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, v. kansallispuisto lähellä Gamsin pikkukaupunkia, joka sijaitsee 200 km Wienistä lounaaseen. Tämän osan näytteiden tutkimisen tuloksena skannauksen avulla elektronimikroskooppi löydettiin epätavallisen muodon ja koostumuksen omaavia hiukkasia, jotka eivät muodostu maanpäällisissä olosuhteissa ja kuuluvat kosmiseen pölyyn.

Kosminen pöly maassa

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 asemalla eteläosassa Tyyni valtameri ruoppauksen aikana 4300 metrin syvyydestä nostettiin näytteitä ferromangaanikyhmyistä ja magneettisista mikropalloista, joiden halkaisija oli jopa 100 mikronia, jotka myöhemmin saivat nimen "kosmiset pallot". Challengerin tutkimusmatkan talteenottamista rauta-mikropalloista tutkittiin kuitenkin yksityiskohtaisesti vasta vuonna viime vuodet. Kävi ilmi, että pallot koostuvat 90-prosenttisesti metallista rautaa, 10 % nikkeliä, ja niiden pinta on peitetty ohuella rautaoksidikuorella.

Riisi. 1. Monoliitti Gams 1 -osastosta, valmisteltu näytteenottoa varten. Tasot on merkitty latinalaisin kirjaimin eri ikäisiä. Liitukauden ja paleogeenin (noin 65 miljoonaa vuotta vanha) välinen siirtymäsavikerros, jossa havaittiin metallimikropallojen ja -levyjen kerääntymistä, on merkitty kirjaimella "J". Kuva: A.F. Grachev

Salaperäisten pallojen löytäminen syvänmeren savista itse asiassa liittyy kosmisen aineen tutkimuksen alkuun Maan päällä. Kuitenkin tutkijoiden kiinnostus tätä ongelmaa kohtaan kasvoi räjähdysmäisesti ensimmäisten laukaisujen jälkeen. avaruusalus, jonka avulla tuli mahdolliseksi valita kuun maaperä ja näytteitä pölyhiukkasista aurinkokunnan eri osista. Merkitys oli myös teoksia K.P. Florensky (1963), joka tutki Tunguskan katastrofin jälkiä, ja E.L. Krinov (1971), joka tutki meteoriittipölyä Sikhote-Alinin meteoriitin putoamispaikalla.

Tutkijoiden kiinnostus 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.

AT viime vuosikymmen metalliset mikropallot maan ulkopuolinen alkuperä löytyi eri ikäisistä sedimenttikivistä: alemmasta kambrikaudesta (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 saapuneiden hiukkasten koostumuksen muutosta ja tämän asian ensisijaisia ​​lähteitä. Tämä on tärkeää, koska nämä prosessit vaikuttavat elämän kehittymiseen maapallolla. Monet näistä kysymyksistä ovat vielä kaukana ratkaisematta, mutta tiedon kertyminen ja niiden kattava tutkiminen antavat epäilemättä mahdollisuuden vastata niihin.

Nyt se tiedetään kokonaispaino maapallon kiertoradalla kiertävää pölyä 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. Melkein täydellinen pallomainen muoto, metallinen kiilto ja magneettiset ominaisuudet hiukkasia nähtiin todisteena niistä kosminen alkuperä. Geokemisti E.V. Sobotovich, "ainoa morfologinen kriteeri Tutkittavan materiaalin kosmogeenisuuden arviointi 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 olemassa suuri määrä eri alkuperää olevat pallot - liittyvät vulkaaniseen toimintaan, bakteerien elintärkeään toimintaan tai muodonmuutokseen. On näyttöä siitä, että vulkaanista alkuperää olevilla rautapitoisilla mikropalloilla on paljon vähemmän todennäköisesti ihanteellinen pallomainen muoto 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.

