Mikä kosminen pöly peitti auringon. Kosmista pölyä ja outoja palloja muinaisissa maankerroksissa

Supernova SN2010jl Valokuva: NASA/STScI

Tähtitieteilijät ovat havainneet ensimmäistä kertaa reaaliajassa kosmisen pölyn muodostumista supernovan välittömässä läheisyydessä, minkä ansiosta he voivat selittää sen mystinen ilmiö, joka tapahtuu kahdessa vaiheessa. Prosessi alkaa pian räjähdyksen jälkeen, mutta jatkuu useita vuosia, tutkijat kirjoittavat Nature-lehdessä.

Olemme kaikki tehty tähtipölystä, niistä elementeistä, jotka ovat rakennusmateriaali uusille taivaankappaleet. Tähtitieteilijät ovat pitkään olettaneet, että tämä pöly muodostuu tähdet räjähtäessä. Mutta kuinka tämä tarkalleen tapahtuu ja kuinka pölyhiukkaset eivät tuhoudu galaksien läheisyydessä, joissa aktiivista toimintaa tapahtuu, on pysynyt mysteerinä tähän asti.

Tämä kysymys selvitettiin ensin Pohjois-Chilen Paranalin observatorion Very Large Telescope -teleskoopin avulla. Kansainvälinen tutkimusryhmä Tanskalaisen Århusin yliopiston Christa Gallin johdolla he tutkivat supernovaa, joka tapahtui vuonna 2010 galaksissa, joka oli 160 miljoonan valovuoden päässä meistä. Tutkijat viettivät kuukausia ja varhaisia ​​vuosia tarkkaillessaan luettelonumeroa SN2010jl näkyvässä ja infrapunavalossa käyttämällä X-Shooter-spektrografia.

"Kun yhdistimme havaintotiedot, pystyimme tekemään ensimmäisen mittauksen eri aallonpituuksien absorptiosta supernovan ympärillä olevassa pölyssä", Gall selittää. "Tämän avulla saimme tietää enemmän tästä pölystä kuin aiemmin tiedettiin." Tämä mahdollisti pölyrakeiden eri kokojen ja muodostumisen tarkemmin.

Pölyä supernovan välittömässä läheisyydessä esiintyy kahdessa vaiheessa. Kuva: © ESO/M. Kornmesser

Kuten käy ilmi, tähden ympärillä olevaan tiheään materiaaliin muodostuu suhteellisen nopeasti pölyhiukkasia, jotka ovat suurempia kuin millimetrin tuhannesosa. Näiden hiukkasten koot ovat yllättävän suuria kosmisille pölyrakeille, joten ne kestävät galaktisten prosessien aiheuttamaa tuhoa. "Näytöksemme suurten pölyhiukkasten muodostumisesta pian supernovaräjähdyksen jälkeen tarkoittaa, että on tapahduttava nopea ja tehokas menetelmä niiden muodostuminen", lisää toinen kirjoittaja Jens Hjorth Kööpenhaminan yliopistosta. "Mutta emme vielä ymmärrä tarkalleen, kuinka tämä tapahtuu."

Tähtitieteilijöillä on kuitenkin jo havaintoihinsa perustuva teoria. Sen perusteella pölyn muodostuminen tapahtuu kahdessa vaiheessa:

1. Tähti työntää materiaalia ympäristöönsä vähän ennen räjähdystä. Sitten tulee ja leviää supernova-iskuaalto, jonka taakse syntyy viileä ja tiheä kaasukuori - ympäristöön, johon aiemmin ulos työnnettyjen materiaalien pölyhiukkaset voivat tiivistyä ja kasvaa.
2. Toisessa vaiheessa, useita satoja päiviä supernovaräjähdyksen jälkeen, lisätään materiaalia, jota itse räjähdys sinkoutui, ja pölyn muodostumisprosessi nopeutuu.

"SISÄÄN Viime aikoina Tähtitieteilijät ovat havainneet paljon pölyä räjähdyksen jälkeen syntyneiden supernovien jäänteistä. He löysivät kuitenkin myös todisteita pienestä määrästä pölyä, joka itse asiassa oli peräisin supernovasta. Uudet havainnot selittävät, kuinka tämä näennäinen ristiriita voidaan ratkaista”, Christa Gall kirjoittaa lopuksi.

Monet ihmiset ihailevat ilolla tähtitaivaan kaunista spektaakkelia, joka on yksi luonnon suurimmista luomuksista. Kirkkaalla syystaivaalla näkyy selvästi, kuinka heikosti valoisa raita kulkee koko taivaalla, ns. Linnunrata, jossa on epäsäännölliset ääriviivat eri leveydellä ja kirkkaudella. Jos tutkimme galaksimme muodostavaa Linnunrataa kaukoputken läpi, käy ilmi, että tämä kirkas nauha hajoaa moniksi heikosti kirkkaiksi tähdiksi, jotka paljaalla silmällä sulautuvat jatkuvaksi hehkuksi. Nyt on todettu, että Linnunrata ei koostu vain tähdistä ja tähtiklusteista, vaan myös kaasu- ja pölypilvistä.

