Durante 2003-2008 um grupo de cientistas russos e austríacos com a participação de Heinz Kohlmann, um famoso paleontólogo, curador do Parque Nacional Eisenwurzen, estudou a catástrofe que aconteceu há 65 milhões de anos, quando mais de 75% de todos os organismos morreram na Terra, incluindo os dinossauros . A maioria dos pesquisadores acredita que a extinção foi devido à queda de um asteroide, embora existam outros pontos de vista.

Vestígios desta catástrofe em seções geológicas são representados por uma fina camada de argila preta com espessura de 1 a 5 cm. Uma dessas seções está localizada na Áustria, nos Alpes Orientais, no Parque Nacional perto da pequena cidade de Gams, localizado a 200 km a sudoeste de Viena. Como resultado do estudo de amostras desta seção usando um microscópio eletrônico de varredura, foram encontradas partículas de forma e composição incomuns, que não são formadas em condições terrestres e pertencem à poeira cósmica.

Poeira do espaço na terra

Pela primeira vez, vestígios de matéria cósmica na Terra foram descobertos em argilas vermelhas do fundo do mar por uma expedição inglesa que explorou o fundo do Oceano Mundial no navio Challenger (1872-1876). Eles foram descritos por Murray e Renard em 1891. Em duas estações no Oceano Pacífico Sul, amostras de nódulos de ferromanganês e microesferas magnéticas de até 100 µm de diâmetro foram recuperadas de uma profundidade de 4300 m, posteriormente chamadas de “bolas cósmicas”. No entanto, as microesferas de ferro recuperadas pela expedição Challenger só foram estudadas em detalhes nos últimos anos. Descobriu-se que as bolas são 90% de ferro metálico, 10% de níquel e sua superfície é coberta com uma fina crosta de óxido de ferro.

Arroz. 1. Monólito da seção Gams 1, preparado para amostragem. Camadas de diferentes idades são indicadas por letras latinas. A camada de argila de transição entre os períodos Cretáceo e Paleógeno (com cerca de 65 milhões de anos), na qual foi encontrado um acúmulo de microesferas e placas metálicas, é marcada com a letra "J". Foto de A. F. Grachev

Com a descoberta de bolas misteriosas em argilas do fundo do mar, de fato, o início do estudo da matéria cósmica na Terra está conectado. No entanto, uma explosão de interesse dos pesquisadores por esse problema ocorreu após os primeiros lançamentos de espaçonaves, com a ajuda dos quais foi possível selecionar solo lunar e amostras de partículas de poeira de diferentes áreas. sistema solar. As obras de K. P. Florensky (1963), que estudou os vestígios da catástrofe de Tunguska, e E.L. Krinov (1971), que estudou poeira meteórica no local da queda do meteorito Sikhote-Alin.

O interesse dos pesquisadores pelas microesferas metálicas levou à sua descoberta em rochas sedimentares de diferentes idades e origens. Microesferas de metal foram encontradas no gelo da Antártida e da Groenlândia, em sedimentos oceânicos profundos e nódulos de manganês, nas areias de desertos e praias costeiras. Eles são frequentemente encontrados em crateras de meteoritos e próximos a eles.

Na última década, microesferas metálicas de origem extraterrestre foram encontradas em rochas sedimentares de diferentes idades: desde o Cambriano Inferior (cerca de 500 milhões de anos atrás) até formações modernas.

Dados sobre microesferas e outras partículas de depósitos antigos permitem julgar os volumes, bem como a uniformidade ou irregularidade do fornecimento de matéria cósmica à Terra, a mudança na composição das partículas que entram na Terra a partir do espaço e o principal fontes deste assunto. Isso é importante porque esses processos afetam o desenvolvimento da vida na Terra. Muitas dessas questões ainda estão longe de serem resolvidas, mas o acúmulo de dados e seu estudo abrangente permitirão, sem dúvida, respondê-las.

Sabe-se agora que a massa total de poeira que circula na órbita da Terra é de cerca de 1015 toneladas.A cada ano, de 4 a 10 mil toneladas de matéria cósmica caem na superfície da Terra. 95% da matéria que cai na superfície da Terra são partículas com um tamanho de 50-400 mícrons. A questão de como a taxa de chegada da matéria cósmica à Terra muda com o tempo permanece controversa até agora, apesar dos muitos estudos realizados nos últimos 10 anos.

Com base no tamanho das partículas de poeira cósmica, poeira cósmica interplanetária com tamanho inferior a 30 mícrons e micrometeoritos maiores que 50 mícrons estão atualmente isolados. Ainda antes, E. L. Krinov sugeriu que os menores fragmentos de um meteoroide derretido da superfície fossem chamados de micrometeoritos.

Critérios estritos para distinguir entre poeira cósmica e partículas de meteoritos ainda não foram desenvolvidos, e mesmo usando o exemplo da seção de Hams por nós estudada, foi demonstrado que as partículas e microesferas metálicas são mais diversas em forma e composição do que as fornecidas pelas existentes. classificações. A forma esférica quase ideal, o brilho metálico e as propriedades magnéticas das partículas foram considerados como prova de sua origem cósmica. De acordo com o geoquímico E.V. Sobotovich, "o único critério morfológico para avaliar a cosmogenicidade do material em estudo é a presença de bolas derretidas, inclusive magnéticas". No entanto, além da forma extremamente diversa, a composição química da substância é de fundamental importância. Os pesquisadores descobriram que, junto com as microesferas de origem cósmica, existe um grande número de bolas de gênese diferente - associadas à atividade vulcânica, à atividade vital das bactérias ou ao metamorfismo. Há evidências de que microesferas ferruginosas de origem vulcânica são muito menos propensas a ter uma forma esférica ideal e, além disso, têm uma mistura aumentada de titânio (Ti) (mais de 10%).

Grupo russo-austríaco de geólogos e equipe de filmagem da Televisão de Viena na seção Gams nos Alpes Orientais. Em primeiro plano - A.F. Grachev

Origem da poeira cósmica

A questão da origem da poeira cósmica ainda é objeto de debate. Professor E. V. Sobotovich acreditava que a poeira cósmica poderia representar os restos da nuvem protoplanetária original, que foi contestada em 1973 por B.Yu. Levin e A. N. Simonenko, acreditando que uma substância finamente dispersa não poderia ser preservada por muito tempo (Terra e Universo, 1980, nº 6).

Há outra explicação: a formação de poeira cósmica está associada à destruição de asteróides e cometas. Conforme observado por E. V. Sobotovich, se a quantidade de poeira cósmica que entra na Terra não muda com o tempo, então B.Yu. Levin e A. N. Simonenko.

Apesar do grande número de estudos, a resposta a esta questão fundamental não pode ser dada no momento, porque há muito poucas estimativas quantitativas e sua precisão é discutível. NO recentemente Dados isotópicos da NASA sobre partículas de poeira cósmica amostradas na estratosfera sugerem a existência de partículas de origem pré-solar. Minerais como diamante, moissanite (carboneto de silício) e corindo foram encontrados nesta poeira, que, usando isótopos de carbono e nitrogênio, permitem atribuir sua formação ao tempo anterior à formação do sistema solar.

A importância de estudar a poeira cósmica na seção geológica é óbvia. Este artigo apresenta os primeiros resultados de um estudo da matéria cósmica na camada de argila transicional na fronteira Cretáceo-Paleogeno (65 milhões de anos atrás) da seção Gams, nos Alpes Orientais (Áustria).

Características gerais da seção de jogos

Partículas de origem cósmica foram obtidas de várias seções das camadas de transição entre o Cretáceo e o Paleógeno (na literatura de língua alemã - a fronteira K / T), localizadas perto da vila alpina de Gams, onde o rio de mesmo nome em vários lugares revela essa fronteira.

Na seção Gams 1, um monólito foi cortado do afloramento, no qual a fronteira K/T é muito bem expressa. Sua altura é de 46 cm, a largura é de 30 cm na parte inferior e 22 cm na parte superior, a espessura é de 4 cm. ,C…W), e dentro de cada camada, os números (1, 2, 3, etc.) também foram marcadas a cada 2 cm. A camada de transição J na interface K/T foi estudada mais detalhadamente, onde foram identificadas seis subcamadas com espessura de cerca de 3 mm.

Os resultados dos estudos obtidos na seção Gams 1 são amplamente repetidos no estudo de outra seção - Gams 2. O complexo de estudos incluiu o estudo de seções delgadas e frações monominerais, sua análise química, além de fluorescência de raios X, nêutrons análises estruturais de ativação e raios-X, análise de hélio, carbono e oxigênio, determinação da composição de minerais em microssonda, análise magnetomineralógica.

Variedade de micropartículas

Microesferas de ferro e níquel da camada de transição entre o Cretáceo e o Paleógeno na seção Gams: 1 – Microesfera de Fe com superfície rugosa reticulada-hummocky (parte superior da camada de transição J); 2 – Microesfera de Fe com superfície rugosa longitudinalmente paralela (parte inferior da camada de transição J); 3 – Microesfera de Fe com elementos de facetamento cristalográfico e textura grosseira da superfície celular-rede (camada M); 4 – Microesfera de Fe com uma fina superfície de rede (parte superior da camada de transição J); 5 – Microesfera de Ni com cristalitos na superfície (parte superior da camada de transição J); 6 – agregado de microesferas de Ni sinterizado com cristalitos na superfície (parte superior da camada de transição J); 7 – agregado de microesferas de Ni com microdiamantes (C; parte superior da camada de transição J); 8, 9 — formas características de partículas metálicas da camada de transição entre o Cretáceo e o Paleogeno na seção Gams nos Alpes Orientais.

Na camada de argila de transição entre os dois limites geológicos - Cretáceo e Paleógeno, bem como em dois níveis nos depósitos sobrejacentes do Paleoceno na seção Gams, foram encontradas muitas partículas metálicas e microesferas de origem cósmica. Eles são muito mais diversos em forma, textura de superfície e composição química do que todos conhecidos até agora em camadas de argila de transição desta idade em outras regiões do mundo.

Na seção Gams, a matéria cósmica é representada por partículas finamente dispersas de várias formas, dentre as quais as mais comuns são microesferas magnéticas que variam em tamanho de 0,7 a 100 μm, compostas por 98% de ferro puro. Tais partículas em forma de esférulas ou microesférulas são encontradas em grande quantidade não apenas na camada J, mas também mais altas, em argilas do Paleoceno (camadas K e M).

As microesferas são compostas de ferro puro ou magnetita, algumas delas possuem impurezas de cromo (Cr), uma liga de ferro e níquel (avaruita) e níquel puro (Ni). Algumas partículas de Fe-Ni contêm uma mistura de molibdênio (Mo). Na camada de argila de transição entre o Cretáceo e o Paleógeno, todos eles foram descobertos pela primeira vez.

Nunca antes encontramos partículas com alto teor de níquel e uma mistura significativa de molibdênio, microesferas com presença de cromo e pedaços de ferro espiral. Além de microesferas e partículas metálicas, espinélio de Ni, microdiamantes com microesferas de Ni puro, bem como placas rasgadas de Au e Cu, que não foram encontradas nos depósitos subjacentes e sobrejacentes, foram encontrados na camada de argila transicional em Gams.

Caracterização de micropartículas

As microesferas metálicas na seção Gams estão presentes em três níveis estratigráficos: partículas ferruginosas de vários formatos estão concentradas na camada de argila de transição, nos arenitos finos sobrejacentes da camada K, e o terceiro nível é formado pelos siltitos da camada M.

Algumas esferas têm uma superfície lisa, outras têm uma superfície reticulada e outras são cobertas por uma rede de pequenas fissuras poligonais ou um sistema de fissuras paralelas que se estende de uma fissura principal. Eles são ocos, semelhantes a conchas, preenchidos com um mineral argiloso, e também podem ter uma estrutura concêntrica interna. Partículas de metal e microesferas de Fe são encontradas em toda a camada de argila de transição, mas estão concentradas principalmente nos horizontes inferior e médio.

Micrometeoritos são partículas fundidas de ferro puro ou liga de ferro-níquel Fe-Ni (awaruite); seus tamanhos são de 5 a 20 mícrons. Numerosas partículas de awaruite estão confinadas ao nível superior da camada de transição J, enquanto partículas puramente ferruginosas estão presentes nas partes inferior e superior da camada de transição.

Partículas na forma de placas com uma superfície transversalmente irregular consistem apenas em ferro, sua largura é de 10 a 20 µm e seu comprimento é de até 150 µm. São levemente arqueadas e ocorrem na base da camada de transição J. Em sua parte inferior, também existem placas de Fe-Ni com uma mistura de Mo.

As placas feitas de uma liga de ferro e níquel têm uma forma alongada, levemente curvada, com sulcos longitudinais na superfície, as dimensões variam em comprimento de 70 a 150 mícrons com largura de cerca de 20 mícrons. Eles são mais comuns nas partes inferior e média da camada de transição.

As placas de ferro com ranhuras longitudinais são idênticas em forma e tamanho às placas de liga Ni-Fe. Eles estão confinados às partes inferior e média da camada de transição.

De particular interesse são as partículas de ferro puro, com a forma de uma espiral regular e dobradas na forma de um gancho. Eles consistem principalmente de Fe puro, raramente é uma liga Fe-Ni-Mo. As partículas de ferro em espiral ocorrem na parte superior da camada J e na camada de arenito sobrejacente (camada K). Uma partícula espiral Fe-Ni-Mo foi encontrada na base da camada de transição J.

Na parte superior da camada de transição J, havia vários grãos de microdiamantes sinterizados com microesferas de Ni. Estudos de microssonda de bolas de níquel realizados em dois instrumentos (com espectrômetros dispersivos de onda e energia) mostraram que essas bolas consistem de níquel quase puro sob uma fina película de óxido de níquel. A superfície de todas as bolas de níquel é pontilhada com cristalitos distintos com gêmeos pronunciados de 1 a 2 µm de tamanho. Esse níquel puro na forma de bolas com uma superfície bem cristalizada não é encontrado nem em rochas ígneas nem em meteoritos, onde o níquel necessariamente contém uma quantidade significativa de impurezas.

Ao estudar um monólito da seção Gams 1, bolas de Ni puro foram encontradas apenas na parte superior da camada de transição J (na sua parte superior, uma camada sedimentar muito fina J 6, cuja espessura não excede 200 μm), e de acordo com aos dados de análise termomagnética, o níquel metálico está presente na camada de transição, a partir da subcamada J4. Aqui, junto com as bolas de Ni, também foram encontrados diamantes. Em uma camada retirada de um cubo com área de 1 cm2, o número de grãos de diamante encontrados é de dezenas (de frações de mícrons a dezenas de mícrons de tamanho) e centenas de bolas de níquel do mesmo tamanho.

Em amostras da parte superior da camada de transição, retiradas diretamente do afloramento, foram encontrados diamantes com pequenas partículas de níquel na superfície do grão. É significativo que a presença do mineral moissanita também tenha sido revelada durante o estudo de amostras desta parte da camada J. Anteriormente, os microdiamantes foram encontrados na camada de transição no limite Cretáceo-Paleogeno no México.

Encontra em outras áreas

As microesferas de Hams com estrutura interna concêntrica são semelhantes àquelas que foram extraídas pela expedição Challenger em argilas do fundo do mar do Oceano Pacífico.

Partículas de ferro de formato irregular com bordas derretidas, bem como na forma de espirais e ganchos e placas curvas, são muito semelhantes aos produtos de destruição de meteoritos que caem na Terra, podem ser considerados como ferro meteórico. Partículas de avaruita e níquel puro podem ser atribuídas à mesma categoria.

Partículas de ferro curvas estão próximas das várias formas de lágrimas de Pelé - gotas de lava (lapilli), que ejetam vulcões do respiradouro durante as erupções em estado líquido.

Assim, a camada de argila de transição em Gams tem uma estrutura heterogênea e é distintamente dividida em duas partes. Partículas e microesferas de ferro predominam nas partes inferior e média, enquanto a parte superior da camada é enriquecida em níquel: partículas de awaruite e microesferas de níquel com diamantes. Isso é confirmado não apenas pela distribuição das partículas de ferro e níquel na argila, mas também pelos dados de análises químicas e termomagnéticas.

