Koks procesas yra atsakingas už kosminių dulkių susidarymą. Kosminės dulkės ir keisti rutuliai senoviniuose žemės sluoksniuose
Per 2003–2008 m Rusijos ir Austrijos mokslininkų grupė, kurioje dalyvavo garsus paleontologas, Eizenvurzeno nacionalinio parko kuratorius Heinzas Kohlmannas, tyrė katastrofą, įvykusią prieš 65 milijonus metų, kai Žemėje išmirė daugiau nei 75% visų organizmų, įskaitant dinozaurus. . Dauguma tyrinėtojų mano, kad išnykimas įvyko dėl asteroido kritimo, nors yra ir kitų požiūrių.
Šios katastrofos pėdsakus geologiniuose pjūviuose vaizduoja plonas juodo molio sluoksnis, kurio storis nuo 1 iki 5 cm. Viena iš tokių ruožų yra Austrijoje, Rytų Alpėse, Nacionaliniame parke netoli nuo mažas miestelis Gamsas, esantis 200 km į pietvakarius nuo Vienos. Ištyrus šio skyriaus mėginius skenuojančiu elektroniniu mikroskopu, buvo rasta neįprastos formos ir sudėties dalelių, kurios nesusidaro sausumos sąlygomis ir priklauso kosminėms dulkėms.
Kosmoso dulkės žemėje
Pirmą kartą kosminės medžiagos pėdsakus Žemėje raudonuose giliavandeniuose moliuose aptiko anglų ekspedicija, tyrinėjusi Pasaulio vandenyno dugną Challenger laivu (1872–1876). Juos aprašė Murray ir Renard 1891 m. Dviejose pietinės dalies stotyse Ramusis vandenynas gilinant iš 4300 m gylio, buvo iškelti iki 100 mikronų skersmens feromangano mazgelių ir magnetinių mikrosferų pavyzdžiai, kurie vėliau gavo „kosminių kamuoliukų“ pavadinimą. Tačiau Challenger ekspedicijos metu atgauti geležies mikrosferos buvo išsamiai ištirtos tik m pastaraisiais metais. Paaiškėjo, kad rutuliukai yra 90% metalinės geležies, 10% nikelio, o jų paviršius padengtas plona geležies oksido pluta.
Ryžiai. 1. Monolitas iš Gams 1 sekcijos, paruoštas mėginių ėmimui. Skirtingo amžiaus sluoksniai žymimi lotyniškomis raidėmis. Pereinamasis molio sluoksnis tarp kreidos ir paleogeno periodų (apie 65 mln. metų), kuriame rasta metalinių mikrosferų ir plokštelių sankaupa, pažymėtas raide „J“. Nuotrauka A.F. Gračiovas
Tiesą sakant, su paslaptingų rutulių atradimu giliavandeniuose moliuose, kosminės materijos Žemėje tyrimo pradžia. Tačiau mokslininkų susidomėjimo šia problema sprogimas įvyko po pirmųjų paleidimų. erdvėlaivis, kuris leido pasirinkti mėnulio dirvožemis ir dulkių dalelių pavyzdžiai iš skirtingų sričių saulės sistema. K. P. darbai. Florenskis (1963), tyrinėjęs Tunguskos katastrofos pėdsakus, ir E.L. Krinovas (1971), tyrinėjęs meteorines dulkes Sikhote-Alin meteorito kritimo vietoje.
Tyrėjų susidomėjimas metalinėmis mikrosferomis paskatino jas atrasti skirtingo amžiaus ir kilmės nuosėdinėse uolienose. Metalinių mikrosferų buvo rasta Antarktidos ir Grenlandijos lede, giliuose vandenynų nuosėdose ir mangano mazgeliuose, dykumų smėlyje ir pakrančių paplūdimiuose. Jie dažnai randami meteoritų krateriuose ir šalia jų.
Pastarąjį dešimtmetį nežemiškos kilmės metalinių mikrosferų rasta įvairaus amžiaus nuosėdinėse uolienose: nuo Žemutinio Kambro (prieš apie 500 mln. metų) iki šiuolaikinių darinių.
Duomenys apie mikrosferas ir kitas daleles iš senovės telkinių leidžia spręsti apie kosminės medžiagos tiekimo į Žemę tūrius, vienodumą ar netolygumą, dalelių, patenkančių į Žemę iš kosmoso, sudėties pokyčius ir pirminį šio reikalo šaltiniai. Tai svarbu, nes šie procesai turi įtakos gyvybės vystymuisi Žemėje. Daugelis šių klausimų dar toli gražu neišspręsti, tačiau duomenų kaupimas ir išsamus jų tyrimas neabejotinai leis į juos atsakyti.
Dabar žinoma, kad bendra Žemės orbitos viduje cirkuliuojančių dulkių masė yra apie 1015 tonų.Kasmet ant Žemės paviršiaus iškrenta nuo 4 iki 10 tūkst.t kosminės medžiagos. 95% ant Žemės paviršiaus krentančios medžiagos yra 50-400 mikronų dydžio dalelės. Nepaisant daugybės per pastaruosius 10 metų atliktų tyrimų, iki šiol tebėra prieštaringas klausimas, kaip laikui bėgant kinta kosminės medžiagos patekimo į Žemę greitis.
Remiantis kosminių dulkių dalelių dydžiu, šiuo metu yra atskirtos tarpplanetinės kosminės dulkės, kurių dydis mažesnis nei 30 mikronų, ir mikrometeoritai, didesni nei 50 mikronų. Dar anksčiau E.L. Krinovas pasiūlė mažiausius nuo paviršiaus išsilydžiusius meteoroido fragmentus pavadinti mikrometeoritais.
Griežti kriterijai, pagal kuriuos būtų galima atskirti kosmines dulkes ir meteorito daleles, dar nėra sukurti, ir net naudojant mūsų tyrinėto Hams skyriaus pavyzdį buvo įrodyta, kad metalo dalelės ir mikrosferos yra įvairesnės formos ir sudėties, nei suteikia esami. klasifikacijos. Beveik tobula sferinė forma, metalo blizgesys ir magnetines savybes dalelės buvo laikomos jų kosminės kilmės įrodymu. Pasak geochemiko E.V. Sobotovičius, „vienintelis morfologinis kriterijus, leidžiantis įvertinti tiriamos medžiagos kosmogeniškumą, yra išsilydžiusių rutulių, įskaitant magnetinius, buvimas“. Tačiau, be labai įvairios formos, labai svarbi cheminė medžiagos sudėtis. Tyrėjai nustatė, kad kartu su kosminės kilmės mikrosferomis yra puiki suma skirtingos genezės kamuoliukai – susiję su vulkanine veikla, gyvybine bakterijų veikla ar metamorfizmu. Yra įrodymų, kad vulkaninės kilmės geležies mikrosferos yra daug mažiau linkusios turėti idealią sferinę formą ir, be to, turi didesnį titano (Ti) priemaišą (daugiau nei 10%).
Rusijos ir Austrijos geologų grupė ir Vienos televizijos filmavimo grupė Gams skyriuje Rytų Alpėse. Pirmame plane – A.F.Gračiovas
Kosminių dulkių kilmė
Kosminių dulkių kilmės klausimas vis dar yra diskusijų objektas. Profesorius E.V. Sobotovičius manė, kad kosminės dulkės gali būti pirminio protoplanetinio debesies likučiai, kuriems 1973 metais prieštaravo B.Yu. Levinas ir A.N. Simonenko, manydamas, kad smulkiai išsklaidytos medžiagos nepavyks ilgai išsaugoti (Žemė ir visata, 1980, Nr. 6).
Yra ir kitas paaiškinimas: kosminių dulkių susidarymas siejamas su asteroidų ir kometų sunaikinimu. Kaip pažymėjo E. V. Sobotovičiaus, jei į Žemę patenkančių kosminių dulkių kiekis laikui bėgant nesikeičia, tai B.Yu. Levinas ir A.N. Simonenko.
Nepaisant didelis skaičius atlikus tyrimus, atsakyti į šį esminį klausimą šiuo metu negalima, nes kiekybinių įverčių yra labai mažai, o jų tikslumas ginčytinas. IN Pastaruoju metu NASA izotopiniai duomenys apie kosminių dulkių daleles, paimtas stratosferoje, rodo, kad egzistuoja priešsaulės kilmės dalelės. Šiose dulkėse buvo rasta tokių mineralų kaip deimantas, moissanitas (silicio karbidas) ir korundas, kurie, naudojant anglies ir azoto izotopus, leidžia priskirti jų susidarymą laikui iki Saulės sistemos susidarymo.
Kosminių dulkių tyrimo svarba geologinis skyrius aiškus. Šiame straipsnyje pateikiami pirmieji kosminės medžiagos tyrimo rezultatai pereinamajame molio sluoksnyje ties kreidos ir paleogeno periodo riba (prieš 65 milijonus metų) nuo Gams atkarpos Rytų Alpėse (Austrija).