Kosminen pöly esiintyy monissa avaruusobjekteissa, joissa tapahtuu nopea aineen ulosvirtaus, johon liittyy jäähtyminen. Se ilmenee mm infrapunasäteily kuumat Wolf-Rayet-tähdet erittäin voimakkaalla tähtituulilla, planetaarisilla sumuilla, supernovien ja noovien kuorilla. Monien galaksien ytimissä (esimerkiksi M82, NGC253) on suuri määrä pölyä, joista kaasua virtaa ulos voimakkaasti. Kosmisen pölyn vaikutus on voimakkain uuden tähden säteilyn aikana. Muutama viikko novan maksimikirkkauden jälkeen sen spektriin ilmestyy voimakas päästöylimäärä infrapuna-alue, joka johtuu pölyn ilmaantumisesta, jonka lämpötila on noin K. Lisäksi

Tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa on pieniä kiinteiden kappaleiden hiukkasia - mitä on Jokapäiväinen elämä kutsumme pölyksi. Kutsumme näiden hiukkasten kerääntymistä kosmiseksi pölyksi erottaaksemme sen maanpäällisessä mielessä olevasta pölystä, vaikka niiden fyysinen rakenne on samanlainen. Nämä ovat hiukkasia, joiden koko vaihtelee 0,000001 senttimetristä 0,001 senttimetriin ja joiden kemiallista koostumusta ei yleensä vielä tunneta.

Nämä hiukkaset muodostavat usein pilviä, jotka havaitaan eri tavoin. Esimerkiksi planeettajärjestelmässämme kosmisen pölyn esiintyminen havaittiin, koska sen pinnalle siroava auringonvalo aiheuttaa ilmiön, joka on pitkään tunnettu "horoskooppivalona". Havaitsemme horoskooppivaloa poikkeuksellisen kirkkaina öinä heikosti valaisevana nauhana, joka ulottuu taivaalla horoskooppia pitkin, se heikkenee vähitellen poistuessamme Auringosta (joka on tällä hetkellä horisontin alapuolella). Zodiakaalisen valon voimakkuuden mittaukset ja sen spektrin tutkiminen osoittavat, että se tulee sironnasta auringonvalo hiukkasilla, jotka muodostavat Aurinkoa ympäröivän kosmisen pölypilven ja saavuttavat Marsin kiertoradan (maa sijaitsee siis kosmisen pölypilven sisällä).
Kosmisen pölypilvien läsnäolo tähtienvälisessä avaruudessa havaitaan samalla tavalla.
Jos jokin pölypilvi löytää itsensä lähelle suhteellisen kirkasta tähteä, tämän tähden valo hajoaa pilveen. Sitten havaitsemme tämän pölypilven kirkkaana täplänä, jota kutsutaan "epäsäännölliseksi sumuksi" (hajasumu).
Joskus kosmisen pölyn pilvi tulee näkyviin, koska se peittää takanaan olevat tähdet. Sitten erottelemme sen suhteellisen tummana täplänä tähtien täynnä olevan taivaallisen avaruuden taustalla.
Kolmas tapa havaita kosmista pölyä on muuttaa tähtien väriä. Kosmisen pölypilven takana sijaitsevat tähdet ovat yleensä voimakkaammin punaisia. Kosminen pöly, aivan kuten maanpäällinen pöly, aiheuttaa sen läpi kulkevan valon "punoitusta". Voimme usein havaita tämän ilmiön maan päällä. Sumuisina öinä näemme, että meistä kaukana sijaitsevat lyhdyt ovat punaisempia kuin lähellä olevat lyhdyt, joiden valo pysyy käytännössä ennallaan. Meidän on kuitenkin tehtävä varaus: vain pienistä hiukkasista koostuva pöly aiheuttaa värimuutoksia. Ja juuri tällaista pölyä löytyy useimmiten tähtienvälisistä ja planeettojen välisistä tiloista. Ja siitä tosiasiasta, että tämä pöly aiheuttaa sen takana olevien tähtien valon "punoituksen", päätämme, että sen hiukkasten koko on pieni, noin 0,00001 cm.
Emme tiedä tarkalleen, mistä kosminen pöly tulee. Todennäköisesti se johtuu kaasuista, joita tähdet, erityisesti nuoret, jatkuvasti sinkoavat. Kaasu klo matalat lämpötilat jäätyy ja muuttuu kiinteä- kosmisen pölyn hiukkasiksi. Ja päinvastoin, osa tästä pölystä, löytää itsensä suhteellisen korkea lämpötila, esimerkiksi lähellä kuumaa tähteä tai kahden kosmisen pölypilven törmäyksessä, joka yleisesti ottaen on yleinen ilmiö universumin alueellamme, muuttuu takaisin kaasuksi.

Vuosina 2003-2008 Ryhmä venäläisiä ja itävaltalaisia ​​tutkijoita, kuuluisa paleontologi ja Eisenwurzenin kansallispuiston kuraattori Heinz Kohlmann, tutki 65 miljoonaa vuotta sitten tapahtunutta katastrofia, jolloin yli 75 % kaikista maapallon organismeista, mukaan lukien dinosaurukset, kuoli sukupuuttoon. Useimmat tutkijat uskovat, että sukupuutto liittyi asteroidin törmäykseen, vaikka on muitakin näkökulmia.

Tämän katastrofin jälkiä geologisissa osissa edustaa ohut kerros mustaa savea, jonka paksuus on 1–5 cm. Yksi tällaisista osista sijaitsee Itävallassa, Itä-Alpeilla kansallispuisto lähellä Gamsin pikkukaupunkia, joka sijaitsee 200 km Wienistä lounaaseen. Tämän jakson näytteiden pyyhkäisyelektronimikroskoopilla tutkimisen tuloksena löydettiin epätavallisen muodon ja koostumuksen omaavia hiukkasia, jotka eivät muodostu maanpäällisissä olosuhteissa ja jotka luokitellaan kosmiseksi pölyksi.

