KOSMISET AINEET MAAN PINNALLA

Valitettavasti yksiselitteiset kriteerit tilan erottamisellekemiallinen aine muodoltaan lähellä olevista muodostumistamaanpäällistä alkuperää ei ole vielä kehitetty. Niinuseimmat tutkijat etsivät mieluummin tilaacal-hiukkasia alueilla, jotka ovat kaukana teollisuuskeskuksista.Samasta syystä tutkimuksen pääkohteena ovatpallomaisia ​​hiukkasia ja suurimman osan materiaalistaepäsäännöllinen muoto yleensä putoaa näkyvistä.Monissa tapauksissa vain magneettinen osuus analysoidaan.pallomaisia ​​hiukkasia, joita on nyt enitenmonipuolista tietoa.

Edullisimmat kohteet tilanhakuunmikä pöly on syvänmeren sedimenttiä / alhaisen nopeuden vuoksisedimentaatio /, sekä napajäätiköt, erinomainenpitäen kaiken aineen laskeutumassa ilmakehästä. Molemmatkohteet ovat käytännössä vapaita teollisuuden saasteistaja lupaava kerrostumista varten, jakauman tutkiminenkosmisesta aineesta ajassa ja tilassa. Tekijä:sedimentaatioolosuhteet ovat lähellä niitä ja suolan kerääntyminen, jälkimmäiset ovat myös käteviä, koska niiden avulla on helppo eristäähaluttua materiaalia.

Hyvin lupaava voi olla hajautettujen etsiminenkosminen aine turveesiintymissä.. Tiedetään, että korkean suon vuotuinen kasvu onnoin 3-4 mm vuodessa, ja ainoa lähdekivennäisravinto kohosoiden kasvillisuudelle onaine, joka putoaa ilmakehästä.

Avaruussyvänmeren sedimenttien pölyä

Erikoisia punaisia ​​savia ja lietettä, jotka koostuvat jäännöksistäkami piipitoisia radiolariaaneja ja piileviä, kattaa 82 miljoonaa km 2valtameren pohja, joka on kuudesosa pinnastameidän planeettamme. Heidän kokoonpanonsa S.S. Kuznetsovin mukaan on seuraava yhteensä: 55 % SiO 2 ;16% Al 2 O 3 ;9% F eO ja 0,04 % Ni ja Joten, 30-40 cm syvyydessä, kalan hampaat, elävätTämä antaa aihetta päätellä, ettäsedimentaationopeus on noin 4 cm permiljoona vuotta. Maanpäällisen alkuperän näkökulmasta koostumussavea on vaikea tulkita Korkea pitoisuusniissä nikkeli ja koboltti ovat monien aiheenatutkimusta ja sen katsotaan liittyvän avaruuden käyttöönottoonmateriaali / 2,154,160,163,164,179/. Todella,nikkeli Clark on 0,008% maan ylähorisontissakuori ja 10 % merivedelle /166/.

Maan ulkopuolinen aines löytyy syvänmeren sedimenteistäMurray ensimmäistä kertaa Challengerin tutkimusmatkan aikana/1873-1876/ /ns. "Murray-avaruuspallot"/.Jonkin verran myöhemmin Renard ryhtyi opiskelemaan tämän seurauksenajonka tuloksena syntyi yhteinen työ löydön kuvauksen parissamateriaali /141/ Löydetyt avaruuspallot kuuluvatpuristettu kahteen tyyppiin: metalliin ja silikaattiin. Molemmat tyypitniillä oli magneettisia ominaisuuksia, jotka mahdollistivat käytöneristääksesi ne sedimenttimagneetista.

Spherulla oli säännöllinen pyöreä muoto keskiarvollajonka halkaisija on 0,2 mm. Pallon keskellä, muokattavarautasydän, jonka päällä on oksidikalvo.palloja, nikkeliä ja kobolttia löydettiin, mikä mahdollisti ilmaisemisenoletus niiden kosmisesta alkuperästä.

Silikaattipallot eivät yleensä ole oli tiukka sfääriric-muoto / niitä voidaan kutsua sferoideiksi /. Niiden koko on hieman suurempi kuin metalliset, halkaisija saavuttaa 1 mm . Pinnalla on hilseilevä rakenne. mineraloginenvihjekoostumus on hyvin yhtenäinen: ne sisältävät rautaamagnesiumsilikaatit-oliviinit ja pyrokseenit.

Laaja materiaali syvänteen kosmisesta komponentista ruotsalaisen retkikunnan alukselta keräämät sedimentit"Albatross" vuosina 1947-1948. Sen osallistujat käyttivät valintaamaaperän pylväät 15 metrin syvyyteen, saatujen tutkimusten perusteellaMateriaalille on omistettu useita teoksia / 92 130 160 163 164 168/.Näytteet olivat erittäin runsaita: Petterson huomauttaa siitä1 kg sedimenttiä vastaa useista sadoista useisiin tuhat palloa.

Kaikki kirjoittajat panevat merkille erittäin epätasaisen jakautumisenpallot sekä merenpohjan osuudella että sitä pitkinalueella. Esimerkiksi Hunter ja Parkin /121/ tutkittuaan kaksisyvänmeren näytteitä Atlantin valtameren eri paikoista,havaitsi, että yksi niistä sisältää lähes 20 kertaa enemmänHe selittivät tämän eron epätasa-arvollasedimentaationopeudet valtameren eri osissa.

Vuosina 1950-1952 käytti Tanskan syvänmeren retkikuntaNiili kosmisen aineen keräämiseen valtameren magneettisen haravan pohjasedimentteihin - tammilauta, johon on kiinnitettySiinä on 63 vahvaa magneettia. Tämän laitteen avulla valtameren pohjan pinnasta kammattiin noin 45 000 m 2 .Niistä magneettisista hiukkasista, joilla on todennäköinen kosminenalkuperästä, erotetaan kaksi ryhmää: mustat pallot metallillahenkilökohtaisilla ytimillä tai ilman ja ruskeita kristallipallojahenkilökohtainen rakenne; entiset ovat harvoin suurempia kuin 0,2 mm , ne ovat kiiltäviä, sileä tai karkea pintaness. Niiden joukossa on sulatettuja näytteitäepätasaiset koot. Nikkeli jakoboltti, magnetiitti ja schrei-bersiitti ovat yleisiä mineralogisessa koostumuksessa.

Toisen ryhmän palloilla on kiderakenneja ovat ruskeita. Niiden keskimääräinen halkaisija on 0,5 mm . Nämä pallot sisältävät piitä, alumiinia ja magnesiumia janiissä on lukuisia läpinäkyviä oliviini- tai -sulkeumiapyrokseenit /86/. Kysymys pallojen esiintymisestä pohjalietteissäAtlantin valtamerta käsitellään myös /172a/.

Avaruuspölyä maaperästä ja sedimenteistä

Akateemikko Vernadsky kirjoitti, että kosmista ainetta kertyy jatkuvasti planeetallemme.mahdollisuus löytää se mistä päin maailmaa tahansaTämä liittyy kuitenkin tiettyihin vaikeuksiin,joka voi johtaa seuraaviin pääkohtiin:

1. kerrostetun aineen määrä pinta-alayksikköä kohtierittäin vähän;
2. olosuhteet pallojen säilymiselle pitkäänaikaa ei ole vieläkään tutkittu riittävästi;
3. on mahdollista teollista ja vulkaanista saastuminen;
4. on mahdotonta sulkea pois jo kaatuneiden uudelleensijoittamisen rooliaaineita, minkä seurauksena paikoin tuleehavaitaan rikastumista, ja toisissa - kosmisen ehtymistä materiaalia.

Ilmeisesti optimaalinen tilan säästämiseksimateriaali on hapeton ympäristö, erityisesti kyteväness, paikka syvänmeren altaissa, akkumulaatioalueillasedimenttimateriaalin erottaminen nopealla aineen hävittämisellä,sekä suolla, jossa ympäristö on heikentynyt. Suurin osatodennäköisesti rikastuu kosmisella aineella uudelleenlaskeutumisen seurauksena tietyillä jokilaaksojen alueilla, joille yleensä kerrostuu raskas osa mineraalisedimentistä/ Ilmeisesti vain se osa pois jääneistä pääsee tänneaine, jonka ominaispaino on suurempi kuin 5/. Onko mahdollista ettärikastus tällä aineella tapahtuu myös finaalissajäätiköiden moreenit, tarnoiden pohjalla, jääkuopissa,johon sulavesi kerääntyy.

Kirjallisuudessa on tietoa löydöistä shlikhovin aikanaavaruuteen liittyvät pallot /6,44,56/. atlasissaplacer minerals, julkaissut State Publishing House of Scientific and Technicalkirjallisuus vuonna 1961, tällaisia ​​palloja on osoitettuErityisen kiinnostavia ovat avaruuden löydötpölyä muinaisissa kivissä. Tämän suunnan teokset ovaton viime aikoina tutkittu erittäin intensiivisesti useiden tahojen toimestapuh. Eli pallomaiset tuntityypit, magneettiset, metalliset

ja lasimainen, ensimmäinen meteoriiteille ominaisen ulkonäönManstetten-figuurit ja korkea nikkelipitoisuus,kuvannut Shkolnik liitukaudella, mioseenilla ja pleistoseenillaKalifornian kalliot /177 176/. Myöhemmin vastaavia löytöjätehtiin Pohjois-Saksan triaskauden kivissä /191/.Croisier asettaa itselleen tavoitteeksi tilan tutkimisenmuinaisten sedimenttikivien komponentti, tutkitut näytteeteri paikoista / alueelta New Yorkista, New Mexicosta, Kanadasta,Texas / ja eri iät / ordovikiasta triasiseen mukaan lukien/. Tutkittujen näytteiden joukossa olivat kalkkikivet, dolomiitit, savet, liuskeet. Kirjoittaja löysi kaikkialta palloja, joita ei tietenkään voida katsoa teollisuuden syyksi.strial-saaste, ja ne ovat todennäköisesti luonteeltaan kosmisia. Croisier väittää, että kaikki sedimenttikivet sisältävät kosmista materiaalia ja pallojen määrä onvaihtelee välillä 28-240 grammaa kohden. Hiukkaskoko useimmissauseimmissa tapauksissa se sopii alueelle 3µ - 40µ , janiiden lukumäärä on kääntäen verrannollinen kokoon /89/.Tietoja meteoripölystä Viron kambrikauden hiekkakivissäilmoittaa Wiiding /16a/.

Yleensä pallot seuraavat meteoriitteja ja niitä löydetääntörmäyspaikoilla meteoriittijätteen mukana. Aiemminkaikki pallot löydettiin Braunaun meteoriitin pinnalta/3/ ja Hanburyn ja Vabarin kraatereissa /3/, myöhemmin samankaltaisia ​​muodostumia sekä suuri määrä epäsäännöllisiä hiukkasiaArizonan kraatterin läheisyydestä löydetyt lomakkeet /146/.Tämän tyyppistä hienojakoista ainetta, kuten jo edellä mainittiin, kutsutaan yleensä meteoriittipölyksi. Jälkimmäistä on tutkittu yksityiskohtaisesti monien tutkijoiden töissä.palveluntarjoajat sekä Neuvostoliitossa että ulkomailla /31,34,36,39,77,91,138,146,147,170-171,206/. Arizonan pallojen esimerkissähavaittiin, että näiden hiukkasten keskikoko on 0,5 mmja koostuvat joko goethiitin kanssa kasvaneesta kamasitista tai siitävuorottelevat kerrokset goetiittia ja magnetiittia peitetty ohuellakerros silikaattilasia, jossa on pieniä kvartsia.Nikkelin ja raudan pitoisuus näissä mineraaleissa on ominaistajoita edustavat seuraavat numerot:

mineraali rauta nikkeli
kamacite 72-97% 0,2 - 25%
magnetiitti 60 - 67% 4 - 7%
goetiittia 52 - 60% 2-5%

Nininger /146/ löytyi Arizonan palloista mineraali-ly, ominaista rautameteoriiteille: koheniitti, steatiitti,schreibersiitti, troiliitti. Nikkelipitoisuuden todettiin olevankeskimäärin, 1 7%, joka on yleensä sama kuin numerot , sai-nym Reinhard /171/. On huomattava, että jakeluhienoa meteoriittimateriaalia lähistölläArizonan meteoriittikraatteri on hyvin epätasainen. Todennäköinen syy tähän on ilmeisesti joko tuuli,tai siihen liittyvä meteorisuihku. MekanismiReinhardtin mukaan Arizona-pallojen muodostuminen koostuunestemäisen hienon meteoriitin äkillinen jähmettyminenaineet. Muut kirjoittajat /135/ antavat tämän ohella määritelmänputoamishetkellä muodostunut jaettu kondenssiveden paikkahöyryt. Olennaisilta osiltaan samanlaisia ​​tuloksia saatiin opiskelun aikanahienojakoisen meteoriittiaineen arvot alueellaSikhote-Alinin meteorisuihkun laskeuma. E. L. Krinov/35-37.39/ jakaa tämän aineen seuraaviin pääaineisiin luokat:

1. mikrometeoriitit, joiden massa on 0,18 - 0,0003 g, joidenregmaglypt ja sulava kuori / tulisi erottaa tarkastimikrometeoriitit E.L. Krinovin mukaan ymmärryksen mikrometeoriiteistaWhipple Institute, josta keskusteltiin edellä/;
2. meteoripöly - enimmäkseen onttoa ja huokoistamagnetiittihiukkaset, jotka muodostuvat meteoriittiaineen roiskumisen seurauksena ilmakehässä;
3. meteoriittipöly - putoavien meteoriittien murskauksen tuote, joka koostuu teräväkulmaisista fragmenteista. Minerologiassajälkimmäisen koostumus sisältää kamasiittia, johon on sekoitettu troiliittia, schreibersiittiä ja kromiittia.Kuten Arizonan meteoriittikraatterin tapauksessa, jakautuminenaineen jakautuminen alueella on epätasaista.

Krinov pitää palloja ja muita sulaneita hiukkasia meteoriitin ablaation tuotteina ja mainitseejälkimmäisen kappaleita, joihin on tarttunut palloja.

Löytöjä tunnetaan myös kivimeteoriitin putoamispaikaltasade Kunashak /177/.

Jakelukysymys ansaitsee erityisen keskustelun.kosminen pöly maaperässä ja muissa luonnon esineissäTunguskan meteoriitin putoamisalue. Hienoa työtä tässäsuuntaa suorittivat tutkimusmatkat 1958-65Neuvostoliiton Tiedeakatemian Meteoriittikomitea Neuvostoliiton Tiedeakatemian Siperian osastolla. On todettu, ettäsekä episentrumin että siitä kaukana olevien paikkojen maaperässäetäisyydet jopa 400 km tai enemmän, havaitaan lähes jatkuvastimetalli- ja silikaattipallot, joiden koko vaihtelee välillä 5-400 mikronia.Niiden joukossa on kiiltäviä, mattaisia ​​ja karkeitatuntityyppejä, tavallisia palloja ja onttoja kartioitakoteloissa metalli- ja silikaattihiukkaset sulautuvat toisiinsaystävä. K.P. Florenskyn mukaan /72/ episentrialisen alueen maaperä/ interfluve Khushma - Kimchu / sisältävät näitä hiukkasia vainpieni määrä /1-2 tavanomaista pinta-alayksikköä kohti/.Näytteitä, joissa on samanlainen pallosisältö, löytyyenintään 70 kilometrin etäisyydellä onnettomuuspaikasta. Suhteellinen köyhyysK.P. Florensky selittää näiden näytteiden pätevyydenseikka, että räjähdyksen aikaan suurin osa säästäRita, joka oli siirtynyt hienojakoiseen tilaan, heitettiin ulosilmakehän ylempiin kerroksiin ja ajautui sitten siihen suuntaantuuli. Mikroskooppiset hiukkaset, jotka laskeutuvat Stokesin lain mukaan,tässä tapauksessa olisi pitänyt muodostaa hajoava tulva.Florensky uskoo, että tulvan eteläraja sijaitseenoin 70 km C Z meteoriittimajasta, altaassaChuni-joki / Mutorai-kauppapaikka / josta näyte löydettiinavaruuspallojen sisällöllä enintään 90 kappaletta ehdollista kohdenalueen yksikkö. Tulevaisuudessa kirjoittajan mukaan junajatkuu edelleen luoteeseen ja valloittaa Taimurajoen altaan.Neuvostoliiton tiedeakatemian Siperian haaratoimiston töitä 1964-65. havaittiin, että suhteellisen rikkaita näytteitä löytyy koko radalta R. Taimur, a myös N. Tunguskassa / katso kartta-kaavio /. Samanaikaisesti eristetyt pallot sisältävät jopa 19 % nikkeliä / mukaanydinvoimalaitoksessa suoritettu mikrospektrianalyysiNeuvostoliiton Tiedeakatemian Siperian sivuliikkeen fysiikka /. Tämä on suunnilleen sama kuin numerotjonka on hankkinut P.N. Paley kentällä mallistaTunguskan katastrofin alueen maaperästä eristettyjä rikkejä.Näiden tietojen avulla voimme todeta, että löydetyt hiukkasetovat todellakin kosmista alkuperää. Kysymys onheidän suhteestaan ​​Tunguskan meteoriittijäännöksiinjoka on avoin vastaavien tutkimusten puutteen vuoksitausta-alueet sekä prosessien mahdollinen rooliuudelleensaostuminen ja toissijainen rikastus.

Mielenkiintoisia pallojen löytöjä Patomskin kraatterin alueeltaylämailla. Tämän muodostelman alkuperä, syynäVanne vulkaaniseen, edelleen kiistanalainenkoska tulivuoren kartion läsnäolo syrjäisellä alueellamonien tuhansien kilometrien päässä vulkaanisista paikoista, muinainenniitä ja nykyaikaisia, useissa kilometreissä sedimentti-metamorfisiapaleotsoic-alueen paksuuksia, se vaikuttaa ainakin oudolta. Kraatterin pallojen tutkimukset voisivat antaa yksiselitteisen arvionvastaus kysymykseen ja sen alkuperästä / 82,50,53 /.aineen poistaminen maaperästä voidaan suorittaa kävelemällähovaniya. Tällä tavalla murto-osa sadoistamikronia ja ominaispaino yli 5. Tässä tapauksessa kuitenkinon olemassa vaara, että kaikki pieni magneettinen mekko häviääja suurin osa silikaatista. E.L. Krinov neuvoopoista magneettihionta pohjasta ripustetulla magneetilla tarjotin / 37 /.

