Kosmiskie putekļi ir īpaša viela. Zvaigžņu putekļi Zvaigžņu putekļu veidošanās

Masas ziņā cietās putekļu daļiņas veido nenozīmīgu Visuma daļu, taču, pateicoties starpzvaigžņu putekļiem, ir radušās un turpina parādīties zvaigznes, planētas un cilvēki, kas pēta kosmosu un vienkārši apbrīno zvaigznes. Kāda ir šī viela - kosmiskie putekļi? Kas liek cilvēkiem aprīkot ekspedīcijas kosmosā nelielas valsts ikgadējā budžeta vērtībā, cerot tikai, nevis ar stingru pārliecību, izvilkt un nogādāt uz Zemes kaut nelielu saujiņu starpzvaigžņu putekļu?

Starp zvaigznēm un planētām

Putekļus astronomijā sauc par nelielām mikronu daļiņām, cietām daļiņām, kas lido kosmosā. Kosmiskie putekļi bieži tiek iedalīti starpplanētu un starpzvaigžņu putekļos, lai gan, protams, starpzvaigžņu iekļūšana starpplanētu telpā nav aizliegta. To nav viegli atrast tur, starp "vietējiem" putekļiem, varbūtība ir maza, un tās īpašības pie Saules var būtiski mainīties. Tagad, ja lidojat tālāk, līdz Saules sistēmas robežām, tad varbūtība noķert īstus starpzvaigžņu putekļus ir ļoti augsta. Ideāls variants ir vispār iziet ārpus Saules sistēmas.

Putekļi ir starpplanētu, vismaz salīdzinoši tuvu Zemei - šī lieta ir diezgan pētīta. Aizpildot visu Saules sistēmas telpu un koncentrējoties tās ekvatora plaknē, tā piedzima lielākoties nejaušu asteroīdu sadursmju un komētu iznīcināšanas rezultātā, kas pietuvojās Saulei. Putekļu sastāvs patiesībā neatšķiras no uz Zemes krītošo meteorītu sastāva: to ir ļoti interesanti pētīt, un šajā jomā joprojām ir daudz atklājumu, taču šķiet, ka īpašu intrigu nav. šeit. Bet, pateicoties šiem konkrētajiem putekļiem, labos laika apstākļos rietumos tūlīt pēc saulrieta vai austrumos pirms saullēkta jūs varat apbrīnot gaišo gaismas konusu virs horizonta. Šī ir tā saucamā zodiaka - saules gaisma, ko izkliedē mazas kosmiskās putekļu daļiņas.

Daudz interesantāk ir starpzvaigžņu putekļi. Tās atšķirīgā iezīme ir cieta kodola un apvalka klātbūtne. Šķiet, ka kodols sastāv galvenokārt no oglekļa, silīcija un metāliem. Apvalks pārsvarā sastāv no gāzveida elementiem, kas sasaluši uz kodola virsmas, kristalizējušies starpzvaigžņu telpas "dziļas sasalšanas" apstākļos, un tas ir aptuveni 10 kelvinu, ūdeņraža un skābekļa. Tomēr tajā ir arī sarežģītāki molekulu piejaukumi. Tās ir amonjaka, metāna un pat daudzatomiskas organiskas molekulas, kas pielīp pie putekļu plankuma vai klejojumu laikā veidojas uz tās virsmas. Dažas no šīm vielām, protams, lido prom no tās virsmas, piemēram, ultravioletā starojuma ietekmē, taču šis process ir atgriezenisks - dažas aizlido, citas sasalst vai tiek sintezētas.

Tagad telpā starp zvaigznēm vai to tuvumā tās, protams, jau ir atrastas nevis ar ķīmiskām, bet ar fiziskām, tas ir, spektroskopiskām metodēm: ūdens, oglekļa oksīdi, slāpeklis, sērs un silīcijs, hlorūdeņradis , amonjaks, acetilēns, organiskās skābes, piemēram, skudrskābe un etiķskābe, etilspirts un metilspirts, benzols, naftalīns. Viņi pat atrada aminoskābi - glicīnu!

Būtu interesanti noķert un izpētīt starpzvaigžņu putekļus, kas iekļūst Saules sistēmā un, iespējams, nokrīt uz Zemes. Problēma to "noķert" nav vienkārša, jo ļoti maz starpzvaigžņu putekļu var noturēt savu ledus "mēteli" saules staros, it īpaši Zemes atmosfērā. Lielie kļūst pārāk karsti - to telpas ātrumu nevar ātri nodzēst, un putekļu daļiņas "sadedzina". Mazie tomēr gadiem ilgi plāno atmosfērā, saglabājot daļu čaumalas, bet tad rodas problēma tos atrast un identificēt.

Ir vēl viena ļoti intriģējoša detaļa. Tas attiecas uz putekļiem, kuru kodoli sastāv no oglekļa. Ogleklis, kas sintezēts zvaigžņu kodolos un izplūst kosmosā, piemēram, no novecojošo (piemēram, sarkano milžu) zvaigžņu atmosfēras, izlidojot starpzvaigžņu telpā, atdziest un kondensējas - gandrīz tādā pašā veidā kā pēc karstas dienas, miglas no atdzesēta ūdens tvaika uzkrājas zemienē. Atkarībā no kristalizācijas apstākļiem var iegūt slāņainas grafīta struktūras, dimanta kristālus (iedomājieties - veseli sīku dimantu mākoņi!) Un pat dobas oglekļa atomu (fullerēnu) bumbiņas. Un tajās, iespējams, kā seifā vai traukā tiek glabātas ļoti senas zvaigznes atmosfēras daļiņas. Šādu putekļu plankumu atrašana būtu milzīgs panākums.

Kur atrodami kosmiskie putekļi?

Jāsaka, ka pats kosmiskā vakuuma jēdziens kā kaut kas pilnīgi tukšs jau sen ir palicis tikai poētiska metafora. Patiesībā visa Visuma telpa gan starp zvaigznēm, gan starp galaktikām ir piepildīta ar matēriju, elementārdaļiņu plūsmām, starojumu un laukiem - magnētisko, elektrisko un gravitācijas. Vienīgais, kam var pieskarties, ir gāze, putekļi un plazma, kuru ieguldījums Visuma kopējā masā, pēc dažādām aplēsēm, ir tikai aptuveni 1–2% ar vidējo blīvumu aptuveni 10–24 g / cm 3. Kosmosā ir visvairāk gāzes, gandrīz 99%. Tie galvenokārt ir ūdeņradis (līdz 77,4%) un hēlijs (21%), pārējie veido mazāk nekā divus procentus no masas. Un tad ir putekļi - to masa ir gandrīz simts reizes mazāka nekā gāzes.

Lai gan dažreiz tukšums starpzvaigžņu un starpgalaktiskajās telpās ir gandrīz ideāls: dažreiz vienam matērijas atomam ir 1 litrs vietas! Šāda vakuuma nav ne sauszemes laboratorijās, ne Saules sistēmā. Salīdzinājumam mēs varam sniegt šādu piemēru: 1 cm 3 gaisa, ko mēs elpojam, ir aptuveni 30 000 000 000 000 000 000 molekulu.

Šī viela starpzvaigžņu telpā ir sadalīta ļoti nevienmērīgi. Lielākā daļa starpzvaigžņu gāzes un putekļu veido gāzes un putekļu slāni pie galaktikas diska simetrijas plaknes. Tā biezums mūsu galaktikā ir vairāki simti gaismas gadu. Lielākā daļa gāzes un putekļu tās spirālveida zaros (rokās) un kodolā koncentrējas galvenokārt milzu molekulārajos mākoņos, kuru izmērs ir no 5 līdz 50 parsekiem (16–160 gaismas gadi) un kuru svars ir desmitiem tūkstošu un pat miljonu saules masu. Bet pat šajos mākoņos matērija tiek sadalīta nevienmērīgi. Mākoņa galvenajā tilpumā, tā sauktajā kažokā, galvenokārt no molekulārā ūdeņraža, daļiņu blīvums ir aptuveni 100 gabali uz 1 cm 3. Blīvējumos mākoņa iekšpusē tas sasniedz desmitiem tūkstošu daļiņu 1 cm 3, un šo plombu serdeņos - kopumā miljoniem daļiņu 1 cm 3. Tieši šo nevienmērību matērijas sadalījumā Visumā izraisa zvaigzne, planēta un galu galā mēs paši. Tā kā tieši molekulāros mākoņos, blīvos un samērā aukstos, dzimst zvaigznes.

Interesanti, ka jo lielāks ir mākoņa blīvums, jo tā sastāvs ir daudzveidīgāks. Tajā pašā laikā pastāv atbilstība starp mākoņa (vai tā atsevišķo daļu) blīvumu un temperatūru un tām vielām, kuru molekulas ir atrodamas tur. No vienas puses, tas ir ērti mākoņu izpētei: novērojot to atsevišķos komponentus dažādos spektra diapazonos no raksturīgajām spektra līnijām, piemēram, CO, OH vai NH 3, var "ieskatīties" vienā vai otrā tā daļā. No otras puses, dati par mākoņa sastāvu ļauj daudz uzzināt par tajā notiekošajiem procesiem.

Turklāt starpzvaigžņu telpā, spriežot pēc spektriem, ir arī tādas vielas, kuru esamība sauszemes apstākļos ir vienkārši neiespējama. Tie ir joni un radikāļi. Viņu ķīmiskā aktivitāte ir tik augsta, ka tie nekavējoties reaģē uz Zemes. Un reti sastopamajā aukstajā kosmosa telpā viņi dzīvo ilgi un pilnīgi brīvi.

Kopumā gāze starpzvaigžņu telpā nav tikai atoma. Kur ir vēsāks, ne vairāk kā 50 kelvinu, atomiem izdodas salīmēties, veidojot molekulas. Tomēr liela starpzvaigžņu gāzes masa joprojām ir atomu stāvoklī. Tas galvenokārt ir ūdeņradis, tā neitrāla forma tika atklāta salīdzinoši nesen - 1951. gadā. Kā jūs zināt, tas izstaro 21 cm garus radioviļņus (frekvence 1420 MHz), saskaņā ar kuru intensitāti tika noteikts, cik daudz no tiem ir Galaktikā. Starp citu, tas ir sadalīts nevienmērīgi telpā starp zvaigznēm. Atomu ūdeņraža mākoņos tā koncentrācija sasniedz vairākus atomus uz 1 cm 3, bet starp mākoņiem tā ir par kārtām zemāka.

Visbeidzot, gāze pastāv jonu veidā pie karstām zvaigznēm. Spēcīgais ultravioletais starojums sakarst un jonizē gāzi, un tā sāk kvēlēt. Tāpēc apgabali ar augstu karstās gāzes koncentrāciju, kuru temperatūra ir aptuveni 10 000 K, izskatās kā kvēlojoši mākoņi. Tos sauc par viegliem gāzveida miglājiem.

Un jebkurā miglājā vairāk vai mazāk ir starpzvaigžņu putekļi. Neskatoties uz to, ka miglājus parasti iedala putekļos un gāzēs, abos ir putekļi. Un jebkurā gadījumā tieši putekļi acīmredzot palīdz zvaigznēm veidoties miglāju zarnās.

Miglaini objekti

Starp visiem kosmosa objektiem miglāji, iespējams, ir visskaistākie. Tiesa, tumšie miglāji redzamajā diapazonā izskatās gluži kā melni plankumi debesīs - tos vislabāk var novērot uz Piena ceļa fona. Bet citos elektromagnētisko viļņu diapazonos, piemēram, infrasarkanajos, tie ir redzami ļoti labi - un attēli ir ļoti neparasti.

Miglājus sauc par kosmosā izolētiem gāzes un putekļu uzkrājumiem, kurus savieno gravitācijas spēki vai ārējs spiediens. To masa var būt no 0,1 līdz 10 000 saules masu, un to izmērs - no 1 līdz 10 parsekiem.