Huolimatta iso luku tutkimuksessa, vastausta tähän peruskysymykseen ei tällä hetkellä voida antaa, koska määrälliset arvioinnit hyvin vähän, ja niiden tarkkuus on kyseenalainen. AT viime aikoina tiedot isotooppitutkimuksista NASA-ohjelma Stratosfäärissä näytteitä otetut kosmiset pölyhiukkaset viittaavat esiaurinkoalkuperää olevien hiukkasten olemassaoloon. 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

Kosmista alkuperää olevia hiukkasia saatiin liitukauden ja paleogeenin välisten siirtymäkerrosten useista osista (germaanisessa kirjallisuudessa - K / T-raja), jotka sijaitsevat lähellä Gamsin alppikylää, jossa samanniminen joki paljastaa useissa paikoissa tätä rajaa.

Gams 1:ssä paljastosta leikattiin monoliitti, jossa K/T-raja näkyy erittäin hyvin. Sen korkeus on 46 cm, leveys alhaalta 30 cm ja ylhäältä 22 cm, paksuus 4 cm. yleinen opiskelu osassa monoliitti jaettiin 2 cm:n jälkeen (alhaalta ylös) kerroksiin, jotka on merkitty kirjaimilla Latinalainen aakkoset(A, B, C…W) ja jokaisen kerroksen sisällä merkittiin myös numerot (1, 2, 3 jne.) 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-osastossa: 1 – Fe-mikropallo, jossa on karkea verkkomainen-hummock-pinta ( yläosa siirtymäkerros J); 2 – Fe-mikropallo, jolla on karkea pituussuunnassa yhdensuuntainen pinta ( Alaosa siirtymäkerros J); 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 muotoja metallihiukkaset liitukauden ja paleogeenin välisestä siirtymäkerroksesta Gams-osastolla Itä-Alpeilla.

Siirtymäkerroksessa savea kahden välillä geologiset rajat– Liitu- ja paleogeenisistä jaksoista sekä kahdelta tasolta paleoseenin päällimmäisistä kerrostumista Gams-osastolla 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 hienot hiukkaset erilaisia ​​muotoja, joista yleisimpiä ovat magneettiset mikropallot, joiden koko vaihtelee välillä 0,7-100 mikronia ja jotka koostuvat 98 % puhtaasta raudasta. Tällaisia ​​pallojen tai mikropallojen muodossa olevia hiukkasia löytyy suuria määriä paitsi J-kerroksessa, myös 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 ennen ole törmännyt hiukkasiin korkea sisältö nikkeliä ja merkittävää molybdeenin sekoitusta, kromia sisältäviä mikropalloja ja spiraaliraudan palasia. Metallimikropallojen ja -hiukkasten lisäksi Gamsin siirtymäsavikerroksesta löydettiin Ni-spinelliä, mikrotimantteja, joissa oli puhdasta Ni-mikropalloja, sekä repeytyneitä Au- ja Cu-levyjä, joita ei löydy 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 ja 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. Sellaista puhdasta nikkeliä pallojen muodossa, joilla on hyvin kiteytynyt pinta, ei löydy tuliperäiset kivet eikä meteoriiteissa, 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.

Näytteet siirtymäkerroksen yläosasta, jotka otettiin suoraan paljastumasta, sisälsivät timantteja pieniä hiukkasia nikkeliä jyvän pinnalla. 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

Kinkku mikropallot samankeskinen sisäinen rakenne samanlaisia ​​kuin ne, jotka Challenger-retkikunta louhi Tyynen valtameren syvänmeren savesta.

rautahiukkasia epäsäännöllinen muoto 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 kyynelten eri muotoja - laavapisaroita (lapilli), jotka heitetään sisään nestemäinen tila tulivuoret purkausten aikana.

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. Niinpä amerikkalaisessa New Jerseyn osavaltiossa siirtymävaiheessa (6 cm) pallokerroksessa iridium-poikkeama 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 Sikhoten putoamispaikoista. -Alin meteoriitti ja Nio meteoriitti Japanissa sekä sedimentissä kiviä eri ikäisiä eri puolilta maailmaa. 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 natiivi molybdeeni ja molybdeniitti löydettiin myös kuun pölynäytteitä automaattiset asemat"Luna-16", "Luna-20" ja "Luna-24".