Bendrosios žaidimų skyriaus charakteristikos
Kosminės kilmės dalelės buvo gautos iš kelių pereinamųjų sluoksnių tarp kreidos ir paleogeno atkarpų (vokiečių kalbos literatūroje – K/T riba), esančios netoli Gamso kaimo Alpėse, kur keliose vietose teka to paties pavadinimo upė. atskleidžia šią ribą.
Gams 1 atkarpoje iš atodangos išpjautas monolitas, kuriame labai gerai išreikšta K/T riba. Jo aukštis 46 cm, plotis 30 cm apatinėje dalyje ir 22 cm viršutinėje dalyje, storis 4 cm. ,C...W), o kiekviename sluoksnyje – skaičiai (1, 2, 3 ir kt.) taip pat buvo pažymėtos kas 2 cm. Išsamiau buvo ištirtas pereinamasis sluoksnis J ties K/T sąsaja, kur buvo nustatyti šeši posluoksniai, kurių storis apie 3 mm.
Gams 1 sekcijoje gauti tyrimų rezultatai iš esmės pasikartoja tiriant kitą sekciją - Gams 2. Tyrimų kompleksas apėmė plonųjų pjūvių ir monomineralinių frakcijų, jų dalių tyrimą. cheminė analizė, taip pat rentgeno fluorescencijos, neutronų aktyvacijos ir rentgeno struktūrinės analizės, helio, anglies ir deguonies izotopinė analizė, mineralų sudėties nustatymas mikrozondu, magnetomineraloginė analizė.
Mikrodalelių įvairovė
Geležies ir nikelio mikrosferos iš pereinamojo sluoksnio tarp kreidos ir paleogeno Gamso sekcijoje: 1 – Fe mikrosfera grubiu tinkliniu-hummoku paviršiumi (viršutinė pereinamojo sluoksnio J dalis); 2 – Fe mikrosfera grubiu išilgai lygiagrečiu paviršiumi (pereinamojo sluoksnio J apatinė dalis); 3 – Fe mikrosfera su kristalografinio briaunoto elementais ir stambia korinio tinklo paviršiaus tekstūra (sluoksnis M); 4 – Fe mikrosfera plonu tinkliniu paviršiumi (viršutinė pereinamojo sluoksnio J dalis); 5 – Ni mikrosfera su kristalitais paviršiuje (viršutinė pereinamojo sluoksnio J dalis); 6 – sukepintų Ni mikrosferų su kristalitais agregatas paviršiuje (viršutinė pereinamojo sluoksnio J dalis); 7 – Ni mikrosferų su mikrodeimantais agregatas (C; viršutinė pereinamojo sluoksnio J dalis); 8, 9 – būdingos metalo dalelių formos iš pereinamojo sluoksnio tarp kreidos ir paleogeno Gamso skyriuje Rytų Alpėse.
Pereinamajame molio sluoksnyje tarp dviejų geologinių ribų – kreidos ir paleogeno, taip pat dviejuose lygmenyse viršutiniuose paleoceno kloduose Gamso sekcijoje rasta daug kosminės kilmės metalo dalelių ir mikrosferų. Jie yra daug įvairesni savo forma, paviršiaus tekstūra ir cheminė sudėtis nei visi iki šiol žinomi pereinamuose šio amžiaus molio sluoksniuose kituose pasaulio regionuose.
Gams skyriuje kosminę medžiagą vaizduoja smulkiai išsklaidytos įvairių formų dalelės, tarp kurių dažniausiai yra magnetinės mikrosferos, kurių dydis svyruoja nuo 0,7 iki 100 μm, sudarytas iš 98% grynos geležies. Tokių sferulių ar mikrosferulių pavidalo dalelių dideliais kiekiais randama ne tik J sluoksnyje, bet ir aukščiau, paleoceno (K ir M sluoksnių) moliuose.
Mikrosferos sudarytos iš grynos geležies arba magnetito, kai kuriose iš jų yra chromo (Cr), geležies ir nikelio lydinio (avaruitas) ir gryno nikelio (Ni) priemaišų. Kai kuriose Fe-Ni dalelėse yra molibdeno (Mo) mišinio. Pereinamajame molio sluoksnyje tarp kreidos ir paleogeno visi jie buvo aptikti pirmą kartą.
Niekada anksčiau neteko susidurti su dalelėmis, kuriose yra daug nikelio ir daug molibdeno priemaišų, mikrosferų, kuriose yra chromo, ir spiralinės geležies gabalėlių. Be metalinių mikrosferų ir dalelių, Gamso pereinamajame molio sluoksnyje buvo rasta Ni-spinelio, mikrodeimantų su gryno Ni mikrosferomis, taip pat suplėšytų Au ir Cu plokštelių, kurių nebuvo rasta apatinėse ir viršutinėse nuosėdose.
Mikrodalelių apibūdinimas
Metalinės mikrosferos Gamso sekcijoje yra trijuose stratigrafiniuose lygmenyse: įvairių formų geležinės dalelės susitelkusios pereinamajame molio sluoksnyje, ant viršaus esančiuose smulkiagrūdžiuose K sluoksnio smiltainiuose, o trečiąjį lygį sudaro M sluoksnio aleuritas.
Vienų rutulių paviršius lygus, kitų – tinklinis-kalvotas paviršius, o kitos padengtos smulkių daugiakampių plyšių tinklu arba lygiagrečių plyšių sistema, besitęsiančia iš vieno pagrindinio plyšio. Jie yra tuščiaviduriai, panašūs į apvalkalą, užpildyti molio mineralu, taip pat gali turėti vidinę koncentrinę struktūrą. Metalo dalelės ir Fe mikrosferos randamos visame pereinamajame molio sluoksnyje, tačiau daugiausia susitelkusios apatiniame ir viduriniame horizontuose.
Mikrometeoritai – tai išlydytos grynos geležies arba Fe-Ni geležies-nikelio lydinio dalelės (awaruitas); jų dydžiai yra nuo 5 iki 20 mikronų. Daugybė awaruito dalelių yra tik viršutiniame pereinamojo sluoksnio J lygyje, o grynai geležies dalelės yra apatinėje ir viršutinėje pereinamojo sluoksnio dalyse.
Plokščių pavidalo dalelės su skersai nelygiu paviršiumi susideda tik iš geležies, jų plotis – 10–20 µm, o ilgis – iki 150 µm. Jie yra šiek tiek išlenkti ir atsiranda pereinamojo sluoksnio J pagrindu. Jo apatinėje dalyje taip pat yra Fe-Ni plokštelių su Mo priemaiša.
Plokštės, pagamintos iš geležies ir nikelio lydinio, yra pailgos formos, šiek tiek išlenktos, su išilginiais grioveliais paviršiuje, matmenys svyruoja nuo 70 iki 150 mikronų, o plotis apie 20 mikronų. Jie dažniau pasitaiko apatinėje ir vidurinėje pereinamojo sluoksnio dalyse.
Geležies plokštės su išilginiais grioveliais savo forma ir dydžiu yra identiškos Ni-Fe lydinio plokštėms. Jie apsiriboja apatine ir vidurine pereinamojo sluoksnio dalimis.
Ypač įdomios yra grynos geležies dalelės, turinčios taisyklingos spiralės formą ir sulenktos kablio pavidalu. Jie daugiausia susideda iš gryno Fe, retai tai yra Fe-Ni-Mo lydinys. Spiralinės geležies dalelės atsiranda viršutinėje J sluoksnio dalyje ir viršutiniame smiltainio sluoksnyje (K sluoksnyje). Pereinamojo sluoksnio J pagrindu buvo rasta spiralinė Fe-Ni-Mo dalelė.
Viršutinėje pereinamojo sluoksnio J dalyje buvo keli mikrodeimantų grūdeliai, sukepinti Ni mikrosferomis. Nikelio rutuliukų mikrozondo tyrimai, atlikti dviem instrumentais (su bangų ir energijos dispersiniais spektrometrais), parodė, kad šiuos rutulius sudaro beveik grynas nikelis, padengtas plona nikelio oksido plėvele. Visų nikelio rutuliukų paviršius išmargintas aiškiais kristalitais su ryškiais 1–2 µm dydžio dvyniais. Tokio gryno nikelio rutuliukų pavidalu su gerai kristalizuotu paviršiumi nerasta nei magminėse uolienose, nei meteorituose, kur nikelyje būtinai yra daug priemaišų.
Tiriant monolitą iš Gams 1 pjūvio, grynų Ni rutuliukų aptikta tik viršutinėje pereinamojo sluoksnio J dalyje (jo viršutinėje dalyje labai plonas nuosėdinis sluoksnis J 6, kurio storis ne didesnis kaip 200 μm), o pagal Šiluminės magnetinės analizės duomenimis, metalinio nikelio yra pereinamajame sluoksnyje, pradedant nuo J4 posluoksnio. Čia kartu su Ni rutuliais buvo rasta ir deimantų. Sluoksnyje, paimtame iš 1 cm2 ploto kubo, deimantų grūdelių skaičius yra dešimtys (nuo mikronų frakcijų iki dešimčių mikronų dydžio) ir šimtai tokio paties dydžio nikelio rutuliukų.