Sākumā astronomus kaitināja miglāji. Līdz 19. gadsimta vidum atklātie miglāji tika uzskatīti par kaitinošu šķērsli, kas neļāva novērot zvaigznes un meklēt jaunas komētas. 1714. gadā anglis Edmonds Halijs, kura vārdu slavenā komēta nes, pat izveidoja sešu miglāju "melno sarakstu", lai tie nemaldinātu "komētu ķērājus", un francūzis Čārlzs Mesjē paplašināja šo sarakstu līdz 103 objektiem. Par laimi astronoms iemīlējies mūziķis sers Viljams Heršels un viņa māsa un dēls sāka interesēties par miglājiem. Novērojot debesis ar teleskopu palīdzību, kas būvēts viņu pašu rokās, viņi atstāja miglāju un zvaigžņu kopu katalogu, kurā bija informācija par 5079 kosmosa objektiem!

Heršels praktiski izsmēla to gadu optisko teleskopu iespējas. Tomēr fotogrāfijas izgudrojums un ilgs ekspozīcijas laiks ļāva atrast ļoti vāji apgaismotus objektus. Nedaudz vēlāk spektrālās analīzes metodes, novērojumi dažādos elektromagnētisko viļņu diapazonos ļāva nākotnē ne tikai atklāt daudzus jaunus miglājus, bet arī noteikt to struktūru un īpašības.

Starpzvaigžņu miglājs divos gadījumos izskatās gaišs: vai nu tas ir tik karsts, ka tā gāze pati spīd, šādus miglājus sauc par emisiju; vai pats miglājs ir auksts, bet tā putekļi izkliedē tuvumā esošās spožās zvaigznes gaismu - tas ir atstarojošais miglājs.

Tumšie miglāji ir arī starpzvaigžņu gāzes un putekļu kopas. Bet atšķirībā no gaišiem gāzveida miglājiem, kas dažreiz ir redzami pat ar spēcīgu binokli vai teleskopu, piemēram, Oriona miglāju, tumšie miglāji neizstaro gaismu, bet to absorbē. Kad zvaigznes gaisma iet cauri šādiem miglājiem, putekļi to var pilnībā absorbēt, pārvēršot to acī neredzamajā infrasarkanajā starojumā. Tāpēc šādi miglāji debesīs izskatās kā bezzvaigžņu kritumi. V. Heršels viņus nosauca par “caurumiem debesīs”. Varbūt iespaidīgākais no tiem ir Zirga galvas miglājs.

Tomēr putekļu daļiņas var pilnībā neuzsūkt zvaigžņu gaismu, bet tikai daļēji to izkliedēt, vienlaikus selektīvi. Fakts ir tāds, ka starpzvaigžņu putekļu daļiņu izmērs ir tuvu zilās gaismas viļņa garumam, tāpēc tas ir vairāk izkliedēts un absorbēts, un zvaigžņu gaismas "sarkanā" daļa sasniedz mūs labāk. Starp citu, tas ir labs veids, kā spriest par putekļu daļiņu lielumu pēc tā, kā tās vājina dažādu viļņu garumu gaismu.

Zvaigzne no mākoņa

Zvaigžņu parādīšanās iemesli nav precīzi noteikti - ir tikai modeļi, kas vairāk vai mazāk ticami izskaidro eksperimentālos datus. Turklāt zvaigžņu veidošanās ceļi, īpašības un tālākais liktenis ir ļoti dažādi un atkarīgi no daudziem faktoriem. Tomēr pastāv iedibināta koncepcija, pareizāk sakot, visizstrādātākā hipotēze, kuras būtība vispārīgākajā nozīmē ir tāda, ka zvaigznes veidojas no starpzvaigžņu gāzes reģionos ar paaugstinātu matērijas blīvumu, tas ir, dziļumos. starpzvaigžņu mākoņi. Putekļus kā materiālu var neņemt vērā, taču to loma zvaigžņu veidošanā ir milzīga.

Tas notiek (primitīvākajā versijā vienai zvaigznei), acīmredzot, šādi. Pirmkārt, protozvaigžņu mākonis kondensējas no starpzvaigžņu vides, kas var būt saistīts ar gravitācijas nestabilitāti, bet iemesli var būt dažādi un vēl nav pilnībā izprotami. Tā vai citādi tas saraujas un piesaista matēriju no apkārtējās telpas. Temperatūra un spiediens tās centrā paaugstinās, līdz šīs sabrukušās gāzes bumbiņas centrā esošās molekulas sāk sadalīties atomos un pēc tam jonos. Šis process atdzesē gāzi, un spiediens kodola iekšienē strauji samazinās. Kodols ir saspiests, un triecienvilnis izplatās mākoņa iekšpusē, izmetot tā ārējos slāņus. Tiek izveidota protozvaigzne, kas gravitācijas spēku ietekmē turpina sarauties, līdz tās centrā sākas kodolsintēzes reakcijas - ūdeņraža pārvēršana hēlijā. Saspiešana turpinās kādu laiku, līdz gravitācijas saspiešanas spēki tiek līdzsvaroti ar gāzes un starojuma spiediena spēkiem.

Ir skaidrs, ka izveidotās zvaigznes masa vienmēr ir mazāka par miglas masu, kas to “ģenerēja”. Daļu vielas, kurai nebija laika nokrist uz kodola, šī procesa laikā triecienvilnis, starojums un daļiņu plūsma "aizslauka" vienkārši apkārtējā telpā.

Zvaigžņu un zvaigžņu sistēmu veidošanās procesu ietekmē daudzi faktori, tostarp magnētiskais lauks, kas bieži vien veicina protozvaigžņu mākoņa "plīsumu" divos, retāk trīs fragmentos, no kuriem katrs gravitācijas ietekmē tiek saspiests savos protostar. Tā rodas, piemēram, daudzas bināro zvaigžņu sistēmas - divas zvaigznes, kas griežas ap kopēju masas centru un pārvietojas telpā kopumā.

Zvaigznēm novecojot, kodoldegviela pakāpeniski izdeg, un jo ātrāk, jo lielāka zvaigzne. Šajā gadījumā ūdeņraža reakciju ciklu aizstāj ar hēliju, tad kodolsintēzes reakciju rezultātā veidojas arvien smagāki ķīmiskie elementi, līdz dzelzs. Galu galā kodols, kas nesaņem vairāk enerģijas no kodolreakcijām, strauji samazinās, zaudē stabilitāti, un tā viela it kā nokrīt pati. Notiek spēcīgs sprādziens, kura laikā matērija var sakarst līdz miljardiem grādu, un mijiedarbība starp kodoliem noved pie jaunu ķīmisko elementu veidošanās līdz pat smagākajiem. Sprādzienu pavada strauja enerģijas izdalīšanās un matērijas izdalīšanās. Zvaigzne eksplodē - šo procesu sauc par supernovas sprādzienu. Galu galā zvaigzne atkarībā no tās masas pārvērtīsies par neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

Iespējams, tas tā notiek patiesībā. Jebkurā gadījumā nav šaubu, ka jaunas, tas ir, karstas zvaigznes un to kopas lielākoties atrodas miglājos, tas ir, reģionos ar paaugstinātu gāzu un putekļu blīvumu. Tas ir skaidri redzams fotogrāfijās, kas uzņemtas ar teleskopiem dažādos viļņu garuma diapazonos.

Protams, tas ir nekas vairāk kā notikumu secības rupjākais izklāsts. Mums divi punkti ir būtiski svarīgi. Pirmkārt, kāda ir putekļu loma zvaigžņu veidošanā? Un otrs - no kurienes tas patiesībā nāk?

Universāls aukstumaģents

Kopējā kosmiskās vielas masā putekļi, tas ir, oglekļa, silīcija un dažu citu elementu atomi, kas apvienoti cietās daļiņās, ir tik mazi, ka tie, jebkurā gadījumā, kā zvaigžņu celtniecības materiāls, šķiet, var neņem vērā. Tomēr patiesībā viņu loma ir lieliska - tieši viņi atdzesē karsto starpzvaigžņu gāzi, pārvēršot to ļoti aukstajā blīvajā mākonī, no kura tad iegūst zvaigznes.

Fakts ir tāds, ka starpzvaigžņu gāze pati nevar atdzist. Ūdeņraža atoma elektroniskā struktūra ir tāda, ka pārmērīga enerģija, ja tāda ir, var atteikties, izstarojot gaismu spektra redzamajos un ultravioletajos apgabalos, bet ne infrasarkanajā reģionā. Tēlaini izsakoties, ūdeņradis nemāk izstarot siltumu. Lai pareizi atdzistos, viņam vajadzīgs "ledusskapis", kura lomu spēlē starpzvaigžņu putekļu daļiņas.

Sadursmes laikā ar putekļu daļiņām lielā ātrumā - atšķirībā no smagākām un lēnākām putekļu daļiņām, gāzes molekulas ātri lido - tās zaudē ātrumu un to kinētiskā enerģija tiek pārnesta uz putekļu daļiņu. Tas arī uzsilst un izdala šo lieko siltumu apkārtējai telpai, tostarp infrasarkanā starojuma veidā, vienlaikus atdziestot. Tātad, uzņemoties starpzvaigžņu molekulu siltumu, putekļi darbojas kā radiators, atdzesējot gāzes mākoni. Masas ziņā to nav daudz - apmēram 1% no visas mākoņa vielas masas, bet ar to pietiek, lai miljoniem gadu noņemtu lieko siltumu.

Kad mākoņa temperatūra pazeminās, samazinās arī spiediens, mākonis kondensējas un no tā jau var piedzimt zvaigznes. Materiāla paliekas, no kuras dzima zvaigzne, savukārt ir planētu veidošanās avots. Tie jau satur putekļu daļiņas savā sastāvā un lielākos daudzumos. Jo, piedzimusi, zvaigzne sakarst un paātrina visu gāzi sev apkārt, un putekļi turpina lidot tuvumā. Galu galā tas spēj atdzist un jauno zvaigzni piesaista daudz spēcīgāk nekā atsevišķas gāzes molekulas. Galu galā blakus jaundzimušajai zvaigznei parādās putekļu mākonis, bet perifērijā-ar putekļiem piepildīta gāze.

Tur dzimst tādas gāzes planētas kā Saturns, Urāns un Neptūns. Zvaigznes tuvumā parādās cietas planētas. Mums ir Marss, Zeme, Venera un Merkurs. Izrādās diezgan skaidrs sadalījums divās zonās: gāzes planētas un cietās. Tātad Zeme lielā mērā bija veidota no starpzvaigžņu putekļu daļiņām. Metāla putekļu daļiņas kļuva par planētas kodola daļu, un tagad Zemei ir milzīgs dzelzs kodols.

Jaunā Visuma noslēpums

Ja ir izveidojusies galaktika, tad no kurienes nāk putekļi - principā zinātnieki saprot. Tās nozīmīgākie avoti ir novas un supernovas, kas zaudē daļu no savas masas, "iemetot" čaumalu apkārtējā telpā. Turklāt putekļi dzimst sarkano milžu izplešanās atmosfērā, no kurienes tos burtiski aizrauj starojuma spiediens. Viņu vēsumā, pēc zvaigžņu standartiem, atmosfērā (apmēram 2,5 - 3 tūkstoši Kelvina) ir diezgan daudz salīdzinoši sarežģītu molekulu.

Bet šeit ir mīkla, kas vēl nav atrisināta. Vienmēr ticēja, ka putekļi ir zvaigžņu evolūcijas produkts. Citiem vārdiem sakot, zvaigznēm vajadzētu piedzimt, kādu laiku pastāvēt, novecot un, teiksim, radīt putekļus pēdējā supernovas sprādzienā. Bet kas bija pirmais - ola vai vista? Pirmie putekļi, kas nepieciešami zvaigznes dzimšanai, vai pirmā zvaigzne, kas nez kāpēc radās bez putekļu palīdzības, novecoja, uzsprāga, veidojot pirmos putekļus.