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 materiaalin sulamisen kaatunut ruumis mutta myös haihduttaa se. Räjähdys saattaa nostaa metallihöyryjä suuri korkeus(luultavasti kymmeniä kilometrejä), jossa kiteytyminen tapahtui.

Awaruite (Ni3Fe) -hiukkasia löytyy yhdessä metallisten nikkelipallojen kanssa. Ne kuuluvat meteoriittipölyyn, ja sulaneita rautahiukkasia (mikrometeoriitteja) on pidettävä "meteoriittipölynä" (E.L. Krinovin terminologian mukaan). Yhdessä nikkelipallojen kanssa kohdatut timanttikiteet johtuivat luultavasti meteoriitin ablaatiosta (sulamisesta ja haihtumisesta) 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 spontaanin kiteytymisen prosessit hiililiuoksesta nikkelisulassa kokeissa ovat samanlaisia. Lopullinen johtopäätös timantin luonteesta voidaan kuitenkin tehdä yksityiskohtaisten isotooppitutkimusten jälkeen, joita varten on tarpeen saada riittävän suuri määrä ainetta.

Näin ollen kosmisen aineen tutkimus siirtymäsavikerroksessa liitukauden ja paleogeenin rajalla osoitti sen läsnäolon kaikissa osissa (kerroksesta J1 kerrokseen J6), mutta merkkejä iskutapahtumasta on tallennettu vain kerroksesta J4, joka on 65 miljoonaa. vuotta vanha. Tätä kosmista pölykerrosta voidaan verrata dinosaurusten kuoleman aikaan.

A.F. GRACHEV Geologisten ja mineralogisten tieteiden tohtori, V.A. TSELMOVICH Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden kandidaatti, Maan fysiikan instituutti RAS (IFZ RAS), O.A. KORCHAGIN Geologisten ja mineralogisten tieteiden kandidaatti, Venäjän RAS-tieteiden akatemian geologinen instituutti (GININ) ).

Aikakauslehti "Maa ja Universe" № 5 2008.

KOSMINEN PÖLY, kiinteitä hiukkasia joiden tyypilliset koot ovat noin 0,001 µm - noin 1 µm (ja mahdollisesti jopa 100 µm tai enemmän planeettojenvälisessä väliaineessa ja protoplanetaarisissa levyissä), joita löytyy melkein kaikista tähtitieteelliset esineet: aurinkokunnasta erittäin kaukaisia ​​galakseja ja kvasaarit. Pölyn ominaisuudet (hiukkaspitoisuus, kemiallinen koostumus, hiukkaskoko jne.) vaihtelevat merkittävästi esineestä toiseen, 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 pidemmällä spektrin aallonpituusalueella kuin tuleva säteily. Molemmat prosessit myötävaikuttavat sukupuuttoon - taivaankappaleiden säteilyn vaimentamiseen kohteen ja tarkkailijan välisellä näkölinjalla sijaitsevalla pölyllä.

Pölykohteita tutkitaan lähes koko alueelta elektromagneettiset aallot- röntgenkuvasta millimetriin. Nopeasti pyörivien ultrapienten hiukkasten sähköinen dipolisäteily näyttää myötävaikuttavan jonkin verran mikroaaltosäteilyyn 10-60 GHz:n taajuuksilla. Tärkeä rooli pelata laboratoriokokeet, jotka mittaavat hiukkasten taitekertoimia sekä absorptiospektrejä ja sirontamatriiseja - kosmisten pölyrakeiden analogeja, simuloivat tulenkestävien pölyrakeiden muodostumis- ja kasvuprosesseja tähtien ja protoplanetaaristen kiekkojen ilmakehissä, tutkivat molekyylien muodostumista ja haihtuvien pölykomponenttien kehittyminen olosuhteissa, jotka ovat samankaltaisia ​​kuin tummissa tähtienvälisissä pilvissä.