Tarkempi menetelmä on magneettinen erotus, kuivatai märkä, vaikka sillä on myös merkittävä haittapuoli: inkäsittelyn aikana silikaattifraktio menetetäänkuivamagneettisen erotuksen asennukset on kuvattu julkaisussa Reinhardt/171/.

Kuten jo mainittiin, kosmista ainetta kerätään useinlähellä maan pintaa alueilla, joilla ei ole teollisuuden saastumista. Suuntaansa nämä teokset ovat lähellä kosmisen aineen etsintää maaperän ylähorisontissa.Tarjottimet täynnävedellä tai liimaliuoksella ja levyt voideltuglyseriini. Valotusaika voidaan mitata tunteina, päivinä,viikkoa, riippuen havaintojen tarkoituksesta Dunlapin observatoriossa Kanadassa avaruusmateriaalin kerääminen käyttäenliimalevyjä on tehty vuodesta 1947 /123/. Valaistuksessa-Kirjallisuudessa kuvataan useita tämän tyyppisten menetelmien muunnelmia.Esimerkiksi Hodge ja Wright /113/ käytettiin useita vuosiatätä tarkoitusta varten lasilevyt, jotka on päällystetty hitaasti kuivuvalla aineellaemulsio ja kiinteytys lopullisen pölyvalmisteen muodostamiseksi;Croisier /90/ käytti etyleeniglykolia tarjottimille kaadettuina,joka oli helppo pestä tislatulla vedellä; työssäKäytettiin Hunter and Parkin /158/ öljyttyä nylonverkkoa.

Kaikissa tapauksissa sedimentistä löydettiin pallomaisia ​​hiukkasia,metallia ja silikaattia, useimmiten pienempiä 6 µ halkaisijaltaan ja harvoin yli 40 µ.

Näin ollen esitetyt tiedot kokonaisuudessaanvahvistaa oletuksen perustavanlaatuisesta mahdollisuudestakosmisen aineen havaitseminen maaperässä lähesmikä tahansa osa maan pinnasta. Samalla sen pitäisipitää mielessä, että maaperän käyttö esineenäavaruuskomponentin tunnistamiseen liittyy metodologinenvaikeudet ovat paljon suurempia kuin nelunta, jäätä ja mahdollisesti pohjalietteisiin ja turpeeseen.

tilaaaine jäässä

Krinovin /37/ mukaan kosmisen aineen löytämisellä napa-alueilla on merkittävä tieteellinen merkitys.koska tällä tavalla voidaan saada riittävä määrä materiaalia, jonka tutkiminen on todennäköisesti likimääräistäjoidenkin geofysikaalisten ja geologisten ongelmien ratkaisu.

Kosmisen aineen erottaminen lumesta ja jäästävoidaan suorittaa eri menetelmillä kokoelmasta alkaensuuria meteoriittien palasia ja päättyen sulaneidenmineraalipartikkeleita sisältävä vesimineraalisedimentti.

Vuonna 1959 Marshall /135/ ehdotti nerokasta tapaajään hiukkasten tutkimus, samanlainen kuin laskentamenetelmäpunasoluja verenkierrossa. Sen olemus onOsoittautuu, että näytettä sulattamalla saatuun veteenjäätä, lisätään elektrolyyttiä ja liuos johdetaan kapean reiän läpi, jonka molemmilla puolilla on elektrodeja. klohiukkasen läpikulussa vastus muuttuu jyrkästi suhteessa sen tilavuuteen. Muutokset tallennetaan erityisilläjumalan tallennuslaite.

On syytä muistaa, että jääkerrostuminen on nyttoteutetaan useilla tavoilla. Onko mahdollista ettäjo kerrostetun jään vertailu jakautumiseenkosminen aine voi avata uusia lähestymistapojakerrostuminen paikoissa, joissa muut menetelmät eivät ole mahdollisiahakea syystä tai toisesta.

Keräämään avaruuspölyä, Amerikan Etelämannertutkimusmatkat 1950-60 käytetyt ytimet, jotka on saatujääpeitteen paksuuden määritys poraamalla. /1 S3/.Näytteet, joiden halkaisija oli noin 7 cm, sahattiin segmenteiksi pitkin 30 cm pitkä, sulatettu ja suodatettu. Syntynyt sakka tutkittiin huolellisesti mikroskoopilla. Havaittiinsekä pallomaisia ​​että epäsäännöllisen muotoisia hiukkasia jaentinen muodosti merkityksettömän osan sedimentistä. Lisätutkimus rajoittui palloihin, koska nevoitaisiin enemmän tai vähemmän luottavaisesti katsoa avaruuden ansioksikomponentti. Pallien joukossa kooltaan 15-180 / hbylöydettiin kahden tyyppisiä hiukkasia: mustia, kiiltäviä, tiukasti pallomaisia ​​ja ruskeita läpinäkyviä.

Yksityiskohtainen tutkimus kosmisista hiukkasista, jotka on eristettyEtelämantereen ja Grönlannin jään, toteutti Hodgeja Wright /116/. Teollisuuden saastumisen välttämiseksijäätä ei otettu pinnasta, vaan tietystä syvyydestä -Etelämantereella käytettiin 55 vuotta vanhaa kerrosta ja Grönlannissa750 vuotta sitten. Partikkelit valittiin vertailua varten.Etelämantereen ilmasta, joka osoittautui jäätikön kaltaiseksi. Kaikki hiukkaset sopivat 10 luokitusryhmäänterävästi jaettu pallomaisiin hiukkasiin, metallinenja silikaatti, nikkelin kanssa ja ilman.

Yritys saada avaruuspalloja korkealta vuoreltalumen otti Divari /23/. Sulattuaan huomattavan määränlunta /85 kauhaa/ otettu 65 m 2 jäätikön pinnaltaTuyuk-Su Tien Shanissa hän ei kuitenkaan saanut mitä halusiSelitettävät tai epätasaiset tuloksetkosmista pölyä, joka putoaa maan pinnalle, taikäytetyn tekniikan ominaisuudet.

Yleisesti ottaen ilmeisesti kosmisen aineen kerääminen sisäännapa-alueilla ja korkeilla vuoristojäätiköillä on yksilupaavimmista avaruusalan työalueista pöly.

Lähteet saastuminen

Tällä hetkellä on olemassa kaksi pääasiallista materiaalilähdettäla, joka voi ominaisuuksiltaan jäljitellä tilaapöly: tulivuorenpurkaukset ja teollisuusjätteetyritykset ja liikenne. Se tiedetään mitä vulkaanista pölyä,vapautuu ilmakehään purkausten aikanapysyä siellä keskeytettynä kuukausia ja vuosia.Rakenteellisten ominaisuuksien ja pienen ominaisuuden vuoksipaino, tämä materiaali voidaan jakaa maailmanlaajuisesti, jasiirtoprosessin aikana hiukkaset erotetaan toisistaanpaino, koostumus ja koko, jotka on otettava huomioon kunerityinen tilanneanalyysi. Kuuluisan purkauksen jälkeentulivuori Krakatau elokuussa 1883, pienin pöly, joka heitettiin ulosshennaya jopa 20 km korkeuteen. löytyi ilmastavähintään kahdeksi vuodeksi /162/. Samanlaisia ​​havaintojaDeniat tehtiin Mont Peleen tulivuorenpurkausten aikana/1902/, Katmai /1912/, tulivuoret Cordilleralla /1932/,tulivuori Agung /1963/ /12/. Kerätty mikroskooppinen pölyvulkaanisen toiminnan eri alueilta, näyttääjyvät epäsäännöllisen muotoisia, kaarevia, rikki,ääriviivat rosoiset ja suhteellisen harvoin pallomaisetja pallomaiset, joiden koko on 10µ - 100. Pallomaisten lukumäärävettä on vain 0,0001 painoprosenttia koko materiaalista/115/. Muut kirjoittajat nostavat tämän arvon 0,002 prosenttiin /197/.

Vulkaanisen tuhkan hiukkasissa on musta, punainen, vihreälaiska, harmaa tai ruskea. Joskus ne ovat värittömiäläpinäkyvä ja lasimainen. Yleisesti ottaen tulivuoressalasi on olennainen osa monia tuotteita. Tämä onvahvistavat Hodgen ja Wrightin tiedot, jotka löysivät senhiukkaset, joissa on rautaa alkaen 5 % ja yläpuolella ovatlähellä tulivuoria vain 16% . Se on otettava huomioon prosessissapölyn siirtyminen tapahtuu, se erotetaan koon jaominaispaino ja suuret pölyhiukkaset poistuvat nopeammin Kaikki yhteensä. Tämän seurauksena kaukana tulivuorestakeskukset, alueet havaitsevat todennäköisesti vain pienimmät ja kevyitä hiukkasia.

Pallomaisille hiukkasille suoritettiin erityistutkimus.vulkaanista alkuperää. On todettu, että heillä onuseimmiten kulunut pinta, muoto, karkeastinojaa pallomaiseen, mutta eivät koskaan ole venyneetkaulat, kuten meteoriittialkuperää olevat hiukkaset.On erittäin merkittävää, että niissä ei ole ydintä, joka koostuu puhtaastarautaa tai nikkeliä, kuten ne pallot, joita pidetääntilaa /115/.

Tulivuorenpallojen mineralogisessa koostumuksessamerkittävä rooli on lasilla, jossa on kuplivaarakenne, ja rauta-magnesiumsilikaatit - oliviini ja pyrokseeni. Paljon pienempi osa niistä koostuu malmimineraaleista - pyri-volyymi ja magnetiitti, jotka muodostavat enimmäkseen disseminoitujakoloja lasissa ja runkorakenteissa.

Mitä tulee vulkaanisen pölyn kemialliseen koostumukseen,esimerkki on Krakatoa tuhkan koostumus.Murray /141/ löysi siitä korkean alumiinipitoisuuden/jopa 90 %/ ja alhainen rautapitoisuus /enintään 10 %.On kuitenkin huomattava, että Hodge ja Wright /115/ eivät voineetvahvista Morreyn tiedot alumiinistavulkaanista alkuperää olevista palloista käsitellään myös/205a/.

Siten tulivuorelle ominaiset ominaisuudetmateriaalit voidaan tiivistää seuraavasti:

1. vulkaaninen tuhka sisältää suuren prosenttiosuuden hiukkasiaepäsäännöllinen muoto ja matala - pallomainen,
2. vulkaanisen kiven palloilla on tiettyjä rakenteitamatkan ominaisuudet - kuluneet pinnat, onttojen pallojen puuttuminen, usein rakkuloita,
3. palloja hallitsee huokoinen lasi,
4. magneettisten hiukkasten prosenttiosuus on pieni,
5. useimmissa tapauksissa pallomainen hiukkasen muoto epätäydellinen
6. teräväkulmaisilla hiukkasilla on jyrkästi kulmikas muotorajoituksia, mikä mahdollistaa niiden käytönhankaavaa materiaalia.

Erittäin merkittävä vaara avaruuspallojen jäljittelystärulla teollisuuspalloilla, suuria määriähöyryveturi, höyrylaiva, tehdasputket, muodostuu sähköhitsauksen aikana jne. Erityinentällaisten esineiden tutkimukset ovat osoittaneet, että merkittäväprosenttiosuus jälkimmäisestä on pallojen muodossa. Shkolnik /177/ mukaan25% teollisuustuotteet koostuvat metallikuonasta.Hän antaa myös seuraavan teollisuuspölyn luokituksen:

1. ei-metalliset pallot, epäsäännöllinen muoto,
2. pallot ovat onttoja, erittäin kiiltäviä,
3. avaruuden kaltaiset pallot, taitettu metallical materiaalia, mukaan lukien lasi. Jälkimmäisten joukossaon pisaran muotoisia,kartiot, kaksoispallot.

Meidän näkökulmastamme kemiallinen koostumusteollisuuspölyä tutkivat Hodge ja Wright /115/.Todettiin, että sen kemiallisen koostumuksen ominaispiirteeton korkea rautapitoisuus ja useimmissa tapauksissa - nikkelin puuttuminen. On kuitenkin pidettävä mielessä, että ei kumpikaanyksi osoitetuista merkeistä ei voi toimia absoluuttisenaeron kriteeri, varsinkin kun kemiallinen koostumus on erilainenteollisuuspölytyypit voivat olla erilaisia ​​jaennakoida yhden tai toisen lajikkeen ilmestymistäteollisuuspallot on lähes mahdotonta. Siksi paras tae sekaannusta vastaan ​​voi toimia nykyaikaisella tasollatieto on vain näytteenotto kauko "steriili" alkaenteollisuuden saastealueet. teollisen tasonsaastuminen, kuten erityistutkimukset osoittavatsuoraan suhteessa etäisyyteen asutusalueisiin.Parkin ja Hunter vuonna 1959 tekivät havaintoja niin pitkälle kuin mahdollista.teollisuuspallojen kuljetettavuus vedellä /159/.Vaikka pallot, joiden halkaisija oli yli 300µ, lensivät ulos tehtaan putkista, vesialtaassa, joka sijaitsee 60 mailin päässä kaupungistakyllä, vain vallitsevien tuulien suuntaanyksittäisiä kopioita kooltaan 30-60, kappalemäärä on5-10µ mittainen oja oli kuitenkin merkittävä. Hodge jaWright /115/ osoitti, että Yalen observatorion läheisyydessälähellä kaupungin keskustaa, putosi 1 cm 2 pinnalle päivässäjopa 100 palloa, joiden halkaisija on yli 5µ. Niitä määrä kaksinkertaistuiväheni sunnuntaisin ja putosi 4 kertaa etäisyyden päässä10 kilometrin päässä kaupungista. Siis syrjäisillä alueillaluultavasti teollinen saaste vain halkaisijaltaan palloilla rommia alle 5 µ .

On otettava huomioon, että viime aikoina20 vuotta on olemassa todellinen ruoan saastumisen vaaraydinräjähdyksiä", jotka voivat toimittaa palloja maailmanlaajuisestinimellisasteikko /90.115/. Nämä tuotteet eroavat kyllä, kuten-radioaktiivisuus ja tiettyjen isotooppien läsnäolo -strontium - 89 ja strontium - 90.

Lopuksi pitää mielessä, että jonkin verran saastumistameteoriittia ja meteoriittia vastaavilla tuotteillapöly, voi johtua palamisesta maapallon ilmakehässäkeinotekoiset satelliitit ja kantoraketit. Ilmiöitä havaittutässä tapauksessa ovat hyvin samankaltaisia ​​kuin mitä tapahtuu milloinputoavia tulipalloja. Vakava vaara tieteelliselle tutkimuksellekosmisen aineen ionit ovat vastuuttomiaulkomailla toteutetut ja suunnitellut kokeilutlaukaisu maapallon läheiseen avaruuteenKeinotekoista alkuperää oleva persialainen aine.

Lomakeja kosmisen pölyn fysikaaliset ominaisuudet

Muoto, ominaispaino, väri, kiilto, hauraus ja muu fyysinenUseat kirjailijat ovat tutkineet eri esineistä löytyvän kosmisen pölyn kosmisia ominaisuuksia. Jonkin verran-ry:n tutkijat ehdottivat järjestelmiä avaruuden luokitteluunkalsiumpölyä sen morfologian ja fysikaalisten ominaisuuksien perusteella.Vaikka yhtä yhtenäistä järjestelmää ei ole vielä kehitetty,Näyttää kuitenkin sopivalta mainita joitain niistä.

Baddhyu /1950/ /87/ puhtaasti morfologisen perusteellamerkit jakoivat maanpäällisen aineen seuraaviin 7 ryhmään:

1. kooltaan epäsäännöllisiä harmaita amorfisia fragmentteja 100-200µ.
2. kuonan tai tuhkan kaltaiset hiukkaset,
3. pyöreät jyvät, jotka muistuttavat hienoa mustaa hiekkaa/magnetiitti/,
4. sileät mustat kiiltävät pallot, joiden halkaisija on keskimääräinen 20µ .
5. suuria mustia palloja, vähemmän kiiltäviä, usein karkeitakarkea, harvoin halkaisijaltaan yli 100 µ,
6. joskus silikaattipalloja valkoisesta mustaankaasusulkeutumien kanssa
7. erilaisia ​​palloja, jotka koostuvat metallista ja lasista,Koko keskimäärin 20µ.

Kosmisen hiukkastyypin koko valikoima ei kuitenkaan ole sitäon ilmeisesti uupunut lueteltujen ryhmien takia.Joten, Hunter ja Parkin /158/ löytyivät pyöristettyinälitistyneitä hiukkasia, jotka ovat ilmeisesti peräisin kosmisesta alkuperästä jota ei voida johtua mistään siirroistanumeeriset luokat.

Kaikista yllä kuvatuista ryhmistä parhaiten saatavillatunnistus ulkonäön perusteella 4-7, jonka muoto on oikea pallot.

E.L. Krinov, joka tutkii Sikhoteen kerääntynyttä pölyäAlinskyn kaatuminen erottui koostumuksestaan ​​väärinsirpaleiden, pallojen ja onttojen kartioiden muodossa /39/.

Avaruuspallojen tyypilliset muodot on esitetty kuvassa 2.

Monet kirjoittajat luokittelevat kosmisen aineen sen mukaanfysikaalisia ja morfologisia ominaisuuksia. kohtalon mukaanTiettyyn painoon asti kosminen aine jaetaan yleensä 3 ryhmään/86/:

1. metallia, joka koostuu pääasiassa raudasta,joiden ominaispaino on suurempi kuin 5 g/cm 3 .
2. silikaatti - läpinäkyviä lasihiukkasia, joissa on erityisiäpaino noin 3 g/cm3
3. heterogeeniset: metallihiukkaset lasiinkluusioineen ja lasihiukkaset, joissa on magneettisulkeuksia.

Suurin osa tutkijoista pysyy tämän sisälläkarkea luokittelu, joka on rajoitettu vain ilmeisimpäänerojen piirteitä. Kuitenkin ne, jotka käsittelevätilmasta poistetut hiukkaset, erotetaan toinen ryhmä -huokoinen, hauras, tiheys noin 0,1 g/cm 3 /129/. Vastaanottajase sisältää meteorisuihkuhiukkasia ja kirkkaimpia satunnaisia ​​meteoreja.