Kas notika sākumā? Galu galā, kad pirms 14 miljardiem gadu notika Lielais sprādziens, Visumā bija tikai ūdeņradis un hēlijs, nekādu citu elementu! Tieši tad no viņiem sāka parādīties pirmās galaktikas, milzīgi mākoņi, un tajās bija pirmās zvaigznes, kurām bija jāiziet garš dzīves ceļš. Termo kodolreakcijām zvaigžņu kodolos vajadzēja "sametināt" sarežģītākus ķīmiskos elementus, pārvērst ūdeņradi un hēliju ogleklī, slāpeklī, skābeklī un tā tālāk, un pēc tam zvaigznei vajadzēja to visu izmest kosmosā, eksplodējot vai pakāpeniski izmetot savu aploksni. Tad šai masai vajadzēja atdzist, atdzist un, visbeidzot, pārvērsties putekļos. Bet jau 2 miljardus gadu pēc Lielā sprādziena agrākajās galaktikās bija putekļi! Ar teleskopu palīdzību tas tika atklāts galaktikās, kas atrodas 12 miljardu gaismas gadu attālumā no mūsējām. Tajā pašā laikā 2 miljardi gadu ir pārāk īss periods visam zvaigznes dzīves ciklam: šajā laikā lielākajai daļai zvaigžņu nav laika novecot. No kurienes putekļi radās jaunajā Galaktikā, ja nevajadzētu būt nekas cits kā ūdeņradis un hēlijs, ir noslēpums.

Putekļu plankums - reaktors

Starpzvaigžņu putekļi darbojas ne tikai kā universāls dzesēšanas šķidrums, iespējams, pateicoties putekļiem, kosmosā parādās sarežģītas molekulas.

Fakts ir tāds, ka putekļu graudu virsma vienlaikus var kalpot kā reaktors, kurā no atomiem veidojas molekulas, un kā katalizators to sintēzes reakcijām. Galu galā varbūtība, ka daudzi dažādu elementu atomi vienlaikus sadursies un pat mijiedarbosies savā starpā temperatūrā, kas nedaudz pārsniedz absolūto nulli, ir neiedomājami maza. Bet varbūtība, ka putekļu plankums lidojumā konsekventi sadursies ar dažādiem atomiem vai molekulām, it īpaši aukstā blīvā mākoņa iekšpusē, ir diezgan liela. Patiesībā tas notiek tā - šādi starpzvaigžņu putekļu graudu apvalks veidojas no uz tā sasalušajiem atomiem un molekulām.

Atomi atrodas līdzās uz cietas virsmas. Migrējot pa putekļu graudu virsmu, meklējot enerģētiski visizdevīgāko stāvokli, atomi satiekas un, atrodoties tiešā tuvumā, spēj reaģēt viens ar otru. Protams, ļoti lēni - atbilstoši putekļu daļiņas temperatūrai. Daļiņu virsmai, īpaši tām, kuru kodolā ir metāls, var būt katalizatora īpašības. Ķīmiķi uz Zemes labi apzinās, ka visefektīvākie katalizatori ir tikai mikrona daļas daļiņas, uz kurām molekulas savācas un pēc tam nonāk reakcijās, kuras normālos apstākļos ir pilnīgi "vienaldzīgas" viena pret otru. Acīmredzot šādi veidojas molekulārais ūdeņradis: tā atomi "pielīp" pie putekļu plankuma un pēc tam lido prom no tā - bet jau pa pāriem, molekulu veidā.

Var gadīties, ka mazie starpzvaigžņu putekļu graudi, kas čaumalās saglabā dažas organiskas molekulas, ieskaitot vienkāršākās aminoskābes, un pirms aptuveni 4 miljardiem gadu ienesa Zemes pirmās "dzīvības sēklas". Tas, protams, nav nekas cits kā skaista hipotēze. Bet viņai par labu ir fakts, ka auksto gāzu un putekļu mākoņu sastāvā tika atrasta aminoskābe - glicīns. Varbūt ir arī citi, tikai līdz šim teleskopu iespējas neļauj tos atklāt.

Putekļu medības

Protams, ir iespējams attālināti izpētīt starpzvaigžņu putekļu īpašības - izmantojot teleskopus un citus instrumentus, kas atrodas uz Zemes vai uz tās satelītiem. Bet daudz vilinošāk ir noķert starpzvaigžņu putekļu graudus un pēc tam detalizēti izpētīt, uzzināt - nevis teorētiski, bet praktiski, no kā tie sastāv, kā tie ir sakārtoti. Ir divas iespējas. Jūs varat nokļūt kosmosa dziļumos, savākt starpzvaigžņu putekļus, nogādāt tos uz Zemes un visādā iespējamā veidā analizēt. Vai arī varat mēģināt izlidot no Saules sistēmas un pa ceļam analizēt putekļus tieši uz kosmosa kuģa, nosūtot saņemtos datus uz Zemi.

Pirmo mēģinājumu paņemt starpzvaigžņu putekļu paraugus un vispār starpzvaigžņu vides priekšmetu NASA veica pirms vairākiem gadiem. Kosmosa kuģis bija aprīkots ar īpašiem slazdiem - kolektoriem starpzvaigžņu putekļu un kosmiskā vēja daļiņu savākšanai. Lai notvertu putekļu daļiņas, nezaudējot apvalku, slazdus piepildīja ar īpašu vielu - tā saukto aerogelu. Šī ļoti vieglā putojošā viela (kuras sastāvs ir komercnoslēpums) atgādina želeju. Nokļūstot tajā, putekļu daļiņas iestrēgst, un tad, tāpat kā jebkurā slazdā, vāks aizveras, lai būtu atvērts jau uz Zemes.

Šo projektu sauca par Stardust - Stardust. Viņa programma ir grandioza. Pēc palaišanas 1999. gada februārī uz klāja esošajai iekārtai galu galā vajadzētu savākt starpzvaigžņu putekļu paraugus un atsevišķi putekļus Comet Wild-2, kas lidoja netālu no Zemes pagājušā gada februārī, tiešā tuvumā. Tagad, ar konteineriem, kas piepildīti ar šo dārgo kravu, kuģis 2006. gada 15. janvārī lido uz mājām, lai nolaistos Jūtā, netālu no Soltleiksitijas (ASV). Tieši tad astronomi beidzot savām acīm (protams, ar mikroskopa palīdzību) ieraudzīs pašas putekļu daļiņas, kuru sastāva un struktūras modeļus viņi jau ir paredzējuši.

Un 2001. gada augustā Genesis lidoja pēc materiāla paraugiem no dziļās kosmosa. Šis NASA projekts galvenokārt bija paredzēts saules vēja daļiņu uztveršanai. Pēc tam, kad kosmosā bija pavadītas 1127 dienas, kuru laikā tas lidoja aptuveni 32 miljonus km, kosmosa kuģis atgriezās un uz Zemes nometa kapsulu ar iegūtajiem paraugiem - slazdiem ar joniem, saules vēja daļiņām. Diemžēl notika nelaime - izpletnis neatvērās, un kapsula ar pilnu sparu atsitās pret zemi. Un tas avarēja. Protams, atlūzas tika savāktas un rūpīgi pārbaudītas. Tomēr 2005. gada martā konferencē Hjūstonā programmas dalībnieks Dons Bārnetti sacīja, ka četri kolektori ar saules vēja daļiņām netika ietekmēti, un zinātnieki aktīvi pēta to saturu - 0,4 mg noķertā saules vēja Hjūstonā.

Tomēr tagad NASA gatavo trešo projektu, vēl vērienīgāku. Šī būs starpzvaigžņu zondes kosmosa misija. Šoreiz kosmosa kuģis attālināsies 200 AU attālumā. no Zemes (a. e. - attālums no Zemes līdz Saulei). Šis kuģis nekad neatgriezīsies, taču tas viss tiks "piebāzts" ar visdažādāko aprīkojumu, tostarp starpzvaigžņu putekļu paraugu analīzei. Ja viss izdosies, starpzvaigžņu putekļu daļiņas no dziļās kosmosa beidzot tiks notvertas, fotografētas un analizētas - automātiski, tieši uz kosmosa kuģa.

Jauno zvaigžņu veidošanās

1. Milzīgs galaktikas molekulārais mākonis ar 100 parseku izmēru, 100 000 saules masu, 50 K temperatūru un 10 2 daļiņu / cm 3 blīvumu. Šī mākoņa iekšpusē ir liela mēroga kondensāti-izkliedēti gāzes un putekļu miglāji (1-10 gab., 10 000 saules, 20 K, 103 daļiņas / cm 3) un mazi kondensāti-gāzes un putekļu miglāji (līdz 1 gab., 100-1 000 saules) , 20 K, 10 4 daļiņas / cm 3). Pēdējā iekšpusē ir tikai lodīšu recekļi, kuru izmērs ir 0,1 gab., 1–10 saules masas un 10–10 6 daļiņu / cm 3 blīvums, kur veidojas jaunas zvaigznes

2. Zvaigznes dzimšana gāzes un putekļu mākonī

3. Jaunā zvaigzne ar savu starojumu un zvaigžņu vēju paātrina apkārtējo gāzi no sevis.

4. Jauna zvaigzne ienāk kosmosā, tīra un bez gāzes un putekļiem, atgrūžot miglu, kas to radīja

Zvaigznes, kuras masa ir vienāda ar Sauli, "embrionālās" attīstības stadijas

5. Gravitācijas ziņā nestabila mākoņa izcelsme, kura izmērs ir 2 000 000 saules, ar temperatūru aptuveni 15 K un sākotnējo blīvumu 10–19 g / cm 3

6. Pēc vairākiem simtiem tūkstošu gadu šis mākonis veido kodolu, kura temperatūra ir aptuveni 200 K un izmērs ir 100 saules, tā masa joprojām ir tikai 0,05 no saules

7. Šajā stadijā kodols ar temperatūru līdz 2000 K strauji sarūk ūdeņraža jonizācijas dēļ un vienlaikus uzkarst līdz 20 000 K, matērijas ātrums, kas nokrīt uz augošas zvaigznes, sasniedz 100 km / s

8. Divu saules lieluma protozvaigzne ar centra temperatūru 2x10 5 K un virsmas temperatūru 3x10 3 K

9. Zvaigznes pirms evolūcijas pēdējais posms ir lēna saspiešana, kuras laikā tiek izdegti litija un berilija izotopi. Tikai pēc tam, kad temperatūra paaugstinās līdz 6x10 6 K, zvaigznes iekšpusē sākas hēlija sintēzes no ūdeņraža kodolreakcijas. Kopējais tādas zvaigznes kā mūsu Saule kodēšanas cikla ilgums ir 50 miljoni gadu, pēc tam šāda zvaigzne var droši sadedzināt miljardiem gadu

Olga Maksimenko, ķīmijas zinātņu kandidāte

Kosmosa izpēte (meteorisks)putekļi uz zemes virsmas:problēmas pārskats

A.NS.Bojarkina, L..M. Gindilis

Kosmiskie putekļi kā astronomisks faktors

Ar kosmosa putekļiem saprot cietas daļiņas, kuru izmērs svārstās no mikrona daļām līdz vairākiem mikroniem. Putekļaina matērija ir viena no svarīgām kosmosa sastāvdaļām. Tā aizpilda starpzvaigžņu, starpplanētu un Zemes tuvumā esošo telpu, iekļūst Zemes atmosfēras augšējos slāņos un nokrīt uz Zemes virsmas tā saukto meteorisko putekļu veidā, kas ir viena no materiāla (materiāla un enerģijas) apmaiņas formām Sistēma "Kosmoss - Zeme". Tajā pašā laikā tas ietekmē vairākus procesus, kas notiek uz Zemes.

Putekļaina viela starpzvaigžņu telpā

Starpzvaigžņu vide sastāv no gāzes un putekļiem, sajaucot proporcijā 100: 1 (pēc masas), t.i. putekļu masa ir 1% no gāzes masas. Gāzes vidējais blīvums ir 1 ūdeņraža atoms uz kubikcentimetru vai 10-24 g / cm 3. Putekļu blīvums ir attiecīgi 100 reizes mazāks. Neskatoties uz tik nenozīmīgu blīvumu, putekļainai matērijai ir būtiska ietekme uz kosmosā notiekošajiem procesiem. Pirmkārt, starpzvaigžņu putekļi absorbē gaismu, tāpēc optiskie apgabali nav redzami tāli objekti, kas atrodas netālu no galaktikas plaknes (kur putekļu koncentrācija ir vislielākā). Piemēram, mūsu galaktikas centrs tiek novērots tikai infrasarkanā, radio un rentgena diapazonā. Un citas galaktikas var novērot optiskajā diapazonā, ja tās atrodas tālu no galaktikas plaknes, augstos galaktikas platuma grādos. Gaismas absorbcija ar putekļiem noved pie attāluma līdz zvaigznēm izkropļojumiem, ko nosaka fotometriski. Absorbcijas ņemšana vērā ir viena no svarīgākajām novērošanas astronomijas problēmām. Mijiedarbojoties ar putekļiem, mainās gaismas spektrālais sastāvs un polarizācija.

