Vedci z Havajskej univerzity urobili senzačný objav - kozmický prach obsahuje organickej hmoty, vrátane vody, čo potvrdzuje možnosť prenosu rôznych foriem života z jednej galaxie do druhej. Kométy a asteroidy putujúce vesmírom pravidelne prinášajú masy hviezdneho prachu do atmosféry planét. Medzihviezdny prach teda funguje ako druh „dopravy“, ktorá môže dodávať vodu a organickú hmotu na Zem a ďalšie planéty slnečnej sústavy. Možno, že kedysi dávno prúd kozmického prachu viedol k vzniku života na Zemi. Je možné, že život na Marse, ktorého existencia vyvoláva vo vedeckých kruhoch veľa kontroverzií, mohol vzniknúť rovnakým spôsobom.

Mechanizmus tvorby vody v štruktúre kozmického prachu

Pri pohybe vesmírom dochádza k ožarovaniu povrchu častíc medzihviezdneho prachu, čo vedie k tvorbe zlúčenín vody. Tento mechanizmus možno podrobnejšie opísať takto: vodíkové ióny prítomné v slnečných vírových prúdoch bombardujú obal zŕn kozmického prachu a vyraďujú jednotlivé atómy z kryštalickej štruktúry silikátového minerálu – hlavného stavebného materiálu medzigalaktických objektov. Ako výsledok tento proces Uvoľňuje sa kyslík, ktorý reaguje s vodíkom. Vznikajú tak molekuly vody obsahujúce inklúzie organických látok.

Kolíziami s povrchom planéty, asteroidy, meteority a kométy sa na jej povrch dostane zmes vody a organickej hmoty

Čo kozmický prach- spoločník asteroidov, meteoritov a komét, nesie molekuly organických zlúčenín uhlíka, to bolo známe už skôr. Ale nebolo dokázané, že hviezdny prach prenáša aj vodu. Americkí vedci to prvýkrát zistili až teraz organickej hmoty transportované časticami medzihviezdneho prachu spolu s molekulami vody.

Ako sa voda dostala na Mesiac?

Objav vedcov zo Spojených štátov môže pomôcť zdvihnúť závoj tajomstva nad mechanizmom vzniku zvláštnych ľadových útvarov. Napriek tomu, že povrch Mesiaca je úplne vysušený, pomocou sondovania bola na jeho tieňovej strane objavená zlúčenina OH. Tento nález naznačuje možnú prítomnosť vody v hlbinách Mesiaca.

Odvrátená strana Mesiaca je úplne pokrytá ľadom. Možno práve s kozmickým prachom sa molekuly vody dostali na jeho povrch pred mnohými miliardami rokov

Od éry roverov Apollo pri prieskume Mesiaca, keď boli vzorky lunárnej pôdy privezené na Zem, vedci dospeli k záveru, že slnečný vietor spôsobuje zmeny v chemickom zložení hviezdneho prachu pokrývajúceho povrchy planét. Stále sa diskutovalo o možnosti tvorby molekúl vody v hrúbke kozmického prachu na Mesiaci, ale v tom čase dostupné analytické výskumné metódy nedokázali túto hypotézu potvrdiť ani vyvrátiť.

Kozmický prach je nositeľom foriem života

Vzhľadom k tomu, že voda sa tvorí vo veľmi malom objeme a je lokalizovaná v tenkej škrupine na povrchu kozmický prach, až teraz ho bolo možné vidieť pomocou elektrónového mikroskopu s vysokým rozlíšením. Vedci sa domnievajú, že podobný mechanizmus pohybu vody s molekulami organických zlúčenín je možný aj v iných galaxiách, kde sa točí okolo „materskej“ hviezdy. Vedci očakávajú pri svojom ďalšom výskume podrobnejšie identifikovať, ktoré anorganické a organickej hmoty na báze uhlíka sú prítomné v štruktúre hviezdneho prachu.

Zaujímavé vedieť! Exoplanéta je planéta, ktorá sa nachádza mimo slnečnej sústavy a obieha okolo hviezdy. Zapnuté tento moment V našej galaxii bolo vizuálne objavených asi 1000 exoplanét, ktoré tvoria asi 800 planetárnych systémov. Nepriame metódy detekcie však naznačujú existenciu 100 miliárd exoplanét, z ktorých 5-10 miliárd má parametre podobné Zemi, teda sú. Významným prínosom pre misiu hľadania skupín planét podobných Slnečnej sústave bola družica astronomického ďalekohľadu Kepler, vypustená do vesmíru v roku 2009 spolu s programom Planet Hunters.

Ako mohol na Zemi vzniknúť život?

Je veľmi pravdepodobné, že kométy, ktoré sa pohybujú vesmírom vysokou rýchlosťou, sú schopné pri zrážke s planétou vytvoriť dostatok energie na začatie syntézy zložitejších organických zlúčenín, vrátane molekúl aminokyselín, z ľadových zložiek. Podobný efekt nastáva, keď sa meteorit zrazí s ľadovým povrchom planéty. Rázová vlna vytvára teplo, ktoré spúšťa tvorbu aminokyselín z jednotlivých molekúl kozmického prachu spracovaných slnečným vetrom.

Zaujímavé vedieť! Kométy sa skladajú z veľkých blokov ľadu vytvorených kondenzáciou vodnej pary počas raného vzniku slnečnej sústavy, približne pred 4,5 miliardami rokov. Kométy vo svojej štruktúre obsahujú oxid uhličitý, voda, amoniak, metanol. Tieto látky by pri zrážke komét so Zemou, v ranom štádiu jej vývoja, dokázali vyprodukovať dostatočné množstvo energie na tvorbu aminokyselín – stavebných bielkovín potrebných pre rozvoj života.

Počítačové modelovanie preukázalo, že ľadové kométy, ktoré dopadli na zemský povrch pred miliardami rokov, mohli obsahovať prebiotické zmesi a jednoduché aminokyseliny, ako je glycín, z ktorých následne vznikol život na Zemi.

Množstvo energie uvoľnenej pri zrážke nebeského telesa a planéty je dostatočné na spustenie tvorby aminokyselín

Vedci zistili, že ľadové telá s identickými Organické zlúčeniny, charakteristické pre kométy, možno nájsť vo vnútri slnečnej sústavy. Napríklad Enceladus, jeden zo satelitov Saturnu, alebo Európa, satelit Jupitera, obsahujú vo svojej schránke organickej hmoty, zmiešané s ľadom. Hypoteticky by akékoľvek bombardovanie satelitov meteoritmi, asteroidmi alebo kométami mohlo viesť k vzniku života na týchto planétach.

V kontakte s

Ahoj!

Dnes budeme hovoriť o veľmi najzaujímavejšia téma, spojený s takou vedou ako je astronómia! Hovoríme o kozmickom prachu. Predpokladám, že veľa ľudí sa o tom dozvedelo prvýkrát. Takže vám musím povedať všetko, čo o nej viem len ja! V škole patrila astronómia k mojim obľúbeným predmetom, poviem viac - môj obľúbený, pretože práve z astronómie som robil skúšku. Dostal som síce 13. tiket, ktorý bol najťažší, ale skúšku som zvládol perfektne a bol som spokojný!

Ak vieme úplne zrozumiteľne povedať, čo je kozmický prach, tak si vieme predstaviť všetky úlomky, ktoré vo Vesmíre existujú z kozmickej hmoty, napríklad z asteroidov. Ale vesmír nie je len vesmír! Nenechajte sa zmiasť, moji drahí a dobrí! Vesmír je celý náš svet – celá naša obrovská zemeguľa!

Ako vzniká kozmický prach?

Napríklad pri zrážke dvoch asteroidov vo vesmíre môže vzniknúť kozmický prach a pri zrážke dochádza k procesu ich deštrukcie na malé častice. Mnoho vedcov sa tiež prikláňa k názoru, že jeho vznik súvisí s tým, kedy kondenzuje medzihviezdny plyn.

Ako vzniká kozmický prach?

Práve sme zistili, ako vzniká, teraz sa dozvedáme, ako vzniká. Spravidla sa tieto častice prachu jednoducho objavujú v atmosfére červených hviezd, ak ste počuli, takéto červené hviezdy sa tiež nazývajú trpasličí hviezdy; vznikajú, keď na hviezdach dochádza k rôznym výbuchom; keď je plyn aktívne vyvrhovaný zo samotných galaktických jadier; protohviezdne a planetárna hmlovina- k jej vzniku však prispieva aj samotná hviezdna atmosféra a medzihviezdne oblaky.

Aké druhy kozmického prachu možno rozlíšiť vzhľadom na jeho pôvod?

Pokiaľ ide o konkrétne druhy, pokiaľ ide o pôvod, zdôrazňujeme tieto typy:

medzihviezdny typ prachu, keď na hviezdach dôjde k výbuchu, dôjde k obrovskému uvoľneniu plynu a silnému uvoľneniu energie

intergalaktický,

medziplanetárny,

cirkumplanetárny: objavil sa ako „odpad“, zvyšky, po vytvorení iných planét.