Melko perusteellinen luokitus löydetyistä hiukkasistaEtelämantereen ja Grönlannin jäällä sekä vangittuilmasta, Hodge ja Wright antoivat ja esitetään kaaviossa / 205 /:

1. mustat tai tummanharmaat tylsät metallipallot,kuoppainen, joskus ontto;
2. mustat, lasimaiset, erittäin taittuvat pallot;
3. vaalea, valkoinen tai koralli, lasimainen, sileä,joskus läpikuultavia palloja;
4. epäsäännöllisen muotoisia hiukkasia, mustia, kiiltäviä, hauraita,rakeinen, metalli;
5. epäsäännöllisen muotoinen punertava tai oranssi, himmeä,epätasaiset hiukkaset;
6. epäsäännöllinen muoto, vaaleanpunainen-oranssi, himmeä;
7. epäsäännöllinen muoto, hopea, kiiltävä ja himmeä;
8. epäsäännöllinen muoto, monivärinen, ruskea, keltainen, vihreä, musta;
9. epäsäännöllinen muoto, läpinäkyvä, joskus vihreä taisininen, lasimainen, sileä, terävällä reunalla;
10. sferoidit.

Vaikka Hodgen ja Wrightin luokittelu näyttää olevan täydellisin, on silti hiukkasia, joita eri kirjoittajien kuvauksista päätellen on vaikea luokitellatakaisin johonkin nimetyistä ryhmistä, joten tapaaminen ei ole harvinaistapitkänomaiset hiukkaset, toisiinsa tarttuvat pallot, pallot,joiden pinnalla on erilaisia ​​kasvaimia /39/.

Joidenkin pallojen pinnalla yksityiskohtaisessa tutkimuksessalöytyy lukuja, jotka ovat samanlaisia ​​kuin Widmanstätten, havaitturauta-nikkeli meteoriiteissa / 176/.

Sfäärien sisäinen rakenne ei eroa suurestikuva. Tämän ominaisuuden perusteella seuraava 4 ryhmää:

1. onttoja palloja / kohtaavat meteoriitteja /,
2. metallipalloja, joissa on ydin ja hapetettu kuori/ ytimessä on yleensä nikkeliä ja kobolttia keskittynyt,ja kuoressa - rautaa ja magnesiumia /,
3. hapetetut pallot, joiden koostumus on tasainen,
4. silikaattipallot, useimmiten homogeeniset, hilseilevätpinta, metalli- ja kaasusulkeumat/ jälkimmäiset antavat niille kuonan tai jopa vaahdon vaikutelman /.

Mitä tulee hiukkaskokojen osalta, tällä perusteella ei ole vakiintunutta jakoa, ja jokainen kirjoittajanoudattaa luokitustaan ​​saatavilla olevan materiaalin erityispiirteiden mukaan. Suurin kuvatuista palloista,Brownin ja Paulin /86/ vuonna 1955 löytämät syvänmeren sedimentit, joiden halkaisija tuskin ylittää 1,5 mm. Tämä onlähellä Epicin /153/ löytämää nykyistä rajaa:

missä r on hiukkasen säde, σ - pintajännityssulaa, ρ on ilman tiheys ja v on pudotuksen nopeus. Säde

hiukkanen ei voi ylittää tunnettua rajaa, muuten pudotushajoaa pienempiin.

Alarajaa ei todennäköisesti ole rajoitettu, mikä seuraa kaavasta ja on käytännössä perusteltua, koskaKun tekniikat kehittyvät, kirjoittajat käyttävät kaikkiaUseimmat tutkijat ovat rajallisiatarkista alaraja 10-15µ /160-168,189/.Samalla aloitettiin tutkimukset hiukkasista, joiden halkaisija on enintään 5 µm /89/ ja 3 µ /115-116/ sekä Hemenway, Fulman ja Phillips toimivathiukkaset, joiden halkaisija on enintään 0,2 / µ, korostaen niitä erityisestientinen nanometeoriittiluokka / 108 /.

Otetaan kosmisten pölyhiukkasten keskimääräinen halkaisija yhtä suuri kuin 40-50 µ Intensiivisen avaruuden tutkimuksen tuloksenamitkä aineet ilmakehästä japanilaiset kirjoittajat löysivät sen 70% koko materiaalista ovat halkaisijaltaan alle 15 µ:n hiukkasia.

Useat teokset /27,89,130,189/ sisältävät lausunnon aiheestaettä pallojen jakautuminen niiden massasta riippuenja mitat noudattavat seuraavaa mallia:

V 1 N 1 \u003d V 2 N 2

missä v - pallon massa, N - pallojen määrä tietyssä ryhmässäUseat tilan parissa työskennelleet tutkijat saivat tuloksia, jotka sopivat tyydyttävästi teoreettisten tulosten kanssa.eri esineistä eristetty materiaali / esimerkiksi Etelämantereen jää, syvänmeren sedimentit, materiaalit,saatu satelliittihavaintojen tuloksena/.

Pohjimmiltaan kiinnostava on kysymys siitä, onkomissä määrin nylin ominaisuudet ovat muuttuneet geologisen historian aikana. Valitettavasti tällä hetkellä kertynyt materiaali ei anna meille yksiselitteistä vastausta, muttaShkolnikin viesti /176/ luokittelusta elääKalifornian mioseenisedimenttikivistä eristettyjä palloja. Kirjoittaja jakoi nämä hiukkaset 4 luokkaan:

1/ musta, vahvasti ja heikosti magneettinen, kiinteä tai raudasta tai nikkelistä koostuvat ytimet hapettuneella kuorellajoka on valmistettu piidioksidista, johon on sekoitettu rautaa ja titaania. Nämä hiukkaset voivat olla onttoja. Niiden pinta on voimakkaasti kiiltävä, kiillotettu, joissain tapauksissa karkea tai väristävä johtuen valon heijastuksesta lautasen muotoisista syvennyksistä. niiden pinnat

2/ harmaa-teräs tai siniharmaa, ontto, ohutseinä, erittäin hauraat pallot; sisältää nikkeliä, onkiillotettu tai kiillotettu pinta;

3/ hauraita palloja, jotka sisältävät useita sulkeumiaharmaa teräs metalli ja musta ei-metallinenmateriaalia; mikroskooppisia kuplia seinissään ki / tämä hiukkasryhmä on lukuisin /;

4/ ruskeat tai mustat silikaattipallot, ei-magneettinen.

Shkolnikin mukaan ensimmäinen ryhmä on helppo korvatavastaa tarkasti Buddhuen 4 ja 5 hiukkasryhmää. Bnäiden hiukkasten joukossa on samanlaisia ​​onttoja pallojajotka löytyvät meteoriitin vaikutusalueilta.

Vaikka nämä tiedot eivät sisällä tyhjentäviä tietojaesille otetun asian osalta näyttää mahdolliselta ilmaistaensimmäisessä likimäärässä mielipide, että morfologia ja fysiikkaainakin joidenkin hiukkasryhmien fysikaaliset ominaisuudetkosmista alkuperää, jotka putoavat maan päälle, älälauloi merkittävää kehitystä saatavilla olevaan verrattunageologinen tutkimus planeetan kehityskaudesta.

Kemiallinentilan koostumus pöly.

Kosmisen pölyn kemiallisen koostumuksen tutkimus tapahtuutiettyjen periaatteellisten ja teknisten vaikeuksien kanssamerkki. Jo omillani tutkittujen hiukkasten pieni koko,vaikeus saada merkittäviä määriävakh luo merkittäviä esteitä analyyttisessä kemiassa laajalti käytettyjen tekniikoiden soveltamiselle. Edelleen,on pidettävä mielessä, että tutkittavat näytteet voivat useimmissa tapauksissa sisältää epäpuhtauksia ja joskuserittäin merkittävää, maallista materiaalia. Näin ollen kosmisen pölyn kemiallisen koostumuksen tutkimisen ongelma kietoutuupiilee kysymys sen erottamisesta maanpäällisistä epäpuhtauksista.Lopuksi kysymys "maanpäällisen" eriyttämisestä.ja "kosminen" aine on jossain määrin ehdollinen, koska Maa ja kaikki sen osat, sen ainesosat,edustavat viime kädessä myös kosmista objektia, jasiksi tarkalleen ottaen olisi oikeampaa esittää kysymyseri luokkien välisten erojen merkkien löytämisestäkosminen aine. Tästä seuraa, että samankaltaisuusmaanpäällistä ja maan ulkopuolista alkuperää olevat olennot voivat periaatteessaulottuvat hyvin pitkälle, mikä luo lisäävaikeuksia kosmisen pölyn kemiallisen koostumuksen tutkimisessa.

Viime vuosina tiede on kuitenkin rikastunut useillametodologiset tekniikat, jotka sallivat jossain määrin voittaaylittää tai ohittaa esiin tulevat esteet. Kehitys, muttaviimeisimmät säteilykemian menetelmät, röntgendiffraktiomikroanalyysi, mikrospektritekniikoiden parantuminen mahdollistaa nyt merkityksettömän tutkimisen omalla tavallaanesineiden kokoa. Tällä hetkellä melko edullinenei vain yksittäisten hiukkasten kemiallisen koostumuksen analyysimikrofonin pöly, mutta myös sama hiukkanen eri sen osat.

Viimeisen vuosikymmenen aikana huomattava määräteoksia, jotka on omistettu avaruuden kemiallisen koostumuksen tutkimukselleeri lähteistä peräisin olevaa pölyä. Syistäjota olemme jo käsitelleet edellä, tutkimus tehtiin pääasiassa magneettisuuteen liittyvillä pallomaisilla hiukkasillapölyn osa, Sekä suhteessa fysikaalisiin ominaisuuksiinominaisuudet, tietomme teräväkulmaisen kemiallisesta koostumuksestamateriaalia on vielä vähän.

Analysoidaan tähän suuntaan saamia materiaaleja kokonaisuutenauseiden kirjoittajien pitäisi tulla siihen johtopäätökseen, että ensinnäkinkosmisesta pölystä löytyy samat alkuaineet kuinmuut maanpäällistä ja kosmista alkuperää olevat esineet, esim. se sisältää Fe, Si, Mg .Joissakin tapauksissa - harvoinmaaelementtejä ja Ag havainnot ovat kyseenalaisia ​​/, suhteessaKirjallisuudessa ei ole luotettavaa tietoa. Toiseksi kaikkiMaahan putoavan kosmisen pölyn määräjaetaan kemiallisen koostumuksen mukaan vähintään tri suuria hiukkasryhmiä:

a) runsaasti metallihiukkasia Fe ja N i ,
b) pääasiallisesti silikaattikoostumukseltaan koostuvat hiukkaset,
c) sekakemialliset hiukkaset.

On helppo nähdä, että kolme lueteltua ryhmääpohjimmiltaan yhtenevä meteoriittien hyväksytyn luokituksen kanssa, jokaviittaa läheiseen ja ehkä yhteiseen alkuperälähteeseenmolempien kosmisen aineen kierto. Voidaan huomata dLisäksi kunkin tarkastelun kohteena olevan ryhmän sisällä on suuri valikoima hiukkasia, mikä synnyttää useita tutkijoita.Hän jakaa kosmisen pölyn kemiallisen koostumuksen perusteella luvulla 5,6 jalisää ryhmiä. Siten Hodge ja Wright nostavat esiin seuraavat kahdeksanperushiukkasten tyyppejä, jotka eroavat toisistaan ​​mahdollisimman paljonrfologiset ominaisuudet ja kemiallinen koostumus:

1. nikkeliä sisältävät rautapallot,
2. rautapallot, joissa ei ole nikkeliä,
3. piidioksidipallot,
4. muut alat,
5. epäsäännöllisen muotoisia hiukkasia, joissa on korkea pitoisuus rauta ja nikkeli;
6. sama ilman merkittäviä määriä estv nikkeli,
7. epäsäännöllisen muotoisia silikaattihiukkasia,
8. muita epäsäännöllisen muotoisia hiukkasia.

Yllä olevasta luokittelusta seuraa mm.se seikka että korkeaa nikkelipitoisuutta tutkittavassa materiaalissa ei voida pitää pakollisena kriteerinä sen kosmisen alkuperän kannalta. Eli tarkoittaaSuurin osa Etelämantereen ja Grönlannin jäästä uutetusta materiaalista, joka on kerätty New Mexicon ylängön ilmasta ja jopa alueelta, jossa Sikhote-Alin-meteoriitti putoaa, ei sisältänyt määritettäviä määriä.nikkeli. Samalla on otettava huomioon Hodgen ja Wrightin perusteltu mielipide, että korkea nikkeliprosentti (jopa 20 % joissakin tapauksissa) on ainoaluotettava kriteeri tietyn hiukkasen kosmisesta alkuperästä. Ilmeisesti hänen poissa ollessaan tutkijaei saa ohjata "absoluuttisten" kriteerien etsimistä"sekä tutkittavan materiaalin ominaisuuksien arvioinnista, joka on otettu niihin aggregaatteja.

Monissa teoksissa havaitaan jopa saman avaruusmateriaalin hiukkasen kemiallisen koostumuksen heterogeenisyyttä sen eri osissa. Joten todettiin, että nikkeli pyrkii pallomaisten hiukkasten ytimeen, myös kobolttia löytyy sieltä.Pallon ulkokuori koostuu raudasta ja sen oksidista.Jotkut kirjoittajat myöntävät, että nikkeliä on olemassa muodossayksittäisiä pisteitä magnetiittisubstraatissa. Alla esittelemmekeskimääräistä sisältöä kuvaavat digitaaliset materiaalitnikkeliä kosmisesta ja maanpäällisessä pölyssä.

Taulukosta seuraa, että kvantitatiivisen sisällön analyysinikkelistä voi olla hyötyä erottamisessatulivuoren avaruuspölyä.

Samasta näkökulmasta suhteet N i : Fe ; Ni : co, Ni : Cu , jotka ovat riittävästiovat vakioita maan ja avaruuden yksittäisille kohteille alkuperä.

tuliperäiset kivet-3,5 1,1

Kun erotetaan kosminen pöly vulkaanisestaja teollisuuden saaste voi olla hyödyksitarjoavat myös tutkimuksen määrällisestä sisällöstä Al ja K , jotka sisältävät runsaasti vulkaanisia tuotteita, ja Ti ja V olla usein seuralaisia Fe teollisuuspölyssä.On tärkeää, että joissakin tapauksissa teollisuuspöly voi sisältää suuren prosenttiosuuden typpeä i . Siksi kriteeri erottaa tietyntyyppiset kosmiset pölytmaanpäällisten lähetysten ei pitäisi palvella vain korkeaa N-pitoisuutta minä, a korkea N-pitoisuus i yhdessä Co:n ja C:n kanssa u/88.121, 154.178.179/.

Tietoa kosmisen pölyn radioaktiivisten tuotteiden esiintymisestä on erittäin niukasti. Negatiiviset tulokset raportoidaantatah testaa avaruuspölyä radioaktiivisuuden varaltavaikuttaa epäilyttävältä järjestelmällisen pommituksen valossaplaneettojen välisessä tilassa sijaitsevat pölyhiukkasetsve, kosmiset säteet. Muista, että tuotteetkosmista säteilyä on havaittu toistuvasti meteoriitit.

Dynamiikkakosmisen pölyn laskeuma ajan myötä

Hypoteesin mukaan Paneth /156/, meteoriittien laskeumaei tapahtunut kaukaisilla geologisilla aikakausilla / aikaisemminKvaternaariaika /. Jos tämä näkemys on oikea, niinsen pitäisi ulottua myös kosmiseen pölyyn tai ainakinolisi siinä osassa sitä, jota kutsumme meteoriittipölyksi.

Tärkein argumentti hypoteesin puolesta oli poissaolomuinaisista kivistä löydettyjen meteoriittien vaikutus tällä hetkelläaika on kuitenkin useita löytöjä, kuten meteoriitteja,ja kosmisen pölyn komponentti geologiassamelko vanhan ajan muodostelmia / 44,92,122,134,176-177/, Monet listatuista lähteistä on lainattuedellä on lisättävä, että maaliskuu /142/ löysi palloja,ilmeisesti kosmista alkuperää Silurian alueellasuoloja, ja Croisier /89/ löysi niitä jopa Ordovikiasta.

Sferulien jakautumista syvänmeren sedimenttien osuudella tutkivat Petterson ja Rothschi /160/, jotka löysivätelänyt, että nikkeli on jakautunut epätasaisesti alueelle, jokaselittyy heidän mielestään kosmisilla syillä. Myöhemminhavaittiin olevan rikkain kosmisen materiaalin suhteenpohjalietteen nuorimmat kerrokset, mikä ilmeisesti liittyyavaruuden asteittaisten tuhoutumisprosessien kanssakenen aineet. Tässä suhteessa on luonnollista olettaaajatus kosmisen pitoisuuden asteittaisesta vähenemisestäaineita alaspäin. Valitettavasti käytettävissämme olevasta kirjallisuudesta emme löytäneet riittävän vakuuttavia tietoja sellaisistasaatavilla olevat raportit ovat hajanaisia. Joten, Shkolnik /176/havaitsi lisääntyneen pallojen pitoisuuden säävyöhykkeelläLiitukauden esiintymiä, tästä tosiasiasta hän olitehtiin järkevä johtopäätös, että pallot ilmeisestikestää riittävän ankarat olosuhteet, jos nevoisi selviytyä lateritisoinnista.

Nykyaikaiset säännölliset tutkimukset avaruuslaskeumastapöly osoittaa, että sen voimakkuus vaihtelee merkittävästi päivä päivältä /158/.

Ilmeisesti on olemassa tietty kausidynamiikka /128 135/ ja sateen enimmäisintensiteettiputoaa elo-syyskuussa, mikä liittyy meteoriinpurot /78,139/,

On huomattava, että meteorisuihkut eivät ole ainoitaei syy kosmisen pölyn massiiviseen laskeumaan.

On olemassa teoria, että meteorisuihkut aiheuttavat sateita /82/, meteorihiukkaset ovat tässä tapauksessa kondensaatioytimiä /129/. Jotkut kirjoittajat ehdottavatHe väittävät keräävänsä kosmista pölyä sadevedestä ja tarjoavat laitteitaan tähän tarkoitukseen /194/.

Bowen /84/ havaitsi, että sadehuippu on myöhässäkorkeimmasta meteoriaktiivisuudesta noin 30 päivää, joka näkyy seuraavasta taulukosta.