Viršutinės pereinamojo sluoksnio dalies mėginiuose, paimtuose tiesiai iš atodangos, rasta deimantų su smulkiomis nikelio dalelėmis grūdelių paviršiuje. Svarbu tai, kad mineralinio moissanito buvimas taip pat buvo nustatytas tiriant mėginius iš šios J sluoksnio dalies. Anksčiau mikrodeimantai buvo rasti pereinamajame sluoksnyje ties kreidos ir paleogeno riba Meksikoje.
Radiniai kitose srityse
Kumpiai mikrosferos su koncentriniu vidinė struktūra panašius į tuos, kuriuos Challenger ekspedicija iškasė Ramiojo vandenyno giliavandeniuose moliuose.
geležies dalelių netaisyklingos formos išsilydžiusiais kraštais, taip pat spiralių ir lenktų kabliukų bei plokščių pavidalu labai panašūs į į Žemę krentančių meteoritų naikinimo produktus, juos galima laikyti meteorine geležimi. Avaruito ir gryno nikelio dalelės gali būti priskirtos tai pačiai kategorijai.
Lenktos geležies dalelės yra artimos įvairioms Pele ašarų formoms – lavos lašams (lapili), kurie patenka į skysta būsena ugnikalniai iš ventiliacijos angos išsiveržimų metu.
Taigi pereinamasis Gamso molio sluoksnis yra nevienalytės struktūros ir yra aiškiai padalintas į dvi dalis. Apatinėje ir vidurinėje dalyse vyrauja geležies dalelės ir mikrosferos, o viršutinė sluoksnio dalis yra praturtinta nikeliu: awaruito dalelėmis ir nikelio mikrosferomis su deimantais. Tai patvirtina ne tik geležies ir nikelio dalelių pasiskirstymas molyje, bet ir cheminių bei termomagnetinių tyrimų duomenys.
Termomagnetinės analizės ir mikrozondo analizės duomenų palyginimas rodo, kad nikelio, geležies ir jų lydinio pasiskirstymas J sluoksnyje yra itin nehomogeniškas, tačiau, remiantis termomagnetinės analizės rezultatais, grynas nikelis fiksuojamas tik iš J4 sluoksnio. Taip pat pažymėtina, kad sraigtinė geležis daugiausia yra viršutinėje J sluoksnio dalyje ir toliau yra viršutiniame K sluoksnyje, tačiau čia yra nedaug izometrinės ar sluoksninės formos Fe, Fe-Ni dalelių.
Pabrėžiame, kad tokia aiški geležies, nikelio ir iridžio diferenciacija, kuri pasireiškia pereinamajame molio sluoksnyje Gamsoje, egzistuoja ir kituose regionuose. Taip, viduje JAV valstija Naujajame Džersyje pereinamajame (6 cm) rutuliniame sluoksnyje iridžio anomalija ryškiai pasireiškė ties jo pagrindu, o smūginiai mineralai koncentruojasi tik viršutinėje (1 cm) šio sluoksnio dalyje. Haityje ties kreidos ir paleogeno periodo riba ir viršutinėje sferos sluoksnio dalyje pastebimas staigus Ni ir smūginio kvarco sodrinimas.
Fono reiškinys Žemei
Daugelis rastų Fe ir Fe-Ni sferų savybių yra panašios į Challenger ekspedicijos atrastus kamuoliukus Ramiojo vandenyno giliavandeniuose moliuose, Tunguskos katastrofos zonoje ir Sikhote kritimo vietose. -Alino meteoritas ir Nio meteoritas Japonijoje, taip pat nuosėdose akmenysįvairaus amžiaus iš daugelio pasaulio šalių. Išskyrus Tunguskos katastrofos ir Sikhote-Alino meteorito kritimo vietas, visais kitais atvejais susidaro ne tik sferos, bet ir įvairios morfologijos dalelės, susidedančios iš grynos geležies (kartais turinčios chromo) ir nikelio-geležies lydinio. , nesusijęs su poveikio įvykiu. Tokių dalelių atsiradimą laikome nukritus ant Žemės paviršiaus kosminėms tarpplanetinėms dulkėms – tai procesas, kuris nuolat vyksta nuo pat Žemės susidarymo ir yra tam tikras foninis reiškinys.
Daugelis dalelių, tirtų Gams skyriuje, savo sudėtimi yra panašios į didžiąją meteorito cheminę sudėtį Sikhote-Alino meteorito kritimo vietoje (pagal E. L. Krinovą, tai yra 93,29% geležies, 5,94% nikelio, 0,38% kobalto). ).
Molibdeno buvimas kai kuriose dalelėse nėra netikėtas, nes jį sudaro daugelis meteoritų tipų. Molibdeno kiekis meteorituose (geležies, akmens ir anglies chondrituose) svyruoja nuo 6 iki 7 g/t. Svarbiausias buvo molibdenito atradimas Allende meteorite kaip metalų lydinio intarpas, kurio sudėtis (masės %): Fe-31,1, Ni-64,5, Co-2,0, Cr-0,3, V-0,5, P- 0.1. Pažymėtina, kad Mėnulio dulkėse, kurias paėmė automatinės stotys Luna-16, Luna-20 ir Luna-24, taip pat buvo aptiktas natūralus molibdenas ir molibdenitas.
Pirmą kartą aptikti gryno nikelio rutuliukai su gerai kristalizuotu paviršiumi nėra žinomi nei magminėse uolienose, nei meteorituose, kur nikelyje būtinai yra daug priemaišų. Tokia nikelio rutuliukų paviršiaus struktūra galėjo susidaryti nukritus asteroidui (meteoritui), dėl kurio išsiskirdavo energija, kuri leido ne tik ištirpti nukritusio kūno medžiagą, bet ir ją išgaruoti. Metalo garai sprogimo metu galėjo pakilti į didelį aukštį (tikriausiai dešimtis kilometrų), kur įvyko kristalizacija.
Dalelės, sudarytos iš avaruito (Ni3Fe), randamos kartu su metaliniais nikelio rutuliais. Jos priklauso meteorinėms dulkėms, o ištirpusios geležies dalelės (mikrometeoritai) turėtų būti laikomos „meteorito dulkėmis“ (pagal E. L. Krinovo terminiją). Deimantų kristalai, aptikti kartu su nikelio rutuliais, greičiausiai atsirado dėl meteorito abliacijos (lydymosi ir išgaravimo) iš to paties garų debesies, vėliau jį aušinant. Yra žinoma, kad sintetiniai deimantai gaunami spontaniškai kristalizuojant iš anglies tirpalo metalų (Ni, Fe) lydyte virš grafito ir deimanto fazės pusiausvyros linijos pavienių kristalų, jų ataugų, dvynių, polikristalinių agregatų, karkasinių kristalų pavidalu. , adatos formos kristalai ir netaisyklingi grūdeliai. Tirtame pavyzdyje aptikti beveik visi išvardyti deimantų kristalų tipomorfiniai požymiai.
Tai leidžia daryti išvadą, kad deimantų kristalizacijos procesai nikelio-anglies garų debesyje jį aušinant ir savaiminė kristalizacija iš anglies tirpalo nikelio lydaloje eksperimentuose yra panašūs. Tačiau galutinę išvadą apie deimanto prigimtį galima padaryti atlikus išsamius izotopinius tyrimus, kuriems atlikti būtina gauti pakankamai didelį medžiagos kiekį.
Taigi, kosminės medžiagos tyrimas pereinamajame molio sluoksnyje ties kreidos – paleogeno ribos parodė jos buvimą visose dalyse (nuo J1 sluoksnio iki J6 sluoksnio), tačiau smūgio įvykio požymiai fiksuojami tik iš J4 sluoksnio, kuris yra 65 mln. metų. Šį kosminių dulkių sluoksnį galima palyginti su dinozaurų mirties laiku.
A.F.GRAČEVAS geologijos ir mineralogijos mokslų daktaras, V.A.TSELMOVICH fizinių ir matematikos mokslų kandidatas, Žemės fizikos institutas RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN geologijos ir mineralogijos mokslų kandidatas, Rusijos mokslų akademijos Geologijos institutas (GIN RAS). ).
Žurnalas „Žemė ir Visata“ Nr. 5, 2008 m.