Gāze un putekļi galaktikas diskā ir sadalīti nevienmērīgi, veidojot atsevišķus gāzes un putekļu mākoņus, putekļu koncentrācija tajos ir aptuveni 100 reizes lielāka nekā starpmākoņu vidē. Blīvie gāzes un putekļu mākoņi neļauj zvaigžņu gaismai aiz muguras. Tāpēc tie izskatās kā tumši apgabali debesīs, kurus sauc par tumšiem miglājiem. Kā piemēru var minēt "Embersack" laukumu Piena ceļā vai "Horsehead" miglāju Oriona zvaigznājā. Ja pie gāzes un putekļu mākoņa ir spožas zvaigznes, tad gaismas izkliedes dēļ uz putekļu daļiņām šādi mākoņi mirdz, tos sauc par atstarojošiem miglājiem. Kā piemēru var minēt Pleiades kopas atstarojošo miglāju. Visblīvākie ir molekulārā ūdeņraža H 2 mākoņi, to blīvums ir 10 4 -10 5 reizes lielāks nekā atomu ūdeņraža mākoņos. Attiecīgi putekļu blīvums ir tikpat daudz lielāks. Papildus ūdeņradim molekulārajos mākoņos ir desmitiem citu molekulu. Putekļu daļiņas ir molekulu kondensācijas kodoli; uz to virsmas notiek ķīmiskas reakcijas, veidojot jaunas, sarežģītākas molekulas. Molekulārie mākoņi ir intensīvas zvaigžņu veidošanās zona.

Sastāvā starpzvaigžņu daļiņas sastāv no ugunsizturīga kodola (silikāti, grafīts, silīcija karbīds, dzelzs) un gaistošu elementu apvalka (H, H 2, O, OH, H 2 O). Ir arī ļoti mazas silikāta un grafīta daļiņas (bez čaumalas) mikronu simtdaļās. Saskaņā ar F. Hoyle un C. Wickramasing hipotēzi ievērojamu starpzvaigžņu putekļu daļu, līdz pat 80%, veido baktērijas.

Starpzvaigžņu vide tiek nepārtraukti papildināta, pateicoties vielas pieplūdumam zvaigžņu apvalku izmešanas laikā to vēlākajos attīstības posmos (īpaši supernovas sprādzienu laikā). No otras puses, tas pats ir zvaigžņu un planētu sistēmu veidošanās avots.

Putekļaina viela starpplanētu un zemes tuvumā

Starpplanētu putekļi veidojas galvenokārt periodisku komētu sabrukšanas laikā, kā arī asteroīdu sadrumstalotības laikā. Putekļu veidošanās notiek nepārtraukti, un turpinās arī putekļu graudu process, kas nokrīt uz Saules radiācijas bremzēšanas ietekmē. Tā rezultātā veidojas pastāvīgi atjaunota putekļaina vide, kas aizpilda starpplanētu telpu un atrodas dinamiskā līdzsvara stāvoklī. Lai gan tā blīvums ir lielāks nekā starpzvaigžņu telpā, tas joprojām ir ļoti mazs: 10-23-10-21 g / cm 3. Tomēr tas manāmi izkliedē saules gaismu. Kad tas ir izkaisīts uz starpplanētu putekļu daļiņām, parādās tādas optiskas parādības kā zodiaka gaisma, saules koronas Fraunhofera sastāvdaļa, zodiaka josla un antigloss. Nakts debesu spīduma zodiaka sastāvdaļa ir saistīta arī ar putekļu daļiņu izkliedi.

Putekļainās vielas Saules sistēmā ir ļoti koncentrētas uz ekliptiku. Ekliptikas plaknē tā blīvums samazinās aptuveni proporcionāli attālumam no Saules. Netālu no Zemes, kā arī pie citām lielām planētām putekļu koncentrācija to pievilcības ietekmē palielinās. Starpplanētu putekļu daļiņas pārvietojas ap Sauli, saraujoties (radiācijas palēnināšanās dēļ) elipsveida orbītā. Viņu kustības ātrums ir vairāki desmiti kilometru sekundē. Saduroties ar cietām vielām, ieskaitot kosmosa kuģus, tās izraisa ievērojamu virsmas eroziju.

Saskaroties ar Zemi un degot tās atmosfērā aptuveni 100 km augstumā, kosmiskās daļiņas izraisa plaši pazīstamo meteoru (jeb "krītošo zvaigžņu") parādību. Pamatojoties uz to, tos sauc par meteoriskām daļiņām, un visu starpplanētu putekļu kompleksu bieži sauc par meteoriskām vielām vai meteoriskiem putekļiem. Lielākā daļa meteorisko daļiņu ir brīvi komētas izcelsmes ķermeņi. Starp tiem izšķir divas daļiņu grupas: porainas daļiņas ar blīvumu no 0,1 līdz 1 g / cm 3 un tā sauktie putekļu gabaliņi vai pūkainās pārslas, kas atgādina sniegpārslas, kuru blīvums ir mazāks par 0,1 g / cm 3. Turklāt retāk sastopamas asteroīdā tipa blīvākas daļiņas, kuru blīvums ir lielāks par 1 g / cm 3. Lielā augstumā dominē irdenie meteori, augstumā zem 70 km - asteroīdās daļiņas ar vidējo blīvumu 3,5 g / cm 3.

Komētu izcelsmes vaļēju meteorisku ķermeņu saspiešanas rezultātā 100-400 km augstumā no Zemes virsmas veidojas diezgan blīvs putekļains apvalks, kura putekļu koncentrācija ir desmitiem tūkstošu reižu lielāka nekā starpplanētu telpā. Saules gaismas izkliede šajā apvalkā izraisa debesu krēslu, kad saule nogrimst zem horizonta zem 100 °.

Lielākie un mazākie asteroīdā tipa meteoriskie ķermeņi sasniedz Zemes virsmu. Pirmie (meteorīti) sasniedz virsmu sakarā ar to, ka tiem nav laika pilnībā sabrukt un izdegt, lidojot pa atmosfēru; pēdējais, sakarā ar to, ka to mijiedarbība ar atmosfēru to nenozīmīgās masas dēļ (pietiekami lielā blīvumā) notiek bez manāmas iznīcināšanas.

Izkrist no kosmiskajiem putekļiem uz Zemes virsmas

Ja meteorīti jau sen atrodas zinātnes redzes laukā, tad kosmiskie putekļi jau sen nav piesaistījuši zinātnieku uzmanību.

Kosmisko (meteorisko) putekļu jēdziens zinātnē tika ieviests 19. gadsimta otrajā pusē, kad slavenais holandiešu polārpētnieks A. E. Nordenskjöld uz ledus virsmas atklāja, iespējams, kosmiskas izcelsmes putekļus. Aptuveni tajā pašā laikā, 19. gadsimta 70. gadu vidū, I. Marejs aprakstīja noapaļotas magnetīta daļiņas, kas atrodamas Klusā okeāna dziļjūras nogulumos, kuru izcelsme bija saistīta arī ar kosmiskajiem putekļiem. Tomēr šie pieņēmumi ilgu laiku nav apstiprinājušies, paliekot hipotēzes ietvaros. Tajā pašā laikā zinātniskais pētījums par kosmiskajiem putekļiem progresēja ārkārtīgi lēni, kā norādīja akadēmiķis V.I. Vernadskis 1941. gadā.

Vispirms viņš pievērsa uzmanību kosmisko putekļu problēmai 1908. gadā un pēc tam pie tās atgriezās 1932. un 1941. gadā. Darbā "Par kosmisko putekļu izpēti" V.I. Vernadskis rakstīja: “... Zeme ir saistīta ar kosmiskajiem ķermeņiem un ar kosmosu ne tikai ar dažādu enerģijas veidu apmaiņu. Tas ir cieši saistīts ar viņiem materiāli ... Starp materiālajiem ķermeņiem, kas nokrīt uz mūsu planētas no kosmosa, mūsu tiešajam pētījumam ir pieejami meteorīti un parasti kosmiskie putekļi ... negaidīti savā izpausmē ... Kosmosa putekļi ir cita lieta: viss norāda, ka tie nepārtraukti krīt, un varbūt šī krišanas nepārtrauktība pastāv katrā biosfēras punktā, ir vienmērīgi sadalīta pa visu planētu. Pārsteidzoši, ka šī parādība, varētu teikt, vispār nav pētīta un pilnībā pazūd no zinātniskās uzskaites.» .

Ņemot vērā šajā rakstā zināmos lielākos meteorītus, V.I. Vernadskis īpašu uzmanību pievērš Tunguskas meteorītam, kura meklēšana viņa tiešā uzraudzībā tika veikta L.A. Sandpiper. Lieli meteorīta fragmenti netika atrasti, un šajā sakarā V.I. Vernadskis pieņem, ka viņš “... ir jauna parādība zinātnes gadagrāmatās - ne meteorīta, bet milzīga kosmiskā putekļu mākoņa vai mākoņu iekļūšana gravitācijas zonā» .

Par to pašu tēmu V.I. Vernadskis atgriezās 1941. gada februārī savā ziņojumā "Par nepieciešamību organizēt zinātnisko darbu pie kosmiskajiem putekļiem" PSRS Zinātņu akadēmijas Meteorītu komitejas sēdē. Šajā dokumentā līdzās teorētiskām pārdomām par kosmisko putekļu izcelsmi un lomu ģeoloģijā un jo īpaši Zemes ģeoķīmijā, viņš detalizēti pamato uz Zemes virsmas nokritušo kosmisko putekļu vielu meklēšanas un savākšanas programmu, ar kuru palīdzību, viņaprāt, var atrisināt vairākas problēmas.zinātniskā kosmogonija par kvalitatīvo sastāvu un "kosmisko putekļu dominējošo nozīmi Visuma uzbūvē". Ir nepieciešams izpētīt kosmiskos putekļus un ņemt tos vērā kā kosmiskās enerģijas avotu, kas mums nepārtraukti tiek atnests no apkārtējās telpas. Kosmisko putekļu masai, atzīmēja V. I. Vernadskis, piemīt atomenerģija un cita kodolenerģija, kas nav vienaldzīga ar savu eksistenci Kosmosā un tās izpausmi uz mūsu planētas. Lai saprastu kosmisko putekļu lomu, viņš uzsvēra, ka to izpētei ir jābūt pietiekamam materiālam. Kosmisko putekļu savākšanas organizēšana un savāktā materiāla zinātniskā izpēte ir pirmais zinātnieku uzdevums. Šim nolūkam daudzsološs V.I. Vernadskis uzskata augstkalnu un arktisko reģionu dabisko sniegu un ledāju plāksnes, kas atrodas tālu no rūpnieciskām cilvēku darbībām.

Lielais Tēvijas karš un V.I. Vernadsky, neļāva īstenot šo programmu. Tomēr tas kļuva aktuāls divdesmitā gadsimta otrajā pusē un veicināja meteorisko putekļu pētījumu pastiprināšanos mūsu valstī.

1946. gadā pēc akadēmiķa V.G. Fesenkov, tika organizēta ekspedīcija uz Trans-Ili Ala-Tau (Ziemeļu Tien Šana) kalniem, kuras uzdevums bija izpētīt cietās daļiņas ar magnētiskām īpašībām sniega nogulsnēs. Sniega paraugu ņemšanas vieta tika izvēlēta Tuyuk-Su ledāja kreisajā sānu morēnā (augstums 3500 m); lielākā daļa morēnu ieskaujošo grēdu bija pārklātas ar sniegu, kas samazināja piesārņojuma iespējamību ar zemes putekļiem. Tas tika noņemts no putekļu avotiem, kas saistīti ar cilvēka darbību, un no visām pusēm to ieskauj kalni.