A comparação dos dados de análise termomagnética e análise de microssonda indica uma extrema falta de homogeneidade na distribuição de níquel, ferro e suas ligas dentro da camada J; no entanto, de acordo com os resultados da análise termomagnética, o níquel puro é registrado apenas na camada J4. Ressalta-se também que o ferro helicoidal ocorre principalmente na parte superior da camada J e continua a ocorrer na camada sobrejacente K, onde, no entanto, existem poucas partículas de Fe, Fe-Ni de forma isométrica ou lamelar.

Ressaltamos que essa diferenciação clara em termos de ferro, níquel e irídio, que se manifesta na camada de argila de transição em Gamsa, também existe em outras regiões. Por exemplo, no estado americano de Nova Jersey, na camada esférula de transição (6 cm), a anomalia irídio se manifestou de forma acentuada em sua base, enquanto os minerais de impacto estão concentrados apenas na parte superior (1 cm) dessa camada. No Haiti, no limite Cretáceo-Paleogeno e na parte superior da camada de esférulas, há um acentuado enriquecimento em Ni e quartzo de impacto.

Fenômeno de fundo para a Terra

Muitas características das esférulas de Fe e Fe-Ni encontradas são semelhantes às bolas descobertas pela expedição Challenger nas argilas do oceano Pacífico, na área da catástrofe de Tunguska e nos locais da queda do Sikhote -Meteorito Alin e o meteorito Nio no Japão, bem como em rochas sedimentares de diferentes idades de muitas regiões do mundo. Com exceção das áreas da catástrofe de Tunguska e da queda do meteorito Sikhote-Alin, em todos os outros casos a formação não apenas de esférulas, mas também de partículas de várias morfologias, consistindo de ferro puro (às vezes contendo cromo) e liga de níquel-ferro , não tem conexão com o evento de impacto. Consideramos o aparecimento de tais partículas como resultado da queda de poeira cósmica interplanetária na superfície da Terra, um processo que vem ocorrendo continuamente desde a formação da Terra e é uma espécie de fenômeno de fundo.

Muitas partículas estudadas na seção Gams estão próximas em composição à composição química em massa da substância do meteorito no local da queda do meteorito Sikhote-Alin (de acordo com E.L. Krinov, estas são 93,29% de ferro, 5,94% de níquel, 0,38% cobalto).

A presença de molibdênio em algumas das partículas não é inesperada, pois muitos tipos de meteoritos o incluem. O teor de molibdênio em meteoritos (ferro, pedra e condritos carbonáceos) varia de 6 a 7 g/t. A mais importante foi a descoberta de molibdenita no meteorito Allende como uma inclusão em uma liga metálica com a seguinte composição (% em peso): Fe—31,1, Ni—64,5, Co—2,0, Cr—0,3, V—0,5, P— 0,1. Deve-se notar que molibdênio e molibdenita nativos também foram encontrados na poeira lunar amostrada pelas estações automáticas Luna-16, Luna-20 e Luna-24.

As bolas de níquel puro com superfície bem cristalizada encontradas pela primeira vez não são conhecidas nem em rochas ígneas nem em meteoritos, onde o níquel necessariamente contém uma quantidade significativa de impurezas. Essa estrutura de superfície de bolas de níquel poderia ter surgido no caso de uma queda de asteróide (meteorito), o que levou à liberação de energia, o que possibilitou não apenas derreter o material do corpo caído, mas também evaporá-lo. Vapores de metal poderiam ser elevados pela explosão a uma grande altura (provavelmente dezenas de quilômetros), onde ocorreu a cristalização.

Partículas constituídas de awaruite (Ni3Fe) são encontradas juntamente com bolas metálicas de níquel. Eles pertencem ao pó de meteoro, e partículas de ferro fundido (micrometeoritos) devem ser consideradas como "pó de meteorito" (de acordo com a terminologia de E.L. Krinov). Os cristais de diamante encontrados junto com as bolas de níquel provavelmente surgiram como resultado da ablação (fusão e evaporação) do meteorito da mesma nuvem de vapor durante seu resfriamento subsequente. Sabe-se que os diamantes sintéticos são obtidos por cristalização espontânea de uma solução de carbono em uma fusão de metais (Ni, Fe) acima da linha de equilíbrio da fase grafite-diamante na forma de monocristais, seus intercrescimentos, gêmeos, agregados policristalinos, cristais estruturais , cristais em forma de agulha e grãos irregulares. Quase todas as características tipomórficas listadas dos cristais de diamante foram encontradas na amostra estudada.

Isso nos permite concluir que os processos de cristalização do diamante em uma nuvem de vapor de níquel-carbono durante seu resfriamento e cristalização espontânea a partir de uma solução de carbono em um níquel fundido em experimentos são semelhantes. No entanto, a conclusão final sobre a natureza do diamante pode ser feita após estudos isotópicos detalhados, para os quais é necessário obter uma quantidade suficientemente grande da substância.

Assim, o estudo da matéria cósmica na camada de argila transicional no limite Cretáceo-Paleogeno mostrou sua presença em todas as partes (da camada J1 à camada J6), mas os sinais de um evento de impacto são registrados apenas a partir da camada J4, que é de 65 milhões anos. Essa camada de poeira cósmica pode ser comparada com a época da morte dos dinossauros.

A.F. GRACHEV Doutor em Ciências Geológicas e Mineralógicas, V.A. TSELMOVICH Candidato a Ciências Físicas e Matemáticas, Instituto de Física da Terra RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN Candidato a Ciências Geológicas e Mineralógicas, Instituto Geológico da Academia Russa de Ciências (GIN RAS ).

Revista "Terra e Universo" № 5 2008.

Cientistas da Universidade do Havaí fizeram uma descoberta sensacional - poeira cósmica contém matéria orgânica, incluindo a água, o que confirma a possibilidade de transferência de várias formas de vida de uma galáxia para outra. Cometas e asteróides que operam no espaço trazem regularmente massas de poeira estelar para a atmosfera dos planetas. Assim, a poeira interestelar atua como uma espécie de “transporte” que pode levar água com matéria orgânica para a Terra e para outros planetas do sistema solar. Talvez, uma vez, o fluxo de poeira cósmica tenha levado ao surgimento da vida na Terra. É possível que a vida em Marte, cuja existência causa muita controvérsia nos círculos científicos, possa ter surgido da mesma forma.

O mecanismo de formação de água na estrutura da poeira cósmica

No processo de movimento pelo espaço, a superfície das partículas de poeira interestelar é irradiada, o que leva à formação de compostos de água. Esse mecanismo pode ser descrito com mais detalhes da seguinte forma: íons de hidrogênio presentes em fluxos de vórtices solares bombardeiam a casca de partículas de poeira cósmica, eliminando átomos individuais da estrutura cristalina de um mineral de silicato, o principal material de construção dos objetos intergalácticos. Como resultado desse processo, é liberado oxigênio, que reage com o hidrogênio. Assim, são formadas moléculas de água contendo inclusões de substâncias orgânicas.

Colidindo com a superfície do planeta, asteroides, meteoritos e cometas trazem uma mistura de água e matéria orgânica para sua superfície.

o que poeira cósmica- companheiro de asteróides, meteoritos e cometas, carrega moléculas de compostos orgânicos de carbono, como era conhecido antes. Mas o fato de que a poeira estelar também transporta água não foi comprovado. Só agora os cientistas americanos descobriram pela primeira vez que matéria orgânica transportados por partículas de poeira interestelar junto com moléculas de água.

Como a água chegou à lua?

A descoberta de cientistas dos EUA pode ajudar a levantar o véu do mistério sobre o mecanismo de formação de estranhas formações de gelo. Apesar do fato de que a superfície da Lua está completamente desidratada, um composto OH foi encontrado em seu lado sombrio usando sondagem. Este achado atesta a favor da possível presença de água nas entranhas da Lua.

O outro lado da Lua está completamente coberto de gelo. Talvez tenha sido com a poeira cósmica que as moléculas de água atingiram sua superfície há muitos bilhões de anos.

Desde a era dos rovers lunares Apollo na exploração da lua, quando amostras de solo lunar foram entregues à Terra, os cientistas chegaram à conclusão de que vento ensolarado provoca mudanças na composição química da poeira estelar que cobre as superfícies dos planetas. A possibilidade da formação de moléculas de água na espessura da poeira cósmica na Lua ainda era debatida na época, mas os métodos de pesquisa analítica disponíveis na época não foram capazes de provar ou refutar essa hipótese.

Poeira do espaço - o portador de formas de vida

Devido ao fato de que a água é formada em um volume muito pequeno e está localizada em uma casca fina na superfície poeira espacial, só agora tornou-se possível vê-lo com um microscópio eletrônico de alta resolução. Os cientistas acreditam que um mecanismo semelhante para o movimento da água com moléculas de compostos orgânicos é possível em outras galáxias, onde gira em torno da estrela "pai". Em seus estudos posteriores, os cientistas pretendem identificar com mais detalhes quais inorgânicos e matéria orgânicaà base de carbono estão presentes na estrutura da poeira estelar.

Interessante saber! Um exoplaneta é um planeta que está fora do sistema solar e gira em torno de uma estrela. No este momento Cerca de 1.000 exoplanetas foram descobertos visualmente em nossa galáxia, formando cerca de 800 sistemas planetários. No entanto, métodos de detecção indireta indicam a existência de 100 bilhões de exoplanetas, dos quais 5-10 bilhões possuem parâmetros semelhantes aos da Terra, ou seja, são. Uma contribuição significativa para a missão de busca de grupos planetários como o sistema solar foi feita pelo satélite-telescópio astronômico Kepler, lançado ao espaço em 2009, juntamente com o programa Planet Hunters.

Como a vida poderia se originar na Terra?

É muito provável que os cometas que viajam pelo espaço em alta velocidade sejam capazes de criar energia suficiente ao colidir com o planeta para iniciar a síntese de compostos orgânicos mais complexos, incluindo moléculas de aminoácidos, a partir dos componentes do gelo. Um efeito semelhante ocorre quando um meteorito colide com a superfície gelada do planeta. A onda de choque cria calor, que desencadeia a formação de aminoácidos a partir de moléculas individuais de poeira espacial processadas pelo vento solar.

Interessante saber! Os cometas são compostos de grandes blocos de gelo formados pela condensação do vapor de água durante a criação inicial do sistema solar, cerca de 4,5 bilhões de anos atrás. Os cometas contêm dióxido de carbono, água, amônia e metanol em sua estrutura. Essas substâncias durante a colisão dos cometas com a Terra, em um estágio inicial de seu desenvolvimento, poderiam produzir energia suficiente para produzir aminoácidos - as proteínas construtoras necessárias para o desenvolvimento da vida.

Simulações de computador mostraram que cometas gelados que caíram na superfície da Terra bilhões de anos atrás podem conter misturas prebióticas e aminoácidos simples como a glicina, da qual a vida na Terra se originou posteriormente.

A quantidade de energia liberada durante a colisão de um corpo celeste e um planeta é suficiente para iniciar o processo de formação de aminoácidos

Os cientistas descobriram que corpos gelados com compostos orgânicos idênticos encontrados em cometas podem ser encontrados dentro do sistema solar. Por exemplo, Encélado, um dos satélites de Saturno, ou Europa, um satélite de Júpiter, contém em sua concha matéria orgânica misturado com gelo. Hipoteticamente, qualquer bombardeio de satélites por meteoritos, asteróides ou cometas pode levar ao surgimento de vida nesses planetas.

Em contato com

Olá!

Hoje vamos falar sobre um tema muito interessante relacionado a uma ciência como a astronomia! Vamos falar sobre poeira espacial. Acho que muitos de vocês já ouviram falar sobre isso pela primeira vez. Então, você precisa contar sobre ela tudo o que só eu sei! Na escola - a astronomia era uma das minhas matérias preferidas, direi mais - a minha preferida, porque foi na astronomia que passei no exame. Apesar de ter tirado a 13ª passagem, que foi a mais difícil, passei no exame com perfeição e fiquei satisfeita!

Se é bastante acessível dizer o que é poeira cósmica, pode-se imaginar todos os fragmentos que existem apenas no Universo de matéria cósmica, por exemplo, de asteróides. E o Universo afinal não é só Espaço! Não confunda, meu caro e bom! O Universo é todo o nosso mundo - todo o nosso enorme globo!

Como se forma a poeira espacial?

Por exemplo, a poeira cósmica pode ser formada quando dois asteróides colidem no espaço e, durante a colisão, eles se decompõem em pequenas partículas. Muitos cientistas também estão inclinados a acreditar que sua formação está associada ao engrossamento do gás interestelar.

Como a poeira espacial é criada?

Como ele é formado, acabamos de descobrir, agora vamos aprender sobre como ele surge. Como regra, esses grãos de poeira simplesmente surgem nas atmosferas de estrelas vermelhas, se você já ouviu falar, essas estrelas vermelhas também são chamadas de estrelas anãs; ocorrem quando várias explosões ocorrem em estrelas; quando o gás é ativamente ejetado dos próprios núcleos das galáxias; nebulosa protoestelar e planetária - também contribui para sua ocorrência, no entanto, como a própria atmosfera estelar e as nuvens interestelares.

Que tipos de poeira cósmica podem ser distinguidos, dada sua origem?

Quanto às espécies, quanto à origem, distinguimos as seguintes espécies:

tipo de poeira interestelar, quando ocorre uma explosão nas estrelas, ocorre uma enorme liberação de gás e uma poderosa liberação de energia

intergaláctico,

interplanetário,

circumplanetary: apareceu como "lixo", resquícios, após a formação de outros planetas.

Existem espécies que são classificadas não por origem, mas por características externas?

círculos pretos, pequenos, brilhantes

círculos pretos, mas maiores em tamanho, com uma superfície áspera

círculos são bolas pretas e brancas, que em sua composição têm uma base de silicato

círculos, que consistem em vidro e metal, são heterogêneos e pequenos (20 nm)

círculos semelhantes ao pó de magnetita, eles são pretos e parecem areia preta

círculos semelhantes a cinzas e escórias

uma espécie que se formou a partir da colisão de asteróides, cometas, meteoritos

Pergunta de sorte! Claro que pode. E da colisão de meteoritos também. A partir da colisão de quaisquer corpos celestes, sua formação é possível.

A questão da formação e origem da poeira cósmica ainda é controversa, e diferentes cientistas apresentam seus pontos de vista, mas você pode aderir a um ou dois pontos de vista próximos a você sobre esse assunto. Por exemplo, aquele que é mais compreensível.

Afinal, mesmo em relação à sua espécie não existe uma classificação absolutamente precisa!

bolas, cuja base é homogênea; sua casca é oxidada;

bolas, cuja base é silicato; como possuem inclusões de gás, sua aparência é muitas vezes semelhante à escória ou espuma;

bolas, cuja base é metal com núcleo de níquel e cobalto; a casca também é oxidada;

círculos cujo recheio é oco.

eles podem ser gelados e sua casca consiste em elementos leves; em grandes partículas de gelo existem até átomos que possuem propriedades magnéticas,

círculos com inclusões de silicato e grafite,

círculos constituídos por óxidos, que são baseados em óxidos diatômicos:

A poeira espacial não é totalmente compreendida! Há muitas questões em aberto, porque são polêmicas, mas acho que ainda temos as ideias principais agora!

Em massa, partículas sólidas de poeira compõem uma parte desprezível do Universo, mas é graças à poeira interestelar que estrelas, planetas e pessoas que estudam o espaço e simplesmente admiram as estrelas surgiram e continuam a aparecer. Que tipo de substância é essa poeira cósmica? O que faz as pessoas equiparem expedições ao espaço no valor do orçamento anual de um pequeno estado na esperança de apenas, e não com certeza absoluta, extrair e trazer para a Terra pelo menos um punhado de poeira interestelar?

Entre estrelas e planetas

A poeira na astronomia é chamada de pequena, frações de um mícron de tamanho, partículas sólidas voando no espaço sideral. A poeira cósmica é frequentemente dividida condicionalmente em poeira interplanetária e interestelar, embora, obviamente, a entrada interestelar no espaço interplanetário não seja proibida. Apenas encontrá-lo ali, entre a poeira “local”, não é fácil, a probabilidade é baixa e suas propriedades próximas ao Sol podem mudar significativamente. Agora, se você voar para longe, para as fronteiras do sistema solar, a probabilidade de pegar poeira interestelar real é muito alta. A opção ideal é ir além do sistema solar por completo.