Existujú druhy, ktoré nie sú klasifikované podľa pôvodu, ale podľa vonkajších charakteristík?

čierne kruhy, malé, lesklé

kruhy sú čierne, ale väčších rozmerov, s drsným povrchom

kruhy, čierne a biele gule, ktoré majú vo svojom zložení silikátový základ

kruhy, ktoré pozostávajú zo skla a kovu, sú heterogénne a malé (20 nm)

kruhy podobné prášku magnetitu, sú čierne a vyzerajú ako čierny piesok

popol a škvarové kruhy

druh, ktorý vznikol zrážkou asteroidov, komét, meteoritov

Dobrá otázka! Samozrejme, že môže. A tiež zo zrážok meteoritov. Jeho vznik je možný pri zrážke akýchkoľvek nebeských telies.

Otázka vzniku a výskytu kozmického prachu je stále kontroverzná a rôzni vedci predkladajú svoje názory, ale môžete sa držať jedného alebo dvoch názorov na túto otázku, ktoré sú vám blízke. Napríklad ten, ktorý je zrozumiteľnejší.

Koniec koncov, ani pokiaľ ide o jeho typy, neexistuje absolútne presná klasifikácia!

gule, ktorých základňa je homogénna; ich škrupina je oxidovaná;

guľôčky, ktorých základom je silikát; keďže majú inklúzie plynu, ich vzhľad je často podobný troske alebo pene;

guľôčky, ktorých základom je kov s jadrom z niklu a kobaltu; škrupina je tiež oxidovaná;

kruhy, ktorých výplň je dutá.

môžu byť ľadové a ich škrupina pozostáva z ľahkých prvkov; Veľké častice ľadu dokonca obsahujú atómy, ktoré majú magnetické vlastnosti,

kruhy so silikátovými a grafitovými inklúziami,

kruhy pozostávajúce z oxidov, ktorých základom sú dvojatómové oxidy:

Kozmický prach nebol úplne preskúmaný! Toľko otvorené otázky, pretože sú kontroverzné, ale myslím si, že základné myšlienky máme aj teraz!

Z hľadiska hmotnosti tvoria pevné prachové častice nepodstatnú časť vesmíru, no práve vďaka medzihviezdnemu prachu vznikli a stále vznikajú hviezdy, planéty a ľudia, ktorí študujú vesmír a hviezdy jednoducho obdivujú. Aký druh látky je tento kozmický prach? Čo núti ľudí vybavovať expedície do vesmíru, ktoré stoja ročný rozpočet malého štátu, v nádeji, a nie v pevnej dôvere, že vyťažia a prinesú späť na Zem aspoň malú hrsť medzihviezdneho prachu?

Medzi hviezdami a planétami

V astronómii sa pod pojmom prach rozumejú malé častice s veľkosťou mikrónu, ktoré lietajú vo vesmíre. Kozmický prach sa často bežne delí na medziplanetárny a medzihviezdny, aj keď, samozrejme, medzihviezdny vstup do medziplanetárneho priestoru nie je zakázaný. Nie je ľahké ho tam len tak nájsť, medzi „miestnym“ prachom je pravdepodobnosť nízka a jeho vlastnosti v blízkosti Slnka sa môžu výrazne meniť. Ak teraz poletíte ďalej, k hraniciam slnečnej sústavy, je veľmi vysoká pravdepodobnosť zachytenia skutočného medzihviezdneho prachu. Perfektná možnosťísť za hranice slnečnej sústavy.

Medziplanetárny prach, prinajmenšom v relatívnej blízkosti Zeme, je pomerne dobre preštudovaná záležitosť. Vyplnil celý priestor Slnečnej sústavy a sústredil sa v rovine jej rovníka, zrodil sa prevažne v dôsledku náhodných zrážok asteroidov a zničenia komét približujúcich sa k Slnku. Zloženie prachu sa v skutočnosti nelíši od zloženia meteoritov padajúcich na Zem: je veľmi zaujímavé ho študovať a v tejto oblasti je stále potrebné urobiť veľa objavov, ale zdá sa, že neexistujú žiadne konkrétne intrigy tu. Ale vďaka tomuto konkrétnemu prachu môžete za dobrého počasia na západe bezprostredne po západe slnka alebo na východe pred východom slnka obdivovať bledý kužeľ svetla nad obzorom. Ide o takzvané zodiakálne slnečné svetlo, rozptýlené malými čiastočkami kozmického prachu.

Oveľa zaujímavejší je medzihviezdny prach. Jeho charakteristickým znakom je prítomnosť pevného jadra a škrupiny. Zdá sa, že jadro pozostáva hlavne z uhlíka, kremíka a kovov. A obal je tvorený prevažne plynnými prvkami zamrznutými na povrchu jadra, vykryštalizovanými v podmienkach „hlbokého zmrazenia“ medzihviezdneho priestoru, a to je asi 10 kelvinov, vodík a kyslík. Existujú však nečistoty molekúl, ktoré sú zložitejšie. Ide o amoniak, metán a dokonca aj viacatómové organické molekuly, ktoré sa pri potulkách nalepia na zrnko prachu alebo sa vytvoria na jeho povrchu. Niektoré z týchto látok samozrejme odlietajú z jeho povrchu napríklad vplyvom ultrafialového žiarenia, no tento proces je reverzibilný – niektoré odletia, iné zamrznú alebo sa syntetizujú.

Teraz v priestore medzi hviezdami alebo v ich blízkosti sa už našli, samozrejme, nie chemickými, ale fyzikálnymi, teda spektroskopickými metódami: voda, oxidy uhlíka, dusík, síra a kremík, chlorovodík, amoniak, acetylén, organické kyseliny ako kyselina mravčia a octová, etyl a metylalkoholy, benzén, naftalén. Dokonca našli aminokyselinu glycín!

Bolo by zaujímavé zachytiť a študovať medzihviezdny prach prenikajúci do slnečnej sústavy a pravdepodobne padajúci na Zem. Problém „chytenia“ nie je jednoduchý, pretože ako si udržať ľadový „kabát“ v sebe slnečné lúče najmä v zemskej atmosfére sa podarí len málo časticiam medzihviezdneho prachu. Veľké sú príliš horúce úniková rýchlosť sa nedajú rýchlo uhasiť a prachové častice „vyhoria“. Malé však roky kĺžu v atmosfére, časť škrupiny zachovávajú, tu však nastáva problém ich nájsť a identifikovať.

Je tu ešte jeden, veľmi zaujímavý detail. Ide o prach, ktorého jadrá sú tvorené uhlíkom. Uhlík syntetizovaný v jadrách hviezd a uvoľnený do vesmíru, napríklad z atmosféry starnúcich (napríklad červených obrov), hviezd, letiacich do medzihviezdneho priestoru, sa ochladzuje a kondenzuje približne rovnako ako po horúcom dni, hmle z ochladenia. vodná para sa zhromažďuje v nížinách. V závislosti od podmienok kryštalizácie možno získať vrstvené štruktúry grafitu, diamantové kryštály (len si predstavte celé oblaky drobných diamantov!) a dokonca aj duté guľôčky uhlíkových atómov (fullerény). A v nich, možno, ako v trezore alebo kontajneri, sú uložené častice atmosféry veľmi starej hviezdy. Nájdenie takýchto zrniek prachu by bolo obrovským úspechom.

Kde sa nachádza kozmický prach?

Treba povedať, že samotný koncept kozmického vákua ako niečoho úplne prázdneho zostal dlho len poetickou metaforou. V skutočnosti je celý priestor vesmíru, medzi hviezdami aj medzi galaxiami, naplnený hmotou, prúdi elementárne častice, žiarenie a polia magnetické, elektrické a gravitačné. Relatívne povedané, všetko, čoho sa možno dotknúť, je plyn, prach a plazma, ktorých podiel na celkovej hmotnosti vesmíru je podľa rôznych odhadov len asi 12 %. stredná hustota približne 10-24 g/cm3. Najviac plynu je vo vesmíre, takmer 99 %. Ide najmä o vodík (až 77,4 %) a hélium (21 %), zvyšok tvorí necelé dve percentá hmotnosti. A potom je tu prach, jeho hmotnosť je takmer stokrát menšia ako hmotnosť plynu.

Aj keď niekedy je prázdnota v medzihviezdnom a medzigalaktickom priestore takmer ideálna: niekedy pripadá na atóm hmoty 1 liter priestoru! Takéto vákuum neexistuje ani v pozemských laboratóriách, ani v slnečnej sústave. Pre porovnanie môžeme uviesť nasledujúci príklad: v 1 cm 3 vzduchu, ktorý dýchame, je približne 30 000 000 000 000 000 000 molekúl.