Kosmisko putekļu savākšanas metode sniega sega bija šāda. Sniegs tika savākts no 0,5 m platas sloksnes līdz 0,75 m dziļumam ar koka lāpstu, pārnests un izkausēts alumīnija traukā, sapludināts stikla traukā, kur cieta frakcija nogulsnējās 5 stundu laikā. Tad ūdens augšējā daļa tika iztukšota, pievienota jauna kausēta sniega partija utt. Rezultātā tika izkusuši 85 spaiņi sniega ar kopējo platību 1,5 m 2 un 1,1 m 3 tilpumu. Iegūtās nogulsnes tika pārnestas uz Kazahstānas PSR Zinātņu akadēmijas Astronomijas un fizikas institūta laboratoriju, kur ūdens tika iztvaicēts un pakļauts tālākai analīzei. Tomēr, tā kā šie pētījumi nedeva noteiktu rezultātu, N.B. Divari secināja, ka šajā gadījumā sniega paraugu ņemšanai labāk izmantot vai nu ļoti vecas sablīvētu egles, vai atklātus ledājus.

Būtisks progress kosmisko meteorisko putekļu izpētē notika divdesmitā gadsimta vidū, kad saistībā ar mākslīgo zemes satelītu palaišanu tika izstrādātas tiešas meteorisko daļiņu izpētes metodes - to tieša reģistrācija pēc sadursmju skaita ar kosmosa kuģi. vai dažāda veida slazdi (uzstādīti uz satelītiem un ģeofiziskām raķetēm, palaisti vairāku simtu kilometru augstumā). Iegūto materiālu analīze jo īpaši ļāva noteikt putekļu apvalka klātbūtni ap Zemi augstumā no 100 līdz 300 km virs virsmas (kā minēts iepriekš).

Kopā ar putekļu izpēti, izmantojot kosmosa kuģus, tika veikta daļiņu izpēte atmosfēras apakšdaļā un dažādās dabiskās uzglabāšanas tvertnēs: Alpu sniegos, Antarktīdas ledus slānī, Arktikas polārajā ledū, kūdras atradnēs un dziļi jūras dūņas. Pēdējie tiek novēroti galvenokārt tā saukto "magnētisko bumbiņu" veidā, tas ir, blīvas sfēriskas daļiņas ar magnētiskām īpašībām. Šo daļiņu izmērs ir no 1 līdz 300 mikroniem, masa ir no 10 -11 līdz 10 -6 g.

Cits virziens ir saistīts ar astrofizisko un ģeofizisko parādību izpēti, kas saistītas ar kosmiskajiem putekļiem; tas ietver dažādas optiskas parādības: nakts debesu spīdumu, mirdzošus mākoņus, zodiaka gaismu, pretatspīdumu utt. To pētījums arī ļauj iegūt svarīgus datus par kosmiskajiem putekļiem. Meteoru pētījumi tika iekļauti Starptautisko ģeofizikas gadu programmā 1957-1959 un 1964-1965.

Šo darbu rezultātā tika uzlaboti aprēķini par kopējo kosmisko putekļu pieplūdumu uz Zemes virsmu. Saskaņā ar T.N. Nazarova, I.S. Astapovičs un V.V. Fedinska, kopējā kosmisko putekļu pieplūde uz Zemi sasniedz 107 tonnas gadā. Saskaņā ar A.N. Simonenko un B.Yu. Levins (pēc 1972. gada datiem), kosmisko putekļu pieplūdums uz Zemes virsmu ir 10 2 -10 9 t / gadā, pēc citiem, vēlākiem pētījumiem -10 7 -10 8 t / gadā.

Turpinājās meteorisko putekļu savākšanas pētījumi. Pēc akadēmiķa A.P. Vinogradovs 14. Antarktikas ekspedīcijas laikā (1968.-1969.) Veica darbu, lai identificētu ārpuszemes vielas nogulsnēšanās laika un laika sadalījuma modeļus Antarktikas ledus slānī. Sniega segas virsmas slānis tika pētīts Molodežnajas, Mirnijas, Vostokas staciju rajonos un apmēram 1400 km garā posmā starp Mirnijas un Vostokas stacijām. Sniega paraugu ņemšana tika veikta no 2-5 m dziļām bedrēm vietās, kas atrodas tālu no polārajām stacijām. Paraugi tika iepakoti plastmasas maisiņos vai īpašos plastmasas traukos. Stacionāros apstākļos paraugi tika izkausēti stikla vai alumīnija traukos. Iegūtais ūdens tika filtrēts, izmantojot noņemamu piltuvi caur membrānas filtriem (poru izmērs 0, 7 μm). Filtri tika samitrināti ar glicerīnu, un mikrodaļiņu daudzums tika noteikts caurspīdīgā gaismā ar 350x palielinājumu.

Tika pētīts arī polārais ledus, Klusā okeāna dibena nogulumi, nogulumieži, sāls nogulsnes. Tajā pašā laikā kausētu mikroskopisku sfērisku daļiņu meklēšana, kas ir diezgan viegli identificējama starp pārējām putekļu frakcijām, izrādījās daudzsološs virziens.

1962. gadā PSRS Zinātņu akadēmijas Sibīrijas nodaļā tika izveidota Meteorītu un kosmisko putekļu komisija, kuru vadīja akadēmiķis V.S. Soboļevs, kas pastāvēja līdz 1990. gadam un kura radīšanu aizsāka Tunguskas meteorīta problēma. Darbs pie kosmisko putekļu izpētes tika veikts Krievijas Medicīnas zinātņu akadēmijas akadēmiķa N.V. Vasiļjeva.

Novērtējot kosmisko putekļu nokrišņus, kopā ar citām dabīgām plāksnēm tika izmantota kūdra, kas sastāv no sfagnumbrūnām sūnām, saskaņā ar Tomskas zinātnieka Yu.A metodiku. Ļvova. Šīs sūnas ir diezgan plaši izplatītas zemeslodes vidējā zonā, tās saņem minerālu barību tikai no atmosfēras un spēj tās saglabāt slānī, kas bija virspusējs, kad uz tās nokrita putekļi. Slāņa slāņu noslāņošanās un datēšana ar kūdru ļauj retrospektīvi novērtēt tās nogulsnēšanos. Mēs pētījām gan sfēriskās daļiņas ar izmēru 7-100 mikroni, gan kūdras substrāta mikroelementu sastāvu - tajā esošo putekļu funkciju.

Tehnika kosmisko putekļu atdalīšanai no kūdras ir šāda. Paaugstināta sfagnuma purva vietā tiek izvēlēta teritorija ar līdzenu virsmu un kūdras atradni, kas sastāv no brūnām sfagnu sūnām (Sphagnum fuscum Klingr). No tās virsmas tiek izgriezti krūmi sūnu velēnu līmenī. 60 cm dziļumā ieklāj bedri, pie sāniem iezīmē vajadzīgā izmēra vietu (piemēram, 10x10 cm), pēc tam no divām vai trim pusēm atsedz kūdras kolonnu, sagriež pa 3 cm slāņiem, kas ir iepakoti plastmasas maisiņos. Augšējie 6 slāņi (noņemšana) tiek uzskatīti kopā, un tie var kalpot, lai noteiktu vecuma īpatnības saskaņā ar E.Ya metodi. Muldiyarova un E.D. Lapšins. Katru slāni laboratorijas apstākļos vismaz 5 minūtes mazgā caur sietu, kura acu diametrs ir 250 mikroni. Caur sietu izgājušais humuss ar minerālu daļiņām nosēžas, līdz nogulsnes pilnībā izgulsnējas, tad nogulsnes ielej Petri trauciņā, kur tās žāvē. Iepakots pauspapīrā, sausais paraugs ir ērts transportēšanai un turpmākai izpētei. Atbilstošos apstākļos paraugu vienu stundu pelē tīģelī un mufeļkrāsnī 500–600 grādu temperatūrā. Pelnu atliekas nosver un vai nu pārbauda binokulārā mikroskopā, palielinot 56 reizes, lai noteiktu sfēriskas daļiņas, kuru izmērs ir 7–100 mikroni vai lielāks, vai arī tiek veikta cita veida analīze. Jo Šī sūna saņem minerālu uzturu tikai no atmosfēras, tad tās pelnu sastāvdaļa var būt tās sastāvā esošo kosmisko putekļu funkcija.

Tādējādi pētījumi Tunguskas meteorīta krišanas zonā, kas atrodas simtiem kilometru attālumā no tehnogēnā piesārņojuma avotiem, ļāva novērtēt sfērisko daļiņu pieplūdumu, kuru izmērs ir 7–100 mikroni un vairāk Zemes virsma. Augšējie kūdras slāņi ļāva novērtēt globālā aerosola nokrišņus pētījuma laikā; slāņi, kas saistīti ar 1908. gadu - Tunguskas meteorīta viela; apakšējie (pirmsindustriālie) slāņi - kosmiskie putekļi. Šajā gadījumā kosmosa mikrosfēru pieplūdums uz Zemes virsmu tiek lēsts (2-4) · 10 3 t / gadā, un kopumā kosmiskie putekļi - 1,5 · 10 9 t / gadā. Lai noteiktu kosmisko putekļu mikroelementu sastāvu, tika izmantotas analītiskās analīzes metodes, jo īpaši neitronu aktivācija. Saskaņā ar šiem datiem ik gadu uz Zemes virsmas no kosmosa (t / gadā) izkrīt dzelzs (2 · 10 6), kobalts (150), skandijs (250).

Iepriekš minēto pētījumu ziņā liela interese ir E.M. Koļesņikova u.c., kas atklāja izotopu anomālijas Tunguskas meteorīta kritiena zonas kūdrā, kas datējama ar 1908. gadu un, no vienas puses, runā par labu šīs parādības komētas hipotēzei, un, no otras puses, izgaismojot komēta, kas nokrita uz Zemes virsmas.

Par vispilnīgāko Tunguskas meteorīta problēmas pārskatu, ieskaitot tā matēriju, par 2000. gadu jāuzskata monogrāfija V.A. Bronsteins. Jaunākie dati par Tunguskas meteorīta vielu tika ziņoti un apspriesti starptautiskajā konferencē “Tunguskas fenomena 100 gadi”, Maskavā, 2008. gada 26. – 28. Neskatoties uz panākumiem, kas gūti, pētot kosmiskos putekļus, vairākas problēmas joprojām nav atrisinātas.

Metozinātnisko zināšanu avoti par kosmiskajiem putekļiem

Kopā ar datiem, kas iegūti ar modernām pētniecības metodēm, lielu interesi rada informācija, kas ietverta ārpuszinātniskos avotos: "Mahatmas vēstules", Dzīvās ētikas doktrīna, E.I. Rēriha (it īpaši savā darbā "Cilvēka īpašību izpēte", kas sniedz plašu zinātnisko pētījumu programmu daudziem gadiem).

Tātad vēstulē no Kota Humi 1882. gadā ietekmīgā angļu valodas laikraksta "Pioneer" redaktoram A.P. Sinnetam (vēstules oriģināls tiek glabāts Britu muzejā) tiek sniegti šādi dati par kosmiskajiem putekļiem:

- “Augsti virs mūsu zemes virsmas gaiss ir piesātināts, un telpa ir piepildīta ar magnētiskiem un meteoriskiem putekļiem, kas pat nepieder mūsu Saules sistēmai”;

"Sniegs, īpaši mūsu ziemeļu reģionos, ir pilns ar dzelzs un magnētiskām daļiņām, pēdējo nogulsnes ir atrodamas pat okeānu apakšā." “Miljoniem šādu meteoru un smalkākās daļiņas sasniedz mūs katru dienu un katru gadu”;

- “visas atmosfēras izmaiņas uz Zemes un visas nekārtības nāk no divu lielo“ masu ” - Zemes un meteorisko putekļu - apvienotā magnētisma;

Pastāv "zemes magnētiskā pievilcība ar meteoriskiem putekļiem un to tiešā ietekme uz pēkšņām temperatūras izmaiņām, īpaši attiecībā uz siltumu un aukstumu";

Jo "Mūsu zeme ar visām pārējām planētām steidzas kosmosā, tā saņem lielāko daļu kosmisko putekļu uz savu ziemeļu puslodi, nevis uz dienvidiem"; "... tas izskaidro kontinentu kvantitatīvo pārsvaru ziemeļu puslodē un lielāku sniega un mitruma pārpilnību";

- “Siltums, ko zeme saņem no saules stariem, lielākoties ir tikai trešdaļa, ja ne mazāk, no daudzuma, ko tā saņem tieši no meteoriem”;

- “Spēcīgas meteorisko vielu kopas” starpzvaigžņu telpā noved pie novērotās zvaigžņu gaismas intensitātes izkropļojumiem un līdz ar to arī ar fotometriski iegūto attālumu līdz zvaigznēm izkropļojumiem.