Tarp žvaigždžių ir planetų
Tarpplanetinės dulkės, bent jau palyginti arti Žemės, yra gana gerai ištirtas dalykas. Užpildęs visą Saulės sistemos erdvę ir susitelkęs jos pusiaujo plokštumoje, jis didžiąja dalimi gimė dėl atsitiktinių asteroidų susidūrimų ir prie Saulės artėjančių kometų sunaikinimo. Tiesą sakant, dulkių sudėtis nesiskiria nuo į Žemę krentančių meteoritų sudėties: labai įdomu jas tyrinėti, ir šioje srityje dar reikia padaryti daug atradimų, tačiau atrodo, kad nėra čia intriga. Tačiau dėl šių dulkių geru oru vakaruose iškart po saulėlydžio arba rytuose prieš saulėtekį galite grožėtis blyškiu šviesos kūgiu virš horizonto. Tai yra vadinamasis zodiakas - saulės šviesa išsklaidytos mažų kosminių dulkių dalelių.
Daug įdomesnės yra tarpžvaigždinės dulkės. Jo išskirtinis bruožas yra kietos šerdies ir apvalkalo buvimas. Atrodo, kad šerdį daugiausia sudaro anglis, silicis ir metalai. O apvalkalas daugiausia pagamintas iš dujinių elementų, užšaldytų branduolio paviršiuje, susikristalizavusių tarpžvaigždinės erdvės „gilaus užšalimo“ sąlygomis, o tai yra apie 10 kelvinų, vandenilio ir deguonies. Tačiau jame yra ir sudėtingesnių molekulių priemaišų. Tai amoniakas, metanas ir net poliatominės organinės molekulės, kurios klajodamos prilimpa prie dulkių grūdelio arba susidaro jos paviršiuje. Kai kurios iš šių medžiagų, žinoma, nuskrenda nuo jo paviršiaus, pavyzdžiui, veikiamos ultravioletinių spindulių, tačiau šis procesas yra grįžtamas – vienos išskrenda, kitos užšąla arba susintetina.
Dabar erdvėje tarp žvaigždžių ar šalia jų, žinoma, jau buvo rasti ne cheminiai, o fiziniai, tai yra spektroskopiniai, metodai: vanduo, anglies, azoto, sieros ir silicio oksidai, vandenilio chloridas, amoniakas, acetilenas, organinės rūgštys, tokios kaip skruzdžių ir acto, etilo ir metilo alkoholiai, benzenas, naftalenas. Jie netgi rado aminorūgštį gliciną!
Būtų įdomu pagauti ir ištirti tarpžvaigždines dulkes, prasiskverbiančias į Saulės sistemą ir tikriausiai krentančias į Žemę. Problema ją „pagauti“ nėra lengva, nes mažai tarpžvaigždinių dulkių dalelių sugeba išlaikyti savo ledo „paltą“ saulėje, ypač Žemės atmosferoje. Didieji per daug įkaista – jų kosminio greičio nepavyksta greitai užgesinti, o dulkių dalelės „dega“. Tačiau mažieji planuoja atmosferoje metus, išlaikydami dalį apvalkalo, tačiau čia iškyla problema juos surasti ir identifikuoti.
Yra dar viena labai intriguojanti detalė. Tai susiję su dulkėmis, kurių branduoliai sudaryti iš anglies. Anglis, susintetinta žvaigždžių šerdyje ir išeinanti į kosmosą, pavyzdžiui, iš senstančių (kaip raudonųjų milžinų) žvaigždžių atmosferos, išskrendanti į tarpžvaigždinę erdvę, atvėsta ir kondensuojasi – panašiai kaip po karštos dienos, rūkas iš atvėsę vandens garai kaupiasi žemumose. Priklausomai nuo kristalizacijos sąlygų, gali būti gaunamos sluoksniuotos grafito struktūros, deimantų kristalai (įsivaizduokite – ištisi mažyčių deimantų debesys!) ir net tuščiaviduriai anglies atomų rutuliukai (fullerenai). Ir juose, galbūt, kaip seife ar konteineryje, saugomos labai senos žvaigždės atmosferos dalelės. Tokių dulkių dalelių radimas būtų didžiulė sėkmė.
Kur dulkės?
Reikia pasakyti, kad pati kosminio vakuumo kaip kažko visiškai tuščio samprata ilgą laiką liko tik poetine metafora. Tiesą sakant, visa Visatos erdvė tarp žvaigždžių ir galaktikų yra užpildyta materija, teka. elementariosios dalelės, spinduliuotė ir laukai – magnetiniai, elektriniai ir gravitaciniai. Viskas, ką galima paliesti, santykinai tariant, yra dujos, dulkės ir plazma, kurių indėlis į bendrą Visatos masę, įvairiais vertinimais, yra tik apie 1-2%, o vidutinis tankis apie 10 -24 g/cm. 3 . Dujų kosmose yra daugiausia, beveik 99%. Tai daugiausia vandenilis (iki 77,4%) ir helis (21%), likusi dalis sudaro mažiau nei du procentus masės. Ir tada yra dulkės – jų masė beveik šimtą kartų mažesnė nei dujų.
Nors kartais tuštuma tarpžvaigždinėje ir tarpgalaktinėje erdvėje yra beveik ideali: kartais vienam materijos atomui tenka 1 litras erdvės! Tokio vakuumo nėra nei antžeminėse laboratorijose, nei Saulės sistemoje. Palyginimui galime pateikti tokį pavyzdį: 1 cm 3 oro, kuriuo kvėpuojame, yra maždaug 30 000 000 000 000 000 000 molekulių.
Ši medžiaga tarpžvaigždinėje erdvėje pasiskirsto labai netolygiai. Dauguma tarpžvaigždinės dujos ir dulkės sudaro dujų ir dulkių sluoksnį netoli Galaktikos disko simetrijos plokštumos. Jo storis mūsų galaktikoje yra keli šimtai šviesmečių. Didžioji dalis dujų ir dulkių jos spiralinėse šakose (rankose) ir šerdyje yra sutelktos daugiausia milžiniškuose molekuliniuose debesyse, kurių dydis svyruoja nuo 5 iki 50 parsekų (16-160 šviesmečių) ir sveria dešimtis tūkstančių ir net milijonus saulės masių. Tačiau net ir šiuose debesyse medžiaga taip pat pasiskirsto nehomogeniškai. Pagrindiniame debesies tūryje, vadinamajame kailyje, daugiausia iš molekulinio vandenilio, dalelių tankis yra apie 100 vienetų 1 cm 3. Sutankėjus debesies viduje, jis pasiekia dešimtis tūkstančių dalelių 1 cm 3 , o šių tankinimų šerdyje apskritai milijonus dalelių 1 cm 3 . Būtent toks materijos pasiskirstymo Visatoje netolygumas lemia žvaigždžių, planetų ir galiausiai mūsų pačių egzistavimą. Kadangi būtent molekuliniuose debesyse, tankiuose ir palyginti šaltuose, gimsta žvaigždės.
Kas įdomu: kuo didesnis debesies tankis, tuo įvairesnė jo sudėtis. Tuo pačiu yra atitikimas tarp debesies (ar atskirų jo dalių) tankio ir temperatūros bei tų medžiagų, kurių molekulės ten susitinka. Viena vertus, tai patogu tiriant debesis: stebint atskirus jų komponentus skirtinguose spektro diapazonuose pagal charakteringas spektro linijas, pavyzdžiui, CO, OH arba NH 3, galima „pažvelgti“ į vieną ar kitą debesų dalį. tai. Ir kita vertus, duomenys apie debesies sudėtį leidžia daug sužinoti apie jame vykstančius procesus.
Be to, tarpžvaigždinėje erdvėje, sprendžiant pagal spektrus, taip pat yra medžiagų, kurių egzistavimas antžeminėmis sąlygomis yra tiesiog neįmanomas. Tai jonai ir radikalai. Jų cheminis aktyvumas yra toks didelis, kad jie iškart reaguoja Žemėje. O išretėjusioje šaltoje kosmoso erdvėje jie gyvena ilgai ir gana laisvai.
Apskritai dujos tarpžvaigždinėje erdvėje yra ne tik atominės. Ten, kur šalčiau, ne daugiau kaip 50 kelvinų, atomai sugeba išsilaikyti kartu, formuodami molekules. Tačiau didelė tarpžvaigždinių dujų masė vis dar yra atominėje būsenoje. Tai daugiausia vandenilis, jo neutrali forma buvo atrasta palyginti neseniai - 1951 m. Kaip žinia, jis skleidžia 21 cm ilgio radijo bangas (dažnis 1420 MHz), kurių intensyvumas lėmė, kiek jo yra Galaktikoje. Beje, erdvėje tarp žvaigždžių jis pasiskirstęs nehomogeniškai. Atominio vandenilio debesyse jo koncentracija siekia kelis atomus 1 cm3, o tarp debesų – eilėmis mažesnė.
Galiausiai šalia karštų žvaigždžių dujos egzistuoja jonų pavidalu. Galinga ultravioletinė spinduliuotė įkaitina ir jonizuoja dujas, kurios pradeda švytėti. Štai kodėl vietovės, kuriose yra didelė karštų dujų koncentracija, kurių temperatūra yra apie 10 000 K, atrodo kaip šviečiantys debesys. Jie vadinami lengvaisiais dujų ūkais.