Nämä tiedot ovat, vaikka ne eivät ole yleisesti hyväksyttyjäne ansaitsevat huomiota. Bowenin löydöt vahvistavattietoa Länsi-Siperian aineistosta Lazarev /41/.

Vaikka kysymys kosmisen kausidynamiikastapöly ja sen yhteys meteorisuihkuihin ei ole täysin selvää.ratkaistu, on syytä uskoa, että tällaista säännöllisyyttä tapahtuu. Joten, Croisier / CO /, joka perustuuviiden vuoden systemaattiset havainnot viittaavat siihen, että kosmisen pölyn laskeuman kaksi maksimiarvoa,jotka tapahtuivat kesällä 1957 ja 1959, korreloivat meteorin kanssami virtoja. Morikubon vahvistama kesän huippu, kausiluonteinenriippuvuuden panivat merkille myös Marshall ja Craken /135 128/.On huomattava, että kaikki kirjoittajat eivät ole taipuvaisia ​​määrittämään senmeteoriaktiivisuudesta johtuva vuodenaikariippuvuus/esimerkiksi Brier, 85/.

Mitä tulee päivittäisen laskeuman jakautumiskäyräänmeteoripölyä, se on ilmeisesti voimakkaasti vääristynyt tuulien vaikutuksesta. Tästä raportoivat erityisesti Kizilermak jaCroisier /126,90/. Hyvä tiivistelmä tästä materiaalistaReinhardtilla on kysymys /169/.

Jakeluavaruuspölyä maan pinnalla

Kysymys kosmisen aineen jakautumisesta pinnallaMaapallon, kuten useiden muidenkin, kehitys oli täysin riittämätöntarkalleen. Mielipiteet sekä raportoitu asiaaineistoeri tutkijoiden esittämät ovat hyvin ristiriitaisia ​​ja epätäydellisiä.Yksi alan johtavista asiantuntijoista, Petterson,ilmaisi ehdottomasti mielipiteensä, että kosminen ainejakautunut maan pinnalle on erittäin epätasainen / 163 /. Etämä on kuitenkin ristiriidassa useiden kokeellistentiedot. Erityisesti de Jaeger /123/, maksujen perusteellatahmeiden levyjen avulla tuotettu kosminen pöly Kanadan Dunlapin observatorion alueella väittää, että kosminen aine on jakautunut melko tasaisesti suurille alueille. Samanlaisen mielipiteen ilmaisivat myös Hunter ja Parkin /121/ Atlantin valtameren pohjasedimenttien kosmista ainetta koskevan tutkimuksen perusteella. Hodya /113/ suoritti tutkimuksia kosmisesta pölystä kolmessa etäällä toisistaan. Havaintoja tehtiin pitkään, kokonaisen vuoden ajan. Saatujen tulosten analyysi osoitti saman aineen kertymisnopeuden kaikissa kolmessa pisteessä, ja keskimäärin noin 1,1 palloa putosi per 1 cm 2 päivässä.noin kolme mikronia kooltaan. Tutkimus tähän suuntaan Jatkettiin vuosina 1956-56. Hodge ja Wildt /114/. Käytössätällä kertaa keräys suoritettiin toisistaan ​​erillään olevilla alueillaystävä hyvin pitkien matkojen päässä: Kaliforniassa, Alaskassa,Kanadassa. Laskettu pallojen keskimääräinen lukumäärä , pudonnut yksikköpinnalle, joka osoittautui 1,0 Kaliforniassa, 1,2 Alaskassa ja 1,1 pallomaisia ​​hiukkasia Kanadassa muotteja per 1 cm 2 päivässä. Sfäärien kokojakaumaoli suunnilleen sama kaikissa kolmessa pisteessä, ja 70% olivat muodostelmia, joiden halkaisija oli alle 6 mikronia, määrähalkaisijaltaan yli 9 mikronia suuremmat hiukkaset olivat pieniä.

Voidaan olettaa, että ilmeisesti laskeuma kosmisenpöly saavuttaa maan, yleensä melko tasaisesti, tätä taustaa vasten voidaan havaita tiettyjä poikkeamia yleissäännöstä. Joten voidaan odottaa tietyn leveysasteen läsnäoloamagneettisten hiukkasten saostumisen vaikutus, joilla on taipumus keskittyäjälkimmäisen poltto- alueilla. Lisäksi tiedetään, ettähienojakoisen kosmisen aineen pitoisuus voiolla koholla alueilla, joille putoaa suuria meteoriittimassoja/ Arizonan meteoriittikraatteri, Sikhote-Alin meteoriitti,mahdollisesti alue, jonne Tunguskan kosminen ruumis putosi.

Ensisijainen yhtenäisyys voi kuitenkin olla tulevaisuudessamerkittävästi häiriintynyt toissijaisen uudelleenjaon seurauksenaaineen fissio, ja joissain paikoissa voi olla sitäkertyminen, ja muissa - sen pitoisuuden lasku. Yleisesti ottaen tätä asiaa on kehitetty erittäin huonosti, mutta alustavastitutkimusmatkan saamia kiinteitä tietoja K M ET AS Neuvostoliitto /pää K.P.Florensky/ / 72/ puhutaanettä ainakin useissa tapauksissa tilan sisältökemiallinen aine maaperässä voi vaihdella laajalla alueella voi.

Migratzja minätilaaaineetsisäänbiogenosvapaa

Ei väliä kuinka ristiriitaisia ​​arviot tilan kokonaismäärästäkemiallisen aineen, joka putoaa vuosittain maan päälle, se on mahdollistavarmuudella sanoa yksi asia: se mitataan monilla sadoillatuhansia ja ehkä jopa miljoonia tonneja. Ehdottomastion selvää, että tämä valtava ainemassa sisältyy kauasmonimutkaisin aineen kiertoprosessien ketju luonnossa, joka tapahtuu jatkuvasti planeettamme puitteissa.Kosminen aine pysähtyy, siis komposiittiosa planeettamme, kirjaimellisessa merkityksessä - maan substanssi,joka on yksi mahdollisista tilan vaikutuskanavistaJotkin biogenosfäärin ympäristöt.Juuri näistä asennoista ongelma johtuuavaruuspöly kiinnosti modernin perustajaabiogeokemia ac. Vernadski. Valitettavasti työskentele tässäSuunta ei ole pohjimmiltaan vielä alkanut tosissaanmeidän on rajoituttava toteamaan muutamatosiasiat, jotka vaikuttavat asiaankuuluviltaOn olemassa useita merkkejä siitä, että syvänmerensedimentit, jotka on poistettu materiaalin kulkeutumisen lähteistä ja joilla onalhainen kertymisnopeus, suhteellisen rikas, Co ja Si.Monet tutkijat pitävät näitä elementtejä kosmisenajokin alkuperä. Ilmeisesti erityyppiset hiukkaset ovatKemialliset pölyt sisältyvät luonnon ainekiertoon eri nopeudella. Jotkut hiukkastyypit ovat tässä suhteessa erittäin konservatiivisia, mikä on osoitus magnetiittipallojen löydöistä muinaisista sedimenttikivistä.Hiukkasten lukumäärä ei luonnollisestikaan voi riippua vain niistäluonto, mutta myös ympäristöolosuhteet, erityisestisen pH-arvo. On erittäin todennäköistä, että alkuaineetputoaminen Maahan osana kosmista pölyä, voisisältyy edelleen kasvien ja eläinten koostumukseenmaapallolla elävät organismit. Tämän oletuksen puolestasanoa erityisesti joitain tietoja kemiallisesta koostumuksestave kasvillisuutta alueella, jonne Tunguska-meteoriitti putosi.Kaikki tämä on kuitenkin vain ensimmäinen ääriviiva,ensimmäiset lähestymisyritykset eivät niinkään ratkaise ratkaisuaesittää kysymyksen tässä tasossa.

Viime aikoina on ollut suuntaus kohti enemmän arviot putoavan kosmisen pölyn todennäköisestä massasta. Fromtehokkaat tutkijat arvioivat sen olevan 2,4109 tonnia /107a/.

tulevaisuudennäkymiäkosmisen pölyn tutkimus

Kaikki, mitä on sanottu työn edellisissä osissa,antaa sinun sanoa riittävällä syyllä kahdesta asiasta:Ensinnäkin kosmisen pölyn tutkiminen on vakavaavasta alussa ja toiseksi tämän osan työstätiede osoittautuu erittäin hedelmälliseksi ratkaisemisessamonia teoriakysymyksiä / tulevaisuudessa, ehkäkäytännöt/. Tällä alalla työskentelevä tutkija houkutteleeEnsinnäkin valtavasti erilaisia ​​ongelmia tavalla tai toisellaliittyvät muuten järjestelmän suhteiden selkiyttämiseen Maa on avaruutta.

Miten meistä näyttää siltä, ​​että opin edelleen kehittäminenkosmisen pölyn tulisi mennä pääasiassa seuraavien läpi pääsuunnat:

1. Maan lähellä olevan pölypilven tutkimus, sen avaruusluonnollinen sijainti, sisään pääsevien pölyhiukkasten ominaisuudetsen koostumuksessa, lähteissä ja tavoissa täydentää ja hävitä,vuorovaikutus säteilyvöiden kanssavoidaan suorittaa kokonaan ohjusten avulla,keinotekoiset satelliitit ja myöhemmin planeettojen välinenlaivoille ja automaattisille planeettojen välisille asemille.
2. Geofysiikkaa kiinnostaa epäilemättä avaruuspölyä, joka tunkeutuu ilmakehään korkeudessa 80-120 km, sisään erityisesti sen rooli syntymis- ja kehitysmekanismissailmiöitä, kuten yötaivaan hehku, polariteetin muutospäivänvalon vaihtelut, läpinäkyvyyden vaihtelut tunnelma, hämäräpilvien ja kirkkaiden Hoffmeister-nauhojen kehittyminen,aamunkoitto ja iltahämärä ilmiöt, meteoriilmiöt sisään tunnelmaa Maapallo. Erityinen kiinnostava on korrelaatioasteen tutkimuslation välillä luetellut ilmiöt. Odottamattomat näkökohdat
kosmiset vaikutteet voidaan ilmeisesti paljastaalisätutkimus prosessien suhteestapaikka ilmakehän alemmissa kerroksissa - troposfäärissä, tunkeutumallaniem viimeisessä kosmisessa aineessa. VakavinHuomiota tulee kiinnittää Bowenin oletuksen testaamiseensateen yhteys meteorisuihkuihin.
3. Geokemistejä kiinnostaa epäilemättätutkia kosmisen aineen jakautumista pinnallaMaa, vaikutus tähän prosessiin tiettyjen maantieteellisten,ilmastolliset, geofysikaaliset ja muut erityisolosuhteet
jollakin maailman alueella. Toistaiseksi täysinkysymys Maan magneettikentän vaikutuksesta prosessiinkosmisen aineen kerääntyminen tällä alueella,Varsinkin mielenkiintoisia löytöjäjos rakennamme tutkimuksia ottaen huomioon paleomagneettisen tiedon.
4. Se on perustavanlaatuinen kiinnostava sekä tähtitieteilijöille että geofyysikoille, puhumattakaan yleismaailmallisista kosmogonisteista,hänellä on kysymys meteoriaktiivisuudesta etägeologiassaaikakausia. Tämän aikana vastaanotettavat materiaalit
toimii, voidaan todennäköisesti käyttää tulevaisuudessakehittääkseen uusia kerrostumismenetelmiäpohja-, jäätikkö- ja hiljaiset sedimenttiesiintymät.
5. Tärkeä työalue on opiskeluavaruuden morfologiset, fysikaaliset, kemialliset ominaisuudetmaasateiden komponentti, punosten erottamismenetelmien kehittäminenvulkaanisesta ja teollisuudesta peräisin oleva mikrofonipöly, tutkimuskosmisen pölyn isotooppinen koostumus.
6.Etsi orgaanisia yhdisteitä avaruuspölystä.Näyttää todennäköiseltä, että kosmisen pölyn tutkimus auttaa ratkaisemaan seuraavat teoreettiset ongelmat. kysymyksiä:

1. Erityisesti kosmisten kappaleiden evoluutioprosessin tutkimusmaata ja aurinkokuntaa kokonaisuutena.
2. Tilan liikkeen, jakautumisen ja vaihdon tutkimusainetta aurinkokunnassa ja galaksissa.
3. Galaktisen aineen roolin selvitys auringossa järjestelmä.
4. Avaruuskappaleiden kiertoradan ja nopeuksien tutkimus.
5. Kosmisen kappaleen vuorovaikutuksen teorian kehittäminen maan kanssa.
6. Useiden geofysikaalisten prosessien mekanismin selvittäminenMaan ilmakehässä, joka liittyy epäilemättä avaruuteen ilmiöitä.
7. Tutkimus mahdollisista tavoista vaikuttaa kosmisiin vaikutuksiinMaan ja muiden planeettojen biogenosfäärissä.

On sanomattakin selvää, että jopa niitä ongelmiajotka on lueteltu yllä, mutta ne eivät ole vielä loppuneet.koko kosmiseen pölyyn liittyvien kysymysten kokonaisuus,on mahdollista vain laajan yhdentymisen ja yhdentymisen ehdollaeri profiilien asiantuntijoiden ponnistelut.