Avaruuspöly maan päällä

Englantilainen retkikunta, joka tutki Challenger-aluksella (1872–1876) Maailman valtameren pohjaa, löysi ensimmäistä kertaa kosmisen aineen jälkiä maan päällä punaisista syvänmeren savesta. Murray ja Renard kuvasivat ne vuonna 1891. Kahdella asemalla eteläosassa Tyyni valtameri Ruoppauksen aikana 4300 metrin syvyydestä nostettiin näytteitä ferromangaanikyhmyistä ja magneettisista mikropalloista, joiden halkaisija oli jopa 100 mikronia, joita myöhemmin kutsuttiin "kosmisiksi palloiksi". Challenger-retkikunnan talteenotettuja rautamikropalloja tutkittiin kuitenkin yksityiskohtaisesti vasta vuonna viime vuodet. Kävi ilmi, että pallot koostuvat 90 % metalliraudasta, 10 % nikkelistä ja niiden pinta on peitetty ohuella rautaoksidikuorella.

Riisi. 1. Monoliitti Gams 1 -osastosta, valmisteltu näytteenottoa varten. Latinalaiset kirjaimet osoittavat kerroksia eri ikäisiä. Liitukauden ja paleogeenin (ikä noin 65 miljoonaa vuotta) välinen savikerros, josta löytyi metallimikropallojen ja -levyjen kertymä, on merkitty kirjaimella "J". Kuva: A.F. Gracheva

Salaperäisten pallojen löytäminen syvänmeren savesta on itse asiassa alku maapallon kosmisen aineen tutkimukselle. Kuitenkin räjähdysmäinen tutkimuskiinnostus tätä ongelmaa kohtaan tapahtui ensimmäisten laukaisujen jälkeen avaruusalus, jonka avulla tuli mahdolliseksi valita kuun maaperä ja näytteitä pölyhiukkasista eri alueilta aurinkokunta. Tärkeä oli myös teoksia K.P. Florensky (1963), joka tutki Tunguskan katastrofin jälkiä, ja E.L. Krinov (1971), joka tutki meteoriittipölyä Sikhote-Alinin meteoriitin putoamispaikalla.

Tutkijoiden kiinnostus metallimikropalloja kohtaan on johtanut niiden löytöihin eri-ikäisistä ja -alkuperäisistä sedimenttikivistä. Metallimikropalloja on löydetty Etelämantereen ja Grönlannin jäästä, syvänmeren sedimenteistä ja mangaanikyhmyistä, aavikoiden hiekasta ja rannikon rannoilta. Niitä löytyy usein meteoriittikraattereista ja niiden läheisyydestä.

Viime vuosikymmenen aikana maan ulkopuolista alkuperää olevia metallisia mikropalloja on löydetty eri-ikäisistä sedimenttikivistä: Ala-Kambriosta (noin 500 miljoonaa vuotta sitten) nykyaikaisiin muodostumiin.

Tiedot mikropalloista ja muista muinaisten esiintymien hiukkasista antavat mahdollisuuden arvioida tilavuuksia sekä kosmisen aineen toimitusten tasaisuutta tai epätasaisuutta Maahan, muutoksia avaruudesta Maahan saapuvien hiukkasten koostumuksessa ja tämän aineen lähteistä. Tämä on tärkeää, koska nämä prosessit vaikuttavat elämän kehittymiseen maapallolla. Monet näistä kysymyksistä ovat vielä kaukana ratkaisematta, mutta tiedon kertyminen ja niiden kattava tutkiminen mahdollistavat epäilemättä vastauksen niihin.

Nykyään tiedetään, että maapallon kiertoradalla kiertävän pölyn kokonaismassa on noin 1015 tonnia. Maan pinnalle putoaa vuosittain 4-10 tuhatta tonnia kosmista ainetta. 95 % maan pinnalle putoavasta aineesta koostuu 50–400 mikronin kokoisista hiukkasista. Kysymys siitä, kuinka kosmisen aineen saapumisnopeus Maahan muuttuu ajan myötä, on edelleen kiistanalainen, huolimatta monista tutkimuksista, jotka on tehty viimeisen 10 vuoden aikana.

Kosmisen pölyhiukkasten koon perusteella itse planeettojen välinen kosminen pöly erotetaan tällä hetkellä alle 30 mikronia kooltaan ja mikrometeoriitit, jotka ovat suurempia kuin 50 mikronia. Jo aikaisemmin E.L. Krinov ehdotti, että meteoriittikappaleen pienimmät palaset, jotka ovat sulaneet pinnasta, kutsutaan mikrometeoriiteiksi.