Táto hmota je v medzihviezdnom priestore rozložená veľmi nerovnomerne. Väčšina medzihviezdneho plynu a prachu tvorí plynovo-prachovú vrstvu blízko roviny symetrie disku Galaxie. Jeho hrúbka v našej Galaxii je niekoľko stoviek svetelných rokov. Väčšina plynu a prachu v jeho špirálových vetvách (ramenách) a jadre je sústredená hlavne v obrovských molekulárnych oblakoch s veľkosťou od 5 do 50 parsekov (16 x 160 svetelných rokov) a vážiacimi desiatky tisíc a dokonca milióny slnečných hmôt. Ale vo vnútri týchto oblakov je hmota tiež distribuovaná nerovnomerne. V hlavnom objeme oblaku, takzvanom kožuchu, vyrobenom hlavne z molekulárneho vodíka, je hustota častíc asi 100 kusov na 1 cm3. V hustotách vo vnútri oblaku dosahuje desiatky tisíc častíc na 1 cm3 a v jadrách týchto hustôt spravidla milióny častíc na 1 cm3. Je to nerovnomerné rozloženie hmoty vo vesmíre, ktoré vďačí za existenciu hviezd, planét a v konečnom dôsledku aj nás samých. Pretože hviezdy sa rodia v molekulárnych oblakoch, hustých a relatívne chladných.

Zaujímavé je, že čím vyššia je hustota oblaku, tým rozmanitejšie je jeho zloženie. V tomto prípade existuje súlad medzi hustotou a teplotou oblaku (alebo jeho jednotlivých častí) a tými látkami, ktorých molekuly sa tam nachádzajú. Na jednej strane je to vhodné na štúdium oblakov: pozorovaním ich jednotlivých zložiek v rôznych spektrálnych rozsahoch pozdĺž charakteristických čiar spektra, napríklad CO, OH alebo NH 3, môžete „nakuknúť“ do jednej alebo druhej jeho časti. . Na druhej strane, údaje o zložení cloudu nám umožňujú dozvedieť sa veľa o procesoch, ktoré sa v ňom vyskytujú.

Navyše, v medzihviezdnom priestore, súdiac podľa spektier, existujú látky, ktorých existencia v pozemských podmienkach je jednoducho nemožná. Sú to ióny a radikály. Ich chemická aktivita je taká vysoká, že na Zemi okamžite reagujú. A v riedkom chladnom priestore vesmíru žijú dlho a celkom slobodne.

Vo všeobecnosti plyn v medzihviezdnom priestore nie je len atómový. Tam, kde je chladnejšie, nie viac ako 50 kelvinov, atómy dokážu zostať pohromade a tvoria molekuly. Veľká masa medzihviezdneho plynu je však stále v atómovom stave. Je to hlavne vodík, jeho neutrálna forma bola objavená pomerne nedávno - v roku 1951. Ako je známe, vysiela rádiové vlny dlhé 21 cm (frekvencia 1 420 MHz), na základe intenzity ktorých sa určilo, koľko je v Galaxii. Mimochodom, nie je rovnomerne rozložená v priestore medzi hviezdami. V oblakoch atómového vodíka dosahuje jeho koncentrácia niekoľko atómov na 1 cm3, medzi oblakmi je však rádovo nižšia.

Nakoniec v blízkosti horúcich hviezd existuje plyn vo forme iónov. Výkonný ultrafialové žiarenie ohrieva a ionizuje plyn a ten začne žiariť. Preto oblasti s vysokou koncentráciou horúceho plynu s teplotou okolo 10 000 K vyzerajú ako žiariace oblaky. Nazývajú sa hmloviny ľahkého plynu.

A v každej hmlovine sa vo väčšom či menšom množstve nachádza medzihviezdny prach. Napriek tomu, že sa hmloviny bežne delia na prachové a plynové, v oboch je prach. A v každom prípade je to prach, ktorý zjavne napomáha vzniku hviezd v hlbinách hmlovín.

Hmlisté predmety

Spomedzi všetkých kozmických objektov sú hmloviny snáď najkrajšie. Pravda, tmavé hmloviny vo viditeľnom rozsahu vyzerajú jednoducho ako čierne škvrny na oblohe, najlepšie sa dajú pozorovať na pozadí mliečna dráha. Ale v iných rozsahoch elektromagnetických vĺn, napríklad infračervených, sú viditeľné veľmi dobre a obrázky sa ukážu ako veľmi nezvyčajné.

Hmloviny sú zhluky plynu a prachu, ktoré sú izolované vo vesmíre a viazané gravitáciou alebo vonkajším tlakom. Ich hmotnosť môže byť od 0,1 do 10 000 hmotností Slnka a ich veľkosť môže byť od 1 do 10 parsekov.

Astronómov hmloviny spočiatku dráždili. Až do polovice 19. storočia Po stáročia boli objavené hmloviny považované za nepríjemnú nepríjemnosť, ktorá prekážala pri pozorovaní hviezd a hľadaní nových komét. V roku 1714 Angličan Edmond Halley, ktorého meno je známa kométa, dokonca zostavil „čiernu listinu“ šiestich hmlovín, aby nezavádzali „lapačov komét“, a Francúz Charles Messier tento zoznam rozšíril na 103 objektov. Našťastie sa o hmloviny začal zaujímať hudobník Sir William Herschel, ktorý bol zamilovaný do astronómie, a jeho sestra a syn. Pri pozorovaní oblohy pomocou ďalekohľadov, ktoré si sami postavili, zanechali po sebe katalóg hmlovín a hviezdokopy, obsahujúci informácie o 5 079 vesmírnych objektoch!

Herschelovci prakticky vyčerpali možnosti optických ďalekohľadov tých rokov. Avšak vynález fotografie a veľký čas expozície umožnili nájsť veľmi slabo svietiace objekty. O niečo neskôr spektrálne metódy analýzy a pozorovania v rôznych rozsahoch elektromagnetických vĺn umožnili v budúcnosti nielen odhaliť veľa nových hmlovín, ale aj určiť ich štruktúru a vlastnosti.

Medzihviezdna hmlovina sa javí ako jasná v dvoch prípadoch: buď je taká horúca, že jej plyn sám žiari, takéto hmloviny sa nazývajú emisné hmloviny; alebo samotná hmlovina je studená, ale jej prach rozptyľuje svetlo blízkej jasnej hviezdy – je to odrazová hmlovina.

Tmavé hmloviny sú tiež medzihviezdne nahromadenia plynu a prachu. Ale na rozdiel od ľahkých plynných hmlovín, ktoré sú niekedy viditeľné aj silným ďalekohľadom alebo ďalekohľadom, ako je hmlovina Orion, tmavé hmloviny svetlo nevyžarujú, ale pohlcujú. Keď svetlo hviezd prechádza cez takéto hmloviny, prach ho môže úplne absorbovať a premeniť ho na infračervené žiarenie, ktoré je pre oko neviditeľné. Preto takéto hmloviny vyzerajú ako bezhviezdne diery na oblohe. V. Herschel ich nazval „dierami v nebi“. Snáď najpozoruhodnejšia z nich je hmlovina Konská hlava.

Zrnká prachu však nemusia úplne absorbovať svetlo hviezd, ale len čiastočne ho rozptyľujú, a to selektívne. Faktom je, že veľkosť častíc medzihviezdneho prachu je blízka vlnovej dĺžke modrého svetla, takže je rozptýlené a absorbované silnejšie a „červená“ časť hviezdneho svetla sa k nám lepšie dostane. Mimochodom, toto dobrý spôsob odhadnúť veľkosť prachových zŕn podľa toho, ako zoslabujú svetlo rôznych vlnových dĺžok.

Hviezda z oblaku

Dôvody, prečo sa hviezdy objavujú, neboli presne stanovené, existujú iba modely, ktoré viac-menej spoľahlivo vysvetľujú experimentálne údaje. Okrem toho sú cesty vzniku, vlastnosti a ďalší osud hviezd veľmi rôznorodé a závisia od mnohých faktorov. Existuje však zavedená koncepcia, alebo skôr najrozvinutejšia hypotéza, ktorej podstatou v najvšeobecnejšom zmysle je, že hviezdy vznikajú z medzihviezdneho plynu v oblastiach so zvýšenou hustotou hmoty, teda v hĺbkach. medzihviezdnych oblakov. Prach ako materiál by sa dal ignorovať, no jeho úloha pri tvorbe hviezd je obrovská.

Zrejme sa to stáva (v najprimitívnejšej verzii pre jednu hviezdu). Najprv sa z medzihviezdneho prostredia skondenzuje protohviezdny oblak, čo môže byť spôsobené gravitačnou nestabilitou, ale dôvody môžu byť rôzne a zatiaľ nie sú úplne jasné. Tak či onak sa sťahuje a priťahuje hmotu z okolitého priestoru. Teplota a tlak v jeho strede sa zvyšujú, až kým sa molekuly v strede tejto kolabujúcej plynovej gule nezačnú rozpadať na atómy a potom na ióny. Tento proces ochladzuje plyn a tlak vo vnútri jadra prudko klesá. Jadro sa stiahne a vnútri oblaku sa šíri rázová vlna, ktorá odhodí jeho vonkajšie vrstvy. Vznikne protohviezda, ktorá sa vplyvom gravitácie ďalej sťahuje, až kým v jej strede nezačnú reakcie termonukleárna fúzia premena vodíka na hélium. Kompresia pokračuje nejaký čas až do pevnosti gravitačné stláčanie nebude vyvážený silami plynu a radiačným tlakom.