KIRJALLISUUS

1. ANDREEV V.N. - Salaperäinen ilmiö. Luonto, 1940.
2. ARRENIUS G.S. - Sedimentaatiota merenpohjassa.la Geokemiallinen tutkimus, IL. M., 1961.
3. Astapovich IS - Meteoriilmiöt maan ilmakehässä.M., 1958.
4. Astapovich I.S. - Raportti hämäräpilvien havainnoistaVenäjällä ja Neuvostoliitossa 1885-1944 Proceedings 6konferensseja hopeisilla pilvillä. Riika, 1961.
5. BAKHAREV A.M., IBRAGIMOV N., SHOLIEV U. - Meteorin massanooa-aine putoaa maan päälle vuoden aikana.Sonni. Vses. tähtitieteellinen geod. Society 34, 42-44, 1963.
6. BGATOV V.I., TŠERNYAEV Yu.A. -Meteoripölystä Schlichissänäytteet. Meteoritics, v.18,1960.
7. LINTU D.B. - Planeettojen välisen pölyn jakautuminen, la. Ultravioletti säteily auringon ja planeettojen välisestä Keskiviikko. Ill., M., 1962.
8. Bronshten V.A. - 0 luonnon hämärää pilviä. Proceedings VI pöllö
9. Bronshten V.A. - Ohjukset tutkivat hopeisia pilviä. klo laji, nro 1.95-99.1964.
10. BRUVER R.E. - Tunguskan meteoriitin aineen etsimisestä. Tunguskan meteoriitin ongelma, v.2, painettuna.
I. VASILIEV N.V., ZHURAVLEV V.K., ZAZDRAVNYKH N.P., TULE KO T.V., D. V. DEMINA, I. DEMINA. H .- 0 liitäntä hopeaapilviä joillakin ionosfäärin parametreillä. Raportit III Siperian konf. matematiikassa ja mekaniikassa Nike.Tomsk, 1964.
12. Vasiliev N.V., KOVALEVSKY A.F., ZHURAVLEV V.K.-Obepänormaalit optiset ilmiöt kesällä 1908.Eyull.VAGO, nro 36,1965.
13. Vasiliev N.V., ZHURAVLEV V. K., ZHURAVLEVA R.K., KOVALEVSKY A.F., PLEKHANOV G.F.- Yövalopilvet ja putoamiseen liittyvät optiset poikkeavuudetTunguskan meteoriitin toimesta. Science, M., 1965.
14. VELTMANN Yu. K. - Noktilucent-pilvien fotometriastastandardoimattomista valokuvista. Proceedings VI yhteis- liukumassa hopeisten pilvien läpi. Riika, 1961.
15. Vernadski V.I. - Kosmisen pölyn tutkimuksesta. Miro kapellimestari, 21, nro 5, 1932, kokoelmateoksia, osa 5, 1932.
16. VERNADSKY V.I. - Tarpeesta järjestää tieteellinentyöskennellä avaruuspölyllä. Arktisen alueen ongelmat, no. 5,1941, kokoelma cit., 5, 1941.
16a WIDING H.A. - Meteoripöly alemmassa KambriassaViron hiekkakivet. Meteoritics, numero 26, 132-139, 1965.
17. WILLMAN CH.I. - Havaintoja hämäräpilvistä pohjoisessa--Atlantin länsiosassa ja Viron alueellatutkimuslaitokset vuonna 1961. Astron.Circular, nro 225, 30. syyskuuta 1961
18. WILLMAN C.I.- Noin polarimet-tulosten tulkintavalonsäde hopeisista pilvistä. Astron.circular,nro 226, 30. lokakuuta 1961
19. GEBBEL A.D. - Aeroliittien suuresta putoamisesta, joka oli sisällä1300-luvulla Veliky Ustyugissa, 1866.
20. GROMOVA L.F. - Kokemusta esiintymistiheyden saavuttamisestahämäriä pilviä. Astron. Circ., 192.32-33.1958.
21. GROMOVA L.F. - Jotkut taajuustiedothämäräpilviä alueen länsipuolellarii neuvostoliitosta. Kansainvälinen geofysikaalinen vuosi, toim. Leningradin valtionyliopisto, 1960.
22. GRISHIN N.I. - Kysymykseen sääolosuhteistahopeisten pilvien esiintyminen. Proceedings VI Neuvostoliitto liukumassa hopeisten pilvien läpi. Riika, 1961.
23. DIVARI N.B. - Kosmisen pölyn keräämisestä jäätikölle Tut-su / Pohjois Tien Shan /. Meteoritics, v.4, 1948.
24. DRAVERT P.L. - Avaruuspilvi Shalo-Nenetsien ylläkaupunginosa. Omskin alue, № 5,1941.
25. DRAVERT P.L. - Meteorisella pölyllä 2.7. 1941 Omskissa ja ajatuksia kosmisesta pölystä yleensä.Meteoritics, v.4, 1948.
26. EMELYANOV Yu.L. - Tietoja salaperäisestä "Siperian pimeydestä"18. syyskuuta 1938. Tunguskan ongelmameteoriitti, numero 2, painossa.
27. ZASLAVSKAYA N.I., ZOTKIN I. T., KIROV O.A. - Jakelualueen kosmisten pallojen mitoitusTunguskan syksy. DAN Neuvostoliitto, 156, № 1,1964.
28. KALITIN N.N. - Aktinometria. Gidrometeoizdat, 1938.
29. Kirova O.A. - 0 maanäytteiden mineralogista tutkimustaalueelta, jonne Tunguskan meteoriitti putosi, kerättiinvuoden 1958 tutkimusmatkalla. Meteoritics, v. 20, 1961.
30. KIROVA O.I. - Etsi jauhettua meteoriittiainettaalueella, jonne Tunguskan meteoriitti putosi. Tr. in-tageologia AN Est. SSR, P, 91-98, 1963.
31. KOLOMENSKY V.D., YUD IN I.A. - Kuoren mineraalikoostumusSikhote-Alinin meteoriitin sekä meteoriitin ja meteoriitin sulaminen. Meteoritics.v.16, 1958.
32. KOLPAKOV V.V. - Salaperäinen kraatteri Pa Tomskin ylämaalla.Luonto, nro. 2, 1951 .
33. KOMISSAROV O.D., NAZAROVA T.N.et al. – Tutkimusmikrometeoriitit raketteissa ja satelliiteissa. laArts. Maan satelliitit, toim. AN USSR, v.2, 1958.
34.Krinov E.L.- Kuoren muoto ja pintarakenneyksittäisten sikhoten yksilöiden sulaminenAlin-raudan meteorisuihku.Meteoritics, v. 8, 1950.
35. Krinov E.L., FONTON S.S. - Meteorin pölyntunnistusSikhote-Alinin rautameoorisuihkun putoamispaikalla. DAN USSR, 85, nro. 6, 1227- 12-30,1952.
36. KRINOV E.L., FONTON S.S. - Meteoripöly törmäyspaikaltaSikhote-Alinin rautameteorisuihku. meteoriitti, c. II, 1953.
37. Krinov E.L. - Muutamia huomioita meteoriitin keräämisestäaineita polaarisissa maissa. Meteoritics, v.18, 1960.
38. Krinov E.L. . - Kysymys meteoriidien leviämisestä.la Ionosfäärin ja meteorien tutkimus. Neuvostoliiton tiedeakatemia, I 2,1961.
39. Krinov E.L. - Meteoriitti- ja meteoriittipöly, mikrometeority.Sb.Sikhote - Alin-rautameteoriitti -sadetta Neuvostoliiton tiedeakatemia, osa 2, 1963.
40. KULIK L.A. - Tunguskan meteoriitin brasilialainen kaksoiskappale.Luonto ja ihmiset, s. 13-14, 1931.
41. LAZAREV R.G. - E.G. Bowenin hypoteesista / materiaalien perusteellahavainnot Tomskissa/. Raportit kolmannesta siperialaisestakonferensseja matematiikasta ja mekaniikasta. Tomsk, 1964.
42. LATYSHEV I. H .- Meteoristen aineiden jakautumisestaaurinkokunta.Izv.AN Turkm.SSR,ser.phys.tekniset kemiat ja geotieteet, nro 1,1961.
43. LITTROV I.I. - Taivaan salaisuudet. Brockhaus-osakeyhtiön kustantamo Efron.
44. M ALYSHEK V.G. - Magneettiset pallot alemmassa tertiaarissaetelän muodostelmia. Luoteis-Kaukasuksen rinteessä. DAN USSR, s. 4,1960.
45. Mirtov B.A. - Meteorinen aine ja joitain kysymyksiäilmakehän korkeiden kerrosten geofysiikka. Lauantai Maan keinotekoiset satelliitit, Neuvostoliiton tiedeakatemia, v. 4, 1960.
46. MOROZ V.I. - Tietoja maan "pölykuoresta". la Arts. Satellites of the Earth, Neuvostoliiton tiedeakatemia, v.12, 1962.
47. NAZAROVA T.N. - Tutkimus meteorihiukkasistaNeuvostoliiton kolmas keinotekoinen maasatelliitti.la taiteet. Satellites of the Earth, Neuvostoliiton tiedeakatemia, v.4, 1960.
48. NAZAROVA T.N. - Meteorisen pölyn tutkimus syöpäänmax ja keinotekoiset satelliitit Maan la. Arts.Maan satelliitit Neuvostoliiton tiedeakatemia, v. 12, 1962.
49. NAZAROVA T.N. - Meteorin tutkimuksen tuloksetaineet käyttämällä avaruusraketteihin asennettuja instrumentteja. la Arts. satelliitteja Earth.in.5,1960.
49a. NAZAROVA T.N. - Meteorisen pölyn tutkiminen käyttämälläraketit ja satelliitit. Kokoelmassa "Avaruustutkimus", M., 1-966, voi. IV.
50. OBRUCHEV S.V. - Kolpakovin artikkelista "Salaperäinenkraatteri Patom Highlandsilla. Priroda, nro 2, 1951.
51. PAVLOVA T.D. - Näkyvä hopeajakaumapilviä vuosien 1957-58 havaintojen perusteella.U1-kokousten aineisto hopeisilla pilvillä. Riika, 1961.
52. POLOSKOV S.M., NAZAROVA T.N. - Planeettojen välisen aineen kiinteän komponentin tutkimusraketteja ja keinotekoisia maasatelliitteja. onnistumisiafyysistä Sciences, 63, nro 16, 1957.
53. PORTNOV A . M . - Kraatteri Patom Highlandsilla. Luonto,№ 2,1962.
54. RISER Yu.P. - Muodostumisen kondensaatiomekanismistaavaruuspölyä. Meteoritics, v. 24, 1964.
55. RUSKOL E .L.- Planeettojen välisen alkuperästäpölyä maan ympärillä. la Maan taiteelliset satelliitit. v.12,1962.
56. SERGEENKO A.I. - Meteoripöly kvaternaariesiintymissäIndigirka-joen yläjuoksulla. ATkirja. Sijoittajien geologia Jakutiassa. M, 1964.
57. STEFONOVICH S.V. - Puhe. tr. III Koko unionin kongressi.asteri. geofysiikka. Neuvostoliiton tiedeakatemian seura, 1962.
58. WIPPL F. - Huomautuksia komeetoista, meteoreista ja planeetoistaevoluutio. Kosmogonian kysymyksiä, Neuvostoliiton tiedeakatemia, v.7, 1960.
59. WIPPL F. - Kiinteät hiukkaset aurinkokunnassa. laAsiantuntija. tutkimusta lähellä maapalloa stva.IL. M., 1961.
60. WIPPL F. - Pölyinen aine Maan lähiavaruudessatilaa. la UV-säteily Aurinko ja planeettojen välinen ympäristö. IL M., 1962.
61. Fesenkov V.G. - Mikrometeoriitteista. Meteori tiikki, c. 12.1955.
62. Fesenkov VG - Jotkut meteoriitin ongelmat.Meteoritics, v. 20, 1961.
63. Fesenkov V.G. - Meteorisen aineen tiheydestä planeettojenvälisessä avaruudessa mahdollisuuteen liittyenpölypilven olemassaolo maapallon ympärillä.Astron.zhurnal, 38, nro 6, 1961.
64. FESENKOV V.G. - Ehdoista komeettojen putoamiselle Maahan jameteorit. Tr. Geologian instituutti, Tiedeakatemia Est. SSR, XI, Tallinna, 1963.
65. Fesenkov V.G. - Tunguska-meteon komeettisesta luonteestaRita. Astro.journal, XXX VIII, 4, 1961.
66. Fesenkov VG - Ei meteoriitti, vaan komeetta. Luonto, nro. 8 , 1962.
67. Fesenkov V.G. - Poikkeavista valoilmiöistä, yhteydestäliittyy Tunguskan meteoriitin putoamiseen.Meteoritics, v. 24, 1964.
68. FESENKOV V.G. - Ilmakehän sameus, jonka tuottaaTunguskan meteoriitin putoaminen. meteoriitti, v.6,1949.
69. Fesenkov V.G. - Meteorinen aine planeettojenvälisessä tilassa tilaa. M., 1947.
70. FLORENSKY K.P., IVANOV A. AT., Iljin N.P. ja PETRIKOV M.N. -Tunguskan syksy 1908 ja kysymyksiäkosmisten kappaleiden aineen erottelu. Abstraktit XX Kansainvälinen kongressi käynnissäteoreettinen ja soveltava kemia. Osa SM., 1965.
71. FLORENSKY K.P. - Uutta Tunguska-meteon tutkimuksessa-rita 1908 Geokemia, № 2,1962.
72. FLORENSKY K.P. .- Alustavat tulokset Tungusmeteoriittikompleksi retkikunta 1961.Meteoritics, v. 23, 1963.
73. FLORENSKY K.P. - Ongelma avaruuspöly ja moderniTunguskan meteoriitin tutkimuksen muuttuva tila.Geokemia, ei. 3,1963.
74. Khvostikov I.A. - Hämäräpilvien luonteesta, la.Jotkut meteorologian ongelmat, ei. 1, 1960.
75. Khvostikov I.A. - Noctilucent-pilvien alkuperäja ilmakehän lämpötila mesopaussin aikana. Tr. VII Tapaamisia hopeisilla pilvillä. Riika, 1961.
76. CHIRVINSKY P.N., CHERKAS V.K. - Miksi se on niin vaikeaa?näyttää kosmisen pölyn läsnäolon maan päälläpinnat. World Studies, 18, nro. 2,1939.
77. Yudin I.A. - Tietoja meteoripölyn esiintymisestä padan alueellakivinen meteorisuihku Kunashak.Meteoritics, v.18, 1960.

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

Tämän katastrofin jälkiä geologisissa osissa edustaa ohut kerros mustaa savea, jonka paksuus on 1–5 cm. Yksi näistä osista sijaitsee Itävallassa, Itä-Alpeilla, kansallispuistossa lähellä Gamsin pikkukaupunkia. sijaitsee 200 km Wienistä lounaaseen. Tämän osan näytteiden pyyhkäisyelektronimikroskoopilla tehdyn tutkimuksen tuloksena löydettiin epätavallisen muodon ja koostumuksen omaavia hiukkasia, jotka eivät muodostu maanpäällisissä olosuhteissa ja kuuluvat kosmiseen pölyyn.

Avaruuspöly maan päällä

Englantilainen retkikunta, joka tutki Challenger-aluksella (1872–1876) Maailman valtameren pohjaa, havaitsi ensimmäistä kertaa maapallon kosmisen aineen jälkiä punaisista syvänmeren savesta. Murray ja Renard kuvasivat ne vuonna 1891. Kahdella Etelä-Tyynenmeren asemalla otettiin näytteitä ferromangaanikyhmyistä ja magneettisista mikropalloista, joiden halkaisija oli jopa 100 µm, 4300 metrin syvyydestä, joita myöhemmin kutsuttiin "kosmisiksi palloiksi". Challengerin tutkimusmatkan talteenottamista rauta-mikropalloista on kuitenkin tutkittu yksityiskohtaisesti vasta viime vuosina. Kävi ilmi, että pallot ovat 90 % metallista rautaa, 10 % nikkeliä ja niiden pinta on peitetty ohuella rautaoksidikuorella.

Riisi. 1. Monoliitti Gams 1 -osastosta, valmisteltu näytteenottoa varten. Eri-ikäiset kerrokset on merkitty latinalaisilla kirjaimilla. Liitukauden ja paleogeenin (noin 65 miljoonaa vuotta vanha) välinen siirtymäsavikerros, jossa havaittiin metallimikropallojen ja -levyjen kertymistä, on merkitty kirjaimella "J". Kuva: A.F. Grachev

Salaperäisten pallojen löytäminen syvänmeren savista itse asiassa liittyy kosmisen aineen tutkimuksen alkuun Maan päällä. Tutkijoiden kiinnostus tätä ongelmaa kohtaan tapahtui kuitenkin räjähdysmäisesti avaruusalusten ensimmäisten laukaisujen jälkeen, joiden avulla oli mahdollista valita kuun maaperää ja näytteitä pölyhiukkasista aurinkokunnan eri osista. Teokset K.P. Florensky (1963), joka tutki Tunguskan katastrofin jälkiä, ja E.L. Krinov (1971), joka tutki meteoriittipölyä Sikhote-Alinin meteoriitin putoamispaikalla.

Tutkijoiden kiinnostus metallisia mikropalloja kohtaan on johtanut niiden löytämiseen 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 vierestä.

Viime vuosikymmenen aikana maan ulkopuolista alkuperää olevia metallisia mikropalloja on löydetty eri-ikäisistä sedimenttikivistä: Ala-Kambriasta (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, avaruudesta Maahan saapuvien hiukkasten koostumuksen muutosta ja ensisijaista tämän asian lähteet. 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. Joka vuosi maan pinnalle putoaa 4-10 tuhatta tonnia kosmista ainetta. Maan pinnalle putoavasta aineesta 95 % on hiukkasia, joiden koko on 50-400 mikronia. Kysymys siitä, kuinka kosmisen aineen saapumisnopeus Maahan muuttuu ajan myötä, on ollut kiistanalainen tähän asti, huolimatta viimeisten 10 vuoden aikana tehdyistä monista tutkimuksista.

Kosmisen pölyhiukkasten koon perusteella on tällä hetkellä eristetty planeettojen välinen kosminen pöly, jonka koko on alle 30 mikronia, ja mikrometeoriitit, jotka ovat suurempia kuin 50 mikronia. Jo aikaisemmin E.L. Krinov ehdotti, että pinnasta sulaneita meteoroidin pienimpiä fragmentteja kutsutaan mikrometeoriiteiksi.

Kosmisen pölyn ja meteoriittihiukkasten erottamiselle ei ole vielä kehitetty tiukkoja kriteerejä, ja jopa tutkimamme Hams-osion esimerkkiä käyttäen on osoitettu, että metallihiukkaset ja mikropallot ovat muodoltaan ja koostumukseltaan monimuotoisempia kuin olemassa oleva. luokitukset. Hiukkasten lähes ihanteellinen pallomainen muoto, metallinen kiilto ja magneettiset ominaisuudet katsottiin todisteeksi niiden kosmisesta alkuperästä. Geokemisti E.V. Sobotovich, "ainoa morfologinen kriteeri tutkittavan materiaalin kosmogeenisuuden arvioimiseksi on sulaneiden pallojen läsnäolo, mukaan lukien magneettiset pallot." Äärimmäisen monipuolisen muodon lisäksi aineen kemiallinen koostumus on kuitenkin olennaisen tärkeä. Tutkijat havaitsivat, että kosmista alkuperää olevien mikropallojen ohella on valtava määrä eri alkuperää olevia palloja, jotka liittyvät vulkaaniseen toimintaan, bakteerien elintärkeään toimintaan tai muodonmuutokseen. On näyttöä siitä, että vulkaanista alkuperää olevilla rautapitoisilla mikropalloilla on paljon vähemmän todennäköisesti ihanteellista pallomaista muotoa ja lisäksi niissä on lisääntynyt titaanin (Ti) seos (yli 10 %).

Venäläis-itävaltalainen geologien ryhmä ja Wienin television kuvausryhmä Gams-osiossa Itä-Alpeilla. Etualalla - A.F. Grachev

Kosmisen pölyn alkuperä

Kosmisen pölyn alkuperä on edelleen keskustelunaihe. Professori E.V. Sobotovich uskoi, että kosminen pöly voisi edustaa alkuperäisen protoplanetaarisen pilven jäänteitä, jota B.Yu vastusti vuonna 1973. Levin ja A.N. Simonenko uskoi, että hienojakoista ainetta ei voitu säilyttää pitkään aikaan (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 kuluessa, niin B.Yu. Levin ja A.N. Simonenko.

Tutkimusten suuresta määrästä huolimatta tähän perustavanlaatuiseen kysymykseen ei toistaiseksi voida antaa vastausta, koska kvantitatiivisia arvioita on hyvin vähän ja niiden tarkkuus on kyseenalainen. Äskettäin NASA:n isotooppitutkimukset stratosfäärissä näytteillä otettavista kosmisista pölyhiukkasista viittaavat siihen, että hiukkaset ovat peräisin esiauringosta. Tästä pölystä löydettiin mineraaleja, kuten timanttia, moissaniittia (piikarbidia) ja korundia, jotka hiilen ja typen isotooppien avulla mahdollistavat niiden muodostumisen johtuvan ajasta ennen aurinkokunnan muodostumista.

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

Gams-osion yleiset ominaisuudet

Kosmisen alkuperän hiukkaset saatiin useista siirtymäkerrosten osista liitukauden ja paleogeenin välillä (saksankielisessä kirjallisuudessa - K / T raja), jotka sijaitsevat lähellä Gamsin alppikylää, jossa samanniminen joki useissa paikat paljastavat tämän rajan.

Gams 1:ssä paljastosta leikattiin monoliitti, jossa K/T-raja näkyy erittäin hyvin. Sen korkeus on 46 cm, leveys alaosassa 30 cm ja yläosassa 22 cm, paksuus 4 cm. ,C…W, ja jokaisen kerroksen sisällä numerot (1, 2, 3 jne.) myös merkitty 2 cm:n välein. K/T-rajapinnan siirtymäkerrosta J tutkittiin tarkemmin, jolloin tunnistettiin kuusi noin 3 mm:n paksuista alikerrosta.

Gams 1 -osiossa saatujen tutkimusten tulokset toistuvat suurelta osin toisen osan - Gams 2:n - tutkimuksessa. Tutkimuskokonaisuus sisälsi ohuiden leikkeiden ja monomineraalifraktioiden tutkimuksen, niiden kemiallisen analyysin sekä röntgenfluoresenssin, neutroniaktivaatio- ja röntgenrakenneanalyysit, heliumin, hiilen ja hapen analyysit, 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-hummock-pinta (siirtymäkerroksen J yläosa); 2 – Fe-mikropallo, jonka pinta on karkea pituussuunnassa yhdensuuntainen (siirtymäkerroksen J alaosa); 3 – Fe-mikropallo, jossa on kristallografisen fasetin elementtejä ja karkeaa soluverkon pintarakennetta (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 Gamsin osassa Itä-Alpeilla.

Kahden geologisen rajan - liitukauden ja paleogeenin - välisestä siirtymäsavikerroksesta sekä kahdelta tasolta paleoseenin yllä olevissa esiintymissä Gams-osassa löydettiin paljon kosmista alkuperää olevia metallihiukkasia ja mikropalloja. Ne ovat muodoltaan, pintarakenteeltaan ja kemialliselta koostumukseltaan paljon monimuotoisempia kuin kaikki tähän mennessä tunnetut tämän aikakauden siirtymävaiheessa olevissa savikerroksissa muilla maailman alueilla.