Avaruuspölyä löytyy erilaisista fyysiset olosuhteet, tutkittu suoraan maan pinnalle pudonneiden meteoriittien koostumuksessa ylemmissä kerroksissa maan ilmakehään(planeettojen välinen pöly ja jäännökset pieniä komeettoja), avaruusalusten lentojen aikana planeetoille, asteroideille ja komeetoille (lähellä planeettojen ja komeettojen pölyä) ja heliosfäärin ulkopuolelle (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 kuin hyvin etäisiä esineitä(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. Pölyhiukkasten tuhoutuminen tapahtuu ruiskutuksen seurauksena shokkiaallot, joka syntyy supernovapurkausten tai pilvessä alkaneen tähtien muodostumisprosessin haihtumisen jälkeen. 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 tähtienvälinen väliaine). Oletetaan, että kosmologinen pöly, joka mahdollisesti esiintyy kaukaisissa galakseissa, tiivistyi aineen ulostuloon massiivisten supernovien räjähdyksen jälkeen.

Lit. katso osoitteessa st. Tähtienvälinen pöly.

Avaruustyhjiö on pitkään ollut hyvin perinteinen käsite. Planeettojen ja jopa tähtien välinen tila ei ole kaukana tyhjästä - se on täynnä ainetta erilaisten säteilyjen, kenttien, virtausten muodossa alkuainehiukkasia ja ... aineet. Suurin osa tästä aineesta - 99% - on kaasua (pääasiassa vetyä, in alempi tutkinto heliumia), mutta siinä on myös kiinteitä hiukkasia. Näitä hiukkasia kutsutaan myös kosmiseksi pölyksi.

Se on todella läsnä kaikkialla: siellä on tähtienvälistä ja planeettojenvälistä pölyä - niiden erottaminen ei kuitenkaan aina ole helppoa, koska tähtienvälistä pölyä voi myös päästä planeettojen välinen tila... mutta jos menet aurinkokunnan ulkopuolelle, mieluiten kauemmaksi, voit löytää tähtienvälistä pölyä "sisältä puhdas muoto", ilman sekoitusta planeettojen väliseen... Kyllä, mitä aurinkokunta- kosmista pölyä laskeutuu jatkuvasti maapallolle, ja luku nousee kymmeniin kilotonneihin vuodessa, on jopa oletus, että 24% pölystä, joka laskeutuu kahdessa viikossa lukitussa asunnossa, on juuri kosmista pölyä!

Mitä on kosminen pöly? Kuten jo mainittiin, nämä ovat kiinteitä hiukkasia, jotka ovat hajallaan ulkoavaruudessa. Niiden koko on pieni: suurimmat hiukkaset saavuttavat 0,1 mikrometrin (millimetrin pituuden tuhannesosan) ja pienimmät - yleensä useita molekyylejä. Kemiallinen koostumus planeettojen välinen pöly ei käytännössä eroa Maahan ajoittain putoavien meteoriittien koostumuksesta, mutta tähtienvälinen pöly tällä planeetalla on mielenkiintoisempaa. Sen hiukkasissa on kiinteän ytimen lisäksi myös myrkystä koostumukseltaan poikkeava kuori. Ydin on hiiltä, ​​piimetalleja, sitä ympäröivät kaasumaisten alkuaineiden atomien ytimet, jotka tähtienvälisen tilan olosuhteissa kiteytyvät nopeasti ("jäätyvät" ytimeen) - tämä on kuori. Kiteytysprosessit voivat kuitenkin vaikuttaa myös pölyhiukkasten ytimiin, erityisesti niihin, jotka koostuvat hiilestä. Tässä tapauksessa voi muodostua ... timantin kiteitä (näin muistetaan avaruusmerirosvo Kir Bulychevin työstä, joka kaatoi timanttipölyä robottien voiteluaineeseen Shelezyak-planeetalla!).

Mutta tämä ei ole suurin ihme, joka voi tapahtua hiilen kiteytymisen aikana - kun taas hiiliatomit voivat asettua onttoiksi palloiksi (ns. fullereeneiksi), joiden sisään muinaisten tähtien ilmakehän hiukkaset ovat suljettuina ... tällaisen aineen tutkimus voisi valaista monia asioita!

Vaikka kosmisen pölyn hiukkaset ovat niin pieniä, niitä on vaikea olla huomaamatta, jos ne kerääntyvät pölypilviin. Galaksimme kaasu- ja pölykerroksen paksuus mitataan sadoissa valovuosissa, suurin osa aineesta on keskittynyt spiraalihaaroihin.