Ir bet kuriame ūke didesniais ar mažesniais kiekiais yra tarpžvaigždinių dulkių. Nepaisant to, kad ūkai sąlyginai skirstomi į dulkėtus ir dujinius, abiejuose yra dulkių. Ir bet kuriuo atveju, tai yra dulkės, kurios, matyt, padeda žvaigždėms formuotis ūkų gelmėse.
rūko objektai
Tarp visų kosminių objektų ūkai bene patys gražiausi. Tiesa, tamsūs ūkai matomoje srityje atrodo kaip juodi dėmės danguje, geriausia juos stebėti fone. paukščių takas. Tačiau kituose elektromagnetinių bangų diapazonuose, pavyzdžiui, infraraudonųjų spindulių, jos matomos labai gerai – ir nuotraukos labai neįprastos.
Ūkai yra izoliuoti erdvėje, sujungti gravitacinių jėgų arba išorinio slėgio, dujų ir dulkių sankaupų. Jų masė gali būti nuo 0,1 iki 10 000 saulės masių, o dydis – nuo 1 iki 10 parsekų.
Iš pradžių astronomus erzino ūkai. Iki XIX amžiaus vidurio atrasti ūkai buvo laikomi erzinančia kliūtimi, trukdančia stebėti žvaigždes ir ieškoti naujų kometų. 1714 m. anglas Edmondas Halley, kurio vardą nešioja garsioji kometa, net sudarė šešių ūkų „juodąjį sąrašą“, kad jie neklaidintų „kometų gaudytojų“, o prancūzas Charlesas Messier šį sąrašą išplėtė iki 103 objektų. Laimei, ūkais susidomėjo muzikantas seras Williamas Herschelis, jo sesuo ir sūnus, kurie buvo įsimylėję astronomiją. Stebėdami dangų savo pastatytais teleskopais, jie paliko ūkų ir žvaigždžių spiečių katalogą su informacija apie 5079 kosminius objektus!
Herscheliai praktiškai išnaudojo tų metų optinių teleskopų galimybes. Tačiau fotografijos išradimas ir ilgas ekspozicijos laikas leido rasti labai silpnai šviečiančius objektus. Kiek vėliau spektriniai analizės metodai, stebėjimai įvairiuose elektromagnetinių bangų diapazonuose leido ateityje ne tik aptikti daug naujų ūkų, bet ir nustatyti jų struktūrą bei savybes.
Tarpžvaigždinis ūkas ryškiai atrodo dviem atvejais: arba jis yra toks karštas, kad jo dujos pačios švyti, tokie ūkai vadinami emisijos ūkais; arba pats ūkas šaltas, bet jo dulkės išsklaido šalia esančios ryškios žvaigždės šviesą – tai atspindys ūkas.
Tamsūs ūkai taip pat yra tarpžvaigždinės dujų ir dulkių sankaupos. Tačiau skirtingai nei šviesūs dujiniai ūkai, kartais matomi net stipriu žiūronu ar teleskopu, pavyzdžiui, Oriono ūkas, tamsūs ūkai ne skleidžia šviesą, o ją sugeria. Kai žvaigždės šviesa praeina pro tokius ūkus, dulkės gali jas visiškai sugerti, paversdamos ją akiai nematoma infraraudonąja spinduliuote. Todėl tokie ūkai atrodo kaip bežvaigždės įdubimai danguje. V. Herschelis jas pavadino „skylėmis danguje“. Bene įspūdingiausias iš jų yra Arklio galvos ūkas.
Tačiau dulkių dalelės gali ne visiškai sugerti žvaigždžių šviesą, o tik iš dalies ją išsklaidyti, o pasirinktinai. Faktas yra tas, kad tarpžvaigždinių dulkių dalelių dydis yra artimas mėlynos šviesos bangos ilgiui, todėl jos išsklaidomos ir sugeriamos stipriau, o „raudonoji“ žvaigždžių šviesos dalis mus pasiekia geriau. Beje, šis geras būdasįvertinti dulkių grūdelių dydį pagal tai, kaip jie slopina skirtingų bangų ilgių šviesą.
žvaigždė iš debesies
Žvaigždžių atsiradimo priežastys nebuvo tiksliai nustatytos – yra tik modeliai, kurie daugiau ar mažiau patikimai paaiškina eksperimentinius duomenis. Be to, formavimosi būdai, savybės ir tolesnis likimasžvaigždės yra labai įvairios ir priklauso nuo daugelio veiksnių. Tačiau yra nusistovėjusi koncepcija, tiksliau, labiausiai išplėtota hipotezė, kurios esmė, bendrais bruožais, yra ta, kad žvaigždės susidaro iš tarpžvaigždinių dujų srityse, kuriose yra padidėjęs materijos tankis, tai yra tarpžvaigždinių debesų gelmės. Dulkių, kaip medžiagos, būtų galima nepaisyti, tačiau jų vaidmuo formuojant žvaigždes yra milžiniškas.
Taip nutinka (pačioje primityviausioje versijoje vienai žvaigždei), matyt, taip. Pirma, protožvaigždinis debesis kondensuojasi iš tarpžvaigždinės terpės, o tai gali būti dėl gravitacijos nestabilumo, tačiau priežastys gali būti skirtingos ir dar nėra iki galo suprantamos. Vienaip ar kitaip jis susitraukia ir pritraukia materiją iš supančios erdvės. Temperatūra ir slėgis jo centre kyla tol, kol šio besitraukiančio dujų rutulio centre esančios molekulės pradeda skaidytis į atomus, o paskui į jonus. Toks procesas atvėsina dujas, o slėgis šerdies viduje smarkiai sumažėja. Šerdis suspaudžiama, o debesies viduje sklinda smūginė banga, pašalindama jo išorinius sluoksnius. Susidaro protožvaigždė, kuri veikiama gravitacinių jėgų ir toliau traukiasi tol, kol jos centre prasideda termobranduolinės sintezės reakcijos – vandenilio pavertimas heliu. Suspaudimas tęsiasi kurį laiką, kol gravitacinio suspaudimo jėgas subalansuoja dujų ir spinduliavimo slėgio jėgos.
Akivaizdu, kad susidariusios žvaigždės masė visada yra mažesnė už ją „pagaminusio“ ūko masę. Dalis materijos, kuri nespėjo nukristi ant branduolio, yra „iššluota“ smūginės bangos, spinduliuotė ir dalelės šio proceso metu tiesiog patenka į supančią erdvę.
Scena |
|
Milžiniškas galaktikos molekulinis debesis, kurio dydis 100 parsekų, masė 100 000 saulių, temperatūra 50K, tankis 100 dalelių kubiniame cm. Šio debesies viduje yra didelio masto kondensacijos – difuzinės dujų ir dulkių magmos (1 -10 vnt., 10 000 saulių, 20 K, 1000 dalelių kubiniame cm) ir nedideli kondensacijos - dujų ir dulkių ūkai (iki 1 vnt, 100-1000 saulių, 20 K, 10 000 dalelių kubiniame cm). Pastarojo viduje yra 0,1 vnt dydžio, 1-10 saulės masės ir 10 5 -10 6 dalelių / cm 3 tankio spiečius-rutuliukai, kuriuose susidaro naujos žvaigždės. |
|
Žvaigždės gimimas dujų ir dulkių debesyje |
|
Nauja žvaigždė su savo spinduliuote ir žvaigždžių vėju pagreitina aplinkines dujas nuo savęs |
|
Jauna žvaigždė patenka į kosmosą švari, be dujų ir dulkių, stumdama ją pagimdžiusį ūką |
|
Žvaigždės, masės lygios Saulei, „embrioninio“ vystymosi etapai |
|
Gravitaciniu požiūriu nestabilaus 2 000 000 saulių dydžio debesies, kurio temperatūra 15 K ir pradinis tankis 10–19 g/cm 3 , kilmė. |
|
Po kelių šimtų tūkstančių metų šis debesis sudaro apie 200 K temperatūros ir 100 saulių dydžio šerdį, jo masė vis dar yra tik 0,05 saulės. |
|
Šiame etape branduolys, kurio temperatūra iki 2000 K, smarkiai susitraukia dėl vandenilio jonizacijos ir tuo pačiu metu įkaista iki 20 000 K, o ant augančios žvaigždės krintančios medžiagos greitis siekia 100 km/s. |
|
Dviejų saulių dydžio protožvaigždė, kurios temperatūra centre yra 2x100000 K, o ne paviršiuje - 3x1000 K. |
|
Paskutinis žvaigždės išankstinės evoliucijos etapas – lėtas suspaudimas, kurio metu išdega ličio ir berilio izotopai. Tik temperatūrai pakilus iki 6x10 6 K žvaigždės viduje, paleidžiamos termobranduolinės helio sintezės iš vandenilio reakcijos. Bendra tokios žvaigždės kaip mūsų Saulė gimimo ciklo trukmė yra 50 milijonų metų, po to tokia žvaigždė gali ramiai degti milijardus metų. |
|
Scena |
Dujų ir dulkių debesies vystymosi į žvaigždę etapų aprašymas |
Žvaigždžių ir žvaigždžių sistemų formavimosi procesą įtakoja daug veiksnių, įskaitant magnetinį lauką, kuris dažnai prisideda prie protožvaigždinio debesies „skilimo“ į du, rečiau tris fragmentus, kurių kiekvienas yra suspaustas į savo protožvaigždę. gravitacijos įtaka. Taip, pavyzdžiui, atsiranda daugybė dvinarių žvaigždžių sistemų – dvi žvaigždės, kurios sukasi aplink bendrą masės centrą ir juda erdvėje kaip vientisa visuma.