Je jasné, že hmotnosť výslednej hviezdy je vždy menšia ako hmotnosť hmloviny, ktorá ju „zrodila“. Počas tohto procesu je časť hmoty, ktorá nestihla dopadnúť na jadro, „zmetená“ rázovou vlnou, žiarenie a častice prúdia jednoducho do okolitého priestoru.

Proces formovania hviezd a hviezdnych systémov je ovplyvnený mnohými faktormi, vrátane magnetického poľa, ktoré často prispieva k „roztrhnutiu“ protohviezdneho oblaku na dva, zriedkavo tri fragmenty, z ktorých každý je stlačený vplyvom gravitácie na svoju vlastnú protohviezdu. Takto sa napríklad mnohí zdvojnásobujú hviezdne systémy dve hviezdy, ktoré sa točia okolo spoločného ťažiska a pohybujú sa priestorom ako jeden celok.

Ako jadrové palivo starne, jadrové palivo vo vnútri hviezd postupne dohorí a čím je hviezda väčšia, tým je rýchlejšia. V tomto prípade je vodíkový cyklus reakcií nahradený cyklom hélia, potom v dôsledku reakcií jadrovej fúzie vznikajú čoraz ťažšie chemické prvky, až po železo. V konečnom dôsledku jadro, ktoré už nedostáva energiu z termonukleárnych reakcií, prudko zmenšuje veľkosť, stráca stabilitu a jeho látka akoby spadla na seba. Nastáva silný výbuch, počas ktorého sa látka môže zahriať až na miliardy stupňov a interakcie medzi jadrami vedú k tvorbe nových chemických prvkov, až po tie najťažšie. Výbuch je sprevádzaný prudkým uvoľnením energie a uvoľnením hmoty. Hviezda exploduje, proces nazývaný supernova. Nakoniec sa hviezda v závislosti od svojej hmotnosti zmení na neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru.

Toto sa pravdepodobne skutočne deje. V každom prípade niet pochýb, že mladé, teda horúce hviezdy a ich hviezdokopy sú najpočetnejšie v hmlovinách, teda v oblastiach so zvýšenou hustotou plynu a prachu. To je jasne viditeľné na fotografiách urobených ďalekohľadmi v rôznych rozsahoch vlnových dĺžok.

Samozrejme, nejde o nič iné ako o najhrubšie zhrnutie sledu udalostí. Pre nás sú zásadne dôležité dva body. Po prvé, aká je úloha prachu v procese tvorby hviezd? A po druhé, odkiaľ to vlastne pochádza?

Univerzálna chladiaca kvapalina

V celkovej hmotnosti kozmickej hmoty je samotný prach, teda atómy uhlíka, kremíka a niektorých ďalších prvkov zlúčených do pevných častíc, taký malý, že v každom prípade napr. Stavebný Materiál Zdá sa, že hviezdy možno ignorovať. V skutočnosti je však ich úloha skvelá – sú to oni, ktorí ochladzujú horúci medzihviezdny plyn a menia ho na ten veľmi studený hustý mrak, z ktorého sa potom tvoria hviezdy.

Faktom je, že samotný medzihviezdny plyn sa nemôže ochladiť. Elektrónová štruktúra atómu vodíka je taká, že sa môže vzdať prebytočnej energie, ak existuje, vyžarovaním svetla vo viditeľnej a ultrafialovej oblasti spektra, ale nie v infračervenej oblasti. Obrazne povedané, vodík nemôže vyžarovať teplo. Na správne ochladenie potrebuje „chladničku“, ktorej úlohu zohrávajú častice medzihviezdneho prachu.

Pri zrážke s prachovými zrnami pri vysokej rýchlosti na rozdiel od ťažších a pomalších prachových zŕn molekuly plynu rýchlo lietajú, strácajú rýchlosť a ich kinetická energia sa prenáša na prachové zrno. Taktiež sa zahrieva a toto prebytočné teplo odovzdáva okolitému priestoru, a to aj vo forme infračerveného žiarenia, pričom sa sám ochladzuje. Pohlcovaním tepla medzihviezdnych molekúl teda prach pôsobí ako druh žiariča, ktorý ochladzuje oblak plynu. Nie je to veľa hmotnosti - asi 1% hmotnosti celej hmoty oblakov, ale to stačí na odstránenie prebytočného tepla počas miliónov rokov.

Pri poklese teploty oblaku klesá aj tlak, oblak sa zráža a môžu sa z neho rodiť hviezdy. Zvyšky materiálu, z ktorého sa hviezda zrodila, sú zasa východiskovým materiálom pre vznik planét. Už obsahujú prachové častice, a to vo väčšom množstve. Pretože po narodení sa hviezda zahrieva a urýchľuje všetok plyn okolo seba, zatiaľ čo prach zostáva poletovať v blízkosti. Koniec koncov, je schopný chladiť a je priťahovaný k novej hviezde oveľa silnejšie ako jednotlivé molekuly plynu. Nakoniec je v blízkosti novozrodenej hviezdy oblak prachu a na periférii plyn bohatý na prach.

Rodia sa tam plynné planéty ako Saturn, Urán a Neptún. V blízkosti hviezdy sa objavujú kamenné planéty. Pre nás sú to Mars, Zem, Venuša a Merkúr. Ukazuje sa pomerne jasné rozdelenie na dve zóny: plynné planéty a pevné. Takže sa ukázalo, že Zem je z veľkej časti tvorená zrnkami medzihviezdneho prachu. Častice kovového prachu sa stali súčasťou jadra planéty a teraz má Zem obrovské železné jadro.

Záhada mladého vesmíru

Ak sa vytvorila galaxia, odkiaľ pochádza prach V princípe vedci rozumejú. Jeho najvýznamnejšími zdrojmi sú novy a supernovy, ktoré strácajú časť svojej hmoty a „vypúšťajú“ škrupinu do okolitého priestoru. Okrem toho sa prach rodí aj v rozpínajúcej sa atmosfére červených obrov, odkiaľ ho doslova zmieta tlak radiácie. V ich chladnej, na pomery hviezd, atmosfére (asi 2,5 3 tisíc kelvinov) je pomerne veľa relatívne zložitých molekúl.

Tu je však záhada, ktorá ešte nebola vyriešená. Vždy sa verilo, že prach je produktom vývoja hviezd. Inými slovami, hviezdy sa musia zrodiť, nejaký čas existovať, zostarnúť a povedzme pri poslednom výbuchu supernovy produkovať prach. Ale čo bolo skôr - vajce alebo kura? Prvý prach potrebný na zrod hviezdy alebo prvá hviezda, ktorá sa z nejakého dôvodu zrodila bez pomoci prachu, zostarla, vybuchla a vytvorila úplne prvý prach.

Čo sa stalo na začiatku? Koniec koncov, keď pred 14 miliardami rokov nastal Veľký tresk, vo vesmíre bol iba vodík a hélium, žiadne iné prvky! Vtedy sa z nich začali vynárať prvé galaxie, obrovské oblaky a v nich prvé hviezdy, ktoré museli prejsť dlhou cestou. životná cesta. Termonukleárne reakcie v jadrách hviezd mali „uvariť“ zložitejšie chemické prvky, premeniť vodík a hélium na uhlík, dusík, kyslík atď. škrupina. Táto hmota potom musela vychladnúť, vychladnúť a nakoniec sa premeniť na prach. Ale už 2 miliardy rokov po Veľkom tresku bol v najstarších galaxiách prach! Pomocou teleskopov bol objavený v galaxiách vzdialených 12 miliárd svetelných rokov od našej. 2 miliardy rokov sú zároveň príliš krátke obdobie na celý životný cyklus hviezdy: počas tejto doby väčšina hviezd nestihne zostarnúť. Odkiaľ sa v mladej Galaxii vzal prach, ak by tam nemalo byť nič okrem vodíka a hélia, je záhadou.

Mote prachového reaktora

Medzihviezdny prach pôsobí nielen ako akési univerzálne chladivo, ale možno práve vďaka prachu sa vo vesmíre objavujú zložité molekuly.

Faktom je, že povrch prachového zrna môže slúžiť ako reaktor, v ktorom sa molekuly tvoria z atómov, ako aj ako katalyzátor reakcií ich syntézy. Koniec koncov, pravdepodobnosť, že sa v jednom bode zrazí veľa atómov rôznych prvkov, a dokonca aj navzájom interagujú pri teplote tesne nad absolútnou nulou, je nepredstaviteľne malá. Pravdepodobnosť, že sa zrnko prachu počas letu postupne zrazí s rôznymi atómami alebo molekulami, najmä vo vnútri studeného hustého oblaku, je však dosť vysoká. V skutočnosti sa to deje - takto sa vytvára škrupina medzihviezdnych prachových zŕn zo stretnutých atómov a molekúl, ktoré na nej zamrzli.