Monissa tapauksissa pölypilvet itse asiassa "suojaavat" tähdet meille ja jopa tähtien joukosta absorboivat niiden valoa - tässä tapauksessa pölypilvet näyttävät mustilta aukoilta. Kosminen pöly imee parhaiten sinisiä säteitä ja vähiten punaisia, joten kosmisella pölyllä täytetyn tähtienvälisen väliaineen läpi kulkevan tähden valo "värähtyy punaiseksi".

Mistä kaikki tämä loisto tulee? Aloitetaan siitä tosiasiasta, että alun perin universumissa oli vain vedyn molekyylipilviä ... kaikki muut alkuaineet syntyivät (ja syntyvät edelleen) tähtien ytimissä - nämä suurenmoiset " fuusioreaktorit". Nuorten tähtien - punaisten kääpiöiden - ilmapiirit vanhenevat hitaasti sisään tilaa, vanha massiivisia tähtiä, räjähtää lopussa " elinkaari, heittää valtavan määrän ainetta avaruuteen. Tähtienvälisessä avaruudessa nämä aineet (sijaitsevat aluksi kaasumainen tila) tiivistyvät muodostaen pysyviä atomiryhmiä tai jopa molekyylejä. Muut atomit tai molekyylit liittyvät tällaisiin ryhmiin ja tulevat niihin kemiallinen reaktio olemassa olevien kanssa (tätä prosessia kutsutaan kemisorptioksi), ja jos tällaisten hiukkasten pitoisuus on tarpeeksi korkea, ne voivat jopa tarttua yhteen hajoamatta.

Näin syntyy kosminen pöly ... ja voimme perustellusti sanoa, että sillä on suuri tulevaisuus: kunhan kaasu- ja pölypilvistä syntyy uusia tähtiä, joilla on planeettajärjestelmä!

Monet ihmiset ihailevat ilolla tähtitaivaan kaunista spektaakkelia, yhtä luonnon suurimmista luomuksista. Kirkkaalla syystaivaalla näkyy selvästi, kuinka heikosti valoisa nauha ns Linnunrata, jolla on epäsäännölliset ääriviivat eri leveydillä ja kirkkauksilla. Jos tarkastellaan galaksimme muodostavaa Linnunrataa kaukoputken läpi, käy ilmi, että tämä kirkas nauha hajoaa moniin heikosti hehkuvat tähdet, jotka paljaalla silmällä sulautuvat kiinteäksi säteilyksi. Nyt on todettu, että Linnunrata ei koostu vain tähdistä ja tähtijoukkoja, mutta myös kaasu- ja pölypilvistä.

Avaruuspölyä esiintyy monissa avaruusobjekteja, jossa tapahtuu nopea aineen ulosvirtaus, johon liittyy jäähtyminen. Se ilmenee siinä infrapunasäteily kuumat tähdet Wolf-Rayet erittäin voimakkaalla tähtituulella, planetaariset sumut, supernovien kuoret ja uudet tähdet. Suuri määrä pölyä on monien galaksien ytimissä (esimerkiksi M82, NGC253), joista kaasua virtaa ulos voimakkaasti. Kosmisen pölyn vaikutus on voimakkain säteilyn aikana uusi tähti. Muutama viikko novan maksimikirkkauden jälkeen sen spektriin ilmaantuu voimakas ylimääräinen säteilyn infrapuna-alueella, joka johtuu pölyn ilmaantumisesta, jonka lämpötila on noin K. Lisäksi

Tähtienvälinen pöly on Universumin kaikissa nurkissa tapahtuvien eri intensiteetin prosessien tuote, ja sen näkymättömät hiukkaset saavuttavat jopa Maan pinnan lentääkseen meitä ympäröivässä ilmakehässä.