Tiukkoja kriteerejä kosmisen pölyn ja meteoriittihiukkasten erottamiselle ei ole vielä kehitetty, ja jopa tutkimallamme Gams-osion esimerkillä on osoitettu, että metallihiukkaset ja mikropallot ovat muodoltaan ja koostumukseltaan monimuotoisempia kuin olemassa olevat luokitukset tarjoavat. Lähes täydellinen pallomainen muoto, metallinen kiilto ja magneettiset ominaisuudet hiukkasia pidettiin todisteena niiden kosmisesta alkuperästä. Geokemisti E.V. Sobotovich, "ainoa morfologinen kriteeri tutkittavan materiaalin kosmogeenisuuden arvioimiseksi on sulaneiden pallojen läsnäolo, mukaan lukien magneettiset pallot." Erittäin monipuolisen muodon lisäksi aineen kemiallinen koostumus on kuitenkin olennaisen tärkeä. Tutkijat ovat havainneet, että kosmista alkuperää olevien mikropallojen ohella on olemassa suuri määrä pallot eri syntyperää - liittyvät vulkaanista toimintaa bakteerien aktiivisuus tai muodonmuutos. On näyttöä siitä, että vulkanogeenistä alkuperää olevilla rautapitoisilla mikropalloilla on paljon vähemmän todennäköisesti ihanteellinen pallomainen muoto ja lisäksi niissä on lisääntynyt titaani (Ti) -seos (yli 10 %).

Venäläis-itävaltalainen geologien ryhmä ja Wienin television kuvausryhmä Gams-osastolla Itä-Alpeilla. Päällä etualalla– A. F. Grachev

Kosmisen pölyn alkuperä

Kosmisen pölyn alkuperä on edelleen keskustelun aihe. Professori E.V. Sobotovich uskoi, että kosminen pöly voisi edustaa alkuperäisen protoplanetaarisen pilven jäänteitä, joita B.Yu vastusti vuonna 1973. Levin ja A.N. Simonenko uskoi, että hienojakoinen aine ei voisi säilyä pitkään (Maa ja Universe, 1980, nro 6).

On toinenkin selitys: kosmisen pölyn muodostuminen liittyy asteroidien ja komeettojen tuhoutumiseen. Kuten E.V. Sobotovich, jos maahan tulevan kosmisen pölyn määrä ei muutu ajan myötä, niin B.Yu on oikeassa. Levin ja A.N. Simonenko.

Huolimatta iso luku Tähän peruskysymykseen ei tällä hetkellä voida antaa vastausta, koska kvantitatiivisia arvioita on hyvin vähän ja niiden tarkkuus on kyseenalainen. Äskettäin NASA-ohjelman puitteissa stratosfäärissä näytteiksi otettujen kosmisten pölyhiukkasten isotooppitutkimuksista saadut tiedot viittaavat siihen, että hiukkaset ovat peräisin esisolaarista. Tästä pölystä löydettiin mineraaleja, kuten timanttia, moissaniittia (piikarbidia) ja korundia, jotka hiili- ja typen isotooppien perusteella mahdollistavat niiden muodostumisen aikaisemman ajoituksen ennen aurinkokunnan muodostumista.

Kosmisen pölyn tutkimisen merkitys geologisessa kontekstissa on ilmeinen. Tämä artikkeli esittelee ensimmäiset tulokset kosmisen aineen tutkimuksesta saven siirtymäkerroksessa liitukauden ja paleogeenin rajalla (65 miljoonaa vuotta sitten) Gams-alueelta Itä-Alpeilla (Itävalta).

Gams-osion yleiset ominaisuudet

Kosmista alkuperää olevia hiukkasia saatiin useista siirtymäkerrosten osista liitukauden ja paleogeenin välillä (saksankielisessä kirjallisuudessa - K/T-raja), jotka sijaitsevat lähellä Gamsin alppikylää, missä samanniminen joki avaa tämän rajan. useissa paikoissa.

Gams 1 -osuudessa paljastosta leikattiin monoliitti, jossa K/T-raja näkyy erittäin hyvin. Sen korkeus on 46 cm, leveys alareunassa 30 cm ja ylhäällä 22 cm, paksuus 4 cm Leikkauksen yleistä tutkimusta varten monoliitti jaettiin 2 cm:n läpi (alhaalta ylöspäin) kerroksiin, joita osoitti. kirjaimet Latinalainen aakkoset(A, B, C...W) ja jokaisen kerroksen sisällä, myös 2 cm:n välein, tehdään merkinnät numeroilla (1, 2, 3 jne.). K/T rajalla olevaa siirtymäkerrosta J tutkittiin tarkemmin, jossa tunnistettiin kuusi noin 3 mm:n paksuista alikerrosta.

Gams 1 -osiosta saadut tutkimustulokset toistettiin suurelta osin toisen osan, Gams 2:n, tutkimuksessa. Tutkimuskokonaisuus sisälsi ohuiden leikkeiden ja monomineraalifraktioiden tutkimisen, niiden kemiallisen analyysin sekä röntgenfluoresenssin, neutroniaktivaation ja röntgenrakenneanalyysit, heliumin, hiilen ja hapen isotooppianalyysit, mineraalien koostumuksen määritys mikrosondin avulla, magnetomineraloginen analyysi.

Erilaisia ​​mikrohiukkasia

Rauta- ja nikkelimikropallot liitukauden ja paleogeenin välisestä siirtymäkerroksesta Gams-osassa: 1 – Fe-mikropallo, jossa on karkea verkkomainen-möykkyinen pinta (siirtymäkerroksen J yläosa); 2 – Fe-mikropallo, jonka pinta on karkea pituussuunnassa yhdensuuntainen (siirtymäkerroksen J alaosa); 3 – Fe-mikropallo, jossa on kristallografiset leikkauselementit ja karkea soluverkkopinta (kerros M); 4 – Fe-mikropallo, jossa on ohut verkkopinta (siirtymäkerroksen J yläosa); 5 – Ni-mikropallo, jonka pinnalla on kristalliitteja (siirtymäkerroksen J yläosa); 6 – sintrattujen Ni-mikropallojen aggregaatti, jonka pinnalla on kristalliitteja (siirtymäkerroksen J yläosa); 7 – Ni-mikropallojen aggregaatti mikrotimanteilla (C; siirtymäkerroksen J yläosa); 8, 9 – tyypillisiä metallihiukkasten muotoja liitukauden ja paleogeenin välisestä siirtymäkerroksesta Gams-osastolla Itä-Alpeilla.