A poeira é interplanetária, em qualquer caso, em proximidade comparativa com a Terra - o assunto é bastante estudado. Preenchendo todo o espaço do sistema solar e concentrado no plano de seu equador, nasceu em grande parte como resultado de colisões aleatórias de asteróides e da destruição de cometas que se aproximam do Sol. A composição da poeira, de fato, não difere da composição dos meteoritos que caem na Terra: é muito interessante estudá-la, e ainda há muitas descobertas a serem feitas nessa área, mas parece que não há intriga aqui. Mas graças a essa poeira em particular, com bom tempo no oeste imediatamente após o pôr do sol ou no leste antes do nascer do sol, você pode admirar um pálido cone de luz acima do horizonte. Esta é a chamada luz solar zodiacal, espalhada por pequenas partículas de poeira cósmica.

Muito mais interessante é a poeira interestelar. Sua característica distintiva é a presença de um núcleo e casca sólidos. O núcleo parece consistir principalmente de carbono, silício e metais. E a concha é feita principalmente de elementos gasosos congelados na superfície do núcleo, cristalizados nas condições de “congelamento profundo” do espaço interestelar, e isso é cerca de 10 kelvins, hidrogênio e oxigênio. No entanto, existem impurezas de moléculas nele e mais complicadas. São amônia, metano e até moléculas orgânicas poliatômicas que aderem a um grão de poeira ou se formam em sua superfície durante as andanças. Algumas dessas substâncias, é claro, voam para longe de sua superfície, por exemplo, sob a influência da radiação ultravioleta, mas esse processo é reversível - algumas voam, outras congelam ou são sintetizadas.

Agora, no espaço entre as estrelas ou perto delas, é claro, não químicos, mas físicos, ou seja, espectroscópicos, já foram encontrados métodos: água, óxidos de carbono, nitrogênio, enxofre e silício, cloreto de hidrogênio, amônia, acetileno, ácidos orgânicos, tais como fórmico e acético, álcoois etílicos e metílicos, benzeno, naftaleno. Eles até encontraram o aminoácido glicina!

Seria interessante pegar e estudar a poeira interestelar penetrando no sistema solar e provavelmente caindo na Terra. O problema de "pegá-lo" não é fácil, pois poucas partículas de poeira interestelar conseguem manter seu "revestimento" de gelo no sol, principalmente na atmosfera terrestre. Os grandes aquecem demais, sua velocidade cósmica não pode ser extinta rapidamente e as partículas de poeira “queimam”. Os pequenos, no entanto, planejam na atmosfera por anos, retendo parte da casca, mas aqui surge o problema de encontrá-los e identificá-los.

Há outro detalhe muito intrigante. Diz respeito à poeira, cujos núcleos são compostos de carbono. O carbono sintetizado nos núcleos das estrelas e saindo para o espaço, por exemplo, da atmosfera de estrelas envelhecidas (como gigantes vermelhas), voando para o espaço interestelar, esfria e condensa da mesma maneira que após um dia quente de neblina de água resfriada o vapor se acumula nas terras baixas. Dependendo das condições de cristalização, estruturas em camadas de grafite, cristais de diamante (imagine nuvens inteiras de diamantes minúsculos!) e até bolas ocas de átomos de carbono (fulerenos) podem ser obtidas. E neles, talvez, como em um cofre ou em um recipiente, sejam armazenadas partículas da atmosfera de uma estrela muito antiga. Encontrar tais partículas de poeira seria um enorme sucesso.

Onde a poeira espacial é encontrada?

Deve-se dizer que o próprio conceito de vácuo cósmico como algo completamente vazio permaneceu por muito tempo apenas uma metáfora poética. De fato, todo o espaço do Universo, tanto entre estrelas quanto entre galáxias, está repleto de matéria, fluxos de partículas elementares, radiação e campos - magnéticos, elétricos e gravitacionais. Tudo o que pode ser tocado, relativamente falando, é gás, poeira e plasma, cuja contribuição para a massa total do Universo, segundo várias estimativas, é apenas cerca de 12% com uma densidade média de cerca de 10-24 g/cm 3 . O gás no espaço é o maior, quase 99%. Isso é principalmente hidrogênio (até 77,4%) e hélio (21%), o restante representa menos de dois por cento da massa. E depois há poeira em termos de massa, é quase cem vezes menor que o gás.

Embora às vezes o vazio no espaço interestelar e intergaláctico seja quase ideal: às vezes há 1 litro de espaço para um átomo de matéria! Não existe tal vácuo nem nos laboratórios terrestres nem no sistema solar. Para comparação, podemos dar o seguinte exemplo: em 1 cm 3 do ar que respiramos, existem aproximadamente 30.000.000.000.000.000.000 moléculas.

Esta matéria está distribuída no espaço interestelar de forma muito desigual. A maior parte do gás e poeira interestelar forma uma camada de gás e poeira perto do plano de simetria do disco galáctico. Sua espessura em nossa galáxia é de várias centenas de anos-luz. A maior parte do gás e poeira em seus ramos espirais (braços) e núcleo estão concentrados principalmente em nuvens moleculares gigantes que variam em tamanho de 5 a 50 parsecs (16160 anos-luz) e pesam dezenas de milhares e até milhões de massas solares. Mas mesmo dentro dessas nuvens, a matéria também é distribuída de forma não homogênea. No volume principal da nuvem, o chamado casaco de pele, principalmente de hidrogênio molecular, a densidade de partículas é de cerca de 100 peças por 1 cm 3. Nas densificações dentro da nuvem, atinge dezenas de milhares de partículas por 1 cm 3 , e nos núcleos dessas densificações, em geral, milhões de partículas por 1 cm 3 . É essa desigualdade na distribuição da matéria no Universo que deve a existência de estrelas, planetas e, em última análise, a nós mesmos. Porque é nas nuvens moleculares, densas e relativamente frias, que nascem as estrelas.

O que é interessante: quanto maior a densidade da nuvem, mais diversa ela é em composição. Nesse caso, há uma correspondência entre a densidade e a temperatura da nuvem (ou de suas partes individuais) e aquelas substâncias cujas moléculas se encontram ali. Por um lado, isso é conveniente para estudar nuvens: observando seus componentes individuais em diferentes faixas espectrais ao longo das linhas características do espectro, por exemplo, CO, OH ou NH 3, você pode "olhar" para uma ou outra parte disso. Por outro lado, os dados sobre a composição da nuvem nos permitem aprender muito sobre os processos que ocorrem nela.

Além disso, no espaço interestelar, a julgar pelos espectros, também existem substâncias cuja existência em condições terrestres é simplesmente impossível. Estes são íons e radicais. Sua atividade química é tão alta que eles reagem imediatamente na Terra. E no espaço frio rarefeito do espaço, eles vivem muito e livremente.

Em geral, o gás no espaço interestelar não é apenas atômico. Onde está mais frio, não mais que 50 kelvins, os átomos conseguem ficar juntos, formando moléculas. No entanto, uma grande massa de gás interestelar ainda está no estado atômico. Isto é principalmente hidrogênio, sua forma neutra foi descoberta relativamente recentemente em 1951. Como você sabe, ele emite ondas de rádio com um comprimento de 21 cm (frequência 1420 MHz), cuja intensidade determinou o quanto está na Galáxia. Aliás, ele é distribuído de forma não homogênea no espaço entre as estrelas. Em nuvens de hidrogênio atômico, sua concentração atinge vários átomos por 1 cm3, mas entre nuvens é ordens de magnitude menor.

Finalmente, perto de estrelas quentes, o gás existe na forma de íons. A poderosa radiação ultravioleta aquece e ioniza o gás, e ele começa a brilhar. É por isso que áreas com alta concentração de gás quente, com temperatura de cerca de 10.000 K, parecem nuvens luminosas. Eles são chamados de nebulosas de gás leve.

E em qualquer nebulosa, em maior ou menor grau, há poeira interestelar. Apesar do fato de as nebulosas serem condicionalmente divididas em poeirentas e gasosas, há poeira em ambas. E de qualquer forma, é a poeira que aparentemente ajuda as estrelas a se formarem nas profundezas das nebulosas.

objetos de neblina

Entre todos os objetos espaciais, as nebulosas são talvez as mais bonitas. É verdade que as nebulosas escuras na faixa visível parecem bolhas pretas no céu - elas são melhor observadas contra o fundo da Via Láctea. Mas em outras faixas de ondas eletromagnéticas, como o infravermelho, elas são muito bem visíveis e as imagens são muito incomuns.

As nebulosas são isoladas no espaço, conectadas por forças gravitacionais ou pressão externa, acumulações de gás e poeira. Sua massa pode ser de 0,1 a 10.000 massas solares e seu tamanho pode ser de 1 a 10 parsecs.

No início, os astrônomos ficaram incomodados com as nebulosas. Até meados do século XIX, as nebulosas descobertas eram consideradas um incômodo incômodo que impedia a observação de estrelas e a busca de novos cometas. Em 1714, o inglês Edmond Halley, cujo nome o famoso cometa leva, chegou a compilar uma “lista negra” de seis nebulosas para que não enganassem os “caçadores de cometas”, e o francês Charles Messier expandiu essa lista para 103 objetos. Felizmente, o músico Sir William Herschel, sua irmã e filho, que era apaixonado por astronomia, se interessou por nebulosas. Observando o céu com seus próprios telescópios construídos, eles deixaram um catálogo de nebulosas e aglomerados estelares, com informações sobre 5.079 objetos espaciais!

Os Herschel praticamente esgotaram as possibilidades dos telescópios ópticos daqueles anos. No entanto, a invenção da fotografia e o longo tempo de exposição tornaram possível encontrar objetos com luminosidade muito fraca. Um pouco mais tarde, métodos espectrais de análise, observações em várias faixas de ondas eletromagnéticas tornaram possível no futuro não apenas detectar muitas novas nebulosas, mas também determinar sua estrutura e propriedades.

Uma nebulosa interestelar parece brilhante em dois casos: ou é tão quente que seu próprio gás brilha, tais nebulosas são chamadas de nebulosas de emissão; ou a própria nebulosa é fria, mas sua poeira dispersa a luz de uma estrela brilhante próxima, trata-se de uma nebulosa de reflexão.

As nebulosas escuras também são coleções interestelares de gás e poeira. Mas, ao contrário das nebulosas gasosas claras, às vezes visíveis mesmo com binóculos fortes ou um telescópio, como a Nebulosa de Órion, as nebulosas escuras não emitem luz, mas a absorvem. Quando a luz de uma estrela passa por essas nebulosas, a poeira pode absorvê-la completamente, convertendo-a em radiação infravermelha invisível aos olhos. Portanto, essas nebulosas parecem mergulhos sem estrelas no céu. V. Herschel os chamou de "buracos no céu". Talvez a mais espetacular delas seja a Nebulosa Cabeça de Cavalo.

No entanto, as partículas de poeira podem não absorver completamente a luz das estrelas, mas apenas dispersá-la parcialmente, enquanto seletivamente. O fato é que o tamanho das partículas de poeira interestelar está próximo ao comprimento de onda da luz azul, então ela é espalhada e absorvida com mais força, e a parte “vermelha” da luz das estrelas nos atinge melhor. A propósito, esta é uma boa maneira de estimar o tamanho dos grãos de poeira pela forma como eles atenuam a luz de diferentes comprimentos de onda.

estrela da nuvem

As razões para a formação de estrelas não foram estabelecidas com precisão, existem apenas modelos que explicam de forma mais ou menos confiável os dados experimentais. Além disso, as formas de formação, as propriedades e o destino das estrelas são muito diversos e dependem de muitos fatores. No entanto, existe um conceito bem estabelecido, ou melhor, a hipótese mais desenvolvida, cuja essência, em termos mais gerais, é que as estrelas são formadas a partir de gás interestelar em áreas com maior densidade de matéria, ou seja, em as profundezas das nuvens interestelares. A poeira como material pode ser ignorada, mas seu papel na formação das estrelas é enorme.

Isso acontece (na versão mais primitiva, para uma única estrela), aparentemente, assim. Primeiro, uma nuvem protoestelar se condensa a partir do meio interestelar, o que pode ser devido à instabilidade gravitacional, mas as razões podem ser diferentes e ainda não totalmente compreendidas. De uma forma ou de outra, ela contrai e atrai matéria do espaço circundante. A temperatura e a pressão em seu centro aumentam até que as moléculas no centro dessa bola de gás encolhida começam a se desintegrar em átomos e depois em íons. Tal processo esfria o gás e a pressão dentro do núcleo cai drasticamente. O núcleo é comprimido e uma onda de choque se propaga dentro da nuvem, descartando suas camadas externas. Uma protoestrela é formada, que continua a encolher sob a influência de forças gravitacionais até que as reações de fusão termonuclear comecem em seu centro - a conversão de hidrogênio em hélio. A compressão continua por algum tempo, até que as forças de compressão gravitacional sejam equilibradas pelas forças do gás e da pressão radiante.

É claro que a massa da estrela formada é sempre menor que a massa da nebulosa que a “produziu”. Parte da matéria que não teve tempo de cair no núcleo é “varrida” pela onda de choque, radiação e partículas fluem simplesmente para o espaço circundante durante esse processo.

O processo de formação de estrelas e sistemas estelares é influenciado por muitos fatores, incluindo o campo magnético, que muitas vezes contribui para a "quebra" da nuvem protoestelar em dois, menos frequentemente três fragmentos, cada um dos quais é comprimido em sua própria protoestrela sob a influência da gravidade. É assim que surgem, por exemplo, muitos sistemas estelares binários - duas estrelas que giram em torno de um centro de massa comum e se movem no espaço como um todo.

À medida que o "envelhecimento" do combustível nuclear nas entranhas das estrelas gradualmente se esgota, e quanto mais rápido, maior a estrela. Nesse caso, o ciclo de reações do hidrogênio é substituído pelo hélio, então, como resultado das reações de fusão nuclear, são formados elementos químicos cada vez mais pesados, até o ferro. No final, o núcleo, que não recebe mais energia das reações termonucleares, diminui drasticamente de tamanho, perde sua estabilidade e sua substância, por assim dizer, cai sobre si mesma. Ocorre uma poderosa explosão, durante a qual a matéria pode aquecer até bilhões de graus, e as interações entre os núcleos levam à formação de novos elementos químicos, até os mais pesados. A explosão é acompanhada por uma forte liberação de energia e a liberação de matéria. Uma estrela explode, um processo chamado explosão de supernova. Em última análise, a estrela, dependendo da massa, se transformará em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro.

Isso é provavelmente o que realmente acontece. De qualquer forma, não há dúvida de que estrelas jovens, ou seja, quentes, e seus aglomerados estão principalmente em nebulosas, ou seja, em áreas com maior densidade de gás e poeira. Isso é claramente visto em fotografias tiradas por telescópios em diferentes faixas de comprimento de onda.

Claro, isso nada mais é do que o resumo mais grosseiro da sequência de eventos. Para nós, dois pontos são fundamentalmente importantes. Primeiro, qual é o papel da poeira na formação das estrelas? E a segunda de onde, de fato, vem?

Refrigerante universal

Na massa total da matéria cósmica, a própria poeira, isto é, átomos de carbono, silício e alguns outros elementos combinados em partículas sólidas, é tão pequena que, em qualquer caso, como material de construção das estrelas, parece que elas podem não ser levado em consideração. No entanto, de fato, seu papel é grande, são eles que resfriam o gás interestelar quente, transformando-o naquela nuvem densa e muito fria, da qual as estrelas são obtidas.

O fato é que o gás interestelar não pode se resfriar. A estrutura eletrônica do átomo de hidrogênio é tal que pode liberar o excesso de energia, se houver, emitindo luz nas regiões visível e ultravioleta do espectro, mas não na faixa do infravermelho. Figurativamente falando, o hidrogênio não pode irradiar calor. Para esfriar adequadamente, ele precisa de uma “geladeira”, cujo papel é precisamente desempenhado por partículas de poeira interestelar.