Branduolinio kuro „senėjimui“ žvaigždžių žarnyne pamažu išdegus ir kuo greičiau, tuo žvaigždė didesnė. Šiuo atveju vandenilio reakcijų ciklas pakeičiamas heliu, tada dėl branduolių sintezės reakcijų vis sunkėja. cheminiai elementai iki geležies. Galų gale branduolys, negaunantis daugiau energijos iš termobranduolinių reakcijų, smarkiai sumažėja, praranda stabilumą, o jo medžiaga tarsi krenta ant savęs. vyksta galingas sprogimas, kurio metu medžiaga gali įkaisti iki milijardų laipsnių, o dėl branduolių sąveikos susidaro nauji cheminiai elementai, iki pačių sunkiausių. Sprogimą lydi staigus energijos išsiskyrimas ir medžiagos išsiskyrimas. Žvaigždė sprogsta – šis procesas vadinamas supernova. Galiausiai žvaigždė, priklausomai nuo masės, pavirs neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.
Tikriausiai taip iš tikrųjų atsitinka. Bet kuriuo atveju neabejotina, kad jaunos, tai yra karštos, žvaigždės ir jų spiečiai daugiausia yra tik ūkuose, tai yra vietose, kuriose yra padidėjęs dujų ir dulkių tankis. Tai aiškiai matyti nuotraukose, padarytose teleskopais skirtingais bangų ilgių diapazonais.
Žinoma, tai ne kas kita, kaip grubiausia įvykių sekos santrauka. Mums iš esmės svarbūs du dalykai. Pirma, koks yra dulkių vaidmuo formuojant žvaigždes? Ir antrasis – iš kur tai iš tikrųjų?
Universalus aušinimo skystis
Bendroje kosminės medžiagos masėje pačios dulkės, tai yra anglies, silicio ir kai kurių kitų elementų atomai, sujungti į kietąsias daleles, yra tokios mažos, kad bet kokiu atveju, kaip žvaigždžių statybinė medžiaga, atrodytų, kad jos gali neatsižvelgta. Tačiau iš tikrųjų jų vaidmuo yra puikus – būtent jie aušina karštas tarpžvaigždines dujas, paversdami jas tuo labai šaltu tankiu debesiu, iš kurio vėliau gaunamos žvaigždės.
Faktas yra tas, kad tarpžvaigždinės dujos negali pačios atvėsti. Elektroninė struktūra Vandenilio atomo energija yra tokia, kad jis gali atiduoti energijos perteklių, jei toks yra, skleisdamas šviesą matomoje ir ultravioletinėje spektro srityse, bet ne infraraudonųjų spindulių diapazone. Vaizdžiai tariant, vandenilis negali spinduliuoti šilumos. Norint tinkamai atvėsti, jam reikia „šaldytuvo“, kurio vaidmenį tiksliai atlieka tarpžvaigždinių dulkių dalelės.
Dideliu greičiu susidūrus su dulkių grūdeliais – skirtingai nei sunkesni ir lėtesni dulkių grūdeliai, dujų molekulės skrenda greitai – jos praranda greitį ir jų kinetinė energija perduodama dulkių grūdeliams. Jis taip pat įkaista ir atiduoda perteklinę šilumą aplinkinei erdvei, įskaitant infraraudonųjų spindulių pavidalą, o pats atvėsta. Taigi, perimdamos tarpžvaigždinių molekulių šilumą, dulkės veikia kaip savotiškas radiatorius, vėsinančios dujų debesį. Pagal masę jo nėra daug – apie 1% visos debesies medžiagos masės, tačiau to pakanka šilumos pertekliui pašalinti per milijonus metų.
Nukritus debesies temperatūrai krenta ir slėgis, debesis kondensuojasi ir iš jo jau gali gimti žvaigždės. Medžiagos, iš kurios gimė žvaigždė, likučiai savo ruožtu yra planetų formavimosi šaltinis. Čia dulkių dalelės jau įtrauktos į jų sudėtį ir didesniais kiekiais. Nes gimusi žvaigždė įkaista ir pagreitina visas aplinkui esančias dujas, o dulkės lieka skraidyti šalia. Juk jis sugeba atvėsti ir jį traukia nauja žvaigždė, daug stipresnė už atskiras dujų molekules. Galų gale šalia gimusios žvaigždės yra dulkių debesis, o periferijoje – dulkių prisotintos dujos. Ten gimsta tokios dujinės planetos kaip Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Na, šalia žvaigždės atsiranda kietos planetos. Mes turime Marsą, Žemę, Venerą ir Merkurijų. Pasirodo, gana aiškus padalijimas į dvi zonas: dujines ir kietąsias. Taigi žemė yra didžiąja dalimi pasirodė esantis iš tarpžvaigždinių dulkių dalelių. Metalinės dulkių dalelės tapo planetos šerdies dalimi, o dabar Žemė turi didžiulę geležinę šerdį.
Jaunosios visatos paslaptis
Jei galaktika susiformavo, tai iš kur atsiranda dulkės – iš esmės mokslininkai supranta. Reikšmingiausi jo šaltiniai – novos ir supernovos, kurios netenka dalies masės, „išmesdamos“ apvalkalą į supančią erdvę. Be to, dulkės taip pat gimsta besiplečiančioje raudonųjų milžinų atmosferoje, iš kur jas tiesiogine prasme nuneša radiacijos slėgis. Jų vėsioje, pagal žvaigždžių standartus, atmosferoje (apie 2,5–3 tūkst. kelvinų) yra gana daug gana sudėtingų molekulių.
Tačiau čia yra paslaptis, kuri dar nebuvo įminta. Visada buvo manoma, kad dulkės yra žvaigždžių evoliucijos produktas. Kitaip tariant, žvaigždės turi gimti, kurį laiką egzistuoti, pasenti ir, tarkime, gaminti dulkes paskutinio supernovos sprogimo metu. Kas buvo anksčiau, kiaušinis ar vištiena? Pirmosios dulkės, reikalingos žvaigždei gimti, arba pirmoji žvaigždė, kuri kažkodėl gimė be dulkių pagalbos, paseno, sprogo, suformuodama pačias pirmąsias dulkes.
Kas buvo pradžioje? Juk kai prieš 14 milijardų metų įvyko Didysis sprogimas, Visatoje buvo tik vandenilis ir helis, jokių kitų elementų! Būtent tada iš jų pradėjo kilti pirmosios galaktikos, didžiuliai debesys, o juose – pirmosios žvaigždės, kurios turėjo nueiti ilgą gyvenimo kelią. Termobranduolinės reakcijos žvaigždžių šerdyje turėjo „suvirinti“ sudėtingesnius cheminius elementus, paversti vandenilį ir helią anglimi, azotu, deguonimi ir pan., o tik po to žvaigždė turėjo išmesti visa tai į kosmosą, sprogdama ar palaipsniui numetęs apvalkalą. Tada ši masė turėjo atvėsti, atvėsti ir galiausiai virsti dulkėmis. Bet jau po 2 milijardų metų Didysis sprogimas, ankstyviausiose galaktikose buvo dulkių! Teleskopų pagalba jis buvo aptiktas galaktikose, kurios nuo mūsų nutolusios 12 milijardų šviesmečių. Tuo pačiu metu 2 milijardai metų yra per trumpas laikotarpis visam žvaigždės gyvavimo ciklui: per šį laiką dauguma žvaigždžių nespėja pasenti. Iš kur jaunojoje galaktikoje atsirado dulkės, jei ten turėtų būti tik vandenilis ir helis, yra paslaptis.
Tarpžvaigždinės dulkės ne tik veikia kaip universalus šaltnešis, galbūt dėl dulkių kosmose atsiranda sudėtingų molekulių.