Saven siirtymäkerroksesta kahden geologisen rajan - liitukauden ja paleogeenin välillä sekä kahdelta tasolta päällimmäisissä paleoseeniesiintymissä Gams-osassa löydettiin monia kosmista alkuperää olevia metallihiukkasia ja mikropalloja. Ne ovat paljon monipuolisempia muodoltaan, pintarakenteeltaan ja kemiallinen koostumus kuin kaikki tähän mennessä tunnetut tämän aikakauden savikerroksissa muilla maailman alueilla.

Gams-osiossa kosmista ainetta edustavat hienot hiukkaset erilaisia ​​muotoja, joista yleisimpiä ovat magneettiset mikropallot, joiden koko vaihtelee välillä 0,7-100 mikronia ja jotka koostuvat 98 % puhtaasta raudasta. Tällaisia ​​pallojen tai mikropallojen muodossa olevia hiukkasia löytyy suuria määriä paitsi J-kerroksessa, myös korkeammissa paleoseenisaveissa (kerrokset K ja M).

Mikropallot koostuvat puhtaasta raudasta tai magnetiitista, joista osa sisältää kromin (Cr) epäpuhtauksia, raudan ja nikkelin seosta (awareuite) sekä puhdasta nikkeliä (Ni). Jotkut Fe-Ni-hiukkaset sisältävät molybdeenin (Mo) epäpuhtauksia. Ne kaikki löydettiin ensimmäistä kertaa liitukauden ja paleogeenin välisestä saven siirtymäkerroksesta.

Emme ole koskaan aiemmin kohdanneet hiukkasia, joissa on korkea nikkelipitoisuus ja huomattava molybdeeniseos, kromia sisältäviä mikropalloja ja kierteisen raudan palasia. Gamsan saven siirtymäkerroksesta löydettiin metallimikropallojen ja -hiukkasten lisäksi Ni-spinelliä, mikrotimantteja, joissa oli puhdasta Ni-mikropalloja, sekä repeytyneitä Au- ja Cu-levyjä, joita ei löytynyt pohja- ja päällä olevista kerrostumista. .

Mikrohiukkasten ominaisuudet

Gams-osion metallimikropallot ovat kolmella stratigrafisella tasolla: erimuotoiset rautahiukkaset ovat keskittyneet siirtymäsavikerrokseen, kerroksen K päällä oleviin hienorakeisiin hiekkakiviin ja kolmannen tason muodostavat kerroksen M aleikiviä.

Joidenkin pallojen pinta on sileä, toisten pinta on verkostomainen, ja toiset ovat peitetty pienten monikulmioiden verkostolla tai yhdestä päähalkeamasta ulottuvalla yhdensuuntaisten halkeamien järjestelmällä. Ne ovat onttoja, kuoren muotoisia, täytettyjä save mineraali, voi myös olla sisäinen samankeskinen rakenne. Metallipartikkeleita ja Fe-mikropalloja esiintyy kaikkialla siirtymäsavikerroksessa, mutta ne ovat keskittyneet pääasiassa alempaan ja keskihorisonttiin.

Mikrometeoriitit ovat puhtaan raudan tai rauta-nikkelilejeeringin Fe-Ni (avaruiitti) sulaneita hiukkasia; niiden koot vaihtelevat 5-20 mikronia. Lukuisat awaruiittihiukkaset rajoittuvat siirtymäkerroksen J ylätasolle, kun taas puhtaasti rautapitoisia hiukkasia on läsnä siirtymäkerroksen ala- ja yläosissa.

Levyjen muotoiset hiukkaset, joiden pinta on poikittainen kokkareinen, koostuvat vain raudasta, niiden leveys on 10–20 µm, pituus jopa 150 µm. Ne ovat hieman kaarevia ja esiintyvät siirtymäkerroksen J pohjalla. Sen alaosasta löytyy myös Fe-Ni-levyjä, joissa on Mo-seosta.

Raudan ja nikkelin seoksesta valmistetut levyt ovat muodoltaan pitkänomaisia, hieman kaarevia, ja niiden pinnalla on pitkittäiset urat, mitat ovat pituudeltaan 70-150 mikronia ja leveys noin 20 mikronia. Ne löytyvät useammin siirtymäkerroksen ala- ja keskiosista.

Rautalevyt, joissa on pitkittäiset urat, ovat muodoltaan ja kooltaan identtisiä Ni-Fe-seoksesta valmistettujen levyjen kanssa. Ne rajoittuvat siirtymäkerroksen ala- ja keskiosaan.

Erityisen kiinnostavia ovat puhtaan raudan hiukkaset, jotka on muotoiltu säännöllisen spiraalin muotoon ja taivutettu koukun muotoon. Ne koostuvat pääasiassa puhtaasta Fe:stä, harvoin Fe-Ni-Mo-seoksesta. Spiraalisia rautahiukkasia esiintyy siirtymäkerroksen J yläosassa ja sen päällä olevassa hiekkakivikerroksessa (kerros K). Spiraalin muotoinen Fe-Ni-Mo-hiukkanen löydettiin J-siirtymäkerroksen pohjalta.