Durante uma colisão com grãos de poeira em alta velocidade, ao contrário dos grãos de poeira mais pesados ​​e lentos, as moléculas de gás voam rapidamente, perdem velocidade e sua energia cinética é transferida para o grão de poeira. Ele também aquece e emite esse excesso de calor para o espaço circundante, inclusive na forma de radiação infravermelha, enquanto esfria. Assim, absorvendo o calor das moléculas interestelares, a poeira atua como uma espécie de radiador, resfriando a nuvem de gás. Sua massa não é muito - cerca de 1% da massa de toda a substância da nuvem, mas isso é suficiente para remover o excesso de calor ao longo de milhões de anos.

Quando a temperatura da nuvem cai, a pressão também cai, a nuvem se condensa e as estrelas já podem nascer dela. Os restos do material do qual a estrela nasceu são, por sua vez, a fonte para a formação dos planetas. Aqui, as partículas de poeira já estão incluídas em sua composição, e em maior quantidade. Porque, tendo nascido, a estrela aquece e acelera todo o gás ao seu redor, e a poeira permanece voando nas proximidades. Afinal, ele é capaz de esfriar e é atraído por uma nova estrela muito mais forte do que as moléculas de gás individuais. No final, ao lado da estrela recém-nascida há uma nuvem de poeira e, na periferia, um gás saturado de poeira.

Planetas gasosos como Saturno, Urano e Netuno nascem lá. Bem, planetas sólidos aparecem perto da estrela. Temos Marte, Terra, Vênus e Mercúrio. Acontece uma divisão bastante clara em duas zonas: planetas gasosos e sólidos. Assim, a Terra acabou sendo em grande parte feita de partículas de poeira interestelar. Partículas de poeira metálica se tornaram parte do núcleo do planeta, e agora a Terra tem um enorme núcleo de ferro.

Mistério do universo jovem

Se uma galáxia se formou, de onde vem a poeira?Em princípio, os cientistas entendem. Suas fontes mais significativas são as novas e as supernovas, que perdem parte de sua massa, "despejando" a casca no espaço circundante. Além disso, a poeira também nasce na atmosfera em expansão das gigantes vermelhas, de onde é literalmente varrida pela pressão da radiação. Em sua atmosfera legal, pelos padrões das estrelas, (cerca de 2,5 3 mil kelvins), existem muitas moléculas relativamente complexas.

Mas aqui está um mistério que ainda não foi resolvido. Sempre se acreditou que a poeira é um produto da evolução das estrelas. Em outras palavras, as estrelas devem nascer, existir por algum tempo, envelhecer e, digamos, produzir poeira na última explosão de supernova. Mas o que veio primeiro, o ovo ou a galinha? A primeira poeira necessária para o nascimento de uma estrela, ou a primeira estrela, que por algum motivo nasceu sem a ajuda da poeira, envelheceu, explodiu, formando a primeiríssima poeira.

O que foi no começo? Afinal, quando o Big Bang aconteceu há 14 bilhões de anos, havia apenas hidrogênio e hélio no Universo, nenhum outro elemento! Foi então que começaram a surgir as primeiras galáxias, enormes nuvens, e nelas as primeiras estrelas começaram a emergir delas, que tiveram que percorrer um longo caminho na vida. As reações termonucleares nos núcleos das estrelas deveriam “soldar” elementos químicos mais complexos, transformar hidrogênio e hélio em carbono, nitrogênio, oxigênio etc. soltando a casca. Então essa massa teve que esfriar, esfriar e, finalmente, virar pó. Mas já 2 bilhões de anos após o Big Bang, nas primeiras galáxias, havia poeira! Com a ajuda de telescópios, foi descoberto em galáxias que estão a 12 bilhões de anos-luz da nossa. Ao mesmo tempo, 2 bilhões de anos é um período muito curto para o ciclo de vida completo de uma estrela: durante esse período, a maioria das estrelas não tem tempo para envelhecer. De onde veio a poeira na jovem Galáxia, se não deveria haver nada além de hidrogênio e hélio, um mistério.

Mote reator

Não só a poeira interestelar atua como uma espécie de refrigerante universal, mas talvez seja graças à poeira que moléculas complexas aparecem no espaço.

O fato é que a superfície de um grão de poeira pode servir simultaneamente como um reator no qual as moléculas são formadas a partir de átomos e como um catalisador para as reações de sua síntese. Afinal, a probabilidade de muitos átomos de diferentes elementos colidirem ao mesmo tempo em um ponto, e até interagirem uns com os outros a uma temperatura ligeiramente acima do zero absoluto, é inimaginavelmente pequena. Por outro lado, a probabilidade de um grão de poeira colidir sequencialmente em voo com vários átomos ou moléculas, especialmente dentro de uma nuvem fria e densa, é bastante alta. Na verdade, é isso que acontece, é assim que uma concha de grãos de poeira interestelar é formada a partir de átomos e moléculas encontrados congelados nela.

Em uma superfície sólida, os átomos estão lado a lado. Migrando sobre a superfície de um grão de poeira em busca da posição energeticamente mais favorável, os átomos se encontram e, estando próximos, têm a oportunidade de reagir uns com os outros. Claro, muito lentamente de acordo com a temperatura do grão de poeira. A superfície das partículas, especialmente aquelas que contêm um metal no núcleo, podem apresentar as propriedades de um catalisador. Os químicos na Terra estão bem cientes de que os catalisadores mais eficazes são apenas partículas com uma fração de um mícron de tamanho, nas quais as moléculas são montadas e depois reagem, que em condições normais são completamente “indiferentes” umas às outras. Aparentemente, o hidrogênio molecular também é formado dessa maneira: seus átomos “grudam” em um grão de poeira e depois voam para longe dele, mas já aos pares, na forma de moléculas.

É muito possível que pequenos grãos de poeira interestelar, tendo retido em suas conchas algumas moléculas orgânicas, incluindo os aminoácidos mais simples, trouxeram as primeiras "sementes de vida" para a Terra há cerca de 4 bilhões de anos. Isso, é claro, nada mais é do que uma bela hipótese. Mas a seu favor está o fato de que o aminoácido glicina foi encontrado na composição de gás frio e nuvens de poeira. Talvez existam outros, até agora as capacidades dos telescópios não permitem que sejam detectados.

Caça ao pó

É possível, claro, estudar as propriedades da poeira interestelar à distância com a ajuda de telescópios e outros instrumentos localizados na Terra ou em seus satélites. Mas é muito mais tentador pegar partículas de poeira interestelar e depois estudá-las em detalhes, descobrir não teoricamente, mas praticamente, em que consistem, como estão organizadas. Há duas opções aqui. Você pode chegar às profundezas do espaço, coletar poeira interestelar lá, trazê-la para a Terra e analisá-la de todas as maneiras possíveis. Ou você pode tentar voar para fora do sistema solar e analisar a poeira ao longo do caminho a bordo da espaçonave, enviando os dados para a Terra.

A primeira tentativa de trazer amostras de poeira interestelar e, em geral, a substância do meio interestelar, foi feita pela NASA há vários anos. A espaçonave foi equipada com armadilhas especiais - coletores para coletar poeira interestelar e partículas de vento cósmico. Para capturar partículas de poeira sem perder a casca, as armadilhas foram preenchidas com uma substância especial, o chamado aerogel. Esta substância espumosa muito leve (cuja composição é um segredo comercial) se assemelha a geléia. Uma vez dentro dela, partículas de poeira ficam presas e então, como em qualquer armadilha, a tampa se fecha para ser aberta já na Terra.

Este projeto foi chamado Stardust Stardust. O programa dele é ótimo. Após o lançamento em fevereiro de 1999, o equipamento a bordo acabará coletando amostras de poeira interestelar e, separadamente, poeira nas imediações do cometa Wild-2, que voou perto da Terra em fevereiro passado. Agora com contêineres cheios dessa carga mais valiosa, o navio está voltando para casa para pousar em 15 de janeiro de 2006 em Utah, perto de Salt Lake City (EUA). É quando os astrônomos finalmente verão com seus próprios olhos (com a ajuda de um microscópio, é claro) essas mesmas partículas de poeira, cujos modelos de composição e estrutura eles já previram.

E em agosto de 2001, o Genesis voou em busca de amostras de matéria do espaço profundo. Este projeto da NASA visava principalmente capturar partículas de vento solar. Depois de passar 1.127 dias no espaço sideral, durante os quais voou cerca de 32 milhões de km, a nave retornou e lançou na Terra uma cápsula com as amostras obtidas - armadilhas com íons, partículas do vento solar. Infelizmente, aconteceu um infortúnio, o pára-quedas não abriu e a cápsula caiu no chão com toda a força. E caiu. Claro, os destroços foram recolhidos e cuidadosamente estudados. No entanto, em março de 2005, em uma conferência em Houston, um participante do programa, Don Barnetty, afirmou que quatro coletores com partículas de vento solar não foram afetados, e os cientistas estão estudando ativamente seu conteúdo, 0,4 mg de vento solar capturado, em Houston. .

No entanto, agora a NASA está preparando um terceiro projeto, ainda mais grandioso. Esta será a missão espacial Interstellar Probe. Desta vez, a espaçonave se afastará a uma distância de 200 UA. e. da Terra (a. e. a distância da Terra ao Sol). Esta nave nunca retornará, mas será "recheada" com uma grande variedade de equipamentos, incluindo e para análise de amostras de poeira interestelar. Se tudo correr bem, partículas de poeira interestelar do espaço profundo serão finalmente capturadas, fotografadas e analisadas automaticamente, diretamente a bordo da espaçonave.

Formação de estrelas jovens

1. Uma nuvem molecular galáctica gigante com um tamanho de 100 parsecs, uma massa de 100.000 sóis, uma temperatura de 50 K, uma densidade de 10 2 partículas / cm 3. Dentro desta nuvem há condensações em grande escala de nebulosas difusas de gás e poeira (110 pc, 10.000 sóis, 20 K, 10 3 partículas/cm 4 partículas/cm3). Dentro deste último, há aglomerados de glóbulos com tamanho de 0,1 pc, massa de 110 sóis e densidade de 10 10 6 partículas / cm 3, onde novas estrelas são formadas

2. O nascimento de uma estrela dentro de uma nuvem de gás e poeira

3. Uma nova estrela com sua radiação e vento estelar acelera o gás circundante para longe de si

4. Uma jovem estrela entra no espaço, limpa e livre de gás e poeira, empurrando a nebulosa que lhe deu origem

Estágios do desenvolvimento "embrionário" de uma estrela, igual em massa ao Sol

5. A origem de uma nuvem gravitacionalmente instável de 2.000.000 sóis de tamanho, com uma temperatura de cerca de 15 K e uma densidade inicial de 10 -19 g/cm 3

6. Depois de várias centenas de milhares de anos, esta nuvem forma um núcleo com uma temperatura de cerca de 200 K e um tamanho de 100 sóis, sua massa ainda é de apenas 0,05 da massa solar.

7. Nesta fase, o núcleo com temperaturas de até 2.000 K encolhe acentuadamente devido à ionização do hidrogênio e simultaneamente aquece até 20.000 K, a velocidade da matéria caindo em uma estrela em crescimento atinge 100 km/s

8. Uma protoestrela do tamanho de dois sóis com uma temperatura no centro de 2x10 5 K e na superfície 3x10 3 K

9. O último estágio na pré-evolução de uma estrela é a compressão lenta, durante a qual os isótopos de lítio e berílio queimam. Somente após a temperatura subir para 6x10 6 K, as reações termonucleares da síntese de hélio a partir do hidrogênio começam no interior da estrela. A duração total do ciclo de nascimento de uma estrela como o nosso Sol é de 50 milhões de anos, após os quais essa estrela pode queimar silenciosamente por bilhões de anos

Olga Maksimenko, Candidata a Ciências Químicas

MATÉRIA CÓSMICA NA SUPERFÍCIE DA TERRA

Infelizmente, critérios inequívocos para diferenciar o espaçosubstância química de formações próximas a ela em formaorigem terrestre ainda não foi desenvolvida. É por issoa maioria dos pesquisadores prefere procurar o espaçopartículas de cal em áreas distantes dos centros industriais.Pela mesma razão, o principal objeto de pesquisa sãopartículas esféricas, e a maior parte do material tendoforma irregular, como regra, cai fora de vista.Em muitos casos, apenas a fração magnética é analisada.partículas esféricas, para as quais agora existem as maisinformações versáteis.

Os objetos mais favoráveis ​​para a busca de espaçocuja poeira são sedimentos do fundo do mar / devido à baixa velocidadesedimentação /, bem como blocos de gelo polar, excelenteretendo toda a matéria que se deposita na atmosfera.objetos estão praticamente livres de poluição industriale promissor para fins de estratificação, o estudo da distribuiçãoda matéria cósmica no tempo e no espaço. Poras condições de sedimentação são próximas e o acúmulo de sal, estes últimos também são convenientes na medida em que facilitam o isolamentomaterial desejado.

Muito promissora pode ser a busca pormatéria cósmica em depósitos de turfa. Sabe-se que o crescimento anual das turfeirasaproximadamente 3-4 mm por ano, e a única fontenutrição mineral para a vegetação de turfeiras levantadas ématéria que cai da atmosfera.

Espaçopoeira de sedimentos do mar profundo

Argilas e siltes de coloração vermelha peculiares, compostas por resíduoskami de radiolários silicosos e diatomáceas, cobrem 82 milhões de km 2fundo do oceano, que é um sexto da superfícieNosso planeta. Sua composição de acordo com S.S. Kuznetsov é a seguinte total: 55% SiO 2 ;16% Al 2 O 3 ;9% F eO e 0,04% Ni e assim, a uma profundidade de 30-40 cm, dentes de peixe, vivendona era terciária. Isso dá motivos para concluir quetaxa de sedimentação é de aproximadamente 4 cm porum milhão de anos. Do ponto de vista da origem terrestre, a composiçãoargilas são difíceis de interpretar.neles o níquel e o cobalto é objeto de inúmeraspesquisa e é considerado associado à introdução do espaçomaterial / 2.154.160.163.164.179/. Sério,níquel Clark é de 0,008% para os horizontes superiores da Terracasca e 10 % para água do mar /166/.

Matéria extraterrestre encontrada em sedimentos do fundo do marpela primeira vez por Murray durante a expedição no Challenger/1873-1876/ /as chamadas "bolas espaciais Murray"/.Um pouco mais tarde, Renard retomou seu estudo, como resultadocujo resultado foi o trabalho conjunto na descrição dosmaterial /141/. As bolas espaciais descobertas pertencem aprensado em dois tipos: metal e silicato. Ambos os tipospossuíam propriedades magnéticas, o que tornava possível aplicarpara isolá-los do ímã de sedimentos.

Spherulla tinha uma forma redonda regular com uma médiacom diâmetro de 0,2 mm. No centro da bola, maleávelum núcleo de ferro coberto com uma película de óxido no topo.bolas, níquel e cobalto foram encontrados, o que possibilitou expressarsuposição sobre sua origem cósmica.

As esférulas de silicato geralmente não são tive esfera estritaforma ric / eles podem ser chamados de esferóides /. Seu tamanho é um pouco maior que os de metal, o diâmetro atinge 1 mm . A superfície tem uma estrutura escamosa. mineralógicocomposição do taco é muito uniforme: eles contêm ferro-silicatos de magnésio-olivinas e piroxênios.

Extenso material sobre o componente cósmico das profundezas sedimentos coletados por uma expedição sueca em um navio"Albatroz" em 1947-1948. Seus participantes usaram a seleçãocolunas de solo a uma profundidade de 15 metros, o estudo dasVários trabalhos são dedicados ao material / 92.130.160.163.164.168/.As amostras foram muito ricas: Petterson destaca que1 kg de sedimento representa de várias centenas a várias mil esferas.

Todos os autores observam uma distribuição muito desigualbolas ao longo da seção do fundo do oceano e ao longo de suaárea. Por exemplo, Hunter e Parkin /121/, tendo examinado doisamostras do fundo do mar de diferentes lugares do Oceano Atlântico,descobriu que um deles contém quase 20 vezes maisesférulas do que o outro. Eles explicaram essa diferença por diferençastaxas de sedimentação em diferentes partes do oceano.