Toistuvasti vahvistettu tosiasia - luonto ei pidä tyhjyydestä. Tähtienvälinen ulkoavaruus, joka näyttää meistä tyhjiöltä, on itse asiassa täynnä kaasua ja mikroskooppisia pölyhiukkasia, joiden koko on 0,01-0,2 mikronia. Näiden näkymättömien elementtien yhdistelmä synnyttää valtavan kokoisia esineitä, eräänlaisia ​​universumin pilviä, jotka pystyvät imemään tietyntyyppisiä spektrinen säteily tähdet, joskus kokonaan piilossa ne maanpäällisiltä tutkijoilta.

Mistä tähtienvälinen pöly on tehty?

Näillä mikroskooppisilla hiukkasilla on ydin, joka muodostuu kaasukuori tähdet ja riippuu täysin sen koostumuksesta. Esimerkiksi grafiittipöly muodostuu hiililamppujen rakeista ja silikaattipöly hapesta. se mielenkiintoinen prosessi, joka kestää kokonaisia ​​vuosikymmeniä: jäähtyessään tähdet menettävät molekyylinsä, jotka avaruuteen lentäessä yhdistyvät ryhmiksi ja muodostavat pohjan pölyjyvän ytimelle. Lisäksi muodostuu vetyatomien ja monimutkaisempien molekyylien kuori. Olosuhteissa matalat lämpötilat tähtienvälinen pöly on jääkiteiden muodossa. Vaeltaessaan galaksissa pienet matkustajat menettävät osan kaasusta kuumennettaessa, mutta uudet molekyylit syrjäyttävät poistuneet molekyylit.

Sijainti ja ominaisuudet

Suurin osa Galaxyllemme putoavasta pölystä on keskittynyt alueelle Linnunrata. Se erottuu tähtien taustasta mustien raitojen ja pisteiden muodossa. Huolimatta siitä, että pölyn paino on mitätön verrattuna kaasun painoon ja on vain 1%, se pystyy piiloutumaan meiltä taivaankappaleet. Vaikka hiukkasten välissä on kymmeniä metrejä, mutta jopa sellaisessa määrin tiheimmät alueet absorboivat jopa 95 % tähtien lähettämästä valosta. Kaasu- ja pölypilvien koot järjestelmässämme ovat todella valtavia, ne mitataan sadoissa valovuosissa.

Vaikutus havaintoihin

Thackeray-pallot peittävät takanaan olevan taivaan alueen

Tähtienvälinen pöly imeytyy suurin osa tähtien säteily, erityisesti sinisessä spektrissä, vääristää niiden valoa ja napaisuutta. Lyhyet aallot kaukaisista lähteistä saavat suurimman vääristymän. Kaasun kanssa sekoittuneet mikrohiukkaset näkyvät tummina täplinä Linnunradalla.

Tämän tekijän yhteydessä Galaxymme ydin on täysin piilossa ja on havainnoitavissa vain sisällä infrapunasäteet. Pilvet, joissa on korkea pölypitoisuus, muuttuvat lähes läpinäkymättömiksi, joten sisällä olevat hiukkaset eivät menetä jäistä kuorta. Nykyajan tutkijat ja tiedemiehet uskovat, että he muodostavat yhdessä uusien komeettojen ytimet.

Tiede on osoittanut pölyrakeiden vaikutuksen tähtien muodostumisprosesseihin. Nämä hiukkaset sisältävät erilaisia ​​aineita, mukaan lukien metallit, jotka toimivat katalyytteinä useissa kemiallisissa prosesseissa.

Planeettamme joka vuosi lisää massaansa putoavan intern vuoksi tähtipölyä. Tietenkin nämä mikroskooppiset hiukkaset ovat näkymättömiä, ja niiden löytämiseksi ja tutkimiseksi ne tutkivat merenpohjaa ja meteoriitteja. Tähtienvälisen pölyn keräämisestä ja toimittamisesta on tullut yksi avaruusalusten ja tehtävien tehtävistä.

Maapallon ilmakehään saapuessaan suuret hiukkaset menettävät kuorensa ja pienet kiertävät ympärillämme näkymättömästi vuosia. Kosminen pöly on kaikkialla läsnä ja samanlaista kaikissa galakseissa, tähtitieteilijät havaitsevat säännöllisesti tummia viivoja kaukaisten maailmojen pinnalla.