Na pevnom povrchu sú atómy blízko seba. Pri migrácii po povrchu prachového zrna pri hľadaní energeticky najpriaznivejšej polohy sa atómy stretávajú a keď sa ocitnú v tesnej blízkosti, sú schopné navzájom reagovať. Samozrejme, veľmi pomaly v súlade s teplotou prachových častíc. Povrch častíc, najmä tých, ktoré obsahujú kovové jadro, môže vykazovať vlastnosti katalyzátora. Chemici na Zemi dobre vedia, že najúčinnejšími katalyzátormi sú práve častice s veľkosťou zlomku mikrónu, na ktorých sa molekuly zbierajú a potom reagujú. normálnych podmienkachúplne „ľahostajní“. Zdá sa, že takto vzniká molekulárny vodík: jeho atómy sa „nalepia“ na zrnko prachu a potom od neho odletia, ale v pároch vo forme molekúl.

Je možné, že malé častice medzihviezdneho prachu, ktoré si vo svojich obaloch zachovali niekoľko organických molekúl, vrátane najjednoduchších aminokyselín, priniesli na Zem prvé „semená života“ asi pred 4 miliardami rokov. Toto, samozrejme, nie je nič iné ako krásna hypotéza. V jeho prospech však hovorí to, že aminokyselina glycín sa našla v studených plynových a prachových oblakoch. Možno existujú aj iné, len schopnosti teleskopov ešte neumožňujú ich detekciu.

Prachový lov

Vlastnosti medzihviezdneho prachu je samozrejme možné študovať na diaľku pomocou ďalekohľadov a iných prístrojov umiestnených na Zemi alebo na jej satelitoch. No oveľa lákavejšie je zachytiť medzihviezdne prachové častice, a potom ich podrobne študovať, nie teoreticky, ale prakticky zistiť, z čoho sa skladajú a ako sú štruktúrované. Tu sú dve možnosti. Môžete sa dostať do hlbín vesmíru, zbierať tam medzihviezdny prach, priviesť ho na Zem a analyzovať ho každý možné spôsoby. Alebo môžete skúsiť letieť mimo slnečnej sústavy a analyzovať prach po ceste priamo na palube kozmickej lode, pričom výsledné údaje posielate na Zem.

Prvý pokus o prinesenie vzoriek medzihviezdneho prachu a látok medzihviezdneho média vo všeobecnosti urobila NASA pred niekoľkými rokmi. Kozmická loď bola vybavená špeciálnymi pascami - kolektormi na zber medzihviezdneho prachu a častíc kozmického vetra. Aby sa prachové častice zachytili bez straty obalu, lapače boli naplnené špeciálnou látkou, takzvaným aerogélom. Táto veľmi ľahká penivá hmota (ktorej zloženie je obchodným tajomstvom) pripomína želé. Akonáhle sú vo vnútri, prachové častice uviaznu a potom, ako v každej pasci, sa veko zatvorí, aby sa otvorilo na Zemi.

Tento projekt sa volal Stardust Stardust. Jeho program je grandiózny. Po štarte vo februári 1999 zariadenie na palube nakoniec zozbiera vzorky medzihviezdneho prachu a oddelene od prachu v bezprostrednej blízkosti kométy Wild-2, ktorá preletela blízko Zeme vlani vo februári. Teraz s kontajnermi naplnenými týmto cenným nákladom letí loď domov, aby pristála 15. januára 2006 v Utahu neďaleko Salt Lake City (USA). Vtedy astronómovia konečne uvidia na vlastné oči (samozrejme s pomocou mikroskopu) práve tie prachové zrná, ktorých zloženie a modely štruktúry už predpovedali.

A v auguste 2001 letel Genesis zbierať vzorky hmoty z hlbokého vesmíru. Tento projekt NASA bol zameraný hlavne na zachytávanie častíc slnečný vietor. Po 1 127 dňoch strávených vo vesmíre, počas ktorých preletela približne 32 miliónov km, sa loď vrátila a zhodila na Zem kapsulu s výslednými vzorkami – pasce s iónmi a časticami slnečného vetra. Bohužiaľ, stalo sa nešťastie - padák sa neotvoril a kapsula celou silou narazila na zem. A havaroval. Samozrejme, trosky boli pozbierané a starostlivo študované. V marci 2005 však na konferencii v Houstone účastník programu Don Barnetti povedal, že štyri kolektory s časticami slnečného vetra neboli poškodené a ich obsah, 0,4 mg zachyteného slnečného vetra, vedci v Houstone aktívne skúmali.

NASA však teraz pripravuje tretí projekt, ešte ambicióznejší. Pôjde o vesmírnu misiu Interstellar Probe. Tentoraz sa vesmírna loď vzdiali na vzdialenosť 200 AU. e. od Zeme (t. j. vzdialenosť od Zeme k Slnku). Táto loď sa už nikdy nevráti, ale bude „naplnená“ širokou škálou zariadení, vrátane analýzy vzoriek medzihviezdneho prachu. Ak všetko vyjde, zrnká medzihviezdneho prachu z hlbokého vesmíru budú konečne zachytené, odfotografované a automaticky analyzované priamo na palube kozmickej lode.

Formovanie mladých hviezd

1. Obrovský galaktický molekulárny mrak s veľkosťou 100 parsekov, hmotnosťou 100 000 sĺnk, teplotou 50 K a hustotou 10 2 častíc/cm 3 . Vnútri tohto oblaku sú veľké kondenzácie - difúzne plynové a prachové hmloviny (1 x 10 ks, 10 000 sĺnk, 20 K, 10 3 častíc/cm 3) a malé kondenzácie - plynové a prachové hmloviny (do 1 ks, 100 x 1 000 sĺnk, 20 K, 10 4 častíc/cm 3). Vo vnútri sú presne zhluky guľôčok s veľkosťou 0,1 ks, hmotnosťou 1 x 10 sĺnk a hustotou 10 x 10 6 častíc / cm 3 , kde vznikajú nové hviezdy.

2. Zrod hviezdy v oblaku plynu a prachu

3. Nová hviezda svojim žiarením a hviezdnym vetrom urýchľuje okolitý plyn od seba

4. Mladá hviezda sa vynorí do vesmíru, ktorý je čistý a bez plynu a prachu, a odsunie hmlovinu, ktorá ju zrodila

Etapy „embryonálneho“ vývoja hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa Slnku

5. Vznik gravitačne nestabilného oblaku s veľkosťou 2 000 000 sĺnk, s teplotou okolo 15 K a počiatočnou hustotou 10 -19 g/cm 3

6. Tento oblak po niekoľkých stotisíc rokoch vytvorí jadro s teplotou asi 200 K a veľkosťou 100 sĺnk, jeho hmotnosť je stále len 0,05 slnečnej

7. V tomto štádiu sa jadro s teplotou do 2 000 K prudko zmršťuje ionizáciou vodíka a súčasne sa zahrieva až na 20 000 K, rýchlosť hmoty dopadajúcej na rastúcu hviezdu dosahuje 100 km/s.

8. Protohviezda veľkosti dvoch sĺnk s teplotou v strede 2x105K a na povrchu 3x103K

9. Poslednou fázou predevolúcie hviezdy je pomalé stláčanie, pri ktorom dochádza k vyhoreniu izotopov lítia a berýlia. Až po zvýšení teploty na 6x10 6 K sa vo vnútri hviezdy spustia termonukleárne reakcie syntézy hélia z vodíka. Celkové trvanie cyklu zrodu hviezdy, ako je naše Slnko, je 50 miliónov rokov, po ktorých môže takáto hviezda pokojne horieť ešte miliardy rokov.

Olga Maksimenko, kandidátka chemických vied

V rokoch 2003-2008 Skupina ruských a rakúskych vedcov za účasti Heinza Kohlmanna, známeho paleontológa a kurátora národného parku Eisenwurzen, študovala katastrofu, ku ktorej došlo pred 65 miliónmi rokov, keď viac ako 75% všetkých organizmov na Zemi vrátane dinosaurov vyhynul. Väčšina výskumníkov verí, že vyhynutie bolo spojené s dopadom asteroidu, hoci existujú aj iné uhly pohľadu.

Prezentované sú stopy tejto katastrofy v geologických rezoch tenká vrstvačierne íly s hrúbkou 1 až 5 cm Jeden z týchto úsekov sa nachádza v Rakúsku, vo východných Alpách, v národný park neďaleko mestečka Gams, ktoré sa nachádza 200 km juhozápadne od Viedne. V dôsledku štúdia vzoriek z tejto sekcie pomocou rastrovacieho elektrónového mikroskopu boli objavené častice neobvyklého tvaru a zloženia, ktoré nevznikajú v pozemských podmienkach a sú klasifikované ako kozmický prach.

Vesmírny prach na Zemi

Stopy kozmickej hmoty na Zemi prvýkrát objavila v červených hlbokomorských íloch anglická expedícia, ktorá skúmala dno Svetového oceánu na lodi Challenger (1872–1876). Popísali ich Murray a Renard v roku 1891. Na dvoch staniciach v južnom Tichom oceáne boli vyzdvihnuté vzorky feromangánových uzlín a magnetických mikroguľôčok s priemerom až 100 mikrónov, ktoré sa neskôr nazývali „kozmické gule“ z hĺbky 4300 m. Železné mikroguľôčky získané expedíciou Challenger však boli podrobne študované až v r posledné roky. Ukázalo sa, že guľôčky pozostávajú z 90% kovového železa, 10% niklu a ich povrch je pokrytý tenkou kôrou oxidu železa.