Em 1950-1952, a expedição dinamarquesa em alto mar usounilo para coleta de matéria cósmica nos sedimentos do fundo do ancinho magnético oceânico - uma tábua de carvalho comTem 63 ímãs fortes. Com a ajuda deste dispositivo, cerca de 45.000 m 2 da superfície do fundo do oceano foram penteados.Entre as partículas magnéticas que têm um provável efeito cósmicoorigem, distinguem-se dois grupos: bolas pretas comcom ou sem núcleos pessoais e bolas marrons com cristalestrutura pessoal; os primeiros raramente são maiores do que 0,2 mm , são brilhantes, com superfície lisa ou ásperaness. Entre eles há espécimes fundidostamanhos desiguais. Níquel ecobalto, magnetita e schreibersita são comuns na composição mineralógica.

As bolas do segundo grupo têm uma estrutura cristalinae são marrons. Seu diâmetro médio é 0,5 milímetros . Estas esférulas contêm silício, alumínio e magnésio etêm inúmeras inclusões transparentes de olivina oupiroxênios /86/. A questão da presença de bolas em lodos de fundoO Oceano Atlântico também é discutido em /172a/.

Espaçopoeira de solos e sedimentos

O acadêmico Vernadsky escreveu que a matéria cósmica é continuamente depositada em nosso planeta.pial oportunidade de encontrá-lo em qualquer lugar do mundosuperfícies. Isso está ligado, no entanto, a certas dificuldades,que pode ser levado aos seguintes pontos principais:

1. quantidade de matéria depositada por unidade de áreamuito pouco;
2. condições para a preservação das esférulas por um longoo tempo ainda é pouco estudado;
3. existe a possibilidade de ocorrências industriais e vulcânicas poluição;
4. é impossível excluir o papel da redeposição dos já caídossubstâncias, pelo que em alguns lugares haveráenriquecimento é observado, e em outros - esgotamento da energia cósmica material.

Aparentemente ótimo para a conservação do espaçomaterial é um ambiente livre de oxigênio, fumegante, em particularness, um lugar em bacias de mar profundo, em áreas de acumulaçãoseparação de material sedimentar com rápida eliminação de matéria,bem como em pântanos com ambiente redutor. A maioriaprovavelmente enriquecimento em matéria cósmica como resultado da redeposição em certas áreas de vales fluviais, onde uma fração pesada de sedimento mineral é geralmente depositada/ obviamente, só essa parte dos desistentes chega aquiuma substância cuja gravidade específica é superior a 5/. É possível queenriquecimento com esta substância também ocorre no finalmorenas de geleiras, no fundo de tarns, em poços glaciais,onde a água derretida se acumula.

Há informações na literatura sobre achados durante o shlikhovesférulas relacionadas ao espaço /6,44,56/. no atlasminerais de aluvião, publicado pela State Publishing House of Scientific and Technicalliteratura em 1961, esférulas deste tipo são atribuídas ameteorítico. De particular interesse são os achados do espaçoalguma poeira em rochas antigas. As obras desta direção sãoforam recentemente muito intensamente investigados por uma série detel. Então, tipos de horas esféricas, magnéticas, metálicas

e vítreo, o primeiro com aparência característica de meteoritosFiguras de Manstetten e alto teor de níquel,descrito por Shkolnik no Cretáceo, Mioceno e Pleistocenorochas da Califórnia /177.176/. achados semelhantes posterioresforam feitas nas rochas Triássicas do norte da Alemanha /191/.Croisier, estabelecendo-se o objetivo de estudar o espaçocomponente de rochas sedimentares antigas, amostras estudadasde vários locais / área de Nova York, Novo México, Canadá,Texas / e diferentes idades / do Ordoviciano ao Triássico inclusive/. Entre as amostras estudadas estavam calcários, dolomitos, argilas, folhelhos. O autor encontrou esférulas por toda parte, o que obviamente não pode ser atribuído à indústria.poluição experimental, e muito provavelmente têm uma natureza cósmica. Croisier afirma que todas as rochas sedimentares contêm material cósmico, e o número de esférulas évaria de 28 a 240 por grama. Tamanho de partícula na maioriamaioria dos casos, ele se encaixa na faixa de 3µ a 40µ, eseu número é inversamente proporcional ao tamanho /89/.Dados sobre poeira de meteoros nos arenitos cambrianos da Estôniainforma Widing /16a/.

Via de regra, as esférulas acompanham os meteoritos e são encontradasem locais de impacto, juntamente com detritos de meteoritos. Anteriormentetodas as bolas foram encontradas na superfície do meteorito Braunau/3/ e nas crateras de Hanbury e Vabar /3/, posteriormente formações semelhantes junto com um grande número de partículas deformas encontradas nas proximidades da cratera Arizona /146/.Esse tipo de substância finamente dispersa, como já mencionado acima, é geralmente chamada de poeira de meteorito. Este último tem sido objeto de estudo detalhado nos trabalhos de muitos pesquisadores.fornecedores na URSS e no exterior /31,34,36,39,77,91,138.146.147.170-171.206/. No exemplo das esférulas do Arizonaverificou-se que essas partículas têm um tamanho médio de 0,5 mme consistem em kamacita misturada com goethita, ou emcamadas alternadas de goethita e magnetita cobertas comuma camada de vidro de silicato com pequenas inclusões de quartzo.O teor de níquel e ferro nesses minerais é característicorepresentado pelos seguintes números:

mineral ferro níquel
kamacite 72-97% 0,2 - 25%
magnetita 60 - 67% 4 - 7%
goethita 52 - 60% 2-5%

Nininger /146/ encontrado nas bolas do Arizona de um mineral-ly, característicos de meteoritos de ferro: cohenite, esteatite,schreibersita, troilita. O teor de níquel foiem média, 1 7%, que coincide, em geral, com os números , recebido-nome Reinhard /171/. Vale lembrar que a distribuiçãomaterial de meteorito fino nas proximidadesA cratera do meteorito do Arizona é muito irregular. A causa provável disso é, aparentemente, o vento,ou uma chuva de meteoros acompanhante. MecanismoA formação das esférulas do Arizona, segundo Reinhardt, consiste emsolidificação repentina de meteorito fino líquidosubstâncias. Outros autores /135/, juntamente com este, atribuem uma definiçãolugar dividido de condensação formado no momento da quedavapores. Resultados essencialmente semelhantes foram obtidos no curso de estudarvalores de matéria meteorítica finamente dispersa na regiãoprecipitação da chuva de meteoros Sikhote-Alin. E.L. Krinov/35-37.39/ subdivide esta substância nas seguintes principais categorias:

1. micrometeoritos com massa de 0,18 a 0,0003 g, tendoregmaglypts e derretimento da casca / devem ser estritamente distinguidosmicrometeoritos de acordo com E.L. Krinov de micrometeoritos na compreensãoInstituto Whipple, que foi discutido acima/;
2. poeira de meteoro - principalmente oca e porosapartículas de magnetita formadas como resultado do respingo de matéria de meteorito na atmosfera;
3. poeira de meteorito - um produto de esmagamento de meteoritos em queda, consistindo de fragmentos de ângulo agudo. Em mineralogiaa composição deste último inclui kamacite com uma mistura de troilite, schreibersite e cromite.Como no caso da cratera do meteorito Arizona, a distribuiçãoa divisão da matéria sobre a área é desigual.

Krinov considera esférulas e outras partículas derretidas como produtos da ablação de meteoritos e citaencontra de fragmentos deste último com bolas grudadas neles.

Achados também são conhecidos no local da queda de um meteorito de pedrachuva Kunashak /177/.

A questão da distribuição merece discussão especial.poeira cósmica em solos e outros objetos naturaisárea da queda do meteorito Tunguska. Ótimo trabalho nestedireção foram realizadas em 1958-65 por expediçõesComitê de Meteoritos da Academia de Ciências da URSS do Ramo Siberiano da Academia de Ciências da URSS. Foi estabelecido quenos solos do epicentro e lugares distantes dele pordistâncias de até 400 km ou mais, são quase constantemente detectadasbolas de metal e silicato que variam em tamanho de 5 a 400 mícrons.Entre eles estão brilhantes, foscos e ásperostipos de horas, bolas regulares e cones ocos.casos, partículas metálicas e de silicato são fundidas entre siamigo. Segundo K.P. Florensky /72/, os solos da região epicentral/ interflúvio Khushma - Kimchu / contém essas partículas apenas emuma pequena quantidade /1-2 por unidade convencional de área/.Amostras com um conteúdo semelhante de bolas são encontradas emdistância de até 70 km do local do acidente. Pobreza relativaA validade dessas amostras é explicada por K.P. Florenskycircunstância de que, no momento da explosão, a maior parte do temporita, tendo passado para um estado finamente disperso, foi jogada forapara as camadas superiores da atmosfera e, em seguida, derivou na direçãovento. Partículas microscópicas, sedimentando de acordo com a lei de Stokes,deve ter formado uma pluma de dispersão neste caso.Florensky acredita que o limite sul da pluma está localizadocerca de 70 km de C Z do alojamento de meteoritos, na piscinaRio Chuni/área do posto comercial de Mutorai/onde a amostra foi encontradacom o conteúdo de bolas espaciais até 90 peças por condicionalunidade de área. No futuro, segundo o autor, o tremcontinua se estendendo para o noroeste, capturando a bacia do rio Taimura.Obras do Ramo Siberiano da Academia de Ciências da URSS em 1964-65. verificou-se que amostras relativamente ricas são encontradas ao longo de todo o curso R. Taimur, um também em N. Tunguska / ver mapa-esquema /. As esférulas isoladas ao mesmo tempo contêm até 19% de níquel / de acordo comanálise microespectral realizada no Instituto defísica do Ramo Siberiano da Academia de Ciências da URSS /. Isso coincide aproximadamente com os númerosobtido por P.N. Paley em campo no modeloricks isolados dos solos da área da catástrofe de Tunguska.Esses dados permitem afirmar que as partículas encontradassão de fato de origem cósmica. A questão ésobre sua relação com os restos do meteorito de Tunguskaque está aberto devido à falta de estudos semelhantesregiões de fundo, bem como o possível papel dos processosredeposição e enriquecimento secundário.

Descobertas interessantes de esférulas na área da cratera em PatomskyPlanalto. A origem desta formação, atribuídaAro para vulcânico, ainda discutívelPorque a presença de um cone vulcânico em uma área remotamuitos milhares de quilômetros de focos vulcânicos, antigoseles e os modernos, em muitos quilômetros de sedimentos-metamórficosespessuras do Paleozóico, parece no mínimo estranho. Estudos de esférulas da cratera poderiam dar uma inequívocaresposta à pergunta e sobre sua origem / 82,50,53 /.a remoção de matéria dos solos pode ser realizada caminhandohovaniya. Desta forma, uma fração de centenas demícron e gravidade específica acima de 5. No entanto, neste casoexiste o perigo de descartar todo o pequeno vestido magnéticoção e a maior parte do silicato. E.L. Krinov aconselharemova o lixamento magnético com um ímã suspenso na parte inferior bandeja / 37 /.

Um método mais preciso é a separação magnética, a secoou molhado, embora também tenha uma desvantagem significativa: emdurante o processamento, a fração de silicato é perdida.instalações de separação magnética a seco são descritas por Reinhardt/171/.

Como já mencionado, a matéria cósmica é frequentemente coletadaperto da superfície da terra, em áreas livres de poluição industrial. Em sua direção, esses trabalhos se aproximam da busca por matéria cósmica nos horizontes superiores do solo.Bandejas cheias deágua ou solução adesiva, e placas lubrificadasglicerina. O tempo de exposição pode ser medido em horas, dias,semanas, dependendo do objetivo das observações. No Dunlap Observatory, no Canadá, a coleta de matéria espacial usandoplacas adesivas são realizadas desde 1947 /123/. Em lit-A literatura descreve várias variantes de métodos deste tipo.Por exemplo, Hodge e Wright /113/ usado por vários anospara isso, lâminas de vidro revestidas comemulsão e solidificação formando uma preparação acabada de pó;Croisier /90/ usado etilenoglicol derramado em bandejas,que foi facilmente lavado com água destilada; nas obrasFoi utilizada malha de nylon oleada Hunter e Parkin /158/.

Em todos os casos, partículas esféricas foram encontradas no sedimento,metal e silicato, na maioria das vezes menores em tamanho 6 µ de diâmetro e raramente superior a 40 µ.

Assim, a totalidade dos dados apresentadosconfirma a suposição da possibilidade fundamentaldetecção de matéria cósmica no solo por quasequalquer parte da superfície terrestre. Ao mesmo tempo, devetenha em mente que o uso do solo como objetoidentificar o componente espacial está associado adificuldades muito maiores do que asneve, gelo e, possivelmente, lodos e turfa do fundo.

espaçosubstância no gelo

Segundo Krinov /37/, a descoberta de uma substância cósmica nas regiões polares é de grande importância científica.uma vez que assim se pode obter uma quantidade suficiente de material, cujo estudo provavelmente se aproximarásolução de algumas questões geofísicas e geológicas.

A separação da matéria cósmica da neve e do gelo podeser realizada por diversos métodos, desde a coletagrandes fragmentos de meteoritos e terminando com a produção desedimento mineral de água contendo partículas minerais.

Em 1959 Marshall /135/ sugeriu uma maneira engenhosaestudo de partículas de gelo, semelhante ao método de contagemglóbulos vermelhos na corrente sanguínea. Sua essência éAcontece que para a água obtida pela fusão da amostragelo, um eletrólito é adicionado e a solução é passada através de um orifício estreito com eletrodos em ambos os lados. Noa passagem de uma partícula, a resistência muda drasticamente em proporção ao seu volume. As alterações são registradas usandodispositivo de gravação deus.

Deve-se ter em mente que a estratificação do gelo é agorarealizado de várias maneiras. É possível quecomparação de gelo já estratificado com distribuiçãomatéria cósmica pode abrir novas abordagens paraestratificação em locais onde outros métodos não podem seraplicado por um motivo ou outro.

Para coletar poeira espacial, a Antártida americanaexpedições 1950-60 núcleos usados ​​obtidos dedeterminação da espessura da cobertura de gelo por perfuração. /1S3/.Amostras com cerca de 7 cm de diâmetro foram serradas em segmentos ao longo 30 cm longo, derretido e filtrado. O precipitado resultante foi cuidadosamente examinado ao microscópio. Foram descobertospartículas de formas esféricas e irregulares, eo primeiro constituiu uma parte insignificante do sedimento. Outras pesquisas foram limitadas às esférulas, uma vez que elaspoderia ser mais ou menos confiantemente atribuído ao espaçocomponente. Entre as bolas em tamanho de 15 a 180 / hbyforam encontradas partículas de dois tipos: preta, brilhante, estritamente esférica e marrom transparente.

Estudo detalhado de partículas cósmicas isoladas degelo da Antártida e da Groenlândia, foi realizada por Hodgee Wright /116/. Para evitar a poluição industrialgelo foi retirado não da superfície, mas de uma certa profundidade -na Antártida, foi utilizada uma camada de 55 anos, e na Groenlândia,750 anos atrás. As partículas foram selecionadas para comparação.do ar da Antártida, que se mostrou semelhante aos glaciais. Todas as partículas se encaixam em 10 grupos de classificaçãocom uma nítida divisão em partículas esféricas, metálicase silicato, com e sem níquel.

Uma tentativa de obter bolas espaciais de uma montanha altaneve foi realizada por Divari /23/. Tendo derretido uma quantidade significativaneve /85 baldes/ retirados da superfície de 65 m 2 na geleiraTuyuk-Su no Tien Shan, no entanto, ele não conseguiu o que queriaresultados que podem ser explicados ou desiguaispoeira cósmica caindo na superfície da Terra, oucaracterísticas da técnica aplicada.

Em geral, aparentemente, a coleta de matéria cósmica emregiões polares e em geleiras de alta montanha é umdas áreas mais promissoras de trabalho no espaço pó.