Gams-osiossa kosmista ainetta edustavat erimuotoiset hienojakoiset hiukkaset, joista yleisimpiä ovat kooltaan 0,7-100 μm magneettiset mikropallot, jotka koostuvat 98 % puhtaasta raudasta. Tällaisia ​​pallojen tai mikropallojen muodossa olevia hiukkasia löytyy suuria määriä paitsi J-kerroksessa, myös korkeammalla paleoseenin savessa (kerrokset K ja M).

Mikropallot koostuvat puhtaasta raudasta tai magnetiitista, joissakin niistä on kromia (Cr), raudan ja nikkelin seosta (avaruiitti) ja puhdasta nikkeliä (Ni). Jotkut Fe-Ni-hiukkaset sisältävät molybdeenin (Mo) seoksen. Liitukauden ja paleogeenin välisestä siirtymäsavikerroksesta ne kaikki löydettiin ensimmäistä kertaa.

Koskaan aiemmin ei ole tavattu hiukkasia, joissa on korkea nikkelipitoisuus ja huomattava molybdeeniseos, kromia sisältäviä mikropalloja ja spiraaliraudan palasia. Gamsin siirtymäsavikerroksesta löydettiin metallisten mikropallojen ja hiukkasten lisäksi Ni-spinelliä, mikrotimantteja, joissa oli puhdasta Ni-mikropalloja, sekä repeytyneitä Au- ja Cu-levyjä, joita ei löytynyt alla olevista ja peittävistä kerroksista.

Mikrohiukkasten karakterisointi

Gams-osion metalliset mikropallot ovat läsnä kolmella stratigrafisella tasolla: erimuotoiset rautapitoiset hiukkaset ovat keskittyneet siirtymäsavikerrokseen, kerroksen K päälle oleviin hienorakeisiin hiekkakiviin ja kolmannen kerroksen muodostavat kerroksen M aleikiviä.

Joidenkin pallojen pinta on sileä, toisten pinta on verkkomainen mäkinen ja toiset ovat peitetty pienten monikulmion halkeamien verkostolla tai yhdestä päähalkeamasta ulottuvalla rinnakkaisten halkeamien järjestelmällä. Ne ovat onttoja, kuorimaisia, savimineraaleja täytettyinä, ja niillä voi olla myös sisäinen samankeskinen rakenne. Metallipartikkeleita ja Fe-mikropalloja löytyy kaikkialta siirtymäsavikerroksessa, mutta ne ovat keskittyneet pääasiassa alempaan ja keskihorisonttiin.

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

Poikittain kuoppaisen pinnan omaavat levymäiset hiukkaset koostuvat vain raudasta, niiden leveys on 10–20 µm ja pituus jopa 150 µm. Ne ovat hieman kaarevia ja esiintyvät siirtymäkerroksen J pohjalla. Sen alaosassa on myös Fe-Ni-levyjä, joissa on Mo-seosta.

Raudan ja nikkelin seoksesta valmistetuilla levyillä on pitkänomainen muoto, hieman kaareva, ja niiden pinnalla on pitkittäisiä uria, mitat vaihtelevat pituudeltaan 70 - 150 mikronia ja leveys noin 20 mikronia. Ne ovat yleisempiä siirtymäkerroksen ala- ja keskiosissa.

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

Erityisen kiinnostavia ovat puhtaan raudan hiukkaset, jotka ovat muodoltaan säännöllisen spiraalin muotoisia ja taivutettuja koukun muotoon. Ne koostuvat pääasiassa puhtaasta Fe:stä, harvoin se on Fe-Ni-Mo-seos. Spiraalisia rautahiukkasia esiintyy J-kerroksen yläosassa ja sen päällä olevassa hiekkakivikerroksessa (K-kerros). Spiraalimainen Fe-Ni-Mo-hiukkanen löydettiin siirtymäkerroksen J pohjalta.

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

Gams 1 -leikkauksesta monoliittia tutkittaessa puhtaita Ni-palloja löydettiin vain siirtymäkerroksen J ylimmästä osasta (sen ylimmässä osassa erittäin ohut sedimenttikerros J 6, jonka paksuus ei ylitä 200 μm) ja lämpömagneettisten analyysitietojen mukaan metallinen nikkeli on läsnä siirtymäkerroksessa, alakerroksesta J4 alkaen. Täällä Ni-pallojen ohella löydettiin myös timantteja. Kerroksesta, joka on otettu kuutiosta, jonka pinta-ala on 1 cm2, löydettyjen timanttijyvien määrä on kymmeniä (mikronin fraktioista kymmeniin mikroniin kooltaan) ja satoja samankokoisia nikkelipalloja.

Siirtymäkerroksen yläosan näytteistä, jotka otettiin suoraan paljastumasta, löydettiin timantteja, joissa oli pieniä nikkelihiukkasia raepinnalla. On merkittävää, että mineraalimoissaniitin esiintyminen paljastui myös kerroksen J tästä osasta otettuja näytteitä tutkittaessa. Aiemmin mikrotimantteja löydettiin siirtymäkerroksesta liitukauden ja paleogeenin rajalla Meksikossa.

Löytöjä muilta alueilta

Hams-mikropallot, joilla on samankeskinen sisärakenne, ovat samanlaisia ​​kuin Challenger-retkikunnan louhineet syvänmeren savesta Tyynellämerellä.

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 meteoriittisena raudana. Avaruite ja puhdas nikkelihiukkaset voidaan luokitella samaan luokkaan.

Kaarevat rautahiukkaset ovat lähellä Pelen kyyneleiden eri muotoja - laavapisaroita (lapilli), jotka irrottavat tulivuoria purkausten aikana nestemäisessä tilassa.

Siten Gamsin siirtymäsavikerroksella on heterogeeninen rakenne ja se jakautuu selvästi kahteen osaan. Rautahiukkaset ja -mikropallot hallitsevat ala- ja keskiosissa, kun taas kerroksen yläosa on rikastettu nikkelillä: awaruiittihiukkasia ja nikkelimikropalloja, joissa on timantteja. Tämän vahvistavat paitsi raudan ja nikkelin hiukkasten jakautuminen savessa, myös kemiallisten ja termomagneettisten analyysien tiedot.

Termomagneettisen analyysin ja mikrokoetinanalyysin tietojen vertailu osoittaa äärimmäisen epähomogeenisen nikkelin, raudan ja niiden lejeeringin jakautumisen J-kerroksen sisällä, mutta lämpömagneettisen analyysin tulosten mukaan puhdasta nikkeliä tallennetaan vain kerroksesta J4. On myös huomionarvoista, että kierukkarautaa esiintyy pääasiassa kerroksen J yläosassa ja esiintyy edelleen päällä olevassa kerroksessa K, jossa on kuitenkin vähän isometrisen tai lamellaarisen muotoisia Fe-, Fe-Ni-hiukkasia.

Korostamme, että tällainen selvä ero raudan, nikkelin ja iridiumin suhteen, joka ilmenee Gamsan siirtymäsavikerroksessa, on olemassa myös muilla alueilla. Esimerkiksi Amerikan New Jerseyn osavaltiossa siirtymävaiheessa (6 cm) pallokerroksessa iridium-anomaalia ilmeni jyrkästi sen tyvessä, kun taas törmäysmineraalit ovat keskittyneet vain tämän kerroksen yläosaan (1 cm). Haitissa liitukauden ja paleogeenin rajalla ja pallokerroksen ylimmässä osassa ni- ja iskukvartsin rikastaminen on voimakasta.

Maapallon taustailmiö

Monet löydettyjen Fe- ja Fe-Ni-pallojen ominaisuudet ovat samankaltaisia ​​kuin Challenger-retkikunnan löytämät pallot Tyynenmeren syvänmeren savesta, Tunguskan katastrofin alueelta ja Sikhote-Alinin törmäyskohteista. meteoriitti ja Nio meteoriitti Japanissa sekä eri-ikäisissä sedimenttikivissä monilta maailman alueilta. Lukuun ottamatta Tunguskan katastrofin alueita ja Sikhote-Alinin meteoriitin putoamista, kaikissa muissa tapauksissa ei vain pallojen, vaan myös eri morfologioiden hiukkasten muodostuminen, jotka koostuvat puhtaasta raudasta (joskus sisältää kromia) ja nikkeli-rautaseoksesta , ei liity vaikutustapahtumaan. Käsittelemme tällaisten hiukkasten ilmaantumista kosmisen planeettojen välisen pölyn putoamisen seurauksena Maan pinnalle - prosessina, joka on jatkunut jatkuvasti Maan muodostumisesta lähtien ja on eräänlainen taustailmiö.

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

Molybdeenin esiintyminen joissakin hiukkasissa ei ole odottamatonta, koska se sisältää monia meteoriittityyppejä. Molybdeenin pitoisuus meteoriiteissa (rauta, kivi ja hiilipitoiset kondriitit) vaihtelee välillä 6-7 g/t. Tärkein oli molybdeniitin löytäminen Allenden meteoriitista 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 kuun pölystä, josta automaattiset Luna-16-, Luna-20- ja Luna-24-asemat ottivat näytteitä.

Ensimmäistä kertaa löydettyjä puhtaan nikkelipalloja, joilla on hyvin kiteytynyt pinta, ei tunneta magmakivistä eikä meteoriiteista, joissa nikkeli sisältää välttämättä huomattavan määrän epäpuhtauksia. Tällainen nikkelipallojen pintarakenne olisi voinut syntyä asteroidin (meteoriitin) putoamisen yhteydessä, mikä johti energian vapautumiseen, mikä mahdollisti paitsi putoavan kappaleen materiaalin sulamisen, myös sen haihduttamisen. Räjähdys saattoi nostaa metallihöyryt suurelle korkeudelle (luultavasti kymmenien kilometrien päähän), jossa tapahtui kiteytyminen.

Awaruite (Ni3Fe) -hiukkasia löytyy yhdessä metallisten nikkelipallojen kanssa. Ne kuuluvat meteoriittipölyyn, ja sulaneita rautahiukkasia (mikrometeoriitteja) tulisi pitää "meteoriittipölynä" (E.L. Krinovin terminologian mukaan). Yhdessä nikkelipallojen kanssa kohdatut timanttikiteet syntyivät luultavasti meteoriitin ablaation (sulamisen ja haihtumisen) seurauksena samasta höyrypilvestä sen myöhemmän jäähtymisen aikana. Tiedetään, että synteettisiä timantteja saadaan spontaanilla kiteytyksellä hiililiuoksesta metallisulassa (Ni, Fe) grafiitti-timanttifaasitasapainoviivan yläpuolella yksittäiskiteinä, niiden välissä, kaksosina, monikiteisinä aggregaatteina, runkokiteinä , neulan muotoisia kiteitä ja epäsäännöllisiä rakeita. Lähes kaikki luetellut timanttikiteiden typomorfiset ominaisuudet löytyivät tutkitusta näytteestä.

Tämän perusteella voimme päätellä, että timantin kiteytymisprosessit nikkeli-hiilihöyrypilvessä sen jäähtymisen aikana ja spontaani kiteytyminen hiililiuoksesta nikkelisulassa kokeissa ovat samanlaisia. Lopullinen johtopäätös timantin luonteesta voidaan kuitenkin tehdä yksityiskohtaisten isotooppitutkimusten jälkeen, joita varten on tarpeen saada riittävän suuri määrä ainetta.

Supernova SN2010jl Valokuva: NASA/STScI

Ensimmäistä kertaa tähtitieteilijät ovat havainneet kosmisen pölyn muodostumista supernovan välittömässä läheisyydessä reaaliajassa, minkä ansiosta he voivat selittää tämän salaperäisen ilmiön, joka tapahtuu kahdessa vaiheessa. Prosessi alkaa pian räjähdyksen jälkeen, mutta jatkuu vielä monta vuotta, tutkijat kirjoittavat Nature-lehdessä.

Me kaikki koostuvat tähtipölystä, elementeistä, jotka ovat uusien taivaankappaleiden rakennusmateriaali. Tähtitieteilijät ovat pitkään olettaneet, että tämä pöly muodostuu, kun tähdet räjähtävät. Mutta kuinka tämä tarkalleen tapahtuu ja kuinka pölyhiukkaset eivät tuhoudu galaksien läheisyydessä, missä galaksit ovat aktiivisia, on toistaiseksi jäänyt mysteeriksi.

Tämä kysymys selvitettiin ensin Pohjois-Chilen Paranalin observatorion Very Large Telescope -teleskoopin avulla. Kansainvälinen tutkimusryhmä, jota johti Christa Gall (Christa Gall) Tanskan Århusin yliopistosta, tutki supernovaa, joka tapahtui vuonna 2010 galaksissa, joka oli 160 miljoonan valovuoden päässä meistä. Tutkijat tarkkailivat luettelonumerolla SN2010jl näkyvän ja infrapunavalon alueella kuukausia ja ensimmäisiä vuosia käyttämällä X-Shooter-spektrografia.

"Kun yhdistimme havaintotiedot, pystyimme tekemään ensimmäisen mittauksen eri aallonpituuksien absorptiosta supernovan ympärillä olevassa pölyssä", Gall selittää. "Tämän ansiosta saimme tietää enemmän tästä pölystä kuin aiemmin tiedettiin." Näin saatiin mahdolliseksi tutkia tarkemmin erikokoisia pölyhiukkasia ja niiden muodostumista.

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

Kuten kävi ilmi, tähden ympärillä olevaan tiheään materiaaliin muodostuu suhteellisen nopeasti millimetrin tuhannesosan suurempia pölyhiukkasia. Näiden hiukkasten koot ovat yllättävän suuria kosmisille pölyhiukkasille, mikä tekee niistä vastustuskykyisiä galaktisten prosessien tuhoamiselle. "Todisteemme suurista pölyhiukkasista, joita esiintyy pian supernovaräjähdyksen jälkeen, tarkoittaa, että on oltava nopea ja tehokas tapa muodostaa niitä", lisää Kööpenhaminan yliopiston toinen kirjoittaja Jens Hjorth. "Mutta emme vielä ymmärrä tarkalleen kuinka Tämä tapahtuu."

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

1. Tähti työntää materiaalia ympäröivään avaruuteensa vähän ennen räjähdystä. Sitten tulee ja leviää supernovan shokkiaalto, jonka taakse syntyy viileä ja tiheä kaasukuori - ympäristö, johon aikaisemmin ulos työntyneestä materiaalista pölyhiukkaset voivat tiivistyä ja kasvaa.
2. Toisessa vaiheessa, useita satoja päiviä supernovaräjähdyksen jälkeen, lisätään itse räjähdyksessä sinkoutunutta materiaalia ja tapahtuu kiihtynyt pölynmuodostusprosessi.

"Viime aikoina tähtitieteilijät ovat löytäneet 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 päättää.

Massaltaan kiinteät pölyhiukkaset muodostavat merkityksettömän osan maailmankaikkeudesta, mutta tähtienvälisen pölyn ansiosta tähdet, planeetat ja avaruutta tutkivat ja tähtiä yksinkertaisesti ihailevat ihmiset ovat nousseet ja ilmestyvät edelleen. Mikä aine tämä on - kosminen pöly? Mikä saa ihmiset varustamaan pienen valtion vuosibudjetin arvoisia retkikuntia avaruuteen siinä toivossa, etteikö varmuudella pystyisi poistamaan ja tuomaan Maahan ainakin kourallinen tähtienvälistä pölyä?

Tähtien ja planeettojen välillä

Pölyksi kutsutaan tähtitiedossa pieniä, mikronin osia, avaruudessa lentäviä kiinteitä hiukkasia. Kosminen pöly jaetaan usein ehdollisesti planeettojenväliseen ja tähtienväliseen pölyyn, vaikka on selvää, että tähtienvälinen pääsy planeettojen väliseen avaruuteen ei ole kielletty. Pelkästään sen löytäminen sieltä, "paikallisen" pölyn joukosta, ei ole helppoa, todennäköisyys on pieni ja sen ominaisuudet lähellä aurinkoa voivat muuttua merkittävästi. Jos nyt lennät pois aurinkokunnan rajoille, siellä on erittäin suuri todennäköisyys saada kiinni todellista tähtienvälistä pölyä. Ihanteellinen vaihtoehto on mennä aurinkokunnan ulkopuolelle kokonaan.

Planeettojen välinen pöly, ainakin suhteellisen lähellä maata, on melko hyvin tutkittu asia. Aurinkokunnan koko tilan täyttävä ja päiväntasaajan tasoon keskittynyt se syntyi suurimmaksi osaksi asteroidien satunnaisten törmäysten ja Aurinkoa lähestyvien komeettojen tuhoutumisesta. Pölyn koostumus ei itse asiassa eroa Maahan putoavien meteoriittien koostumuksesta: on erittäin mielenkiintoista tutkia sitä, ja tällä alueella on vielä paljon löytöjä, mutta ei näytä olevan mitään tässä on erityinen juonittelu. Mutta juuri tämän pölyn ansiosta voit kauniilla säällä lännessä heti auringonlaskun jälkeen tai idässä ennen auringonnousua ihailla horisontin yläpuolella olevaa vaaleaa valokartiota. Tämä on niin kutsuttu eläinrata - auringonvalo, jota sirottavat pienet kosmiset pölyhiukkaset.

Paljon mielenkiintoisempaa on tähtienvälinen pöly. Sen erottuva piirre on kiinteän ytimen ja kuoren läsnäolo. Ydin näyttää koostuvan pääasiassa hiilestä, piistä ja metalleista. Ja kuori on valmistettu pääasiassa kaasumaisista elementeistä, jotka ovat jäätyneet ytimen pinnalle, kiteytyneet tähtienvälisen avaruuden "syvän jäätymisen" olosuhteissa, ja tämä on noin 10 kelviniä, vetyä ja happea. Siinä on kuitenkin molekyylien epäpuhtauksia ja monimutkaisempia. Nämä ovat ammoniakkia, metaania ja jopa moniatomisia orgaanisia molekyylejä, jotka tarttuvat pölyjyväseen tai muodostuvat sen pinnalle vaeltamisen aikana. Jotkut näistä aineista tietysti lentää pois sen pinnalta, esimerkiksi ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, mutta tämä prosessi on palautuva - jotkut lentävät pois, toiset jäätyvät tai syntetisoituvat.