Vairāki no šiem noteikumiem apsteidza tā laika zinātni un tika apstiprināti turpmākajos pētījumos. Tātad, pētījumi par atmosfēras krēslas mirdzumu, kas veikti 30.-50. Gadsimtā, parādīja, ka, ja augstumā, kas mazāks par 100 km, spīdumu nosaka saules gaismas izkliede gāzveida (gaisa) vidē, tad augstumā virs 100 km dominējošā loma ir putekļu graudu izkliedei. Pirmie novērojumi, kas veikti ar mākslīgo satelītu palīdzību, noveda pie tā, ka vairāku simtu kilometru augstumā tika atklāts putekļains Zemes apvalks, kā norādīts iepriekšminētajā Koot Khumi vēstulē. Īpaši interesanti ir dati par attāluma izkropļojumiem līdz zvaigznēm, kas iegūti fotometriski. Būtībā tas liecināja par starpzvaigžņu izmiršanu, ko 1930. gadā atklāja Tremplers, kas pamatoti tiek uzskatīts par vienu no svarīgākajiem 20. gadsimta astronomiskajiem atklājumiem. Ņemot vērā starpzvaigžņu izmiršanu, tika pārvērtēta astronomisko attālumu skala un līdz ar to mainījās redzamā Visuma mērogs.

Daži šīs vēstules noteikumi - par kosmisko putekļu ietekmi uz procesiem atmosfērā, jo īpaši uz laika apstākļiem - vēl nav zinātniski apstiprināti. Šeit ir nepieciešami turpmāki pētījumi.

Pievērsīsimies vēl vienam metzinātnisku zināšanu avotam - Dzīvās ētikas mācībai, ko radījis E.I. Rērihs un N.K. Rērihs sadarbībā ar Himalaju skolotājiem - Mahatmas divdesmitā gadsimta 20. – 30. Dzīvās ētikas grāmatas, kas sākotnēji tika izdotas krievu valodā, tagad ir tulkotas un izdotas daudzās pasaules valodās. Viņi pievērš lielu uzmanību zinātniskām problēmām. Šajā gadījumā mūs interesēs viss, kas saistīts ar kosmiskajiem putekļiem.

Dzīvās ētikas mācībā liela uzmanība tiek pievērsta kosmisko putekļu problēmai, jo īpaši to pieplūdumam uz Zemes virsmas.

“Uzmanieties no augstām vietām, kuras ir pakļautas sniegotām virsotņu vējiem. Pie divdesmit četriem tūkstošiem pēdu var novērot īpašas meteorisku putekļu nogulsnes ”(1927-1929). “Aerolīti nav pietiekami pētīti, un vēl mazāka uzmanība tiek pievērsta kosmiskajiem putekļiem uz mūžīgajiem sniegiem un ledājiem. Tikmēr Kosmiskais okeāns uzvelk savu ritmu virsotnēs ”(1930-1931). "Meteoriskie putekļi acīm nav pieejami, bet tie dod ļoti ievērojamus nokrišņus" (1932-1933). “Tīrākajā vietā tīrākais sniegs ir piesātināts ar zemes un kosmiskajiem putekļiem, - tā telpa tiek piepildīta pat ar rupju novērošanu” (1936).

Kosmisko putekļu jautājumiem liela uzmanība tiek pievērsta arī "Kosmoloģiskajos ierakstos" E.I. Rērihs (1940). Jāpatur prātā, ka Helēna Rēriha cieši sekoja astronomijas attīstībai un zināja par tās jaunākajiem sasniegumiem; viņa kritiski izvērtēja dažas tā laika teorijas (pagājušā gadsimta 20-30 gadi), piemēram, kosmoloģijas jomā, un viņas idejas ir apstiprinājušās mūsu laikos. Dzīvās ētikas mācība un E.I. kosmoloģiskie ieraksti. Rērihs satur vairākus noteikumus par procesiem, kas saistīti ar kosmisko putekļu nokrišanu uz Zemes virsmas un kurus var apkopot šādi:

Papildus meteorītiem uz Zemes pastāvīgi krīt materiālās kosmisko putekļu daļiņas, kas ienes kosmisko vielu, kas nes informāciju par kosmosa Tālajām pasaulēm;

Kosmiskie putekļi maina augsnes, sniega, dabisko ūdeņu un augu sastāvu;

Tas jo īpaši attiecas uz dabisko rūdu sastopamības vietām, kas ir ne tikai magnēti, kas piesaista kosmiskos putekļus, bet ir jāgaida zināma atšķirība atkarībā no rūdas veida: “Tātad dzelzs un citi metāli piesaista meteorus, it īpaši, ja rūdas ir dabiskā stāvoklī un bez kosmiskā magnētisma ”;

Dzīvās ētikas mācībā liela uzmanība tiek pievērsta kalnu virsotnēm, kuras, pēc E.I. Rērihs "... ir lielākās magnētiskās stacijas." "... Kosmiskais okeāns velk savu ritmu virsotnēs";

Kosmisko putekļu izpēte var novest pie jaunu minerālu atklāšanas, ko mūsdienu zinātne vēl nav atklājusi, jo īpaši - metālu, kam piemīt īpašības, kas palīdz uzglabāt vibrācijas ar tālām kosmosa pasaulēm;

Pētot kosmiskos putekļus, var atklāt jaunus mikrobu un baktēriju veidus;

Bet, kas ir īpaši svarīgi, Dzīvās ētikas mācība paver jaunu zinātnisku zināšanu lapu - kosmisko putekļu ietekme uz dzīviem organismiem, tostarp uz cilvēku un viņa enerģiju. Tam var būt dažāda ietekme uz cilvēka ķermeni un daži procesi uz fizisko un, jo īpaši, smalkajiem plāniem.

Šī informācija sāk atrast apstiprinājumu mūsdienu zinātniskajos pētījumos. Tātad pēdējos gados uz kosmiskajām putekļu daļiņām ir atklāti sarežģīti organiskie savienojumi, un daži zinātnieki ir sākuši runāt par kosmosa mikrobiem. Šajā sakarā īpašu interesi rada darbs par baktēriju paleontoloģiju, kas veikts Krievijas Zinātņu akadēmijas Paleontoloģijas institūtā. Šajos darbos papildus sauszemes iežiem tika pētīti meteorīti. Ir pierādīts, ka meteorītos atrodamās mikro fosilijas ir mikroorganismu dzīvības aktivitātes pēdas, no kurām dažas ir līdzīgas cianobaktērijām. Vairākos pētījumos bija iespējams eksperimentāli pierādīt kosmosa vielas pozitīvo ietekmi uz augu augšanu un pamatot tās ietekmes iespējamību uz cilvēka ķermeni.

Dzīvās ētikas mācību autori stingri iesaka organizēt pastāvīgu kosmisko putekļu nokrišņu uzraudzību. Un kā dabiska uzglabāšanas vieta, lai izmantotu ledāju un sniega nogulsnes kalnos vairāk nekā 7 tūkstošu metru augstumā.Rērihi, kas daudzus gadus dzīvo Himalajos, sapņo izveidot tur zinātnisku staciju. 1930. gada 13. oktobra vēstulē E.I. Rērihs raksta: “Stacijai vajadzētu kļūt par Zināšanu pilsētu. Mēs vēlamies sniegt sasniegumu sintēzi šajā pilsētā, tāpēc pēc tam tajā jāattēlo visas zinātnes jomas ... Pētījums par jauniem kosmiskiem stariem, kas cilvēcei sniedz jaunas un vērtīgākās enerģijas, iespējams tikai augstumā, par visiem vissmalkākajiem un vērtīgākajiem un spēcīgākajiem slēpjas tīrākos atmosfēras slāņos. Vai arī uzmanība nav pelnījusi visus meteoriskos nokrišņus, kas nogulsnējušies sniegotajās virsotnēs un ievesti ielejās ar kalnu strautiem? " ...

Secinājums

Kosmisko putekļu izpēte tagad ir kļuvusi par neatkarīgu mūsdienu astrofizikas un ģeofizikas jomu. Šī problēma ir īpaši aktuāla, jo meteoriskie putekļi ir kosmiskās vielas un enerģijas avots, kas nepārtraukti tiek nogādāts uz Zemes no kosmosa un aktīvi ietekmē ģeoķīmiskos un ģeofizikālos procesus, kā arī rada savdabīgu ietekmi uz bioloģiskajiem objektiem, ieskaitot cilvēkus. Šie procesi vēl gandrīz nav pētīti. Pētot kosmiskos putekļus, vairāki noteikumi, kas ietverti metzinātnisku zināšanu avotos, nav atraduši atbilstošu pielietojumu. Meteoriskie putekļi sauszemes apstākļos izpaužas ne tikai kā fiziskās pasaules parādība, bet arī kā matērija, kas nes kosmosa enerģiju, ieskaitot citu dimensiju pasaules un citus matērijas stāvokļus. Lai ņemtu vērā šos noteikumus, ir jāizstrādā pilnīgi jauna metode meteorisko putekļu izpētei. Bet vissvarīgākais uzdevums joprojām ir kosmisko putekļu savākšana un analīze dažādās dabiskās uzglabāšanas telpās.

Bibliogrāfija

1. Ivanova G.M., Ļvova V.Ju, Vasiļjevs N.V., Antonovs I.V. Kosmosa matērijas nokrišņi uz Zemes virsmas - Tomsk: izdevniecība Tomsk. Universitāte, 1975.- 120 lpp.

2. Marejs I. Par vulkānisko gružu izplatīšanos okeāna dzelmē // Proc. Rojs. Soc. Edinburga. - 1876. - Sēj. 9.- Lpp. 247-261.

3. Vernadskis V.I. Par nepieciešamību pēc organizēta zinātniskā darba par kosmiskajiem putekļiem // Arktikas problēmas. - 1941. - Nr. 5. - S. 55-64.

4. Vernadskis V.I. Par kosmisko putekļu izpēti // Mirovedenie. - 1932. - Nr. 5. - S. 32. -41.

5. Astapovičs I.S. Meteoriskas parādības Zemes atmosfērā. - M.: Gosuds. red. fiziskais paklājiņš. Literatūra, 1958.- 640 lpp.

6. Florenskis K.P. Tunguskas meteorītu kompleksa ekspedīcijas provizoriskie rezultāti 1961. gadā // Meteoritics. - M.: Red. PSRS Zinātņu akadēmija, 1963. - Jautājums. XXIII. - S. 3-29.

7. Ļvova Yu.A. Par kosmiskās vielas atrašanu kūdrā // Tunguskas meteorīta problēma. - Tomsk: red. Tomskas. Universitāte, 1967. - S. 140-144.

8. Vilensky V.D. Sfēriskas mikrodaļiņas Antarktīdas ledus kārtā // Meteoritics. - M.: "Zinātne", 1972. - Jautājums. 31.-S. 57-61.

9. Golenetskiy S.P., Stepanok V.V. Komēta uz Zemes // Meteorītu un meteoru izpēte. - Novosibirska: "Zinātnes" Sibīrijas filiāle, 1983. - S. 99-122.

10. Vasiļjevs N.V., Bojarkina A.P., Nazarenko M.K. et al. Meteorisko putekļu sfēriskās frakcijas ieplūdes dinamika uz Zemes virsmas // Astronoms. kurjers. - 1975.- T. IX. - Nr. 3. - S. 178-183.

11. Bojarkina A.P., Baikovskis V.V., Vasiļjevs N.V. un citi aerosoli Sibīrijas dabīgajās plāksnēs. - Tomsk: red. Tomskas. Universitāte, 1993.- 157 lpp.

12. Divari N.B. Par kosmisko putekļu savākšanu uz Tuyuk-Su ledāja // Meteoritics. - M.: Izdevniecība. PSRS Zinātņu akadēmija, 1948. - Jautājums. IV. - S. 120-122.

13. Gindilis L.M. Pretplūsma kā saules gaismas izkliedes ietekme uz starpplanētu putekļu daļiņām // Astron. f. - 1962.- T. 39.- Jautājums. 4. - S. 689-701.