Fontes poluição

Existem atualmente duas fontes principais de materialla, que pode imitar em suas propriedades o espaçopoeira: erupções vulcânicas e resíduos industriaisempresas e transportes. Isso é conhecido o que poeira vulcânica,liberado na atmosfera durante as erupçõesficar lá em suspensão por meses e anos.Devido às características estruturais e uma pequenapeso, este material pode ser distribuído globalmente, edurante o processo de transferência, as partículas são diferenciadas de acordo compeso, composição e tamanho, que devem ser levados em consideração quandoanálise específica da situação. Após a famosa erupçãovulcão Krakatau em agosto de 1883, a menor poeira lançadashennaya a uma altura de até 20 km. encontrado no arpor pelo menos dois anos /162/. Observações semelhantesDenias foram feitas durante os períodos de erupções vulcânicas de Mont Pelee/1902/, Katmai /1912/, grupos de vulcões na Cordilheira /1932/,vulcão Agung /1963/ /12/. Poeira microscópica coletadade diferentes áreas de atividade vulcânica, parecegrãos de formato irregular, curvilíneos, quebrados,contornos irregulares e relativamente raramente esferoidaise esférico com um tamanho de 10µ a 100. O número de esféricoságua é apenas 0,0001% em peso do material total/115/. Outros autores elevam esse valor para 0,002% /197/.

As partículas de cinza vulcânica têm preto, vermelho, verdepreguiçoso, cinza ou marrom. Às vezes eles são incolorestransparente e semelhante a vidro. De um modo geral, em vulcõeso vidro é uma parte essencial de muitos produtos. istoconfirmado pelos dados de Hodge e Wright, que descobriram quepartículas com uma quantidade de ferro de 5% e acima sãoperto de vulcões apenas 16% . Deve-se levar em conta que no processoocorre a transferência de poeira, ela é diferenciada por tamanho egravidade específica e grandes partículas de poeira são eliminadas mais rapidamente Total. Como resultado, em áreas remotas dos vulcõescentros, as áreas são susceptíveis de detectar apenas os menores e partículas de luz.

As partículas esféricas foram submetidas a um estudo especial.origem vulcânica. Ficou estabelecido que elessuperfície mais frequentemente erodida, forma, aproximadamenteinclinado para esférico, mas nunca alongadopescoços, como partículas de origem de meteorito.É muito significativo que eles não tenham um núcleo composto de puroferro ou níquel, como aquelas bolas que são consideradasespaço /115/.

Na composição mineralógica das bolas vulcânicas,um papel significativo pertence ao vidro, que tem um borbulhanteestrutura e silicatos de ferro-magnésio - olivina e piroxênio. Uma parte muito menor deles é composta por minerais de minério - piri-volume e magnetita, que em sua maioria formamentalhes em estruturas de vidro e molduras.

Quanto à composição química da poeira vulcânica,um exemplo é a composição das cinzas de Krakatoa.Murray /141/ encontrou nele um alto teor de alumínio/até 90%/ e baixo teor de ferro /não superior a 10%.Deve-se notar, entretanto, que Hodge e Wright /115/ não puderamconfirmar os dados de Morrey sobre o alumínio.esférulas de origem vulcânica também são discutidas em/205a/.

Assim, as propriedades características dos vulcõesmateriais podem ser resumidos da seguinte forma:

1. cinza vulcânica contém uma alta porcentagem de partículasforma irregular e baixa - esférica,
2. bolas de rocha vulcânica têm certas estruturascaracterísticas do passeio - superfícies erodidas, ausência de esférulas ocas, muitas vezes bolhas,
3. esférulas são dominadas por vidro poroso,
4. a porcentagem de partículas magnéticas é baixa,
5. na maioria dos casos forma de partícula esférica imperfeita
6. partículas de ângulo agudo têm formas agudamente angularesrestrições, o que permite que sejam usados ​​comomaterial abrasivo.

Um perigo muito significativo de imitação de esferas espaciaisrolo com bolas industriais, em grande quantidadelocomotiva a vapor, navio a vapor, tubos de fábrica, formado durante a soldagem elétrica, etc. Especialestudos de tais objetos mostraram que umauma porcentagem deste último tem a forma de esférulas. De acordo com Shkolnik /177/,25% produtos industriais é composto de escória metálica.Ele também dá a seguinte classificação de poeira industrial:

1. bolas não metálicas, formato irregular,
2. as bolas são ocas, muito brilhantes,
3. bolas semelhantes ao espaço, metal dobradomaterial cal com a inclusão de vidro. Entre estes últimostendo a maior distribuição, existem em forma de gota,cones, esférulas duplas.

Do nosso ponto de vista, a composição químicapoeira industrial foi estudada por Hodge e Wright /115/.Constatou-se que as características de sua composição químicaé um alto teor de ferro e na maioria dos casos - a ausência de níquel. Deve-se ter em mente, no entanto, que nemum dos sinais indicados não pode servir como um absolutocritério de diferença, especialmente porque a composição química de diferentestipos de poeira industrial podem ser variados, eprever o aparecimento de uma ou outra variedade deesférulas industriais é quase impossível. Portanto, o melhor uma garantia contra a confusão pode servir no nível modernoconhecimento é apenas amostragem em remoto "estéril" deáreas de poluição industrial. grau de industriapoluição, como demonstrado por estudos especiais, éem proporção direta à distância até os assentamentos.Parkin e Hunter em 1959 fizeram observações na medida do possível.transportabilidade de esferas industriais com água /159/.Embora bolas com mais de 300µ de diâmetro tenham saído dos canos da fábrica, em uma bacia hidrográfica localizada a 60 milhas da cidadesim, na direção dos ventos predominantes, apenascópias únicas de tamanho 30-60, o número de cópias éuma vala medindo 5-10µ foi, no entanto, significativa. Hodge eWright /115/ mostrou que nas proximidades do observatório de Yale,perto do centro da cidade, caiu em 1cm 2 superfícies por diaaté 100 bolas com mais de 5µ de diâmetro. Eles o valor dobroudiminuiu aos domingos e caiu 4 vezes à distância10 milhas da cidade. Então, em áreas remotasprovavelmente poluição industrial apenas com bolas de diâmetro rum menos de 5 µ .

Deve-se levar em conta que nos últimos20 anos há um perigo real de poluição alimentarexplosões nucleares" que podem fornecer esférulas para o mundoescala nominal /90.115/. Estes produtos são diferentes de sim como-qualquer radioatividade e a presença de isótopos específicos -estrôncio - 89 e estrôncio - 90.

Finalmente, tenha em mente que alguma poluiçãoatmosfera com produtos semelhantes a meteoro e meteoritopoeira, pode ser causada pela combustão na atmosfera da Terrasatélites artificiais e veículos lançadores. Fenômenos observadosneste caso, são muito semelhantes ao que ocorre quandobolas de fogo caindo. Perigo grave para a investigação científicaíons da matéria cósmica são irresponsáveisexperimentos implementados e planejados no exterior comlançar no espaço próximo da TerraSubstância persa de origem artificial.

A formae propriedades físicas da poeira cósmica

Forma, gravidade específica, cor, brilho, fragilidade e outras características físicasAs propriedades cósmicas da poeira cósmica encontrada em vários objetos foram estudadas por vários autores. Algum-ry pesquisadores propuseram esquemas para a classificação do espaçopó de cal com base em sua morfologia e propriedades físicas.Embora um único sistema unificado ainda não tenha sido desenvolvido,Parece, no entanto, oportuno citar alguns deles.

Baddhyu /1950/ /87/ com base em dados puramente morfológicosOs signos dividiram a matéria terrestre nos 7 grupos seguintes:

1. fragmentos amorfos cinzentos irregulares de tamanho 100-200µ.
2. partículas semelhantes a escórias ou cinzas,
3. grãos arredondados, semelhantes a areia preta fina/magnetita/,
4. bolas brilhantes pretas lisas com um diâmetro médio 20µ .
5. grandes bolas pretas, menos brilhantes, muitas vezes ásperasrugoso, raramente superior a 100 µ de diâmetro,
6. bolas de silicato de branco a preto, às vezescom inclusões de gás
7. bolas diferentes, constituídas por metal e vidro,20µ de tamanho em média.

Toda a variedade de tipos de partículas cósmicas, no entanto, não éestá esgotado, aparentemente, pelos grupos listados.Então, Hunter e Parkin /158/ acharam arredondadopartículas achatadas, aparentemente de origem cósmica que não pode ser atribuída a nenhuma das transferênciasaulas numéricas.

De todos os grupos descritos acima, o mais acessívelidentificação pela aparência 4-7, tendo a forma correta bolas.

E.L. Krinov, estudando a poeira coletada no Sikhote-A queda de Alinsky, distinguiu em sua composição o errona forma de fragmentos, bolas e cones ocos /39/.

Formas típicas de bolas espaciais são mostradas na Fig.2.

Vários autores classificam a matéria cósmica de acordo comconjuntos de propriedades físicas e morfológicas. Por destinoa um certo peso, a matéria cósmica é geralmente dividida em 3 grupos/86/:

1. metálicos, constituídos principalmente por ferro,com gravidade específica superior a 5 g/cm 3 .
2. silicato - partículas de vidro transparentes compesando aproximadamente 3 g/cm 3
3. heterogêneo: partículas metálicas com inclusões de vidro e partículas de vidro com inclusões magnéticas.

A maioria dos pesquisadores permanece dentro desteclassificação grosseira, limitada apenas às mais óbviascaracterísticas da diferença. No entanto, aqueles que lidam compartículas extraídas do ar, outro grupo se distingue -poroso, quebradiço, com uma densidade de cerca de 0,1 g/cm3/129/. Parainclui partículas de chuvas de meteoros e meteoros esporádicos mais brilhantes.

Uma classificação bastante completa das partículas encontradasno gelo da Antártida e da Groenlândia, bem como capturadosdo ar, dado por Hodge e Wright e apresentado no esquema / 205 /:

1. bolas de metal fosco preto ou cinza escuro,esburacada, às vezes oca;
2. bolas pretas, vítreas e altamente refrativas;
3. claro, branco ou coral, vítreo, liso,às vezes esférulas translúcidas;
4. partículas de forma irregular, pretas, brilhantes, quebradiças,granular, metálico;
5. irregularmente avermelhado ou laranja, opaco,partículas irregulares;
6. forma irregular, laranja-rosada, sem brilho;
7. formato irregular, prateado, brilhante e fosco;
8. forma irregular, multicolorida, marrom, amarela, verde Preto;
9. forma irregular, transparente, às vezes verde ouazul, vítreo, liso, com bordas afiadas;
10. esferóides.

Embora a classificação de Hodge e Wright pareça ser a mais completa, ainda existem partículas que, a julgar pelas descrições de vários autores, são difíceis de classificarde volta para um dos grupos nomeados. Portanto, não é incomum encontrarpartículas alongadas, bolas grudadas umas nas outras, bolas,tendo vários crescimentos em sua superfície /39/.

Na superfície de algumas esférulas em um estudo detalhadoencontram-se figuras semelhantes a Widmanstätten, observadasem meteoritos de ferro-níquel / 176/.

A estrutura interna das esférulas não difere muitoimagem. Com base neste recurso, o seguinte 4 grupos:

1. esférulas ocas / encontram-se com meteoritos /,
2. esférulas de metal com um núcleo e uma casca oxidada/ no núcleo, como regra, o níquel e o cobalto estão concentrados,e na casca - ferro e magnésio /,
3. bolas oxidadas de composição uniforme,
4. bolas de silicato, na maioria das vezes homogêneas, comaquela superfície, com inclusões metálicas e gasosas/ estes últimos dão-lhes a aparência de escória ou mesmo espuma /.

Quanto ao tamanho das partículas, não há uma divisão firmemente estabelecida nesta base, e cada autoradere à sua classificação em função das especificidades do material disponível. A maior das esférulas descritas,encontrados em sedimentos de águas profundas por Brown e Pauli /86/ em 1955, dificilmente ultrapassam 1,5 mm de diâmetro. istopróximo ao limite existente encontrado pela Epic /153/:

onde r é o raio da partícula, σ - tensão superficialfundição, ρ é a densidade do ar, e v é a velocidade da queda. Raio

partícula não pode exceder o limite conhecido, caso contrário a quedase decompõe em menores.

O limite inferior, muito provavelmente, não é limitado, o que decorre da fórmula e se justifica na prática, porqueà medida que as técnicas melhoram, os autores operam em todos ospartículas menores. A maioria dos pesquisadores está limitadaverifique o limite inferior de 10-15µ /160-168.189/.Ao mesmo tempo, começaram os estudos de partículas com diâmetro de até 5 µ /89/ e 3 µ /115-116/, e Hemenway, Fulman e Phillips operampartículas de até 0,2 / µ e menos de diâmetro, destacando-as em particulara antiga classe de nanometeoritos / 108 /.

O diâmetro médio das partículas de poeira cósmica é tomado igual a 40-50 µ. Como resultado do estudo intensivo do espaçoquais substâncias da atmosfera autores japoneses descobriram que 70% de todo o material são partículas com menos de 15 µ de diâmetro.

Uma série de trabalhos /27.89.130.189/ contém uma declaração sobreque a distribuição de bolas dependendo de sua massae as dimensões obedecem ao seguinte padrão:

V 1 N 1 \u003d V 2 N 2

onde v - massa da bola, N - número de bolas em um determinado grupoResultados que concordam satisfatoriamente com os teóricos foram obtidos por diversos pesquisadores que trabalharam com o espaçomaterial isolado de vários objetos / por exemplo, gelo antártico, sedimentos do mar profundo, materiais,obtido como resultado de observações de satélite/.

De interesse fundamental é a questão de saber seaté que ponto as propriedades do nyli mudaram ao longo da história geológica. Infelizmente, o material atualmente acumulado não nos permite dar uma resposta inequívoca, no entanto,A mensagem de Shkolnik /176/ sobre a classificação continua vivaesférulas isoladas das rochas sedimentares do Mioceno da Califórnia. O autor dividiu essas partículas em 4 categorias:

1/ preto, forte e fracamente magnético, sólido ou com núcleos de ferro ou níquel com casca oxidadaque é feito de sílica com uma mistura de ferro e titânio. Estas partículas podem ser ocas. Sua superfície é intensamente brilhante, polida, em alguns casos áspera ou iridescente como resultado da reflexão da luz de depressões em forma de pires sobre suas superfícies

2/ cinza-aço ou cinza-azulado, oco, finoparede, esférulas muito frágeis; contêm níquel, têmsuperfície polida ou polida;

3/ bolas quebradiças contendo inúmeras inclusõescinza aço metálico e preto não metálicomaterial; bolhas microscópicas em suas paredes ki / este grupo de partículas é o mais numeroso /;

4/ esférulas de silicato marrom ou preto, não magnético.

É fácil substituir que o primeiro grupo de acordo com Shkolnikcorresponde de perto aos grupos de partículas 4 e 5 de Buddhue. Bentre essas partículas existem esférulas ocas semelhantes aaqueles encontrados em áreas de impacto de meteoritos.

Embora esses dados não contenham informações exaustivassobre a questão levantada, parece possível expressarna primeira aproximação, a opinião de que a morfologia e apropriedades físicas de pelo menos alguns grupos de partículasde origem cósmica, caindo sobre a Terra, nãocantou uma evolução significativa sobre os disponíveisestudo geológico do período de desenvolvimento do planeta.

Químicocomposição do espaço pó.

O estudo da composição química da poeira cósmica ocorrecom certas dificuldades de princípio e técnicaspersonagem. Já por minha conta pequeno tamanho das partículas estudadas,a dificuldade de obter em qualquer quantidade significativavakh criam obstáculos significativos para a aplicação de técnicas que são amplamente utilizadas em química analítica. Mais longe,deve-se ter em mente que as amostras em estudo na grande maioria dos casos podem conter impurezas e, por vezes,muito significativo, material terreno. Assim, o problema de estudar a composição química da poeira cósmica está entrelaçadoespreita com a questão de sua diferenciação das impurezas terrestres.Finalmente, a própria formulação da questão da diferenciação do "terrestre"e a matéria "cósmica" é até certo ponto condicional, porque A terra e todos os seus componentes, seus constituintes,representam, em última análise, também um objeto cósmico, eportanto, estritamente falando, seria mais correto colocar a questãosobre encontrar sinais de diferença entre diferentes categoriasmatéria cósmica. Daí resulta que a semelhançaentidades de origem terrestre e extraterrestre podem, em princípio,estender muito, o que criadificuldades para estudar a composição química da poeira cósmica.