Ryža. 1. Monolit zo sekcie Gams 1, pripravený na odber vzoriek. Latinské písmená označujú vrstvy rôzneho veku. Prechodná vrstva ílu medzi kriedou a paleogénom (vek asi 65 miliónov rokov), v ktorej sa našlo nahromadenie kovových mikroguľôčok a doštičiek, je označená písmenom „J“. Fotografia A.F. Gracheva

Objav záhadných gúľ v hlbokomorských íloch je v skutočnosti začiatkom štúdia kozmickej hmoty na Zemi. Explózia záujmu výskumníkov o tento problém však nastala po prvých štartoch kozmických lodí, pomocou ktorých bolo možné vybrať mesačnú pôdu a vzorky prachových častíc z rôznych častí slnečnej sústavy. Významné boli aj diela K.P. Florensky (1963), ktorý študoval stopy tunguzskej katastrofy, a E.L. Krinov (1971), ktorý študoval meteorický prach na mieste pádu meteoritu Sikhote-Alin.

Záujem výskumníkov o kovové mikroguľôčky viedol k ich objavu v sedimentárnych horninách rôzneho veku a pôvodu. Kovové mikroguľôčky boli nájdené v ľade Antarktídy a Grónska, v sedimentoch hlbokých oceánov a mangánových uzlinách, v pieskoch púští a pobrežných pláží. Často sa nachádzajú v meteoritové krátery a vedľa nich.

V poslednom desaťročí boli kovové mikroguľôčky mimozemského pôvodu nájdené v sedimentárnych horninách rôzneho veku: od spodného kambria (asi pred 500 miliónmi rokov) až po moderné útvary.

Údaje o mikrosférach a iných časticiach zo starých ložísk umožňujú posúdiť objemy, ako aj rovnomernosť či nerovnomernosť prísunu kozmickej hmoty na Zem, zmeny v zložení častíc prilietavajúcich na Zem z vesmíru a primárne zdrojov tejto látky. Je to dôležité, pretože tieto procesy ovplyvňujú vývoj života na Zemi. Mnohé z týchto otázok nie sú ešte ani zďaleka vyriešené, ale hromadenie údajov a ich komplexné štúdium nepochybne umožní na ne odpovedať.

Teraz je známe, že celková hmotnosť prachu cirkulujúceho na obežnej dráhe Zeme je asi 1015 ton Ročne na zemský povrch dopadá 4 až 10 tisíc ton kozmickej hmoty. 95 % hmoty dopadajúcej na zemský povrch tvoria častice s veľkosťou 50–400 mikrónov. Otázka, ako sa v priebehu času mení rýchlosť príchodu kozmickej hmoty na Zem, zostáva dodnes kontroverzná, napriek mnohým štúdiám vykonaným za posledných 10 rokov.

Na základe veľkosti častíc kozmického prachu sa v súčasnosti rozlišuje samotný medziplanetárny kozmický prach s veľkosťou menšou ako 30 mikrónov a mikrometeority väčšie ako 50 mikrónov. Ešte skôr E.L. Krinov navrhol nazvať najmenšie úlomky telesa meteoritu roztavené z povrchových mikrometeoritov.

Prísne kritériá na rozlišovanie medzi časticami kozmického prachu a meteoritov ešte neboli vyvinuté a dokonca aj na príklade časti Gams, ktorú sme študovali, sa ukázalo, že kovové častice a mikroguľôčky sú tvarovo a zložením rozmanitejšie, ako poskytujú existujúce klasifikácie. Takmer dokonalý guľovitý tvar, kovový lesk a magnetické vlastnosti častíc boli považované za dôkaz ich kozmického pôvodu. Podľa geochemika E.V. Sobotoviča, „jediným morfologickým kritériom na posúdenie kozmogenity skúmaného materiálu je prítomnosť roztavených guľôčok vrátane magnetických“. Okrem formy, ktorá je mimoriadne rôznorodá, je však zásadne dôležité chemické zloženie látky. Vedci zistili, že spolu s mikrosférami kozmického pôvodu existuje obrovské množstvo guličiek rôzneho pôvodu – spojených so sopečnou činnosťou, bakteriálnou aktivitou či metamorfózou. Existujú dôkazy, že železné mikroguľôčky vulkanogénneho pôvodu majú oveľa menšiu pravdepodobnosť ideálneho guľovitého tvaru a navyše majú zvýšenú prímes titánu (Ti) (viac ako 10 %).

Rusko-rakúska skupina geológov a filmový štáb viedenskej televízie v sekcii Gams vo východných Alpách. V popredí - A.F. Grachev

Pôvod kozmického prachu

Pôvod kozmického prachu je stále predmetom diskusie. Profesor E.V. Sobotovič veril, že kozmický prach by mohol predstavovať zvyšky pôvodného protoplanetárneho oblaku, proti ktorému B.Yu v roku 1973 namietal. Levin a A.N. Simonenkovi, ktorý verí, že jemne rozptýlená hmota nemôže prežiť dlho (Zem a vesmír, 1980, č. 6).

Existuje aj iné vysvetlenie: vznik kozmického prachu je spojený s ničením asteroidov a komét. Ako poznamenal E.V. Sobotovič, ak sa množstvo kozmického prachu vstupujúceho na Zem časom nezmení, tak má B.Yu pravdu. Levin a A.N. Simonenko.

Napriek tomu veľké číslo V súčasnosti nie je možné odpovedať na túto základnú otázku, pretože existuje veľmi málo kvantitatívnych odhadov a ich presnosť je diskutabilná. IN V poslednej dobeÚdaje z izotopových štúdií v rámci programu NASA o časticiach kozmického prachu odobratých v stratosfére naznačujú existenciu častíc presolárneho pôvodu. V tomto prachu sa našli minerály ako diamant, moissanit (karbid kremíka) a korund, ktoré na základe izotopov uhlíka a dusíka umožňujú datovať ich vznik ešte pred vznikom Slnečnej sústavy.

Dôležitosť štúdia kozmického prachu v geologickom kontexte je zrejmá. Tento článok predstavuje prvé výsledky štúdia kozmickej hmoty v prechodnej vrstve ílov na rozhraní krieda-paleogén (pred 65 miliónmi rokov) zo sekcie Gams vo východných Alpách (Rakúsko).

Všeobecná charakteristika sekcie Gams

Častice kozmického pôvodu boli získané z niekoľkých úsekov prechodných vrstiev medzi kriedou a paleogénom (v nemeckej literatúre - hranica K/T), nachádzajúcich sa v blízkosti alpskej dediny Gams, kde túto hranicu otvára rieka rovnakého mena. na viacerých miestach.

V úseku Gams 1 bol z odkryvu vyrezaný monolit, v ktorom je veľmi dobre vyjadrená hranica K/T. Jeho výška je 46 cm, šírka je dole 30 cm a hore 22 cm, hrúbka je 4 cm Pre všeobecnú štúdiu rezu bol monolit rozdelený 2 cm od seba (zdola nahor) do vrstiev označených písmenami latinskej abecedy (A, B ,C...W) a v rámci každej vrstvy, tiež každé 2 cm, sú značky označené číslami (1, 2, 3 atď.). Podrobnejšie bola študovaná prechodová vrstva J na rozhraní K/T, kde bolo identifikovaných šesť podvrstiev s hrúbkou okolo 3 mm.

Výsledky výskumu získané v sekcii Gams 1 sa do značnej miery zopakovali pri štúdiu ďalšej sekcie Gams 2. Komplex štúdií zahŕňal štúdium tenkých rezov a monominerálnych frakcií, ich chemickú analýzu, ako aj röntgenovú fluorescenciu, aktiváciu neutrónov a RTG štruktúrne analýzy, izotopová analýza hélia, uhlíka a kyslíka, stanovenie zloženia minerálov pomocou mikrosondy, magnetomineralogická analýza.

Rôzne mikročastice

Mikrosféry železa a niklu z prechodnej vrstvy medzi kriedou a paleogénom v úseku Gams: 1 – mikroguľôčka Fe s drsným sieťovito-hrudkovaným povrchom (horná časť prechodovej vrstvy J); 2 – Fe mikroguľôčka s drsným pozdĺžne rovnobežným povrchom ( Spodná časť prechodová vrstva J); 3 – Fe mikroguľôčka s kryštalografickými rezanými prvkami a drsnou bunkovou sieťovinou povrchovou textúrou (vrstva M); 4 – Fe mikroguľôčka s tenkým sieťovým povrchom (horná časť prechodovej vrstvy J); 5 – Ni mikrosféra s kryštalitmi na povrchu (horná časť prechodovej vrstvy J); 6 – agregát zo spekaných Ni mikroguľôčok s kryštalitmi na povrchu (horná časť prechodovej vrstvy J); 7 – agregát Ni mikroguľôčok s mikrodiamantmi (C; vrchná časť prechodovej vrstvy J); 8, 9 – charakteristické formy kovových častíc z prechodnej vrstvy medzi kriedou a paleogénom v úseku Gams vo východných Alpách.