Esmė ta, kad dulkių grūdelių paviršius vienu metu gali tarnauti kaip reaktorius, kuriame iš atomų susidaro molekulės, ir kaip jų sintezės reakcijų katalizatorius. Juk tikimybė, kad viename taške vienu metu susidurs daug skirtingų elementų atomų ir netgi sąveikaus tarpusavyje esant šiek tiek aukštesnei nei absoliučiam nuliui temperatūrai, neįsivaizduojamai maža. Kita vertus, tikimybė, kad dulkių grūdelis nuosekliai susidurs su įvairiais atomais ar molekulėmis skrydžio metu, ypač šalto tankaus debesies viduje, yra gana didelė. Tiesą sakant, taip ir atsitinka – taip iš ant jo sušalusių atomų ir molekulių susidaro tarpžvaigždinių dulkių grūdelių apvalkalas.
Ant kieto paviršiaus atomai yra vienas šalia kito. Migruoja per dulkių grūdelio paviršių ieškant energingiausio palanki padėtis, atomai susitinka ir, būdami arti, gauna galimybę reaguoti vienas su kitu. Žinoma, labai lėtai – pagal dulkių temperatūrą. Dalelių paviršius, ypač tų, kurių šerdyje yra metalo, gali turėti katalizatoriaus savybes. Chemikai Žemėje puikiai žino, kad veiksmingiausi katalizatoriai yra tik mikrono dalies dydžio dalelės, ant kurių surenkamos ir tada reaguoja molekulės, kurios normaliomis sąlygomis yra visiškai „abejingos“ viena kitai. Matyt, tokiu būdu susidaro ir molekulinis vandenilis: jo atomai „prilimpa“ prie dulkių grūdelio, o paskui nuskrenda nuo jo – bet jau poromis, molekulių pavidalu.
Labai gali būti, kad maži tarpžvaigždiniai dulkių grūdeliai, savo kiautuose sulaikę kelias organines molekules, tarp jų ir paprasčiausias aminorūgštis, pirmąsias „gyvybės sėklas“ į Žemę atnešė maždaug prieš 4 milijardus metų. Tai, žinoma, yra ne kas kita, kaip graži hipotezė. Tačiau jo naudai yra tai, kad aminorūgštis glicinas buvo rasta šaltų dujų ir dulkių debesyse. Gal yra ir kitų, tik kol kas teleskopų galimybės neleidžia jų aptikti.
Dulkių medžioklė
Žinoma, tarpžvaigždinių dulkių savybes galima tirti ir per atstumą – pasitelkus teleskopus ir kitus Žemėje ar jos palydovuose esančius instrumentus. Bet kur kas labiau vilioja gaudyti tarpžvaigždines dulkių daleles, o vėliau išsamiai tyrinėti, išsiaiškinti – ne teoriškai, o praktiškai, iš ko jos susideda, kaip išsidėsčiusios. Čia yra du variantai. Galite patekti į kosmoso gelmes, ten rinkti tarpžvaigždines dulkes, atnešti jas į Žemę ir visais įmanomais būdais analizuoti. Arba galite pabandyti išskristi iš Saulės sistemos ir pakeliui analizuoti dulkes tiesiai erdvėlaivyje, siųsdami gautus duomenis į žemę.
Pirmasis bandymas atnešti tarpžvaigždinių dulkių ir apskritai tarpžvaigždinės terpės medžiagos pavyzdžius NASA atliko prieš keletą metų. Erdvėlaivisįrengti specialūs spąstai – kolektoriai tarpžvaigždinėms dulkėms ir kosminėms vėjo dalelėms surinkti. Norint sugauti dulkių daleles neprarandant savo apvalkalo, spąstai buvo užpildyti specialia medžiaga – vadinamuoju aerogeliu. Ši labai lengva putojanti medžiaga (kurios sudėtis yra komercinė paslaptis) primena želė. Patekusios į jį, dulkių dalelės įstringa, o tada, kaip ir bet kokių spąstų, dangtis užsitrenkia, kad būtų atidarytas jau Žemėje.
Šis projektas vadinosi Stardust – Stardust. Jo programa puiki. Po paleidimo 1999 m. vasarį, laive esanti įranga galiausiai surinks tarpžvaigždinių dulkių ir atskirai dulkių pavyzdžius šalia kometos Wild-2, kuri praėjusių metų vasarį skrido netoli Žemės. Dabar su konteineriais, pripildytais šio vertingiausio krovinio, laivas išskrenda namo, kad nusileistų 2006 m. sausio 15 d. Jutos valstijoje, netoli Solt Leik Sičio (JAV). Štai tada – tada astronomai pagaliau savo akimis (žinoma, mikroskopo pagalba) išvys tas pačias dulkių daleles, kurių sudėties ir struktūros modelius jau numatė.
O 2001 m. rugpjūtį „Genesis“ skrido ieškoti medžiagos pavyzdžių iš gilios erdvės. Šiuo NASA projektu daugiausia buvo siekiama užfiksuoti saulės vėjo daleles. Kosmose praleidęs 1127 dienas, per kurias nuskrido apie 32 milijonus km, laivas grįžo ir į Žemę numetė kapsulę su gautais pavyzdžiais – spąstais su jonais, saulės vėjo dalelėmis. Deja, atsitiko nelaimė – parašiutas neatsidarė, o kapsulė iš visų jėgų nukrito ant žemės. Ir sudužo. Žinoma, nuolaužos buvo surinktos ir kruopščiai ištirtos. Tačiau 2005 m. kovo mėn. konferencijoje Hiustone programos dalyvis Don Barnetty pareiškė, kad keturi kolektoriai su saulės vėjo dalelėmis nebuvo paveikti, o mokslininkai aktyviai tiria jų turinį – 0,4 mg užfiksuoto saulės vėjo – Hiustone. .
Sveiki. Šioje paskaitoje su jumis kalbėsime apie dulkes. Bet ne apie tą, kuri kaupiasi tavo kambariuose, o apie kosmines dulkes. Kas tai?
Kosmoso dulkės yra labai mažos kietosios medžiagos dalelės, randamos bet kurioje visatos dalyje, įskaitant meteoritines dulkes ir tarpžvaigždinę medžiagą, galinčią sugerti žvaigždžių šviesą ir suformuoti tamsius ūkus galaktikose. Kai kuriose jūros nuosėdose randama apie 0,05 mm skersmens sferinių dulkių dalelių; manoma, kad tai yra tų 5000 tonų kosminių dulkių, kurios kasmet nukrenta ant Žemės rutulio, liekanos.
Mokslininkai mano, kad kosminės dulkės susidaro ne tik dėl susidūrimų, sunaikinant mažas kietosios medžiagos, bet ir dėl tarpžvaigždinių dujų tirštėjimo. Kosminės dulkės išsiskiria savo kilme: dulkės yra tarpgalaktinės, tarpžvaigždinės, tarpplanetinės ir aplinkplanetinės (dažniausiai žiedinėje sistemoje).
Kosminių dulkių grūdeliai daugiausia susidaro lėtai ištekančioje raudonųjų nykštukinių žvaigždžių atmosferoje, taip pat vykstant sprogstamiesiems procesams ant žvaigždžių ir greitai išstumiant dujas iš galaktikų branduolių. Kiti kosminių dulkių šaltiniai yra planetiniai ir protožvaigždiniai ūkai, žvaigždžių atmosfera ir tarpžvaigždiniai debesys.
Ištisi kosminių dulkių debesys, esantys Paukščių Taką sudarančių žvaigždžių sluoksnyje, neleidžia mums stebėti tolimų žvaigždžių spiečių. Žvaigždžių spiečius kaip Plejados yra visiškai panardintas į dulkių debesį. Dauguma ryškios žvaigždės, kurie yra šiame klasteryje, apšviečia dulkes, kaip žibintas apšviečia rūką naktį. Kosminės dulkės gali spindėti tik atspindėdamos šviesą.
Mėlyni šviesos spinduliai, einantys per kosmines dulkes, susilpnėja labiau nei raudoni, todėl mus pasiekianti žvaigždžių šviesa atrodo gelsva ir net rausva. Ištisi pasaulio erdvės regionai lieka uždaryti stebėjimui būtent dėl kosminių dulkių.
Tarpplanetinės dulkės, bent jau palyginti arti Žemės, yra gana gerai ištirtas dalykas. Užpildęs visą Saulės sistemos erdvę ir susitelkęs jos pusiaujo plokštumoje, jis didžiąja dalimi gimė dėl atsitiktinių asteroidų susidūrimų ir prie Saulės artėjančių kometų sunaikinimo. Tiesą sakant, dulkių sudėtis nesiskiria nuo į Žemę krentančių meteoritų sudėties: labai įdomu jas tyrinėti, ir šioje srityje dar reikia padaryti daug atradimų, tačiau atrodo, kad nėra čia intriga. Tačiau dėl šių dulkių geru oru vakaruose iškart po saulėlydžio arba rytuose prieš saulėtekį galite grožėtis blyškiu šviesos kūgiu virš horizonto. Tai vadinamasis zodiakas – saulės šviesa, išsklaidyta mažų kosminių dulkių dalelių.