No entanto, nos últimos anos, a ciência foi enriquecida por uma série detécnicas metodológicas que permitem, em certa medida, superarsuperar ou contornar os obstáculos que surgem. Desenvolvimento mas-os mais recentes métodos de química de radiação, difração de raios Xmicroanálise, o aperfeiçoamento das técnicas microespectrais agora torna possível investigar insignificantes à sua maneirao tamanho dos objetos. Atualmente bastante acessívelanálise da composição química não apenas de partículas individuais depó de microfone, mas também a mesma partícula em diferentes suas seções.

Na última década, um número significativotrabalhos dedicados ao estudo da composição química do espaçopoeira de várias fontes. Por razõesque já mencionamos acima, o estudo foi realizado principalmente por partículas esféricas relacionadas afração de poeira, bem como em relação às características depropriedades, nosso conhecimento da composição química de ângulos agudosmaterial ainda é bastante escasso.

Analisando os materiais recebidos nesta direção por um todovários autores, deve-se chegar à conclusão de que, em primeiro lugar,os mesmos elementos são encontrados na poeira cósmica como emoutros objetos de origem terrestre e cósmica, por exemplo, contém Fe, Si, Mg .Em alguns casos - raramenteelementos terrestres e Ag os achados são duvidosos /, em relação aNão há dados confiáveis ​​na literatura. Em segundo lugar, todosa quantidade de poeira cósmica que cai na Terraser dividido por composição química em pelo menos tri grandes grupos de partículas:

a) partículas metálicas com alto teor Fe e N,
b) partículas de composição predominantemente de silicato,
c) partículas de natureza química mista.

É fácil ver que os três grupos listadosessencialmente coincidem com a classificação aceita de meteoritos, querefere-se a uma fonte próxima e talvez comum de origemcirculação de ambos os tipos de matéria cósmica. Pode-se notar dAlém disso, há uma grande variedade de partículas dentro de cada um dos grupos em consideração, o que dá origem a vários pesquisadoresela dividir a poeira cósmica por composição química por 5,6 emais grupos. Assim, Hodge e Wright destacam os oito seguintestipos de partículas básicas que diferem umas das outras tanto quanto possívelcaracterísticas rfológicas e composição química:

1. bolas de ferro contendo níquel,
2. esférulas de ferro, nas quais o níquel não é encontrado,
3. bolas de sílica,
4. outras esferas,
5. partículas de formato irregular com alto teor de ferro e níquel;
6. o mesmo sem a presença de quaisquer quantidades significativas estv níquel,
7. partículas de silicato de forma irregular,
8. outras partículas de forma irregular.

Da classificação acima segue, entre outras coisas,aquela circunstância que a presença de alto teor de níquel no material em estudo não pode ser reconhecida como critério obrigatório para sua origem cósmica. Então, significaA maior parte do material extraído do gelo da Antártida e da Groenlândia, coletado do ar das terras altas do Novo México, e mesmo da área onde caiu o meteorito Sikhote-Alin, não continha quantidades disponíveis para determinação.níquel. Ao mesmo tempo, deve-se levar em conta a opinião bem fundamentada de Hodge e Wright de que uma alta porcentagem de níquel (até 20% em alguns casos) é o únicocritério confiável da origem cósmica de uma partícula particular. Obviamente, em caso de sua ausência, o pesquisadornão deve ser guiado pela busca de critérios "absolutos""e na avaliação das propriedades do material em estudo, tomadas em sua agregados.

Em muitos trabalhos, observa-se a heterogeneidade da composição química da mesma partícula de material espacial em suas diferentes partes. Assim, foi estabelecido que o níquel tende para o núcleo das partículas esféricas, o cobalto também é encontrado lá.A casca externa da bola é composta de ferro e seu óxido.Alguns autores admitem que o níquel existe na formapontos individuais no substrato de magnetita. Abaixo apresentamosmateriais digitais que caracterizam o conteúdo médioníquel em pó de origem cósmica e terrestre.

Da tabela decorre que a análise do conteúdo quantitativoníquel pode ser útil na diferenciaçãopoeira espacial de origem vulcânica.

Do mesmo ponto de vista, as relações N eu : Fe ; Ni : co, Ni: Cu , que são suficientementesão constantes para objetos individuais da terra e do espaço origem.

Rochas ígneas-3,5 1,1

Ao diferenciar poeira cósmica de poeira vulcânicae a poluição industrial podem ser de algum benefíciotambém fornecer um estudo do conteúdo quantitativo Al e K , que são ricos em produtos vulcânicos, e Ti e V sendo companheiros frequentes Fe em poeira industrial.É significativo que, em alguns casos, a poeira industrial possa conter uma alta porcentagem de N eu . Portanto, o critério para distinguir alguns tipos de poeira cósmica deterrestre deve servir não apenas um alto teor de N eu , uma alto teor de N eu juntamente com Co e C u/88.121, 154.178.179/.

Informações sobre a presença de produtos radioativos de poeira cósmica são extremamente escassas. Resultados negativos são relatadostatah testando poeira espacial para radioatividade, queparece duvidoso em vista do bombardeio sistemáticopartículas de poeira localizadas no espaço interplanetáriosve, raios cósmicos. Lembre-se que os produtosradiação cósmica têm sido repetidamente detectadas em meteoritos.

Dinâmicaprecipitação de poeira cósmica ao longo do tempo

De acordo com a hipótese Paneth /156/, precipitação de meteoritosnão ocorreu em épocas geológicas distantes / anterioresTempo quaternário /. Se esta visão estiver correta, entãodeve estender-se também à poeira cósmica, ou pelo menosestaria nessa parte dela, que chamamos de poeira de meteorito.

O principal argumento a favor da hipótese foi a ausênciaimpacto de achados de meteoritos em rochas antigas, atualmentetempo, no entanto, há uma série de achados como meteoritos,e o componente de poeira cósmica em geologiaformações de idade bastante antiga / 44.92.122.134,176-177/, Muitas das fontes listadas são citadasacima, deve-se acrescentar que março /142/ descobriu bolas,aparentemente de origem cósmica no Silurianosais, e Croisier /89/ os encontrou mesmo no Ordoviciano.

A distribuição de esférulas ao longo da seção em sedimentos de profundidade foi estudada por Petterson e Rothschi /160/, que encontraramviveu que o níquel é distribuído de forma desigual pela seção, o queexplicadas, em sua opinião, por causas cósmicas. Mais tardeconsiderado o mais rico em material cósmicoas camadas mais jovens de lodos de fundo, o que, aparentemente, está associadocom os processos graduais de destruição do espaçoquem substâncias. Nesse sentido, é natural supora ideia de uma diminuição gradual na concentração de energia cósmicasubstâncias no corte. Infelizmente, na literatura de que dispomos, não encontramos dados suficientemente convincentes sobre taistipo, os relatórios disponíveis são fragmentários. Então, Shkolnik /176/encontraram um aumento da concentração de bolas na zona de intemperismode depósitos do Cretáceo, a partir deste fato ele foifoi feita uma conclusão razoável de que as esférulas, aparentemente,podem suportar condições suficientemente severas sepoderia sobreviver à lateritização.

Estudos regulares modernos de precipitação espacialpoeira mostram que sua intensidade varia significativamente dia a dia /158/.

Aparentemente, há uma certa dinâmica sazonal /128.135/, e a intensidade máxima de precipitaçãocai em agosto-setembro, que está associado a meteorosfluxos /78,139/,

Deve-se notar que as chuvas de meteoros não são as únicasnaya causa de precipitação maciça de poeira cósmica.

Existe uma teoria de que chuvas de meteoros causam precipitação /82/, partículas de meteoros neste caso são núcleos de condensação /129/. Alguns autores sugeremEles afirmam coletar poeira cósmica da água da chuva e oferecem seus dispositivos para esse fim /194/.

Bowen /84/ descobriu que o pico de precipitação é tardioda atividade máxima de meteoros em cerca de 30 dias, que pode ser visto na tabela a seguir.

Esses dados, embora não universalmente aceitos, sãoeles merecem alguma atenção. As descobertas de Bowen confirmamdados sobre o material da Sibéria Ocidental Lazarev /41/.

Embora a questão da dinâmica sazonal do universo cósmicopoeira e sua conexão com chuvas de meteoros não é completamente clara.resolvido, há boas razões para acreditar que tal regularidade ocorre. Então, Croisier / CO /, com base emcinco anos de observações sistemáticas, sugere que dois máximos de precipitação de poeira cósmica,ocorridos no verão de 1957 e 1959 correlacionam-se com o meteoromeus fluxos. Alta de verão confirmada por Morikubo, sazonaldependência também foi observada por Marshall e Craken /135.128/.Deve-se notar que nem todos os autores estão inclinados a atribuir adependência sazonal devido à atividade de meteoros/por exemplo, Brier, 85/.

Com relação à curva de distribuição da deposição diáriapoeira de meteoro, é aparentemente fortemente distorcida pela influência dos ventos. Isto é relatado, em particular, por Kizilermak eCroisier /126.90/. Bom resumo de materiais sobre issoReinhardt tem uma pergunta /169/.

Distribuiçãopoeira espacial na superfície da terra

A questão da distribuição da matéria cósmica na superfícieda Terra, como vários outros, foi desenvolvido de forma completamente insuficienteexatamente. Opiniões, bem como material factual relatadopor vários pesquisadores são muito contraditórias e incompletas.Um dos maiores especialistas neste campo, Petterson,definitivamente expressou a opinião de que a matéria cósmicadistribuído na superfície da Terra é extremamente desigual / 163 /. Eisso, no entanto, entra em conflito com uma série de experimentosdados. Em particular, de Jaeger /123/, com base em taxasde poeira cósmica produzida usando placas adesivas na área do Observatório Canadense Dunlap, afirma que a matéria cósmica é distribuída de maneira bastante uniforme em grandes áreas. Uma opinião semelhante foi expressa por Hunter e Parkin /121/ com base em um estudo da matéria cósmica nos sedimentos do fundo do Oceano Atlântico. Hodya /113/ realizou estudos de poeira cósmica em três pontos remotos um do outro. As observações foram realizadas por um longo tempo, durante um ano inteiro. A análise dos resultados obtidos mostrou a mesma taxa de acúmulo de matéria nos três pontos e, em média, cerca de 1,1 esférulas caíram por 1 cm 2 por dia.cerca de três mícrons de tamanho. Pesquisa nesta direção continuaram em 1956-56. Hodge e Wildt /114/. Nodesta vez a coleta foi realizada em áreas separadas umas das outrasamigo em distâncias muito longas: na Califórnia, Alasca,No Canadá. Calculado o número médio de esférulas , caiu em uma superfície unitária, que acabou sendo 1,0 na Califórnia, 1,2 no Alasca e 1,1 partículas esféricas no Canadá moldes por 1 cm 2 por dia. Distribuição de tamanho das esférulasfoi aproximadamente o mesmo para os três pontos, e 70% eram formações com um diâmetro inferior a 6 mícrons, o númeropartículas maiores que 9 mícrons de diâmetro eram pequenas.

Pode-se supor que, aparentemente, as consequências do fenômeno cósmicopoeira atinge a Terra, em geral, de forma bastante uniforme, neste contexto, certos desvios da regra geral podem ser observados. Assim, pode-se esperar a presença de uma certao efeito da precipitação de partículas magnéticas com tendência à concentraçãodeste último nas regiões polares. Além disso, sabe-se queconcentração de matéria cósmica finamente dispersa podeser elevado em áreas onde grandes massas de meteoritos caem/ Cratera de meteoro do Arizona, meteorito de Sikhote-Alin,possivelmente a área onde o corpo cósmico de Tunguska caiu.

A uniformidade primária pode, no entanto, no futurosignificativamente interrompido como resultado da redistribuição secundáriafissão da matéria, e em alguns lugares pode tê-laacumulação, e em outros - uma diminuição em sua concentração. Em geral, esta questão tem sido muito mal desenvolvida, no entanto, preliminaresdados sólidos obtidos pela expedição K M ET COMO URSS /head K.P.Florensky/ / 72/ vamos falar sobreque, pelo menos em alguns casos, o conteúdo do espaçosubstância química no solo pode flutuar em uma ampla faixa lah.

Migratze euespaçosubstânciasdentrobiogenosfere

Não importa o quão contraditórias estimativas do número total de espaçoda substância química que cai anualmente na Terra, é possível comcerteza de dizer uma coisa: é medido por muitas centenasmil e talvez até milhões de toneladas. Absolutamenteé óbvio que esta enorme massa de matéria está incluída no longínquoa mais complexa cadeia de processos da circulação da matéria na natureza, que ocorre constantemente no âmbito do nosso planeta.A matéria cósmica vai parar, assim o compostoparte do nosso planeta, no sentido literal - a substância da terra,que é um dos possíveis canais de influência do espaçoalgum ambiente na biogenosfera. É a partir dessas posições que o problemapoeira espacial interessou o fundador da modernabiogeoquímica ac. Vernadsky. Infelizmente, trabalhar nestedireção, em essência, ainda não começou a sério.devemos limitar-nos a referir algunsfatos que parecem relevantes para aquestão. Há uma série de indicações de que o mar profundosedimentos removidos de fontes de deriva de material e tendobaixa taxa de acumulação, relativamente rico, Co e Si.Muitos pesquisadores atribuem esses elementos a fenômenos cósmicos.alguma origem. Aparentemente, diferentes tipos de partículas sãoAs poeiras químicas estão incluídas no ciclo das substâncias na natureza em diferentes taxas. Alguns tipos de partículas são muito conservadores a esse respeito, como evidenciado pelos achados de esférulas de magnetita em rochas sedimentares antigas.O número de partículas pode, obviamente, depender não apenas de suanatureza, mas também nas condições ambientais, em particular,seu valor de pH. É altamente provável que os elementoscaindo na Terra como parte da poeira cósmica, podeincluído na composição de plantas e animaisorganismos que habitam a Terra. A favor dessa suposiçãodizer, em particular, alguns dados sobre a composição químicave vegetação na área onde o meteorito de Tunguska caiu.Tudo isso, porém, é apenas o primeiro esboço,as primeiras tentativas de uma abordagem não tanto para uma solução, mas paracolocando a questão neste plano.

Recentemente, tem havido uma tendência para mais estimativas da massa provável da poeira cósmica em queda. A partir depesquisadores eficientes estimam em 2,4109 toneladas /107a/.

perspectivasestudo da poeira cósmica

Tudo o que foi dito nas seções anteriores do trabalho,permite que você diga com razão suficiente sobre duas coisas:em primeiro lugar, que o estudo da poeira cósmica é seriamenteapenas começando e, em segundo lugar, que o trabalho nesta seçãociência acaba por ser extremamente frutífera para resolvermuitas questões de teoria / no futuro, talvez parapráticas/. Um investigador que trabalha nesta área é atraídoantes de tudo, uma enorme variedade de problemas, de uma forma ou de outrade outra forma relacionado ao esclarecimento de relacionamentos no sistema Terra é espaço.