Siirtymäkerroksen J yläosassa oli useita Ni-mikropalloilla sintrattuja mikrotimanttirakeita. Nikkelipallojen mikrokoetintutkimukset, jotka suoritettiin kahdella instrumentilla (aalto- ja energiadispersiospektrometreillä), osoittivat, että nämä pallot koostuvat lähes puhtaasta nikkelistä ohuen nikkelioksidikalvon alla. Kaikkien nikkelipallojen pinta on täynnä kirkkaita kristalliitteja, joissa on 1–2 μm:n kokoiset kaksoset. Tällaista puhdasta nikkeliä pallojen muodossa, joilla on hyvin kiteytynyt pinta, ei löydy magmakivistä eikä meteoriiteista, joissa nikkeli sisältää välttämättä huomattavan määrän epäpuhtauksia.

Kun tutkittiin monoliittia Gams 1 -leikkauksesta, puhdasta Ni-palloa löytyi vain siirtymäkerroksen J ylimmästä osasta (sen ylimmässä osassa - erittäin ohut sedimenttikerros J 6, jonka paksuus ei ylitä 200 μm) , ja lämpömagneettisen analyysin mukaan siirtymäkerroksessa on metallista nikkeliä alakerroksesta J4 alkaen. Täällä Ni-pallojen ohella löydettiin myös timantteja. Kuutiosta poistetussa kerroksessa, jonka pinta-ala on 1 cm2, löydettyjen timanttijyvien määrä on kymmenissä (koko vaihtelee mikronin murto-osista kymmeniin mikroniin) ja samankokoisia nikkelipalloja. satoja.

Suoraan paljastumasta otetut ylemmän siirtymäkerroksen näytteet paljastivat timantteja, joissa oli hienoja nikkelihiukkasia jyvien pinnalla. Merkittävää on, että kerroksen J tästä osasta näytteitä tutkittaessa paljastui myös mineraalimoissaniitin läsnäolo. Aiemmin mikrotimantteja löydettiin siirtymäkerroksesta liitukauden ja paleogeenin rajalla Meksikossa.

Löytöjä muilta alueilta

Gamsin mikropallot, joissa on samankeskinen sisäinen rakenne samanlaisia ​​kuin Challenger-retkikunnan Tyynen valtameren syvänmeren savessa.

Epäsäännöllisen muotoiset rautahiukkaset, joissa on sulaneet reunat, sekä spiraalien ja kaarevien koukkujen ja levyjen muodossa, ovat hyvin samankaltaisia ​​kuin maan päälle putoavien meteoriittien tuhoutumistuotteet, niitä voidaan pitää meteoriittiraudana. Awaruite- ja puhdas nikkelihiukkaset voidaan myös sisällyttää tähän luokkaan.

Kaarevat rautahiukkaset läheltä useita muotoja Pelen kyyneleet ovat laavapisaroita (lapillaja), joita tulivuoret purkautuvat nestemäisessä tilassa purkauksensa aikana.

Siten Gamsan savikerroksella on heterogeeninen rakenne ja se on selvästi jaettu kahteen osaan. Ala- ja keskiosaa hallitsevat rautahiukkaset ja -mikropallot, kun taas kerroksen yläosa on rikastettu nikkelillä: awaruite-hiukkasia ja nikkeli-mikropalloja, joissa on timantteja. Tämän vahvistavat paitsi rauta- ja nikkelihiukkasten jakautuminen savessa, myös kemialliset ja termomagneettiset analyysitiedot.

Lämpömagneettisen analyysin ja mikrokoetinanalyysin tietojen vertailu osoittaa nikkelin, raudan ja niiden lejeeringin jakautumisen äärimmäisen heterogeenisiksi kerroksessa J, mutta lämpömagneettisen analyysin tulosten mukaan puhdasta nikkeliä tallennetaan vain kerroksesta J4. Huomionarvoista on myös se, että spiraalimaista rautaa löytyy pääasiassa kerroksen J yläosasta ja sitä löytyy edelleen päällimmäisestä kerroksessa K, jossa on kuitenkin vähän isometrisen tai lamellaarisen muotoisia Fe-, Fe-Ni-partikkeleita.

Korostamme, että tällaista selkeää raudan, nikkelin ja iridiumin eroa, joka ilmenee Gamsan saven siirtymäkerroksessa, on myös muilla alueilla. Joten sisään Amerikan osavaltio New Jerseyssä siirtymävaiheessa (6 cm) pallomaisessa kerroksessa iridium-anomaalia ilmenee jyrkästi sen tyvessä, ja törmäysmineraalit ovat keskittyneet vain tämän kerroksen yläosaan (1 cm). Haitissa liitukauden ja paleogeenin rajalla ja pallomaisen kerroksen ylimmässä osassa havaitaan voimakasta nikkelin ja iskukvartsin rikastumista.