14. Vasiļjevs N.V., Žuravļevs V.K., Žuravļeva R.K. un citi.Naktī mirdzoši mākoņi un optiskas anomālijas, kas saistītas ar Tunguskas meteorīta krišanu. - M.: "Zinātne", 1965. - 112 lpp.

15. Bronshten V.A., Grišins N.I. Naktiski mākoņi. - M.: "Zinātne", 1970. - 360 lpp.

16. Divari N.B. Zodiaka gaisma un starpplanētu putekļi. - M.: "Zināšanas", 1981. - 64 lpp.

17. Nazarova T.N. Meteoru daļiņu izpēte trešajā padomju mākslīgajā Zemes pavadoņā // Mākslīgie Zemes pavadoņi. - 1960. - Nr. 4. - S. 165-170.

18. Astapovičs I.S., Fedinskis V.V. Meteoriskās astronomijas sasniegumi 1958.-1961 // Meteoritika. - M.: Izdevniecība. PSRS Zinātņu akadēmija, 1963. - Jautājums. XXIII. - S. 91-100.

19. Saimonenko A. N., Levins B. Jū. Kosmiskās vielas pieplūdums uz Zemi // Meteoritika. - M.: "Zinātne", 1972. - Jautājums. 31.-S. 3-17.

20. Hadge P.W., Wright F.W. Ārpuszemes izcelsmes daļiņu pētījumi. Meteorītiskās un vulkāniskās izcelsmes mikroskopisko sfēru salīdzinājums // J. Ģeofizi. Res. - 1964. - sēj. 69. - Nr 12. - P. 2449-2454.

21. Parkin D. W., Tilles D. Ārpuszemes materiāla pieplūduma mērīšana // Zinātne. - 1968. - sēj. 159.- Nr.3818. -P.936-946.

22. Ganapātija R. 1908. gada Tunguskas sprādziens: meteorītu atlūzu atklāšana netālu no sprādziena puses un Dienvidpola. - Zinātne. - 1983. - V. 220. - Nē. 4602. - Lpp. 1158-1161.

23. Mednieks V., Parkins D. V. Kosmiskie putekļi pēdējos dziļjūras nogulumos // Proc. Rojs. Soc. - 1960. - Sēj. 255. - Nr. 1282. - Lpp. 382-398.

24. Sackett W. M. Jūras nogulšņu nogulsnēšanās ātrums un ietekme uz ārpuszemes putekļu uzkrāšanās ātrumu // Ann. N. Y. akad. Sci. - 1964. - sēj. 119. - Nr. 1. - Lpp. 339-346.

25. Wiiding H.A. Meteoriskie putekļi Igaunijas Kembrija smilšakmeņu lejtecē // Meteoritics. - M.: "Zinātne", 1965. - Jautājums. 26.-S. 132-139.

26. Utech K. Kosmische Micropartical in unterkambrischen Ablagerungen // Neues Jahrb. Geol. und Palaontol. Monatscr. - 1967. - Nr. 2. - S. 128. -130.

27. Ivanovs A.V., Florenskis K.P. Smalki izkliedēta kosmiskā viela no Lejaspermas sāļiem // Astrona. kurjers. - 1969. - T. 3. - Nr. 1. - S. 45-49.

28. Mutch T.A. Magnētisko sfēru pārpilnība Silūra un Permas sāls paraugos // Zeme un planēta Sci. Vēstules. - 1966. - sēj. 1. - Nr. 5. - Lpp. 325-329.

29. Boyarkina A.P., Vasiliev N.V., Menyavtseva T.A. un citi.Par Tunguskas meteorīta vielas novērtējumu sprādziena epicentra zonā // Kosmiskā matērija uz Zemes. - Novosibirska: "Zinātnes" Sibīrijas filiāle, 1976. - S. 8-15.

30. Muldiyarov E.Ya., Lapshina E.D. Kosmosa aerosolu izpētei izmantoto kūdras atradņu augšējo slāņu datēšana // Meteorīts un meteoru izpēte. - Novosibirska: "Zinātnes" Sibīrijas filiāle, 1983. - S. 75-84.

31. Lapšina E. D., Blyakhorchuk P. A. Slāņa dziļuma noteikšana 1908. gadā kūdrā saistībā ar Tunguskas meteorīta vielas meklējumiem // Kosmiskā matērija un Zeme. - Novosibirska: "Zinātnes" Sibīrijas filiāle, 1986. - S. 80-86.

32. Bojarkina A.P., Vasiļjevs N.V., Gluhovs G.G. un citi.Par smago metālu kosmogēnā pieplūduma novērtējumu uz Zemes virsmas // Kosmiskā matērija un Zeme. - Novosibirska: "Zinātne" Sibīrijas filiāle, 1986. - 203. - 206. lpp.

33. Koļesņikovs E.M. Par dažām 1908. gada Tunguskas kosmiskā sprādziena ķīmiskā sastāva iespējamām iezīmēm // Meteorīta vielas mijiedarbība ar Zemi. - Novosibirska: "Zinātnes" Sibīrijas filiāle, 1980. - S. 87-102.

34. Kolesnikov EM, Böttger T., Kolesnikova NV, Junge F. Anomālijas oglekļa un slāpekļa izotopu sastāvā kūdrā Tunguskas kosmosa ķermeņa eksplozijas reģionā 1908. gadā // Ģeoķīmija. - 1996. - T. 347. - Nr. 3. - S. 378-382.

35. Bronsteins V.A. Tunguskas meteorīts: izpētes vēsture. - M.: A.D. Seļjanovs, 2000.- 310 lpp.

36. Starptautiskās konferences "Tunguskas fenomena 100 gadi" materiāli, Maskava, 2008. gada 26.-28.

37. Rērihs E.I. Kosmoloģiskie ieraksti // Pie jaunas pasaules sliekšņa. - M.: MCR. Master-Bank, 2000.- S. 235- 290.

38. Austrumu bļoda. Mahatmas vēstules. XXI vēstule 1882 - Novosibirska: Sibīrijas departaments. red. "Bērnu literatūra", 1992. - S. 99-105.

39. Gindilis L.M. Super zinātnisko zināšanu problēma // Jaunais laikmets. - 1999. - Nr. 1. - 103. lpp .; Nr. 2. - 68. lpp.

40. Agni jogas pazīmes. Dzīvās ētikas mācīšana. - M.: MCR, 1994.- S. 345.

41. Hierarhija. Dzīvās ētikas mācīšana. - M.: MCR, 1995. - 45. lpp

42. Ugunīgā pasaule. Dzīvās ētikas mācīšana. - M.: MCR, 1995.- 1. daļa.

43. Aum. Dzīvās ētikas mācīšana. - M.: MCR, 1996.- 79. lpp.

44. Gindilis L.M. Lasot E.I. Rērihs: vai Visums ir galīgs vai bezgalīgs? // Kultūra un laiks. - 2007. - Nr. 2. - 49. lpp.

45. Rērihs E.I. Vēstules. - M.: ICR, Labdarības fonds. E.I. Rērihs, Master -Bank, 1999. - T. 1. - 119. lpp.

46. ​​Sirds. Dzīvās ētikas mācīšana. - M.: MCR. 1995.- S. 137, 138.

47. Apgaismojums. Dzīvās ētikas mācīšana. Morijas dārza lapas. Otrā grāmata. - M.: MCR. 2003.- S. 212, 213.

48. Božokins S.V. Kosmisko putekļu īpašības // Sorosa izglītības žurnāls. - 2000. - T. 6. - Nr. 6. - S. 72-77.

49. Gerasimenko L.M., Zhegallo E.A., Zhmur S.I. et al. Baktēriju paleontoloģija un oglekļa hondrītu pētījumi // Paleontoloģijas žurnāls. -1999. - Nr. 4. - P. 103-125.

50. Vasiļjevs N.V., Kukharskaya L.K., Boyarkina A.P. et al. Par augu augšanas stimulēšanas mehānismu Tunguskas meteorīta krišanas zonā // Meteorālo vielu mijiedarbība ar Zemi. - Novosibirska: "Zinātnes" Sibīrijas filiāle, 1980. - S. 195-202.

Starpzvaigžņu putekļi ir dažādas intensitātes procesu produkts, kas notiek visos Visuma stūros, un to neredzamās daļiņas pat sasniedz Zemes virsmu, lidojot apkārtējā atmosfērā.

Daudzas reizes apstiprināts fakts - dabai nepatīk tukšums. Starpzvaigžņu telpa, kas mums šķiet kā vakuums, patiesībā ir piepildīta ar gāzi un mikroskopiskām, 0,01–0,2 mikronu lielām putekļu daļiņām. Šo neredzamo elementu kombinācija rada milzīga izmēra objektus, sava veida Visuma mākoņus, kas spēj absorbēt dažu veidu spektrālo starojumu no zvaigznēm, dažreiz tos pilnībā slēpjot no sauszemes pētniekiem.

No kā sastāv starpzvaigžņu putekļi?

Šīm mikroskopiskajām daļiņām ir kodols, kas veidojas zvaigžņu gāzveida apvalkā un ir pilnībā atkarīgs no tā sastāva. Piemēram, grafīta putekļi veidojas no oglekļa gaismekļu graudiem, bet silikāta putekļi - no skābekļa. Tas ir interesants process, kas ilgst gadu desmitiem: atdziestot zvaigznēm, tās zaudē savas molekulas, kuras, lidojot kosmosā, apvienojas grupās un kļūst par putekļu graudu kodola pamatu. Turklāt apvalks veidojas no ūdeņraža atomiem un sarežģītākām molekulām. Zemā temperatūrā starpzvaigžņu putekļi ir ledus kristālu veidā. Klīstot pa Galaktiku, mazie ceļotāji sakarsējot zaudē daļu gāzes, bet aizbēgušo molekulu vietā stājas jauni.

Atrašanās vieta un īpašības

Lielākā daļa putekļu, kas nokrīt uz mūsu galaktikas, ir koncentrēti Piena ceļa reģionā. Tas izceļas uz zvaigžņu fona melnu svītru un plankumu veidā. Neskatoties uz to, ka putekļu svars ir niecīgs salīdzinājumā ar gāzes svaru un ir tikai 1%, tas spēj no mums slēpt debess ķermeņus. Lai gan daļiņas viena no otras atrodas desmitiem metru attālumā, pat tādā daudzumā blīvākie reģioni absorbē līdz pat 95% no zvaigžņu izstarotās gaismas. Gāzes un putekļu mākoņu izmēri mūsu sistēmā ir patiešām milzīgi, tie tiek mērīti simtiem gaismas gadu.

Ietekme uz novērojumiem

Thackeray lodītes padara debess zonu aiz tām neredzamu

Starpzvaigžņu putekļi absorbē lielāko daļu zvaigžņu starojuma, īpaši zilajā spektrā, un izkropļo to gaismu un polaritāti. Visvairāk izkropļoti ir īsi viļņu garumi no attāliem avotiem. Mikro daļiņas, kas sajauktas ar gāzi, Piena ceļā ir redzamas kā tumši plankumi.

Šī faktora dēļ mūsu galaktikas kodols ir pilnībā paslēpts un ir pieejams novērošanai tikai infrasarkanajos staros. Mākoņi ar augstu putekļu koncentrāciju kļūst gandrīz necaurspīdīgi, tāpēc iekšpusē esošās daļiņas nezaudē ledus apvalku. Mūsdienu pētnieki un zinātnieki uzskata, ka tieši viņi turas kopā, veidojot jaunu komētu kodolus.

Zinātne ir pierādījusi putekļu granulu ietekmi uz zvaigžņu veidošanos. Šīs daļiņas satur dažādas vielas, ieskaitot metālus, kas darbojas kā katalizatori daudziem ķīmiskiem procesiem.

Mūsu planēta katru gadu palielina savu masu krītošo starpzvaigžņu putekļu dēļ. Protams, šīs mikroskopiskās daļiņas ir neredzamas, un, lai tās atrastu un izpētītu, tiek pārbaudīta okeāna grīda un meteorīti. Starpzvaigžņu putekļu savākšana un nogādāšana ir kļuvusi par vienu no kosmosa kuģu un misiju funkcijām.