V prechodnej vrstve ílu medzi dvoma geologickými hranicami – kriedou a paleogénom, ako aj na dvoch úrovniach v nadložných paleocénnych ložiskách v sekcii Gams sa našlo množstvo kovových častíc a mikrosfér kozmického pôvodu. Sú oveľa rozmanitejšie v tvare, štruktúre povrchu a chemické zloženie než všetky doteraz známe v prechodných vrstvách hliny tohto veku v iných oblastiach sveta.

V sekcii Gams je kozmická hmota reprezentovaná jemnými časticami rôznych tvarov, medzi ktorými sú najčastejšie magnetické mikroguľôčky s veľkosťou od 0,7 do 100 mikrónov, pozostávajúce z 98% čistého železa. Takéto častice vo forme guľôčok alebo mikrosférúl sa vo veľkom množstve nachádzajú nielen vo vrstve J, ale aj vyššie, v paleocénnych íloch (vrstvy K a M).

Mikroguľôčky sú zložené z čistého železa alebo magnetitu, niektoré z nich obsahujú nečistoty chrómu (Cr), zliatiny železa a niklu (awareuite) a tiež čistý nikel (Ni). Niektoré častice Fe-Ni obsahujú nečistoty molybdénu (Mo). Všetky boli prvýkrát objavené v prechodovej vrstve ílu medzi kriedou a paleogénom.

Nikdy predtým sme sa nestretli s časticami s vysokým obsahom niklu a výraznou prímesou molybdénu, mikroguľôčkami obsahujúcimi chróm a kúskami špirálovitého železa. V prechodovej vrstve hliny v Gamse sa okrem kovových mikroguľôčok a častíc našli Ni-spinel, mikrodiamanty s mikroguľôčkami čistého Ni, ako aj roztrhané platničky Au a Cu, ktoré sa nenašli v podložných a nadložných ložiskách. .

Charakteristika mikročastíc

Kovové mikroguľôčky v sekcii Gams sú prítomné na troch stratigrafických úrovniach: častice železa rôznych tvarov sú sústredené v prechodnej ílovej vrstve, v nadložných jemnozrnných pieskovcoch vrstvy K a tretiu úroveň tvoria prachovce vrstvy M.

Niektoré oblasti majú jemný povrch, iné majú sieťovo-hrudkovitý povrch, iné sú pokryté sieťou malých polygonálnych alebo systémom paralelných trhlín vybiehajúcich z jednej hlavnej trhliny. Sú duté, mušľovité, vyplnené ílový minerál, môže mať tiež vnútornú koncentrickú štruktúru. Kovové častice a mikrosféry Fe sa vyskytujú v celej prechodnej ílovej vrstve, ale sú sústredené najmä v dolnom a strednom horizonte.

Mikrometeority sú roztavené častice čistého železa alebo zliatiny železa a niklu Fe-Ni (avaruit); ich veľkosti sa pohybujú od 5 do 20 mikrónov. Početné častice awaruitu sú obmedzené na hornú úroveň prechodovej vrstvy J, zatiaľ čo čisto železité častice sú prítomné v spodnej a hornej časti prechodovej vrstvy.

Častice vo forme doštičiek s priečne hrudkovitým povrchom pozostávajú iba zo železa, ich šírka je 10–20 µm, dĺžka do 150 µm. Sú mierne oblúkovité a vyskytujú sa na báze prechodovej vrstvy J. V jej spodnej časti sa nachádzajú aj Fe-Ni platne s prímesou Mo.

Dosky zo zliatiny železa a niklu majú pretiahnutý tvar, mierne zakrivený, s pozdĺžnymi drážkami na povrchu, rozmery sa pohybujú v dĺžke od 70 do 150 mikrónov so šírkou asi 20 mikrónov. Častejšie sa nachádzajú v spodnej a strednej časti prechodovej vrstvy.

Železné dosky s pozdĺžnymi drážkami sú tvarovo a rozmerovo identické s doskami zo zliatiny Ni-Fe. Sú obmedzené na spodnú a strednú časť prechodovej vrstvy.

Obzvlášť zaujímavé sú častice čistého železa, tvarované ako pravidelná špirála a ohnuté do tvaru háčika. Pozostávajú hlavne z čistého Fe, zriedkavo zo zliatiny Fe-Ni-Mo. Špirálovité častice železa sa vyskytujú v hornej časti prechodovej vrstvy J a v nadložnej pieskovcovej vrstve (vrstva K). Na báze prechodovej vrstvy J sa našla častica Fe-Ni-Mo v tvare špirály.

V hornej časti prechodovej vrstvy J sa nachádzalo niekoľko mikrodiamantových zŕn spekaných Ni mikroguľôčkami. Mikrosondové štúdie niklových guľôčok uskutočnené na dvoch prístrojoch (s vlnovými a energeticky disperznými spektrometrami) ukázali, že tieto guľôčky pozostávajú z takmer čistého niklu pod tenkým filmom oxidu niklu. Povrch všetkých niklových guľôčok je posiaty čírymi kryštálmi s výraznými dvojčatami s veľkosťou 1–2 μm. Takýto čistý nikel vo forme guľôčok s dobre kryštalizovaným povrchom sa nenachádza ani vo vyvrelých horninách, ani v meteoritoch, kde nikel nevyhnutne obsahuje značné množstvo nečistôt.

Pri štúdiu monolitu zo sekcie Gams 1 boli guľôčky čistého Ni nájdené len v najvrchnejšej časti prechodovej vrstvy J (v jej najvrchnejšej časti - veľmi tenká sedimentárna vrstva J 6, ktorej hrúbka nepresahuje 200 μm) a podľa termomagnetickej analýzy kovový nikel prítomný v prechodovej vrstve, počnúc podvrstvou J4. Tu boli spolu s Ni guľôčkami objavené aj diamanty. Vo vrstve odstránenej z kocky s plochou 1 cm2 je počet nájdených diamantových zŕn v desiatkach (s veľkosťami od zlomkov mikrónov do desiatok mikrónov) a niklové guľôčky rovnakej veľkosti sú v stovky.

Vzorky hornej prechodovej vrstvy odobraté priamo z odkryvu odhalili diamanty s jemnými časticami niklu na povrchu zrna. Je príznačné, že pri štúdiu vzoriek z tejto časti vrstvy J bola odhalená aj prítomnosť minerálu moissanit. Predtým boli mikrodiamanty nájdené v prechodnej vrstve na hranici kriedy a paleogénu v Mexiku.

Nálezy v iných oblastiach

Gams mikroguľôčky s koncentrickým vnútorná štruktúra podobné tým, ktoré získala expedícia Challenger v hlbokomorských íloch Tichého oceánu.

Železné častice nepravidelného tvaru s roztavenými okrajmi, ako aj vo forme špirál a zakrivených háčikov a dosiek, sú veľmi podobné produktom deštrukcie meteoritov padajúcich na Zem, možno ich považovať za meteoritové železo. Do tejto kategórie možno zaradiť aj častice awaruitu a čistého niklu.

Zakrivené železné častice sú podobné rôznym tvarom Peleových sĺz - kvapiek lávy (lapily), ktoré sa hádžu do tekutom stave sopky z prieduchu pri erupciách.

Prechodná vrstva ílu v Gamse má teda heterogénnu štruktúru a je zreteľne rozdelená na dve časti. V spodnej a strednej časti dominujú železné častice a mikroguľôčky, zatiaľ čo vrchná časť vrstvy je obohatená o nikel: častice awaruitu a niklové mikroguľôčky s diamantmi. Potvrdzuje to nielen distribúcia častíc železa a niklu v hline, ale aj údaje chemickej a termomagnetickej analýzy.

Porovnanie údajov z termomagnetickej analýzy a mikrosondovej analýzy naznačuje extrémnu heterogenitu v rozložení niklu, železa a ich zliatin vo vrstve J, avšak podľa výsledkov termomagnetickej analýzy je čistý nikel zaznamenaný len z vrstvy J4. Pozoruhodné je aj to, že špirálovité železo sa nachádza prevažne v hornej časti vrstvy J a naďalej sa nachádza v nadložnej vrstve K, kde je však málo častíc Fe, Fe-Ni izometrického alebo lamelárneho tvaru.

Zdôrazňujeme, že takáto jasná diferenciácia v železe, nikle a irídiu, prejavujúca sa v prechodovej vrstve ílu v Gamse, sa nachádza aj v iných oblastiach. V americkom štáte New Jersey sa teda v prechodnej (6 cm) sférickej vrstve prudko prejavila anomália irídia na jej báze a impaktné minerály sú sústredené len v hornej (1 cm) časti tejto vrstvy. Na Haiti, na rozhraní krieda-paleogén a v najvyššej časti sférickej vrstvy, je zaznamenané prudké obohatenie Ni a impaktného kremeňa.