Maapallon taustailmiö

Monet löydettyjen Fe- ja Fe-Ni-pallojen ominaisuudet ovat samanlaisia ​​kuin Challenger-retkikunnan löytämät pallot Tyynenmeren syvänmeren savesta, Tunguskan katastrofin alueelta ja Sikhote-Alinin meteoriitin putoamispaikoista. ja Nion meteoriitti Japanissa sekä sedimenttikivissä. kiviä eri ikäisiä eri puolilta maailmaa. Lukuun ottamatta Tunguskan katastrofin alueita ja Sikhote-Alinin meteoriitin putoamista, kaikissa muissa tapauksissa ei vain muodostunut palloja, vaan myös eri morfologioita omaavia hiukkasia, jotka koostuvat puhtaasta raudasta (joskus sisältää kromia) ja nikkeliraudasta. metalliseos, ei liity iskutapahtumaan. Käsittelemme tällaisten hiukkasten ilmaantumista kosmisen planeettojen välisen pölyn putoamisen seurauksena Maan pinnalle - prosessi, joka on jatkunut jatkuvasti Maan muodostumisesta lähtien ja edustaa eräänlaista taustailmiötä.

Monet Gams-osiossa tutkitut hiukkaset ovat koostumukseltaan lähellä meteoriittiaineen kemiallista koostumusta Sikhote-Alinin meteoriitin putoamispaikalla (E.L. Krinovin mukaan se on 93,29 % rautaa, 5,94 % nikkeliä, 0,38 % koboltti).

Molybdeenin esiintyminen joissakin hiukkasissa ei ole odottamaton, koska se sisältää monenlaisia ​​meteoriiteja. Molybdeenipitoisuus meteoriiteissa (rauta-, kivi- ja hiilikondriitit) vaihtelee välillä 6-7 g/t. Tärkein oli molybdeniitin löytö Allenden meteoriitista inkluusiona metalliseoksessa, jonka koostumus on seuraava (paino-%): Fe - 31,1, Ni - 64,5, Co - 2,0, Cr - 0,3, V - 0,5, P – 0,1. On huomattava, että alkuperäistä molybdeeniä ja molybdeniittiä löydettiin myös Luna-16-, Luna-20- ja Luna-24-automaattiasemien ottamasta kuun pölystä.

Ensimmäisiä löydettyjä puhtaan nikkelipalloja, joilla on hyvin kiteytynyt pinta, ei tunneta magmakivistä eikä meteoriiteista, joissa nikkeli sisältää välttämättä huomattavan määrän epäpuhtauksia. Tämä nikkelipallojen pinnan rakenne voi syntyä asteroidin (meteoriitin) putoamisen yhteydessä, mikä johti energian vapautumiseen, mikä mahdollisti paitsi kaatuneen ruumiin materiaalin sulamisen, myös sen haihduttamisen. Räjähdys voi nostaa metallihöyryjä suurempi korkeus(luultavasti kymmeniä kilometrejä), jossa tapahtui kiteytyminen.

Awaruite (Ni3Fe) -hiukkasia löydettiin yhdessä nikkelimetallipallojen kanssa. Ne kuuluvat meteoriseen pölyyn, ja sulaneita rautahiukkasia (mikrometeoriitteja) on pidettävä "meteoriittipölynä" (E.L. Krinovin terminologian mukaan). Yhdessä nikkelipallojen kanssa löydetyt timanttikiteet johtuivat luultavasti meteoriitin ablaatiosta (sulamisesta ja haihtumisesta) samasta höyrypilvestä sen myöhemmän jäähtymisen aikana. Tiedetään, että synteettisiä timantteja saadaan spontaanilla kiteytyksellä hiilen liuoksesta metallisulassa (Ni, Fe) grafiitti-timanttifaasitasapainoviivan yläpuolella yksittäiskiteinä, niiden välissä, kaksosina, monikiteisinä aggregaatteina, rungon muodossa. kiteet, neulan muotoiset kiteet, epäsäännölliset rakeet. Lähes kaikki luetellut timanttikiteiden typomorfiset ominaisuudet löytyivät tutkitusta näytteestä.

Tämä antaa meille mahdollisuuden päätellä, että timantin kiteytymisprosessit nikkeli-hiilihöyrypilvessä jäähdytettäessä ja spontaani kiteytys hiililiuoksesta nikkelisulassa kokeissa ovat samanlaisia. Lopullinen johtopäätös timantin luonteesta voidaan kuitenkin tehdä yksityiskohtaisten isotooppitutkimusten jälkeen, joita varten on tarpeen hankkia riittävästi suuri määrä aineet.

Kosminen pöly

aineen hiukkaset tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa. Kosmoksen valoa absorboivat kondensaatiot näkyvät mm tummia kohtia valokuvien päällä Linnunrata. Valon vaimennus K. p:n vaikutuksesta - ns. tähtienvälinen absorptio tai ekstinktio ei ole sama eripituisilla sähkömagneettisilla aalloilla λ , jonka seurauksena tähtien punoitusta havaitaan. Näkyvällä alueella sukupuutto on suunnilleen verrannollinen λ -1, lähellä ultraviolettialueella se on lähes riippumaton aallonpituudesta, mutta noin 1400 Å:ssä on ylimääräinen absorptiomaksimi. Suurin osa sukupuuttoon syynä on pikemminkin valon sironta kuin absorptio. Tämä johtuu havainnoista heijastussumuista, jotka sisältävät kosmisia hiukkasia, jotka näkyvät spektriluokan B tähtien ja joidenkin muiden tähtien ympärillä, jotka ovat tarpeeksi kirkkaita valaisemaan pölyä. Sumujen ja niitä valaisevien tähtien kirkkauden vertailu osoittaa, että pölyn albedo on korkea. Havaittu ekstinktio ja albedo johtavat siihen johtopäätökseen, että kiderakenne koostuu dielektrisistä hiukkasista, joissa on metalliseosta, joiden koko on hieman alle 1 µm. Ultraviolettiekstinktiomaksimi selittyy sillä, että pölyrakeiden sisällä on grafiittihiutaleita, joiden mitat ovat noin 0,05 × 0,05 × 0,01 µm. Valon diffraktiosta johtuen hiukkasen, jonka mitat ovat verrattavissa aallonpituuteen, valo hajoaa pääasiassa eteenpäin. Tähtienvälinen absorptio johtaa usein valon polarisaatioon, mikä selittyy pölyrakeiden ominaisuuksien anisotropialla (dielektristen hiukkasten pitkänomainen muoto tai grafiitin johtavuuden anisotropia) ja niiden järjestyneellä orientaatiolla avaruudessa. Jälkimmäinen selittyy heikon tähtienvälisen kentän toiminnalla, joka suuntaa pölyrakeita niiden pitkän akselin ollessa kohtisuorassa kenttäviivaan nähden. Näin ollen tarkkailemalla kaukaisten taivaankappaleiden polarisoitunutta valoa voidaan arvioida kentän suuntaa tähtienvälisessä avaruudessa.