Ieejot Zemes atmosfērā, lielas daļiņas zaudē aploksni, un mazas nemanāmi riņķo ap mums gadiem. Kosmiskie putekļi ir visuresoši un līdzīgi visās galaktikās, astronomi regulāri novēro tumšas līnijas uz tālām pasaulēm.

Kosmiskie putekļi

vielas daļiņas starpzvaigžņu un starpplanētu telpā. Gaismu absorbējošie kosmisko staru kondensāti ir redzami kā tumši plankumi Piena ceļa fotogrāfijās. Gaismas vājināšanās K. p ietekmes dēļ - t.s. starpzvaigžņu absorbcija vai izmiršana nav vienāda dažāda garuma elektromagnētiskajiem viļņiem λ , kā rezultātā tiek novērota zvaigžņu apsārtums. Redzamajā reģionā izmiršana ir aptuveni proporcionāla λ -1, tuvākajā ultravioletajā apgabalā tas ir gandrīz neatkarīgs no viļņa garuma, bet aptuveni 1400 Å ir papildu absorbcijas maksimums. Lielāko daļu izmiršanas izraisa gaismas izkliede, nevis absorbcija. Tas izriet no novērojumiem par atstarojošiem miglājiem, kas satur kosmiskos starus un ir redzami ap B spektrālās klases zvaigznēm un dažām citām zvaigznēm, kas ir pietiekami spilgtas, lai apgaismotu putekļus. Miglāju un tos apgaismojošo zvaigžņu spilgtuma salīdzinājums liecina, ka putekļu Albedo ir liels. Novērotā izmiršana un albedo ļauj secināt, ka kristāla lauks sastāv no dielektriskām daļiņām ar metālu piejaukumu, kuru izmērs ir nedaudz mazāks par 1 mikroni. Ultravioletās ekstinkcijas maksimums izskaidrojams ar to, ka putekļu graudu iekšpusē ir grafīta pārslas aptuveni 0,05 × 0,05 × 0,01 mikroni. Sakarā ar gaismas difrakciju uz daļiņu, kuras izmērs ir salīdzināms ar viļņa garumu, gaisma tiek izkliedēta galvenokārt uz priekšu. Starpzvaigžņu absorbcija bieži noved pie gaismas polarizācijas, ko izskaidro putekļu graudu īpašību anizotropija (dielektrisko daļiņu iegarenā forma vai grafīta vadītspējas anizotropija) un to sakārtotā orientācija telpā. Pēdējais izskaidrojams ar vāju starpzvaigžņu lauku, kas orientē putekļu graudus ar garo asi perpendikulāri lauka līnijai. Tādējādi, novērojot tālu debess ķermeņu polarizēto gaismu, var spriest par lauka orientāciju starpzvaigžņu telpā.

Relatīvo putekļu daudzumu nosaka pēc vidējās gaismas absorbcijas vērtības Galaktikas plaknē - no 0,5 līdz vairākiem zvaigžņu lielumiem uz kilogramuParsec spektra redzes reģionā. Putekļu masa ir aptuveni 1% no starpzvaigžņu vielas masas. Putekļi, tāpat kā gāze, tiek sadalīti nevienmērīgi, veidojot mākoņus un blīvākus veidojumus - lodītes. Globulēs putekļi darbojas kā dzesēšanas faktors, kas pasargā zvaigžņu gaismu un infrasarkanajā diapazonā izstaro enerģiju, ko putekļu daļiņa saņem no neelastīgām sadursmēm ar gāzes atomiem. Uz putekļu virsmas atomi tiek apvienoti molekulās: putekļi ir katalizators.

S. B. Pikelners.

Lielā padomju enciklopēdija. - M.: Padomju enciklopēdija. 1969-1978 .

Skatiet, kas ir "Stardust" citās vārdnīcās:

Kondensētas vielas daļiņas starpzvaigžņu un starpplanētu telpā. Saskaņā ar mūsdienu koncepcijām kosmiskie putekļi sastāv no daļiņām, kuru izmērs ir apm. 1 μm ar grafīta vai silikāta serdi. Galaktikā veidojas kosmiskie putekļi ... ... Lielā enciklopēdiskā vārdnīca

KOSMOSA PUTEKĻI, ļoti mazas cietas vielas daļiņas, kas atrodamas jebkurā Visuma daļā, ieskaitot meteorīta putekļus un starpzvaigžņu matēriju, kas spēj absorbēt zvaigžņu gaismu un veidot tumšas miglas galaktikās. Sfērisks ....... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca

KOSMISKIE PUTEKĻI- meteoriskie putekļi, kā arī mazākās matērijas daļiņas, kas veido putekļus un citus miglājus starpzvaigžņu telpā ... Lielā politehniskā enciklopēdija

kosmiskie putekļi- Ļoti mazas cietas vielas daļiņas, kas atrodas pasaules telpā un nokrīt uz Zemes ... Ģeogrāfijas vārdnīca

Kondensētas vielas daļiņas starpzvaigžņu un starpplanētu telpā. Saskaņā ar mūsdienu koncepcijām kosmiskie putekļi sastāv no daļiņām, kuru izmērs ir aptuveni 1 mikrons, ar grafīta vai silikāta kodolu. Galaktikā veidojas kosmiskie putekļi ... ... enciklopēdiskā vārdnīca

Kosmosā to veido daļiņas, kuru izmērs ir no dažām molekulām līdz 0,1 mm. Katru gadu uz planētas Zeme tiek nogulsnēti 40 kilotoni kosmisko putekļu. Zvaigžņu putekļus var atšķirt arī pēc astronomiskā stāvokļa, piemēram: starpgalaktiskie putekļi, ... ... Wikipedia

kosmiskie putekļi- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atbilstmenys: angl. kosmiskie putekļi; starpzvaigžņu putekļi; kosmosa putekļi vok. starpzvaigžņu Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kosmiskie putekļi, f; starpzvaigžņu putekļi, f pranc. poussière cosmique, f; poussière ... ... Fizikos terminų žodynas

kosmiskie putekļi- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. atbilstmenys: angl. kosmiskie putekļi vok. kosmischer Staub, m rus. kosmiskie putekļi, ... Ekoloģijas terminų aiškinamasis žodynas

Daļiņas kondensējas VA starpzvaigžņu un starpplanētu telpā. Saskaņā ar mūsdienu attēlus, K. vienums sastāv no daļiņām, kuru izmērs ir apm. 1 μm ar grafīta vai silikāta serdi. Galaktikā kosmiskais stars veido mākoņu un lodīšu kondensātus. Zvani ....... Dabaszinātnes. enciklopēdiskā vārdnīca

Kondensētas vielas daļiņas starpzvaigžņu un starpplanētu telpā. Tas sastāv no daļiņām, kuru izmērs ir aptuveni 1 mikronu, ar grafīta vai silikāta serdi, galaktikā veido mākoņus, kas novājina zvaigžņu izstaroto gaismu un ... Astronomijas vārdnīca

Grāmatas

• 99 astronomijas noslēpumi, Serdceva N. Šajā grāmatā ir 99 astronomijas noslēpumi. Atveriet to un uzziniet, kā darbojas Visums, no kā sastāv kosmiskie putekļi un no kurienes nāk melnie caurumi. ... Smieklīgi un vienkārši teksti ...

Visumā ir miljardiem zvaigžņu un planētu. Un, ja zvaigzne ir degoša gāzes sfēra, tad tādas planētas kā Zeme sastāv no cietiem elementiem. Planētas veidojas putekļu mākoņos, kas virpuļo ap jaunizveidoto zvaigzni. Savukārt šo putekļu graudi sastāv no tādiem elementiem kā ogleklis, silīcijs, skābeklis, dzelzs un magnijs. Bet no kurienes nāk kosmiskās putekļu daļiņas? Jauns pētījums no Nīlsa Bora institūta Kopenhāgenā liecina, ka putekļu graudi var veidoties ne tikai milzīgos supernovas sprādzienos, bet arī var izdzīvot turpmākajos dažādu sprādzienu triecienviļņos, kas ietekmē putekļus.

Datora ģenerēts attēls, kā supernovas sprādzienos veidojas kosmiskie putekļi. Avots: ESO / M. Kornmessers

Zvaigžņu putekļu veidošanās astronomiem jau sen ir noslēpums. Putekļu elementi paši veidojas zvaigznēs mirdzošajā ūdeņraža gāzē. Ūdeņraža atomi apvienojas viens ar otru arvien smagākos elementos. Tā rezultātā zvaigzne sāk izstarot starojumu gaismas veidā. Kad viss ūdeņradis ir izsmelts un vairs nav iespējams iegūt enerģiju, zvaigzne nomirst, un tās apvalks lido kosmosā, veidojot dažādus miglājus, kuros atkal var piedzimt jaunas zvaigznes. Smagie elementi galvenokārt veidojas supernovās, kuru priekšteči ir masīvas zvaigznes, kas mirst milzu sprādzienā. Bet tas, kā atsevišķi elementi turas kopā, veidojot zvaigžņu putekļus, palika noslēpums.

"Problēma bija tāda, ka pat tad, ja putekļi veidojās kopā ar elementiem supernovas sprādzienos, pats notikums ir tik spēcīgs, ka šiem mazajiem graudiņiem vienkārši nevajadzēja izdzīvot. Bet kosmiskie putekļi pastāv, un to daļiņas var būt pilnīgi dažāda lieluma. Mūsu pētījumi izgaismo šo problēmu, ”- profesors Jenss Hjorts, Nīla Bora institūta Tumšās kosmoloģijas centra vadītājs.

Habla teleskopa attēls no neparastas pundurgalaktikas, kurā radās spilgta supernova SN 2010jl. Attēls tika uzņemts pirms viņas parādīšanās, tāpēc bultiņa parāda viņas priekšteča zvaigzni. Eksplodējošā zvaigzne bija ļoti masīva, aptuveni 40 saules masas. Avots: ESO

Kosmosa putekļu izpētē zinātnieki ļoti liela teleskopa (VLT) kompleksā Čīlē novēro supernovas ar X-shooter astronomisko instrumentu. Tam ir pārsteidzoša jutība, un tā sastāvā ir iekļauti trīs spektrogrāfi. var novērot visu gaismas diapazonu vienlaikus, sākot no ultravioletā un redzamā līdz infrasarkanajam. Horta skaidro, ka sākumā viņi gaidīja, ka parādīsies “pareizais” supernovas sprādziens. Un tā, kad tas notika, sākās viņas novērošanas kampaņa. Novērotā zvaigzne bija neparasti spoža, 10 reizes spožāka par vidējo supernovu, un tās masa bija 40 reizes lielāka nekā Saulei. Kopumā zvaigznes novērošana pētniekiem prasīja divarpus gadus.

“Putekļi absorbē gaismu, un, izmantojot mūsu datus, mēs varējām aprēķināt funkciju, kas varētu mums pastāstīt par putekļu daudzumu, to sastāvu un graudu lielumu. Rezultātos mēs atradām kaut ko patiešām aizraujošu. ”- Christa Gol.

Pirmais solis ceļā uz kosmisko putekļu veidošanos ir mini sprādziens, kurā zvaigzne izmet kosmosā materiālu, kas satur ūdeņradi, hēliju un oglekli. Šis gāzes mākonis kļūst par sava veida apvalku ap zvaigzni. Nedaudz vairāk no šiem uzplaiksnījumiem un apvalks kļūst blīvāks. Visbeidzot, zvaigzne eksplodē, un blīvs gāzes mākonis pilnībā aptver tās kodolu.

“Kad zvaigzne eksplodē, šoka vilnis trāpa blīvajā gāzes mākonī kā ķieģelis, kas atsitās pret betona sienu. Tas viss notiek gāzes fāzē neticamā temperatūrā. Bet vieta, kur notika sprādziens, kļūst blīva un atdziest līdz 2000 grādiem pēc Celsija. Šajā temperatūrā un blīvumā elementi var veidot serdi un veidot cietas daļiņas. Mēs atradām putekļu graudus, kas ir pat viens mikrons, kas šiem elementiem ir ļoti augsts. Ar šo izmēru viņi varēs izdzīvot turpmākajā ceļojumā pa galaktiku. ”

Tādējādi zinātnieki uzskata, ka ir atraduši atbildi uz jautājumu, kā veidojas un dzīvo kosmiskie putekļi.