Nyt tähtien välisessä tilassa tai niiden läheisyydessä ei tietenkään ole kemiallisia, vaan fysikaalisia, eli spektroskooppisia menetelmiä on jo löydetty: vesi, hiilen oksideja, typpeä, rikkiä ja piitä, kloorivetyä, ammoniakkia, asetyleeniä, orgaanista hapot, kuten muurahais- ja etikkahappo, etyyli- ja metyylialkoholit, bentseeni, naftaleeni. He jopa löysivät aminohapon - glysiinin!

Olisi mielenkiintoista saada kiinni ja tutkia tähtienvälistä pölyä, joka tunkeutuu aurinkokuntaan ja todennäköisesti putoaa maan päälle. Sen "saapuminen" ei ole helppo ongelma, koska harvat tähtienväliset pölyhiukkaset onnistuvat pitämään jää "takkinsa" auringossa, erityisesti Maan ilmakehässä. Suuret lämpenevät liikaa - niiden kosmista nopeutta ei voida nopeasti sammuttaa, ja pölyhiukkaset "palavat". Pienet kuitenkin suunnittelevat ilmakehässä vuosia säilyttäen osan kuoresta, mutta tässä syntyy ongelma niiden löytämisessä ja tunnistamisessa.

On toinen erittäin kiehtova yksityiskohta. Se koskee pölyä, jonka ytimet koostuvat hiilestä. Tähtien ytimissä syntetisoitunut ja avaruuteen esimerkiksi ikääntyvien (kuten punaisten jättiläisten) tähtien ilmakehästä lähtevä hiili, lentää ulos tähtienväliseen avaruuteen, jäähtyy ja tiivistyy - suunnilleen samalla tavalla kuin kuuman päivän jälkeen sumua jäähtynyt vesihöyry kerääntyy alamaille. Kiteytysolosuhteista riippuen voidaan saada kerrosrakenteita grafiittia, timanttikiteitä (kuvittele vain - kokonaisia ​​pienten timanttien pilviä!) ja jopa onttoja hiiliatomipalloja (fullereeneja). Ja niihin ehkä, kuten kassakaappiin tai säiliöön, varastoidaan hyvin muinaisen tähden ilmakehän hiukkasia. Tällaisten pölyhiukkasten löytäminen olisi valtava menestys.

Mistä avaruuspölyä löytyy?

On sanottava, että käsitys kosmisesta tyhjiöstä täysin tyhjänä on pitkään pysynyt vain runollisena metaforana. Itse asiassa koko universumin avaruus, sekä tähtien että galaksien välillä, on täynnä ainetta, alkuainehiukkasten virtoja, säteilyä ja kenttiä - magneettisia, sähköisiä ja gravitaatioita. Ainoa, mitä voidaan koskea, on suhteellisesti sanottuna kaasu, pöly ja plasma, joiden osuus maailmankaikkeuden kokonaismassasta on eri arvioiden mukaan vain noin 1-2 % ja keskimääräinen tiheys noin 10-24 g/cm. 3. Kaasua on avaruudessa eniten, lähes 99%. Tämä on pääasiassa vetyä (jopa 77,4 %) ja heliumia (21 %), loput muodostavat alle kaksi prosenttia massasta. Ja sitten on pölyä - sen massa on lähes sata kertaa pienempi kuin kaasu.

Vaikka joskus tyhjyys tähtienvälisessä ja galaktisessa tilassa on melkein ihanteellinen: joskus yhdelle aineatomille on 1 litra tilaa! Tällaista tyhjiötä ei ole maanpäällisissä laboratorioissa eikä aurinkokunnassa. Vertailun vuoksi voimme antaa seuraavan esimerkin: 1 cm 3 hengittämämme ilmassa on noin 30 000 000 000 000 000 000 molekyyliä.

Tämä aine on jakautunut tähtienvälisessä avaruudessa hyvin epätasaisesti. Suurin osa tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä muodostaa kaasu- ja pölykerroksen lähellä galaktisen kiekon symmetriatasoa. Sen paksuus galaksissamme on useita satoja valovuosia. Suurin osa sen kierrehaaroissa ja ytimessä olevasta kaasusta ja pölystä on keskittynyt pääasiassa jättimäisiin molekyylipilviin, joiden koko vaihtelee 5–50 parsekista (16–160 valovuotta) ja jotka painavat kymmeniä tuhansia ja jopa miljoonia auringon massoja. Mutta myös näiden pilvien sisällä aine jakautuu epähomogeenisesti. Pilven päätilavuudessa, ns. turkissa, pääasiassa molekyylivedystä, hiukkastiheys on noin 100 kappaletta per 1 cm 3. Pilven sisällä tapahtuvissa tiivistymissä se saavuttaa kymmeniä tuhansia hiukkasia per 1 cm 3 ja näiden tiivistymien ytimissä yleensä miljoonia hiukkasia per 1 cm 3 . Tämä maailmankaikkeuden aineen jakautumisen epätasaisuus johtuu tähtien, planeettojen ja viime kädessä meidänkin olemassaolosta. Koska tähdet syntyvät tiheissä ja suhteellisen kylmissä molekyylipilvissä.

Mielenkiintoista: mitä suurempi pilven tiheys on, sitä monipuolisempi se on koostumukseltaan. Tässä tapauksessa pilven (tai sen yksittäisten osien) tiheyden ja lämpötilan ja niiden aineiden välillä, joiden molekyylit ovat siellä, on vastaavuus. Toisaalta tämä on kätevää pilvien tutkimiseen: tarkkailemalla niiden yksittäisiä komponentteja eri spektrialueilla spektrin tunnusomaisia ​​linjoja pitkin, esimerkiksi CO, OH tai NH 3, voit "katsoa" yhteen tai toiseen osaan. siitä. Ja toisaalta pilven koostumusta koskevien tietojen avulla voit oppia paljon siinä tapahtuvista prosesseista.

Lisäksi tähtienvälisessä avaruudessa on spektrien perusteella myös aineita, joiden olemassaolo maanpäällisissä olosuhteissa on yksinkertaisesti mahdotonta. Nämä ovat ioneja ja radikaaleja. Niiden kemiallinen aktiivisuus on niin korkea, että ne reagoivat välittömästi maan päällä. Ja avaruuden harvinaisen kylmässä tilassa he elävät pitkään ja melko vapaasti.

Yleensä kaasu tähtienvälisessä avaruudessa ei ole vain atomia. Siellä missä on kylmempää, korkeintaan 50 kelviniä, atomit onnistuvat pysymään yhdessä muodostaen molekyylejä. Suuri massa tähtienvälistä kaasua on kuitenkin edelleen atomitilassa. Tämä on pääasiassa vetyä, sen neutraali muoto löydettiin suhteellisen äskettäin - vuonna 1951. Kuten tiedät, se lähettää radioaaltoja, joiden pituus on 21 cm (taajuus 1420 MHz), joiden intensiteetti määritti, kuinka paljon se on galaksissa. Muuten, se on jakautunut epähomogeenisesti tähtien väliseen tilaan. Atomivetypilvissä sen pitoisuus saavuttaa useita atomeja per 1 cm3, mutta pilvien välillä se on suuruusluokkaa pienempi.

Lopuksi kuumien tähtien lähellä kaasua on ionien muodossa. Voimakas ultraviolettisäteily lämmittää ja ionisoi kaasun, ja se alkaa hehkua. Siksi alueet, joissa on korkea kuumakaasupitoisuus ja joiden lämpötila on noin 10 000 K, näyttävät valopilviltä. Niitä kutsutaan kevyiksi kaasusumuiksi.

Ja missä tahansa sumussa on enemmän tai vähemmän tähtienvälistä pölyä. Huolimatta siitä, että sumut on ehdollisesti jaettu pölyisiin ja kaasumaisiin, molemmissa on pölyä. Ja joka tapauksessa, se on pöly, joka ilmeisesti auttaa tähtiä muodostumaan sumujen syvyyksissä.

sumu esineitä

Kaikista avaruuskohteista sumut ovat ehkä kauneimpia. Totta, näkyvällä alueella olevat tummat sumut näyttävät aivan mustilta läiskiltä taivaalla - ne havaitaan parhaiten Linnunradan taustalla. Mutta muilla sähkömagneettisten aaltojen alueilla, kuten infrapuna, ne näkyvät erittäin hyvin - ja kuvat ovat hyvin epätavallisia.

Sumut ovat eristettyjä avaruudessa, ja niitä yhdistävät gravitaatiovoimat tai ulkoinen paine, kaasun ja pölyn kerääntyminen. Niiden massa voi olla 0,1 - 10 000 aurinkomassaa ja koko 1 - 10 parsekkia.

Aluksi tähtitieteilijät ärsyttivät sumut. 1800-luvun puoliväliin saakka löydettyjä sumuja pidettiin ärsyttävänä esteenä, joka esti tähtien havainnoinnin ja uusien komeettojen etsimisen. Vuonna 1714 englantilainen Edmond Halley, jonka nimeä kuuluisa komeetta kantaa, jopa laati "mustan listan" kuudesta sumusta, jotta ne eivät johtaisi "komeetan sieppaajia" harhaan, ja ranskalainen Charles Messier laajensi luettelon 103 esineeseen. Onneksi muusikko Sir William Herschel, hänen sisarensa ja poikansa, jotka rakastivat tähtitiedettä, kiinnostuivat sumuista. Tarkkaillessaan taivasta omilla kaukoputkillaan he jättivät jälkeensä luettelon sumuista ja tähtijoukkoista, joissa oli tietoa 5 079 avaruusobjektista!

Herschelit käyttivät käytännössä loppuun noiden vuosien optisten teleskooppien mahdollisuudet. Valokuvauksen keksintö ja pitkä valotusaika mahdollistivat kuitenkin hyvin heikosti valoisten kohteiden löytämisen. Hieman myöhemmin spektraaliset analyysimenetelmät, havainnot sähkömagneettisten aaltojen eri alueilla mahdollistivat tulevaisuudessa paitsi monien uusien sumujen löytämisen, myös niiden rakenteen ja ominaisuuksien määrittämisen.

Tähtienvälinen sumu näyttää kirkkaalta kahdessa tapauksessa: joko se on niin kuuma, että sen kaasu itsessään hohtaa, tällaisia ​​sumuja kutsutaan päästösumuiksi; tai itse sumu on kylmä, mutta sen pöly hajottaa lähellä olevan kirkkaan tähden valoa - tämä on heijastussumu.

Tummat sumut ovat myös tähtienvälisiä kaasun ja pölyn kerääntymiä. Mutta toisin kuin kevyet kaasusumut, jotka joskus näkyvät jopa vahvoilla kiikareilla tai kaukoputkella, kuten Orionin sumu, tummat sumut eivät säteile valoa, vaan absorboivat sitä. Kun tähden valo kulkee tällaisten sumujen läpi, pöly voi imeä sen kokonaan ja muuttaa sen silmälle näkymätönksi infrapunasäteilyksi. Siksi tällaiset sumut näyttävät tähtittömiltä upotuksilta taivaalla. V. Herschel kutsui niitä "rei'iksi taivaalla". Ehkä näyttävin niistä on Hevosenpääsumu.

Pölyhiukkaset eivät kuitenkaan välttämättä absorboi tähtien valoa kokonaan, vaan sirottavat sitä vain osittain, vaikkakin valikoivasti. Tosiasia on, että tähtienvälisten pölyhiukkasten koko on lähellä sinisen valon aallonpituutta, joten se hajoaa ja absorboituu voimakkaammin, ja tähtien valon ”punainen” osa tavoittaa meidät paremmin. Tämä on muuten hyvä tapa arvioida pölyrakeiden kokoa sen perusteella, kuinka ne vaimentavat eri aallonpituuksien valoa.

tähti pilvestä

Tähtien muodostumisen syitä ei ole tarkasti selvitetty - on vain malleja, jotka selittävät kokeelliset tiedot enemmän tai vähemmän luotettavasti. Lisäksi tähtien muodostumistavat, ominaisuudet ja tuleva kohtalo ovat hyvin erilaisia ​​ja riippuvat hyvin monista tekijöistä. On kuitenkin olemassa vakiintunut käsite tai pikemminkin kehittynein hypoteesi, jonka ydin on yleisimmin sanottuna, että tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasusta alueilla, joilla on lisääntynyt ainetiheys, eli tähtienvälisten pilvien syvyydet. Pöly materiaalina voitaisiin jättää huomiotta, mutta sen rooli tähtien muodostumisessa on valtava.

Tämä tapahtuu (alkeimmassa versiossa yhdelle tähdelle), ilmeisesti näin. Ensinnäkin prototähtien pilvi tiivistyy tähtienvälisestä väliaineesta, mikä voi johtua painovoiman epävakaudesta, mutta syyt voivat olla erilaisia, eikä niitä vielä täysin ymmärretä. Tavalla tai toisella se supistuu ja houkuttelee ainetta ympäröivästä tilasta. Lämpötila ja paine sen keskustassa nousevat, kunnes tämän kutistuvan kaasupallon keskellä olevat molekyylit alkavat hajota atomeiksi ja sitten ioneiksi. Tällainen prosessi jäähdyttää kaasua ja paine ytimen sisällä laskee jyrkästi. Ydin puristuu kokoon ja shokkiaalto etenee pilven sisällä ja hylkää sen ulkokerrokset. Muodostuu prototähti, joka jatkaa kutistumista gravitaatiovoimien vaikutuksesta, kunnes sen keskustassa alkavat lämpöydinfuusioreaktiot - vedyn muuttuminen heliumiksi. Puristus jatkuu jonkin aikaa, kunnes gravitaatiopuristusvoimat tasapainotetaan kaasun ja säteilypaineen voimilla.

On selvää, että muodostuneen tähden massa on aina pienempi kuin sen "tuottaneen" sumun massa. Osa aineesta, joka ei ehtinyt pudota ytimeen, "pyyhkäisee" shokkiaallon vaikutuksesta, säteily ja hiukkaset virtaavat yksinkertaisesti ympäröivään tilaan tämän prosessin aikana.

Tähtien ja tähtijärjestelmien muodostumisprosessiin vaikuttavat monet tekijät, mukaan lukien magneettikenttä, joka usein myötävaikuttaa prototähtien pilven "murtumiseen" kahdeksi, harvemmin kolmeksi fragmentiksi, joista jokainen puristuu omaksi prototähdeksi. painovoiman vaikutus. Näin syntyy esimerkiksi monia binääritähtijärjestelmiä - kaksi tähteä, jotka pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä ja liikkuvat avaruudessa yhtenä kokonaisuutena.

Kun ydinpolttoaineen "vanheneminen" tähtien suolistossa vähitellen palaa loppuun, ja mitä nopeammin, sitä suurempi tähti. Tällöin reaktioiden vetykierto korvataan heliumilla, sitten ydinfuusioreaktioiden seurauksena muodostuu yhä raskaampia kemiallisia alkuaineita, rautaan asti. Lopulta ydin, joka ei saa enemmän energiaa lämpöydinreaktioista, pienentää jyrkästi kokoaan, menettää stabiiliutensa ja sen aine putoaa itsensä päälle. Tapahtuu voimakas räjähdys, jonka aikana aine voi lämmetä miljardeihin asteisiin ja ytimien väliset vuorovaikutukset johtavat uusien kemiallisten alkuaineiden muodostumiseen, raskaimpiin asti. Räjähdykseen liittyy voimakas energian vapautuminen ja aineen vapautuminen. Tähti räjähtää - tätä prosessia kutsutaan supernovaräjähdykseksi. Lopulta tähti muuttuu massasta riippuen neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi.

Näin luultavasti todella tapahtuu. Joka tapauksessa ei ole epäilystäkään siitä, että nuoret, eli kuumat, tähdet ja niiden joukot ovat ennen kaikkea vain sumuissa, eli alueilla, joilla kaasun ja pölyn tiheys on lisääntynyt. Tämä näkyy selvästi valokuvissa, jotka on otettu teleskooppien eri aallonpituusalueilla.

Tämä ei tietenkään ole muuta kuin karkein yhteenveto tapahtumasarjasta. Meille kaksi asiaa ovat pohjimmiltaan tärkeitä. Ensinnäkin, mikä on pölyn rooli tähtien muodostumisessa? Ja toinen - mistä se itse asiassa tulee?

Universaali jäähdytysneste

Kosmisen aineen kokonaismassassa itse pöly eli kiinteiksi hiukkasiksi yhdistetyt hiili-, piin ja joidenkin muiden alkuaineiden atomit on niin pieni, että joka tapauksessa tähtien rakennusmateriaalina näyttäisi siltä, ​​että ne voivat ei oteta huomioon. Itse asiassa heidän roolinsa on kuitenkin suuri - he jäähdyttävät kuumaa tähtienvälistä kaasua muuttaen sen erittäin kylmäksi tiheäksi pilveksi, josta sitten saadaan tähdet.

Tosiasia on, että tähtienvälinen kaasu ei voi jäähtyä itseään. Vetyatomin elektronirakenne on sellainen, että se voi luovuttaa ylimääräistä energiaa, jos sellaista on, säteilemällä valoa spektrin näkyvällä ja ultraviolettialueella, mutta ei infrapuna-alueella. Kuvaannollisesti sanottuna vety ei voi säteillä lämpöä. Jäähtyäkseen kunnolla se tarvitsee "jääkaapin", jonka roolia hoitavat tarkasti tähtienvälisen pölyn hiukkaset.

Törmäyksessä pölyrakeiden kanssa suurella nopeudella - toisin kuin raskaammat ja hitaammat pölyrakeet, kaasumolekyylit lentävät nopeasti - ne menettävät nopeutta ja niiden liike-energia siirtyy pölyrakeen. Se myös lämpenee ja luovuttaa tätä ylimääräistä lämpöä ympäröivään tilaan, myös infrapunasäteilyn muodossa, samalla kun itse jäähtyy. Joten ottamalla vastaan ​​tähtienvälisten molekyylien lämmön, pöly toimii eräänlaisena säteilijänä, joka jäähdyttää kaasupilviä. Sitä ei ole paljon massasta - noin 1% pilven koko aineen massasta, mutta tämä riittää poistamaan ylimääräisen lämmön miljoonien vuosien aikana.