Suhteellinen pölyn määrä määritetään valon keskimääräisestä absorptiosta galaktisella tasolla - 0,5:stä useisiin tähtien magnitudeihin 1 kiloparsekkia kohden spektrin visuaalisella alueella. Pölyn massa muodostaa noin 1 % tähtienvälisen aineen massasta. Pöly, kuten kaasu, jakautuu epätasaisesti muodostaen pilviä ja tiheämpiä muodostumia - palloja. Palloissa pöly toimii jäähdytystekijänä, joka suojaa tähtien valoa ja lähettää infrapunaan energiaa, jonka pölyjyvä saa joustamattomista törmäyksistä kaasuatomien kanssa. Pölyn pinnalla atomit yhdistyvät molekyyleiksi: pöly on katalysaattori.

S. B. Pikelner.

Iso Neuvostoliiton tietosanakirja. - M.: Neuvostoliiton tietosanakirja. 1969-1978 .

Katso, mitä "kosminen pöly" on muissa sanakirjoissa:

Kondensoituneen aineen hiukkaset tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa. Nykyaikaisten käsitteiden mukaan kosminen pöly koostuu hiukkasista, joiden mitat ovat n. 1 µm grafiitti- tai silikaattiytimellä. Galaksista muodostuu kosmista pölyä... Suuri Ensyklopedinen sanakirja

KOSMINEN PÖLY, erittäin pieniä kiinteän aineen hiukkasia, joita löytyy mistä tahansa universumin osista, mukaan lukien meteoriittipöly ja tähtienvälinen aine, jotka kykenevät absorboimaan tähtien valoa ja muodostamaan tummia sumuja galakseissa. Pallomainen...... Tieteellinen ja tekninen tietosanakirja

KOSMISTA PÖLYÄ- meteoripöly sekä pieniä hiukkasia aineet, jotka muodostavat pölyä ja muita sumuja tähtienvälisessä avaruudessa... Suuri ammattikorkeakoulun tietosanakirja

kosmista pölyä- Hyvin pienet kiinteän aineen hiukkaset ulkoavaruudessa ja putoavat maahan... Maantieteen sanakirja

Kondensoituneen aineen hiukkaset tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa. Nykyaikaisten käsitteiden mukaan kosminen pöly koostuu noin 1 mikronin kokoisista hiukkasista, joiden ydin on grafiittia tai silikaattia. Galaksista muodostuu kosmista pölyä... tietosanakirja

Se muodostuu avaruudessa hiukkasista, joiden koko vaihtelee useista molekyyleistä 0,1 mm:iin. Maapallolle laskeutuu 40 kilotonnia kosmista pölyä vuosittain. Kosminen pöly voidaan erottaa myös sen tähtitieteellisestä sijainnista, esimerkiksi: intergalaktinen pöly, ... ... Wikipedia

kosmista pölyä- kosminės dulkės statusas T ala fizika atitikmenys: engl. kosminen pöly; tähtienvälinen pöly; avaruuspöly vok. tähtienvälinen Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kosminen pöly, f; tähtienvälinen pöly, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas

kosmista pölyä- kosminės dulkės statusas T ala ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. atitikmenys: engl. kosminen pöly vok. kosmischer Staub, m rus. kosmista pölyä, f... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas

Hiukkaset tiivistyneet va:ksi tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa. Nykyajan mukaan Ideoiden mukaan K. p koostuu partikkeleista, joiden mitat ovat n. 1 µm grafiitti- tai silikaattiytimellä. Galaksissa kosmos muodostaa pilvien ja pallosten tiivistymiä. Puhelut...... Luonnontiede. tietosanakirja

Kondensoituneen aineen hiukkaset tähtienvälisessä ja planeettojenvälisessä avaruudessa. Koostuu noin 1 mikronin kokoisista hiukkasista, joiden ydin on grafiittia tai silikaattia, galaksissa se muodostaa pilviä, jotka heikentävät tähtien lähettämää valoa ja... ... Tähtitieteellinen sanakirja

Kirjat

• Lapset avaruudesta ja astronauteista, G. N. Elkin. Tämä kirja esittelee ihmeellinen maailma tilaa. Sen sivuilta lapsi löytää vastauksia moniin kysymyksiin: mitä ovat tähdet, mustat aukot, mistä komeetat ja asteroidit tulevat, mikä on...