Základný jav pre Zem

Mnohé črty nájdených sfér Fe a Fe-Ni sú podobné sféram objaveným expedíciou Challenger v hlbokomorských íloch Tichého oceánu, v oblasti Tunguzskej katastrofy a na miestach pádu meteoritu Sikhote-Alin. a meteorit Nio v Japonsku, ako aj v sedimentárnych horninách rôzneho veku z mnohých oblastí sveta. Okrem oblastí tunguzskej katastrofy a pádu meteoritu Sikhote-Alin vo všetkých ostatných prípadoch vznik nielen guľôčok, ale aj častíc rôznych morfológií, pozostávajúcich z čistého železa (niekedy s obsahom chrómu) a niklu a železa. zliatina, nemá žiadnu súvislosť s nárazovou udalosťou. Výskyt takýchto častíc považujeme za dôsledok pádu kozmického medziplanetárneho prachu na zemský povrch - proces, ktorý nepretržite pokračuje od stvorenia Zeme a predstavuje akýsi jav na pozadí.

Mnohé častice študované v sekcii Gams sú svojím zložením blízke celkovému chemickému zloženiu meteoritovej látky v mieste pádu meteoritu Sikhote-Alin (podľa E.L. Krinova je to 93,29 % železa, 5,94 % niklu, 0,38 % kobalt).

Prítomnosť molybdénu v niektorých časticiach nie je neočakávaná, pretože obsahuje veľa druhov meteoritov. Obsah molybdénu v meteoritoch (železné, kamenité a uhlíkaté chondrity) sa pohybuje od 6 do 7 g/t. Najvýznamnejší bol objav molybdenitu v meteorite Allende vo forme inklúzie v kovovej zliatine zloženia (hm. %): Fe – 31,1, Ni – 64,5, Co – 2,0, Cr – 0,3, V – 0,5, P – 0,1. Treba poznamenať, že prírodný molybdén a molybdenit sa našli aj v mesačnom prachu, ktorý odobrali automatické stanice Luna-16, Luna-20 a Luna-24.

Prvé nájdené guľôčky čistého niklu s dobre kryštalizovaným povrchom nie sú známe ani vo vyvrelých horninách, ani v meteoritoch, kde nikel nevyhnutne obsahuje značné množstvo nečistôt. Táto štruktúra povrchu niklových guľôčok mohla vzniknúť pri páde asteroidu (meteoritu), čo viedlo k uvoľneniu energie, ktorá umožnila materiál padnutého telesa nielen roztaviť, ale aj odpariť. Kovové pary mohli byť výbuchom zdvihnuté do veľkej výšky (pravdepodobne desiatky kilometrov), kde došlo ku kryštalizácii.

Spolu s niklovými kovovými guľôčkami boli nájdené častice pozostávajúce z awaruitu (Ni3Fe). Odvolávajú sa na meteorický prach a roztavené častice železa (mikrometeority) treba považovať za „meteoritový prach“ (podľa terminológie E.L. Krinova). Diamantové kryštály nájdené spolu s niklovými guľôčkami pravdepodobne vznikli abláciou (topením a vyparovaním) meteoritu z rovnakého parného oblaku počas jeho následného ochladzovania. Je známe, že syntetické diamanty sa získavajú spontánnou kryštalizáciou z roztoku uhlíka v tavenine kovov (Ni, Fe) nad rovnovážnou fázou grafit-diamant vo forme monokryštálov, ich zrastov, dvojčiat, polykryštalických agregátov, kostry kryštály, ihličkovité kryštály, nepravidelné zrná. V skúmanej vzorke sa našli takmer všetky uvedené typomorfné znaky diamantových kryštálov.

To nám umožňuje dospieť k záveru, že procesy kryštalizácie diamantu v oblaku nikel-uhlíkových pár pri ochladzovaní a spontánnej kryštalizácii z uhlíkového roztoku v niklovej tavenine v experimentoch sú podobné. Konečný záver o povahe diamantu však možno urobiť po podrobných izotopových štúdiách, na ktoré je potrebné získať dostatočne veľké množstvo látky.

Štúdium kozmickej hmoty v prechodnej ílovej vrstve na rozhraní krieda-paleogén teda preukázalo jej prítomnosť vo všetkých častiach (od vrstvy J1 po vrstvu J6), ale známky impaktnej udalosti sú zaznamenané len z vrstvy J4, ktorej vek je 65 rokov. miliónov rokov. Túto vrstvu kozmického prachu možno porovnať s dobou smrti dinosaurov.

A.F.GRACHEV doktor geologických a mineralogických vied, V.A. TSELMOVICH kandidát fyzikálnych a matematických vied, Ústav fyziky Zeme RAS (IPZ RAS), O.A. KORCHAGIN kandidát geologických a mineralogických vied, Geologický ústav Ruskej akadémie vied (GIN RAS. ).

Časopis "Zem a vesmír" č.5 2008.

Medzihviezdny prach je produktom procesov rôznej intenzity prebiehajúcich vo všetkých kútoch vesmíru a jeho neviditeľné častice sa dokonca dostávajú na povrch Zeme a lietajú v atmosfére okolo nás.

Už viackrát sa dokázalo, že príroda nemá rada prázdnotu. Interstellar priestor, ktorý sa nám javí ako vákuum, je v skutočnosti naplnený plynom a mikroskopickými, 0,01-0,2 mikrónu veľkými, prachovými časticami. Kombináciou týchto neviditeľných prvkov vznikajú objekty obrovskej veľkosti, akési oblaky vesmíru, schopné absorbovať určité typy spektrálneho žiarenia z hviezd a niekedy ich úplne skryť pred pozemskými výskumníkmi.

Z čoho sa skladá medzihviezdny prach?

Tieto mikroskopické častice majú jadro, ktoré sa tvorí v plynovom obale hviezd a je úplne závislé od jeho zloženia. Napríklad grafitový prach vzniká zo zŕn uhlíkových hviezd a silikátový prach sa tvorí z častíc kyslíka. Ide o zaujímavý proces, ktorý trvá desaťročia: keď sa hviezdy ochladzujú, strácajú svoje molekuly, ktoré sa pri lete do vesmíru spájajú do skupín a stávajú sa základom jadra prachového zrna. Ďalej sa vytvorí obal z atómov vodíka a zložitejších molekúl. Pri nízkych teplotách sa medzihviezdny prach vyskytuje vo forme ľadových kryštálikov. Na potulkách po galaxii strácajú malí cestovatelia pri zahriatí časť plynu, ale odídené molekuly nahradia nové molekuly.

Poloha a vlastnosti

Väčšina prachu, ktorý dopadá na našu Galaxiu, je sústredená v oblasti Mliečnej dráhy. Vyniká na pozadí hviezd v podobe čiernych pruhov a škvŕn. Napriek tomu, že hmotnosť prachu je v porovnaní s hmotnosťou plynu zanedbateľná a je len 1%, je schopná pred nami ukryť nebeské telesá. Hoci sú častice od seba vzdialené desiatky metrov, aj v tomto množstve najhustejšie oblasti pohltia až 95 % svetla vyžarovaného hviezdami. Veľkosť oblakov plynu a prachu v našom systéme je skutočne obrovská, meraná v stovkách svetelných rokov.

Vplyv na pozorovania

Thackerayove guľôčky robia oblasť oblohy za nimi neviditeľnou

Medzihviezdny prach absorbuje väčšinu žiarenia hviezd, najmä v modrom spektre, a skresľuje ich svetlo a polaritu. Najväčšie skreslenie zažívajú krátke vlny zo vzdialených zdrojov. Mikročastice zmiešané s plynom sú viditeľné ako tmavé škvrny na Mliečnej dráhe.

Vďaka tomuto faktoru je jadro našej Galaxie úplne skryté a prístupné pozorovaniu iba v infračervených lúčoch. Oblaky s vysokou koncentráciou prachu sa stávajú takmer nepriehľadnými, takže častice vo vnútri nestratia svoj ľadový obal. Moderní výskumníci a vedci sa domnievajú, že práve oni, keď sa spoja, tvoria jadrá nových komét.

Veda dokázala vplyv prachových granúl na procesy tvorby hviezd. Tieto častice obsahujú rôzne látky vrátane kovov, ktoré pôsobia ako katalyzátory mnohých chemických procesov.

Naša planéta každoročne zvyšuje svoju hmotnosť v dôsledku padajúceho medzihviezdneho prachu. Samozrejme, tieto mikroskopické častice sú neviditeľné a aby ich našli a študovali, študujú dno oceánov a meteority. Zber a dodávanie medzihviezdneho prachu sa stalo jednou z funkcií kozmických lodí a misií.

Keď veľké častice vstúpia do zemskej atmosféry, stratia svoj obal a malé častice okolo nás roky neviditeľne krúžia. Kozmický prach je všadeprítomný a podobný vo všetkých galaxiách astronómovia pravidelne pozorujú tmavé rysy na tvárach vzdialených svetov.