, a ne apsorpcijom. Ovo proizilazi iz zapažanja refleksijskih maglina koje sadrže kosmičke čestice, vidljive oko zvijezda spektralne klase B i nekih drugih zvijezda koje su dovoljno sjajne da osvjetljavaju prašinu. Poređenje sjaja maglina i zvezda koje ih osvetljavaju pokazuje da je albedo prašine visok. Uočena ekstinkcija i albedo dovode do zaključka da se kristalna struktura sastoji od dielektričnih čestica s primjesom metala veličine nešto manje od 1 µm. Maksimum ultraljubičaste ekstinkcije može se objasniti činjenicom da se unutar zrna prašine nalaze grafitne pahuljice veličine oko 0,05 × 0,05 × 0,01 µm. Zbog difrakcije svjetlosti na čestici čije su dimenzije uporedive s talasnom dužinom, svjetlost se raspršuje pretežno naprijed. Međuzvjezdana apsorpcija često dovodi do polarizacije svjetlosti, što se objašnjava anizotropijom svojstava zrna prašine (izduženi oblik dielektričnih čestica ili anizotropija provodljivosti grafita) i njihovom uređenom orijentacijom u prostoru. Ovo posljednje se objašnjava djelovanjem slabog međuzvjezdanog polja, koje orijentira zrnca prašine sa svojom dugom osom okomitom na liniju polja. Dakle, posmatranjem polarizovane svetlosti udaljenih nebeskih tela, može se proceniti orijentacija polja u međuzvezdanom prostoru. Relativna količina prašine određena je iz prosječne apsorpcije svjetlosti u galaktičkoj ravni - od 0,5 do nekoliko zvjezdanih magnituda po 1 kiloparseku u vizualnom području spektra. Masa prašine čini oko 1% mase međuzvjezdane materije. Prašina se, kao i gas, neujednačeno raspoređuje, formirajući oblake i gušće formacije - globule. U globulama, prašina djeluje kao faktor hlađenja, zaklanjajući svjetlost zvijezda i emitujući u infracrvenom zračenju energiju koju primi zrno prašine od neelastičnih sudara s atomima plina. Na površini prašine atomi se spajaju u molekule: prašina je katalizator. S. B. Pikelner.
Veliki Sovjetska enciklopedija. - M.: Sovjetska enciklopedija. 1969-1978 .
Pogledajte šta je "kosmička prašina" u drugim rječnicima:
Čestice kondenzovane materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Prema modernim konceptima, kosmička prašina se sastoji od čestica veličine cca. 1 µm sa grafitnom ili silikatnom jezgrom. U Galaksiji nastaje kosmička prašina ... ... Veliki enciklopedijski rječnik
KOSMIČKA PRAŠINA, vrlo male čestice čvrste materije koje se nalaze u bilo kojem dijelu svemira, uključujući meteoritsku prašinu i međuzvjezdanu materiju, sposobne da apsorbiraju svjetlost zvijezda i formiraju tamne magline u galaksijama. Sferni ... ... Naučno-tehnički enciklopedijski rečnik
COSMIC DUST- meteorska prašina, kao i sitne čestice supstance koje formiraju prašinu i druge magline u međuzvjezdanom prostoru... Velika politehnička enciklopedija
kosmička prašina- Veoma male čestice čvrste materije prisutne u svemiru i koje padaju na Zemlju... Geografski rječnik
Čestice kondenzovane materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Prema modernim konceptima, kosmička prašina se sastoji od čestica veličine oko 1 mikrona sa jezgrom od grafita ili silikata. U Galaksiji nastaje kosmička prašina ... ... Encyclopedic Dictionary
U svemiru se formira od čestica veličine od nekoliko molekula do 0,1 mm. 40 kilotona kosmičke prašine taloži se na planetu Zemlju svake godine. Kosmička prašina se može razlikovati i po svom astronomskom položaju, na primjer: međugalaktička prašina, ... ... Wikipedia
kosmička prašina- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. kosmička prašina; međuzvjezdana prašina; svemirska prašina vok. međuzvjezdani Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kosmička prašina, f; međuzvjezdana prašina, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas
kosmička prašina- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. atitikmenys: engl. kosmička prašina vok. kosmischer Staub, m rus. kosmička prašina, f... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas
Čestice kondenzovane u va u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Prema modernim Prema zamisli, K. p. se sastoji od čestica veličine cca. 1 µm sa grafitnom ili silikatnom jezgrom. U Galaksiji, kosmos formira kondenzacije oblaka i globula. Pozivi ... ... Prirodne nauke. Encyclopedic Dictionary
Čestice kondenzovane materije u međuzvjezdanom i međuplanetarnom prostoru. Sastoji se od čestica veličine oko 1 mikrona sa jezgrom od grafita ili silikata, u Galaksiji formira oblake koji uzrokuju slabljenje svjetlosti koju emituju zvijezde i... ... Astronomski rječnik
Knjige
- Djeca o svemiru i astronautima, G. N. Elkin. Ova knjiga predstavlja neverovatan svet prostor. Na njegovim stranicama dijete će pronaći odgovore na mnoga pitanja: šta su zvijezde, crne rupe, odakle dolaze komete i asteroidi, šta je...