Quão parece-nos que o desenvolvimento posterior da doutrina dapoeira cósmica deve passar principalmente pelos seguintes direções principais:

1. O estudo da nuvem de poeira próxima à Terra, seu espaçolocalização natural, propriedades das partículas de poeira que entramem sua composição, fontes e formas de sua reposição e perda,interação com cinturões de radiação.pode ser realizado na íntegra com a ajuda de mísseis,satélites artificiais e, posteriormente, interplanetáriosnavios e estações interplanetárias automáticas.
2. De indubitável interesse para a geofísica é o espaçopoeira Chesky penetrando na atmosfera em altitude 80-120 km, em em particular, o seu papel no mecanismo de emergência e desenvolvimentofenômenos como o brilho do céu noturno, a mudança de polaridadeflutuações de luz do dia, flutuações de transparência atmosfera, desenvolvimento de nuvens noctilucentes e brilhantes bandas de Hoffmeister,amanhecer e crepúsculo fenômenos, fenômenos de meteoros em atmosfera Terra. Especial de interesse é o estudo do grau de correlaçãolação entre os fenômenos listados. Aspectos Inesperados
influências cósmicas podem ser reveladas, aparentemente, emum estudo mais aprofundado da relação de processos quelugar nas camadas mais baixas da atmosfera - a troposfera, com penetraçãoniem na última matéria cósmica. O mais serioAtenção deve ser dada ao teste da conjectura de Bowen sobreconexão de precipitação com chuvas de meteoros.
3. De indubitável interesse para os geoquímicos éestudo da distribuição da matéria cósmica na superfícieTerra, a influência neste processo de especificidade geográfica,condições climáticas, geofísicas e outras peculiares
uma ou outra região do mundo. Até agora completamentea questão da influência do campo magnético da Terra no processoacumulação de matéria cósmica, entretanto, nesta área,provavelmente serão achados interessantes, especialmentese construirmos estudos levando em conta dados paleomagnéticos.
4. De interesse fundamental para astrônomos e geofísicos, para não mencionar cosmogonistas generalistas,tem uma pergunta sobre a atividade de meteoros em áreas geológicas remotasépocas. Materiais que serão recebidos durante este
funciona, provavelmente pode ser usado no futuropara desenvolver métodos adicionais de estratificaçãofundo, depósitos sedimentares glaciais e silenciosos.
5. Uma importante área de trabalho é o estudopropriedades morfológicas, físicas e químicas do espaçocomponente de precipitação terrestre, desenvolvimento de métodos para distinguir trançaspoeira de microfone de origem vulcânica e industrial, pesquisacomposição isotópica da poeira cósmica.
6.Procure compostos orgânicos na poeira espacial.Parece provável que o estudo da poeira cósmica contribua para a solução dos seguintes problemas teóricos. perguntas:

1. O estudo do processo de evolução dos corpos cósmicos, em particularness, a Terra e o sistema solar como um todo.
2. O estudo do movimento, distribuição e troca do espaçomatéria no sistema solar e galáxia.
3. Elucidação do papel da matéria galáctica no solar sistema.
4. O estudo das órbitas e velocidades de corpos espaciais.
5. Desenvolvimento da teoria da interação de corpos cósmicos com a terra.
6. Decifrando o mecanismo de uma série de processos geofísicosna atmosfera da Terra, sem dúvida associada ao espaço fenômenos.
7. O estudo de possíveis formas de influências cósmicas sobrebiogenosfera da Terra e de outros planetas.

Escusado será dizer que o desenvolvimento mesmo desses problemasque estão listados acima, mas estão longe de se esgotarem.todo o complexo de questões relacionadas à poeira cósmica,só é possível sob a condição de uma ampla integração e unificaçãoesforços de especialistas de diversos perfis.

LITERATURA

1. ANDREEV V.N. - Um fenômeno misterioso. Natureza, 1940.
2. ARRENIUS G.S. - Sedimentação no fundo do oceano.Sentado. Pesquisa geoquímica, IL. M., 1961.
3. Astapovich IS - Fenômenos de meteoros na atmosfera da Terra.M., 1958.
4. Astapovich I.S. - Relatório de observações de nuvens noctilucentesna Rússia e na URSS de 1885 a 1944 Anais 6conferências em nuvens prateadas. Riga, 1961.
5. BAKHAREV A.M., IBRAGIMOV N., SHOLIEV U.- Massa de meteoromatéria de noé caindo na Terra durante o ano.Touro. Vs. geoda astronômica. Sociedade 34, 42-44, 1963.
6. BGATOV V.I., CHERNYAEV Yu.A. -Sobre poeira de meteoro em schlichamostras. Meteoritics, v.18,1960.
7. AVE D.B. - Distribuição de poeira interplanetária. Ultraradiação violeta do sol e interplanetária Quarta-feira. Il., M., 1962.
8. Bronshten V.A. - 0 nuvens noctilucentes da natureza.Proceedings VI coruja
9. Bronshten V.A. - Mísseis estudam nuvens prateadas. No espécie, nº 1.95-99.1964.
10. BRUVER R.E. - Na busca pela substância do meteorito de Tunguska. O problema do meteorito Tunguska, v.2, no prelo.
I.VASILIEV N.V., ZHURAVLEV V.K., ZAZDRAVNYKH N.P., COME KO T.V., D.V. DEMINA, I. DEMINA. H .- 0 conexão pratanuvens com alguns parâmetros da ionosfera. Relatórios III Conferência Siberiana em matemática e mecânica Nike.Tomsk, 1964.
12. Vasiliev N.V., KOVALEVSKY A.F., ZHURAVLEV V.K.-Obfenômenos ópticos anômalos no verão de 1908.Eyull.VAGO, No. 36,1965.
13. Vasiliev N.V., ZHURAVLEV V. K., ZHURAVLEVA R. K., KOVALEVSKY A.F., PLEKHANOV G.F.- Noite luminosanuvens e anomalias ópticas associadas à quedapelo meteorito de Tunguska. Ciência, M., 1965.
14. VELTMANN Yu. K. - Sobre a fotometria de nuvens noctilucentesa partir de fotografias não padronizadas. Processos VI co- deslizando por nuvens prateadas. Riga, 1961.
15. Vernadsky V.I. - Sobre o estudo da poeira cósmica. Miro conduzindo, 21, nº 5, 1932, obras coletadas, vol. 5, 1932.
16. VERNADSKY V.I.- Sobre a necessidade de organizar umatrabalhar na poeira espacial. Problemas do Ártico, não. 5.1941, coleção cit., 5, 1941.
16a LARGURA H.A. - Poeira de meteoro no Cambriano inferiorarenitos da Estônia. Meteoritics, edição 26, 132-139, 1965.
17. WILLMAN CH.I. - Observações de nuvens noctilucentes no norte--parte ocidental do Atlântico e no território do Esto-institutos de pesquisa em 1961. Astron.Circular, No. 225, 30 Set. 1961
18. WILLMAN C.I.- Sobre interpretação de resultados de polarimetriaraio de luz das nuvens prateadas. Astron.circular,Nº 226, 30 de outubro de 1961
19. GEBBEL A. D. - Sobre a grande queda de aerólitos, que ocorreu emséculo XIII em Veliky Ustyug, 1866.
20. GROMOVA L.F. - Experiência na obtenção da verdadeira frequência de apariçõesnuvens noctilucentes. Astron Circ., 192.32-33.1958.
21. GROMOVA L.F. - Alguns dados de frequêncianuvens noctilucentes na metade ocidental do territóriorii da URSS. Ano geofísico internacional.ed. Universidade Estadual de Leningrado, 1960.
22. GRISHIN N.I. - À questão das condições meteorológicasaparecimento de nuvens prateadas. Processos VI Soviética deslizando por nuvens prateadas. Riga, 1961.
23. DIVARI N.B.-Sobre a coleta de poeira cósmica na geleira Tut-su / norte de Tien Shan /. Meteoritics, v.4, 1948.
24. DRAVERT P.L. - Nuvem espacial sobre Shalo-Nenetsdistrito. Região de Omsk, № 5,1941.
25. DRAVERT P.L. - Sobre poeira meteórica 2.7. 1941 em Omsk e alguns pensamentos sobre poeira cósmica em geral.Meteoritics, v.4, 1948.
26. EMELYANOV Yu.L. - Sobre a misteriosa "escuridão siberiana"18 de setembro de 1938. problema de Tunguskameteorito, número 2., no prelo.
27. ZASLAVSKAYA N.I., ZOTKIN I. T., KIROV O.A. - Distribuiçãodimensionamento de bolas cósmicas da regiãoQueda de Tunguska. DAN URSS, 156, № 1,1964.
28. KALITIN N.N. - Actinometria. Gidrometeoizdat, 1938.
29. Kirova O.A. - 0 estudo mineralógico de amostras de soloda área onde caiu o meteorito de Tunguska, recolheupela expedição de 1958. Meteoritics, v. 20, 1961.
30. KIROVA O.I. - Procure uma substância pulverizada de meteoritona área onde o meteorito de Tunguska caiu. Tr. in-tageologia AN Est. SSR, P, 91-98, 1963.
31. KOLOMENSKY V.D., YUD EM I.A. - Composição mineral da crostaderretimento do meteorito Sikhote-Alin, bem como meteorito e poeira meteórica. Meteoritics.v.16, 1958.
32. KOLPAKOV V.V. - Cratera misteriosa nas Terras Altas de Pa Tomsk.Natureza, nº. 2, 1951 .
33. KOMISSAROV O.D., NAZAROVA T.N.et al. – Pesquisamicrometeoritos em foguetes e satélites. Sentado.Artes. satélites da Terra, ed.AN URSS, v.2, 1958.
34.Krinov E.L.- Forma e estrutura superficial da crostaderretendo espécimes individuais do Sikhote-Chuva de meteoros de ferro Alin.Meteoritics, v. 8, 1950.
35. Krinov E.L., FONTON S.S. - Detecção de poeira de meteorosno local da queda da chuva de meteoros de ferro Sikhote-Alin. DAN URSS, 85, No. 6, 1227- 12-30,1952.
36. KRINOV E.L., FONTON S.S. - Poeira de meteoro do local do impactoChuva de meteoros de ferro Sikhote-Alin. meteoritos, c. II, 1953.
37. Krinov E.L. - Algumas considerações sobre a coleta de meteoritossubstâncias em países polares. Meteoritics, v.18, 1960.
38. Krinov E.L. . - Sobre a questão da dispersão dos meteoróides.Sentado. Pesquisa da ionosfera e meteoros. Academia de Ciências da URSS, 2.1961.
39. Krinov E.L. - Meteorítico e poeira de meteoro, micrometeority.Sb.Sikhote - meteorito de ferro Alin -ny rain. Academia de Ciências da URSS, vol. 2, 1963.
40. KULIK L.A. - gêmeo brasileiro do meteorito Tunguska.Natureza e pessoas, p. 13-14, 1931.
41. LAZAREV R.G. - Na hipótese de E.G. Bowen / baseado em materiaisobservações em Tomsk/. Relatos do terceiro siberianoconferências sobre matemática e mecânica. Tomsk, 1964.
42. LATYSHEV I. H .- Sobre a distribuição da matéria meteórica emsistema solar.Izv.AN Turkm.SSR,ser.phys.ciências técnicas químicas e geológicas, nº 1.1961.
43. LITTROV I.I.-Segredos do céu. Editora da sociedade anônima Brockhaus Efron.
44. M ALYSHEK V.G. - Esferas magnéticas no terciário inferiorformações do sul. encosta do noroeste do Cáucaso. DAN URSS, pág. 4,1960.
45. Mirtov B.A. - Matéria meteórica e algumas questõesgeofísica das altas camadas da atmosfera. Sat. Satélites artificiais da Terra, Academia de Ciências da URSS, v. 4, 1960.
46. MOROZ V.I. - Sobre a "casca de poeira" da Terra. Sentado. Artes. Satélites da Terra, Academia de Ciências da URSS, v.12, 1962.
47. NAZAROVA T.N. - Estudo de partículas de meteoros emo terceiro satélite terrestre artificial soviético.Sentado. artes. Satélites da Terra, Academia de Ciências da URSS, v.4, 1960.
48. NAZAROVA T.N.- Estudo da poeira meteórica no câncermax e satélites artificiais da Terra. Artes.satélites da Terra. Academia de Ciências da URSS, v. 12, 1962.
49. NAZAROVA T.N. - Os resultados do estudo do meteorosubstâncias usando instrumentos montados em foguetes espaciais. Sentado. Artes. satélites Earth.in.5,1960.
49a. NAZAROVA T.N.- Investigação de poeira meteórica usandofoguetes e satélites. Na coleção "Pesquisa Espacial", M., 1-966, vol. 4.
50. OBRUCHEV S.V. - Do artigo de Kolpakov "Misteriosocratera nas Terras Altas de Patom. Priroda, No. 2, 1951.
51. PAVLOVA T. D. - Distribuição de prata visívelnuvens com base em observações de 1957-58.Anais dos Encontros U1 em Silvery Clouds. Riga, 1961.
52. POLOSKOV S.M., NAZAROVA T.N.- Estudo do componente sólido da matéria interplanetária usandofoguetes e satélites terrestres artificiais. sucessosfisica Sciences, 63, nº 16, 1957.
53. PORTNOV A . M . - Uma cratera nas Terras Altas de Patom. Natureza,№ 2,1962.
54. RISER Yu.P. - Sobre o mecanismo de formação de condensaçãopoeira do espaço. Meteoritics, v. 24, 1964.
55. RUSKOL E .L.- Sobre a origem do interplanetáriopoeira ao redor da terra. Sentado. Satélites artísticos da Terra. v.12,1962.
56. SERGEENKO A.I. - Poeira de meteoro em depósitos quaternáriosna bacia do curso superior do rio Indigirka. NOlivro. Geologia de placers em Yakutia. M, 1964.
57. STEFONOVICH S.V. - Discurso. In tr. III Congresso da All-União.áster. geofísica. Sociedade da Academia de Ciências da URSS, 1962.
58. WIPPL F. - Observações sobre cometas, meteoros e planetasevolução. Questões de cosmogonia, Academia de Ciências da URSS, v.7, 1960.
59. WIPPL F. - Partículas sólidas no sistema solar. Sentado.Especialista. pesquisar espaço próximo à Terra stva.IL. M., 1961.
60. WIPPL F. - Matéria empoeirada no espaço próximo à Terraespaço. Sentado. Radiação ultravioleta O Sol e o Ambiente Interplanetário. IL M., 1962.
61. Fesenkov V. G. - Sobre a questão dos micrometeoritos. Meteori teca, c. 12.1955.
62. Fesenkov VG - Alguns problemas de meteoritos.Meteoritics, v. 20, 1961.
63. Fesenkov V. G. - Sobre a densidade da matéria meteórica no espaço interplanetário em conexão com a possibilidadea existência de uma nuvem de poeira ao redor da Terra.Astron.zhurnal, 38, No. 6, 1961.
64. FESENKOV V.G. - Sobre as condições para a queda de cometas na Terra emeteoros. Instituto de Geologia, Academia de Ciências Est. SSR, XI, Tallin, 1963.
65. Fesenkov V.G. - Sobre a natureza cometária do meteo de TunguskaRita. Astro.journal, XXX VIII, 4, 1961.
66. Fesenkov VG - Não um meteorito, mas um cometa. Natureza, nº. 8 , 1962.
67. Fesenkov V. G. - Sobre fenômenos de luz anômalos, conexãoassociada à queda do meteorito Tunguska.Meteoritics, v. 24, 1964.
68. FESENKOV V.G. - Turbidez da atmosfera produzida pora queda do meteorito Tunguska. meteoritos, v.6,1949.
69. Fesenkov V.G. - Matéria meteórica no interplanetário espaço. M., 1947.
70. FLORENSKY K.P., IVANOV A. NO., Ilin N.P. e PETRIKOV M.N. -Tunguska queda em 1908 e algumas perguntassubstância de diferenciação dos corpos cósmicos. Resumos XX Congresso Internacional dequímica teórica e aplicada. Seção SM., 1965.
71. FLORENSKY K.P. - Novidade no estudo do meteo de Tunguska-rita 1908 Geoquímica, № 2,1962.
72. FLORENSKY K.P. .- Resultados preliminares Tungusexpedição do complexo meteorítico de 1961.Meteoritics, v. 23, 1963.
73. FLORENSKY K.P. - O problema da poeira espacial e modernoA mudança de estado do estudo do meteorito de Tunguska.Geoquímica, nº. 3,1963.
74. Khvostikov I.A. - Sobre a natureza das nuvens noctilucentes.Alguns problemas de meteorologia, não. 1, 1960.
75. Khvostikov I.A. - Origem das nuvens noctilucentese temperatura atmosférica na mesopausa. Tr. VII Reuniões em nuvens prateadas. Riga, 1961.
76. CHIRVINSKY P.N., CHERKAS V.K. - Por que é tão difícilmostrar a presença de poeira cósmica na terrasuperfícies. Estudos Mundiais, 18, No. 2,1939.
77. Yudin I.A. - Sobre a presença de poeira de meteoro na área de padachuva de meteoros pedregosos Kunashak.Meteoritics, v.18, 1960.