Kun pilven lämpötila laskee, myös paine laskee, pilvi tiivistyy ja siitä voi jo syntyä tähtiä. Sen materiaalin jäänteet, josta tähti syntyi, ovat puolestaan ​​planeettojen muodostumisen lähde. Täällä pölyhiukkaset sisältyvät jo niiden koostumukseen ja suurempina määrinä. Koska tähti syntyessään lämpenee ja kiihdyttää kaikkea ympärillään olevaa kaasua, ja pöly jää lentää lähellä. Loppujen lopuksi se pystyy jäähtymään ja vetää puoleensa uusi tähti, joka on paljon vahvempi kuin yksittäiset kaasumolekyylit. Lopulta vastasyntyneen tähden vieressä on pölypilvi, ja reunalla - pölykyllästetty kaasu.

Siellä syntyvät kaasuplaneetat, kuten Saturnus, Uranus ja Neptunus. No, kiinteitä planeettoja ilmestyy tähden lähelle. Meillä on Mars, Maa, Venus ja Merkurius. Osoittautuu melko selkeä jako kahteen vyöhykkeeseen: kaasuplaneetat ja kiinteät planeetat. Joten maapallo osoittautui suurelta osin tehty tähtienvälisistä pölyhiukkasista. Metallisista pölyhiukkasista on tullut osa planeetan ydintä, ja nyt maapallolla on valtava rautaydin.

Nuoren universumin mysteeri

Jos galaksi on muodostunut, niin mistä pöly tulee - periaatteessa tutkijat ymmärtävät. Sen merkittävimmät lähteet ovat novat ja supernovat, jotka menettävät osan massastaan ​​"upottaen" kuoren ympäröivään tilaan. Lisäksi pölyä syntyy myös punaisten jättiläisten laajenevassa ilmakehässä, josta se kirjaimellisesti pyyhkäisee pois säteilypaineen vaikutuksesta. Niiden viileässä, tähtien standardien mukaan ilmakehässä (noin 2,5 - 3 tuhatta kelviniä) on melko paljon suhteellisen monimutkaisia ​​molekyylejä.

Mutta tässä on mysteeri, jota ei ole vielä ratkaistu. Aina on uskottu, että pöly on tähtien evoluution tuote. Toisin sanoen tähtien täytyy syntyä, olla olemassa jonkin aikaa, vanhentua ja esimerkiksi tuottaa pölyä viimeisessä supernovaräjähdyksessä. Mikä oli ensin, muna vai kana? Ensimmäinen tähden syntymiseen tarvittava pöly tai ensimmäinen tähti, joka jostain syystä syntyi ilman pölyn apua, vanheni, räjähti muodostaen aivan ensimmäisen pölyn.

Mitä oli alussa? Loppujen lopuksi, kun alkuräjähdys tapahtui 14 miljardia vuotta sitten, maailmankaikkeudessa oli vain vetyä ja heliumia, ei muita alkuaineita! Silloin niistä alkoi nousta ensimmäiset galaksit, valtavat pilvet ja niistä ensimmäiset tähdet, joiden oli edettävä pitkälle elämässä. Tähtien ytimissä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden piti "hitsata" monimutkaisempia kemiallisia alkuaineita, muuttaa vedystä ja heliumista hiileksi, typeksi, hapeksi ja niin edelleen, ja vasta sen jälkeen tähden piti heittää kaikki avaruuteen räjähtäen tai vähitellen. kuoren pudottaminen. Sitten tämän massan piti jäähtyä, jäähtyä ja lopulta muuttua pölyksi. Mutta jo 2 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, varhaisimmista galakseista oli pölyä! Teleskooppien avulla se löydettiin galakseista, jotka ovat 12 miljardin valovuoden päässä meidän galaksista. Samaan aikaan 2 miljardia vuotta on liian lyhyt ajanjakso tähden koko elinkaarelle: tänä aikana useimmat tähdet eivät ehdi vanheta. Mistä nuoressa galaksissa pöly tuli, jos siellä ei pitäisi olla muuta kuin vetyä ja heliumia, on mysteeri.

Pöly - reaktori

Tähtienvälinen pöly ei ainoastaan ​​toimi eräänlaisena yleisenä kylmäaineena, vaan kenties pölyn ansiosta monimutkaisia ​​molekyylejä ilmaantuu avaruuteen.

Tosiasia on, että pölyjyvän pinta voi toimia samanaikaisesti reaktorina, jossa molekyylejä muodostuu atomeista, ja katalysaattorina niiden synteesin reaktioihin. Onhan todennäköisyys, että useat eri alkuaineiden atomit törmäävät kerralla yhdessä pisteessä ja jopa ovat vuorovaikutuksessa keskenään lämpötilassa, joka on hieman absoluuttisen nollan yläpuolella, on käsittämättömän pieni. Toisaalta todennäköisyys, että pölyjyvä törmää peräkkäin lennon aikana eri atomien tai molekyylien kanssa, erityisesti kylmän tiheän pilven sisällä, on melko suuri. Itse asiassa näin tapahtuu - näin tähtienvälisten pölyjyvien kuori muodostuu siihen jäädytetyistä atomeista ja molekyyleistä.

Kiinteällä pinnalla atomit ovat vierekkäin. Vaeltaessaan pölyjyvän pinnan yli energeettisesti edullisinta paikkaa etsiessään atomit kohtaavat ja saavat mahdollisuuden reagoida toistensa kanssa. Tietenkin hyvin hitaasti - pölyn lämpötilan mukaisesti. Hiukkasten pinnalla, erityisesti niiden, jotka sisältävät metallia ytimessä, voi olla katalyytin ominaisuuksia. Maapallon kemistit tietävät hyvin, että tehokkaimmat katalyytit ovat vain mikronin murto-osan hiukkasia, joiden päälle kootaan ja sitten reagoidaan molekyylejä, jotka ovat normaaleissa olosuhteissa täysin "välinpitämättömiä" toisilleen. Ilmeisesti myös molekyylivetyä muodostuu tällä tavalla: sen atomit "kiinni" pölyjyväseen ja sitten lentää pois siitä - mutta jo pareittain, molekyylien muodossa.

Voi hyvinkin olla, että pienet tähtienväliset pölyjyvät, jotka ovat säilyttäneet kuorissaan muutamia orgaanisia molekyylejä, mukaan lukien yksinkertaisimmat aminohapot, toivat ensimmäiset "elämän siemenet" Maahan noin 4 miljardia vuotta sitten. Tämä ei tietenkään ole muuta kuin kaunis hypoteesi. Mutta sen eduksi on se, että aminohappo, glysiini, löydettiin kylmän kaasun ja pölypilvien koostumuksesta. Ehkä on muitakin, vain toistaiseksi kaukoputkien ominaisuudet eivät salli niitä havaita.

Pölyn metsästys

Tähtienvälisen pölyn ominaisuuksia on tietysti mahdollista tutkia etäältä - kaukoputkien ja muiden maapallolla tai sen satelliiteilla sijaitsevien instrumenttien avulla. Mutta on paljon houkuttelevampaa ottaa kiinni tähtienväliset pölyhiukkaset ja sitten tutkia yksityiskohtaisesti, selvittää - ei teoreettisesti, vaan käytännössä, mistä ne koostuvat, miten ne on järjestetty. Tässä on kaksi vaihtoehtoa. Voit päästä avaruuden syvyyksiin, kerätä sinne tähtienvälistä pölyä, tuoda sitä Maahan ja analysoida sitä kaikin mahdollisin tavoin. Tai voit yrittää lentää pois aurinkokunnasta ja analysoida matkan varrella olevaa pölyä suoraan avaruusaluksen kyydissä ja lähettää tiedot Maahan.

NASA teki ensimmäisen yrityksen tuoda näytteitä tähtienvälisestä pölystä ja yleensä tähtienvälisen väliaineen aineesta useita vuosia sitten. Avaruusalus oli varustettu erityisillä ansoilla - keräilijillä tähtienvälisen pölyn ja kosmisten tuulen hiukkasten keräämiseksi. Pölyhiukkasten vangitsemiseksi kuorinsa menettämättä ansoja täytettiin erityisellä aineella - niin sanotulla aerogeelillä. Tämä erittäin kevyt vaahtoava aine (jonka koostumus on liikesalaisuus) muistuttaa hyytelöä. Kertyessään siihen pölyhiukkaset takertuvat, ja sitten, kuten missä tahansa ansassa, kansi pamahtaa kiinni ollakseen auki jo maan päällä.

Tämän projektin nimi oli Stardust - Stardust. Hänen ohjelmansa on loistava. Helmikuussa 1999 tapahtuneen laukaisun jälkeen aluksella olevat laitteet keräävät lopulta näytteitä tähtienvälisestä pölystä ja erikseen pölystä viime vuoden helmikuussa Maata lähellä lentäneen Wild-2-komeetan välittömästä läheisyydestä. Nyt tällä arvokkaimmalla lastilla täytetyillä konteilla alus lentää kotiin laskeutumaan 15. tammikuuta 2006 Utahiin, lähellä Salt Lake Cityä (USA). Silloin tähtitieteilijät näkevät vihdoin omin silmin (mikroskoopin avulla tietysti) juuri ne pölyhiukkaset, joiden koostumuksen ja rakenteen mallit he ovat jo ennustaneet.

Ja elokuussa 2001 Genesis lensi hakemaan materiaalinäytteitä syvästä avaruudesta. Tämä NASA-projekti oli suunnattu pääasiassa aurinkotuulen hiukkasten vangitsemiseen. Vietettyään 1 127 päivää ulkoavaruudessa, jonka aikana se lensi noin 32 miljoonaa kilometriä, alus palasi ja pudotti maapallolle kapselin saatujen näytteiden kanssa - ansoja ioneilla, aurinkotuulen hiukkasilla. Valitettavasti tapahtui onnettomuus - laskuvarjo ei avautunut, ja kapseli törmäsi maahan kaikella voimalla. Ja kaatui. Tietenkin hylky kerättiin ja tutkittiin huolellisesti. Kuitenkin maaliskuussa 2005 Houstonissa pidetyssä konferenssissa ohjelman osallistuja Don Barnetty sanoi, että neljä aurinkotuulen hiukkasia sisältävää keräilijää ei vaikuttanut, ja tutkijat tutkivat aktiivisesti niiden sisältöä, 0,4 mg vangittua aurinkotuulta. Houston.

Nyt NASA valmistelee kuitenkin kolmatta projektia, vieläkin suurempaa. Tämä on Interstellar Probe -avaruustehtävä. Tällä kertaa avaruusalus siirtyy 200 AU:n etäisyydelle. esim. maasta (a.e. - etäisyys maasta aurinkoon). Tämä alus ei koskaan palaa, mutta se on "täytetyt" laajalla valikoimalla laitteita, mukaan lukien tähtienvälisen pölynäytteiden analysointi. Jos kaikki menee hyvin, tähtienväliset pölyhiukkaset syvästä avaruudesta lopulta vangitaan, valokuvataan ja analysoidaan - automaattisesti, suoraan avaruusaluksen kyydissä.

Nuorten tähtien muodostuminen

1. Jättimäinen galaktinen molekyylipilvi, jonka koko on 100 parsekkia, massa 100 000 aurinkoa, lämpötila 50 K, tiheys 10 2 hiukkasta / cm 3. Tämän pilven sisällä on laajamittainen kondensaatiota - diffuusia kaasu- ja pölysumua (1-10 kpl, 10 000 aurinkoa, 20 K, 103 hiukkasta/cm 4 hiukkasta/cm3). Jälkimmäisen sisällä on kooltaan 0,1 kpl pallosia, joiden massa on 1-10 aurinkoa ja tiheys 10-10 6 hiukkasta / cm 3, joissa muodostuu uusia tähtiä.

2. Tähden syntymä kaasu- ja pölypilven sisällä

3. Uusi tähti säteilyllään ja tähtituulillaan kiihdyttää ympäröivän kaasun pois itsestään

4. Nuori tähti astuu avaruuteen puhtaana ja ilman kaasua ja pölyä työntäen sen synnyttänyttä sumua

Auringon massaltaan yhtä suuren tähden "alkion" kehityksen vaiheet

5. Gravitaatiollisesti epävakaan pilven alkuperä, kooltaan 2 000 000 aurinkoa, jonka lämpötila on noin 15 K ja alkutiheys 10 -19 g/cm 3

6. Useiden satojen tuhansien vuosien jälkeen tämä pilvi muodostaa ytimen, jonka lämpötila on noin 200 K ja kooltaan 100 aurinkoa, ja sen massa on edelleen vain 0,05 Auringon massasta.

7. Tässä vaiheessa ydin, jonka lämpötila on jopa 2000 K, kutistuu jyrkästi vetyionisaatiosta johtuen ja samalla lämpenee 20000 K:iin, kasvavaan tähteen putoavan aineen nopeus saavuttaa 100 km/s

8. Kahden auringon kokoinen prototähti, jonka lämpötila on 2x10 5 K keskellä ja 3x10 3 K pinnalla

9. Tähtien esievoluution viimeinen vaihe on hidas puristus, jonka aikana litiumin ja berylliumin isotoopit palavat. Vasta lämpötilan noustessa 6x10 6 K:een, alkavat tähden sisätiloissa heliumisynteesin lämpöydinreaktiot vedystä. Aurinkomme kaltaisen tähden syntymäjakson kokonaiskesto on 50 miljoonaa vuotta, minkä jälkeen tällainen tähti voi palaa hiljaa miljardeja vuosia

Olga Maksimenko, kemian kandidaatti

KOSMINEN PÖLY, kiinteitä hiukkasia, joiden ominaiskoko on noin 0,001 mikronia - noin 1 mikronia (ja mahdollisesti jopa 100 mikronia tai enemmän planeettojen välisessä väliaineessa ja protoplanetaarisissa levyissä), joita löytyy melkein kaikista tähtitieteellisistä kohteista: aurinkokunnasta hyvin kaukaisiin galakseihin ja kvasaarit. Pölyn ominaisuudet (hiukkaspitoisuus, kemiallinen koostumus, hiukkaskoko jne.) vaihtelevat merkittävästi kohteittain, jopa samantyyppisillä esineillä. Kosminen pöly hajottaa ja absorboi tulevaa säteilyä. Hajasäteily, jonka aallonpituus on sama kuin tuleva säteily, etenee kaikkiin suuntiin. Pölyrakeiden absorboima säteily muuttuu lämpöenergiaksi ja hiukkanen säteilee yleensä spektrin pidemmällä aallonpituusalueella kuin tuleva säteily. Molemmat prosessit myötävaikuttavat sukupuuttoon - taivaankappaleiden säteilyn vaimentamiseen kohteen ja tarkkailijan välisellä näkölinjalla sijaitsevalla pölyllä.

Pölyesineitä tutkitaan lähes koko sähkömagneettisten aaltojen alueella - röntgensäteestä millimetriin. Nopeasti pyörivien ultrapienten hiukkasten sähköinen dipolisäteily näyttää myötävaikuttavan jonkin verran mikroaaltosäteilyyn 10-60 GHz:n taajuuksilla. Tärkeä rooli on laboratoriokokeilla, joissa mitataan taitekertoimia sekä hiukkasten absorptiospektrejä ja sirontamatriiseja - kosmisten pölyhiukkasten analogeja, jotka simuloivat tulenkestävien pölyrakeiden muodostumis- ja kasvuprosesseja tähtien ilmakehässä. ja protoplanetaariset levyt, tutkivat molekyylien muodostumista ja haihtuvien pölykomponenttien kehitystä olosuhteissa, jotka ovat samankaltaisia ​​kuin tummissa tähtienvälisissä pilvissä.

Kosmista pölyä, joka on erilaisissa fysikaalisissa olosuhteissa, tutkitaan suoraan maan pinnalle pudonneiden meteoriittien koostumuksessa, Maan ilmakehän ylemmissä kerroksissa (planeettojen välinen pöly ja pienten komeettojen jäännökset), avaruusalusten lentojen aikana planeetoille, asteroidit ja komeetat (lähellä planeettojen ja komeettojen pölyä) ja heliosfäärin rajojen ulkopuolella (tähtienvälinen pöly). Kosmisen pölyn maasta ja avaruudesta tehdyt etähavainnot kattavat aurinkokunnan (planeettojenvälinen, planeettojen ja komeettojen välinen pöly, pöly lähellä aurinkoa), galaksimme tähtienvälisen väliaineen (tähtienvälinen, tähtien ympärillä ja sumumainen pöly) ja muita galakseja (ekstragalaktinen pöly) sekä hyvin kaukana olevina esineinä (kosmologinen pöly).

Kosmiset pölyhiukkaset koostuvat pääasiassa hiilipitoisista aineista (amorfinen hiili, grafiitti) ja magnesium-rautasilikaateista (oliviinit, pyrokseenit). Ne tiivistyvät ja kasvavat myöhäisten spektriluokkien tähtien ilmakehissä ja protoplanetaarisissa sumuissa, minkä jälkeen ne sinkoutuvat tähtienväliseen väliaineeseen säteilypaineen vaikutuksesta. Tähtienvälisissä pilvissä, erityisesti tiheissä, tulenkestävät hiukkaset jatkavat kasvuaan kaasuatomien kertymisen seurauksena sekä hiukkasten törmääessä ja tarttuessa toisiinsa (koagulaatio). Tämä johtaa haihtuvien aineiden (pääasiassa jään) kuorien ilmaantumista ja huokoisten kiviaineshiukkasten muodostumiseen. Pölyrakeiden tuhoutuminen tapahtuu supernovaräjähdyksen jälkeen syntyneiden shokkiaaltojen hajoamisen seurauksena tai pilvessä alkaneen tähtien muodostumisprosessin haihtumisen seurauksena. Jäljelle jäänyt pöly jatkaa kehittymistä lähellä muodostunutta tähteä ja ilmenee myöhemmin planeettojen välisen pölypilven tai komeetan ytimien muodossa. Paradoksaalista kyllä, kehittyneiden (vanhojen) tähtien ympärillä oleva pöly on "tuoretta" (äskettäin muodostunut niiden ilmakehään), ja nuorten tähtien ympärillä se on vanhaa (kehittynyt osana tähtienvälistä väliainetta). Oletetaan, että kosmologinen pöly, joka mahdollisesti esiintyy kaukaisissa galakseissa, tiivistyi aineen ulostuloon massiivisten supernovien räjähdyksen jälkeen.

Lit. katso osoitteessa st. Tähtienvälinen pöly.