Daug įdomesnės yra tarpžvaigždinės dulkės. Jo išskirtinis bruožas yra kietos šerdies ir apvalkalo buvimas. Atrodo, kad šerdį daugiausia sudaro anglis, silicis ir metalai. O apvalkalas daugiausia pagamintas iš dujinių elementų, užšaldytų branduolio paviršiuje, susikristalizavusių tarpžvaigždinės erdvės „gilaus užšalimo“ sąlygomis, o tai yra apie 10 kelvinų, vandenilio ir deguonies. Tačiau jame yra ir sudėtingesnių molekulių priemaišų. Tai amoniakas, metanas ir net poliatominės organinės molekulės, kurios klajodamos prilimpa prie dulkių grūdelio arba susidaro jos paviršiuje. Kai kurios iš šių medžiagų, žinoma, nuskrenda nuo jo paviršiaus, pavyzdžiui, veikiamos ultravioletinių spindulių, tačiau šis procesas yra grįžtamas – vienos išskrenda, kitos užšąla arba susintetina.
Jei galaktika susiformavo, tai iš kur atsiranda dulkės – iš esmės mokslininkai supranta. Reikšmingiausi jo šaltiniai – novos ir supernovos, kurios netenka dalies masės, „išmesdamos“ apvalkalą į supančią erdvę. Be to, dulkės taip pat gimsta besiplečiančioje raudonųjų milžinų atmosferoje, iš kur jas tiesiogine prasme nuneša radiacijos slėgis. Jų vėsioje, pagal žvaigždžių standartus, atmosferoje (apie 2,5–3 tūkst. kelvinų) yra gana daug gana sudėtingų molekulių.
Tačiau čia yra paslaptis, kuri dar nebuvo įminta. Visada buvo manoma, kad dulkės yra žvaigždžių evoliucijos produktas. Kitaip tariant, žvaigždės turi gimti, kurį laiką egzistuoti, pasenti ir, tarkime, gaminti dulkes paskutinio supernovos sprogimo metu. Kas buvo anksčiau, kiaušinis ar vištiena? Pirmosios dulkės, reikalingos žvaigždei gimti, arba pirmoji žvaigždė, kuri kažkodėl gimė be dulkių pagalbos, paseno, sprogo, suformuodama pačias pirmąsias dulkes.
Kas buvo pradžioje? Juk kai prieš 14 milijardų metų įvyko Didysis sprogimas, Visatoje buvo tik vandenilis ir helis, jokių kitų elementų! Būtent tada iš jų pradėjo kilti pirmosios galaktikos, didžiuliai debesys, o juose – pirmosios žvaigždės, kurios turėjo nueiti ilgą gyvenimo kelią. Termobranduolinės reakcijos žvaigždžių šerdyje turėjo „suvirinti“ sudėtingesnius cheminius elementus, paversti vandenilį ir helią anglimi, azotu, deguonimi ir pan., o tik po to žvaigždė turėjo išmesti visa tai į kosmosą, sprogdama ar palaipsniui numetęs apvalkalą. Tada ši masė turėjo atvėsti, atvėsti ir galiausiai virsti dulkėmis. Tačiau jau praėjus 2 milijardams metų po Didžiojo sprogimo, ankstyviausiose galaktikose buvo dulkių! Teleskopų pagalba jis buvo aptiktas galaktikose, kurios nuo mūsų nutolusios 12 milijardų šviesmečių. Tuo pačiu metu 2 milijardai metų yra per trumpas laikotarpis visam žvaigždės gyvavimo ciklui: per šį laiką dauguma žvaigždžių nespėja pasenti. Iš kur jaunojoje galaktikoje atsirado dulkės, jei ten turėtų būti tik vandenilis ir helis, yra paslaptis.
Žvelgdamas į laiką, profesorius šiek tiek nusišypsojo.
Bet jūs pabandysite šią paslaptį įminti namuose. Parašykime užduotį.
Namų darbai.
1. Pabandykite samprotauti, kas pasirodė pirma, pirmoji žvaigždė, ar tai vis dar dulkės?
Papildoma užduotis.
1. Praneškite apie bet kokias dulkes (tarpžvaigždines, tarpplanetines, aplinkines, tarpgalaktines)
2. Kompozicija. Įsivaizduokite save kaip mokslininką, paskirtą tirti kosmines dulkes.
3. Paveikslėliai.
naminis užduotis mokiniams:
1. Kodėl kosmose reikalingos dulkės?
Papildoma užduotis.
1. Praneškite apie bet kokias dulkes. Buvę mokyklos mokiniai prisimena taisykles.
2. Kompozicija. Kosminių dulkių išnykimas.
3. Paveikslėliai.
Kosminės dulkės materijos dalelės tarpžvaigždinėje ir tarpplanetinėje erdvėje. Šviesą sugeriantys kondensacijos K. p. matomi kaip tamsios dėmės Paukščių Tako nuotraukose. Šviesos susilpnėjimas dėl K. p. įtakos. tarpžvaigždinė absorbcija arba išnykimas nėra vienodas skirtingo ilgio elektromagnetinėms bangoms λ
, todėl žvaigždės parausta. Matomoje srityje išnykimas yra maždaug proporcingas λ-1, tuo tarpu artimoje ultravioletinėje srityje jis beveik nepriklauso nuo bangos ilgio, tačiau yra papildomas sugerties maksimumas šalia 1400 Å. Didžioji dalis išnykimo atsiranda dėl šviesos sklaidos, o ne dėl jos sugerties. Tai matyti iš atspindinčių ūkų, kuriuose yra kondensato laukų ir kurie matomi aplink B tipo žvaigždes ir kai kurias kitas žvaigždes, pakankamai ryškias, kad apšviestų dulkes, stebėjimų. Palyginus ūkų ir juos apšviečiančių žvaigždžių ryškumą, matyti, kad dulkių albedas yra didelis. Stebėtas išnykimas ir albedas leidžia daryti išvadą, kad C.P. susideda iš dielektrinių dalelių su metalų priemaiša, kurių dydis yra šiek tiek mažesnis nei 1 µm. Ultravioletinio išnykimo maksimumą galima paaiškinti tuo, kad dulkių grūdelių viduje yra apie 0,05 × 0,05 × 0,01 grafito dribsnių. µm. Dėl šviesos difrakcijos dalelės, kurios matmenys yra panašūs į bangos ilgį, šviesa daugiausia išsisklaido į priekį. Tarpžvaigždinė absorbcija dažnai sukelia šviesos poliarizaciją, kuri paaiškinama dulkių grūdelių savybių anizotropija (dielektrinių dalelių pailgos formos arba grafito laidumo anizotropija) ir jų tvarkinga orientacija erdvėje. Pastarasis paaiškinamas silpno tarpžvaigždinio lauko veikimu, kuris orientuoja dulkių grūdelius, kurių ilgoji ašis yra statmena jėgos linijai. Taigi, stebint toli poliarizuotą šviesą dangaus kūnai, galima spręsti apie lauko orientaciją tarpžvaigždinėje erdvėje. Santykinis dulkių kiekis nustatomas iš vidutinės šviesos sugerties Galaktikos plokštumoje vertės – nuo 0,5 iki kelių balų kiloparsekui regimojoje spektro srityje. Dulkių masė sudaro apie 1% tarpžvaigždinės medžiagos masės. Dulkės, kaip ir dujos, pasiskirsto nehomogeniškai, susidaro debesys ir tankesni dariniai – Globuliai. Rutuliuose dulkės yra aušinimo veiksnys, ekranuojantis žvaigždžių šviesą ir infraraudonųjų spindulių diapazone išspinduliuojantis energiją, kurią dulkių grūdeliai gauna iš neelastingų susidūrimų su dujų atomais. Dulkių paviršiuje atomai susijungia į molekules: dulkės yra katalizatorius. S. B. Pikelneris.
Didelis sovietinė enciklopedija. - M.: Tarybinė enciklopedija. 1969-1978 .
Pažiūrėkite, kas yra „kosmoso dulkės“ kituose žodynuose:
Kondensuotos medžiagos dalelės tarpžvaigždinėje ir tarpplanetinėje erdvėje. Remiantis šiuolaikinėmis koncepcijomis, kosminės dulkės susideda iš maždaug dalelių. 1 µm su grafito arba silikato šerdimi. Galaktikoje susidaro kosminės dulkės ... Didysis enciklopedinis žodynas
KOSMINĖS DULKĖS, labai mažos kietosios medžiagos dalelės, randamos bet kurioje visatos dalyje, įskaitant meteoritinę dulkes ir tarpžvaigždinę medžiagą, galinčią sugerti žvaigždžių šviesą ir formuoti tamsius ūkus galaktikose. Sferinis…… Mokslinis ir techninis enciklopedinis žodynas
KOSMINĖS DULKĖS- meteorų dulkės, taip pat mažiausios medžiagos dalelės, kurios sudaro dulkes ir kitus ūkus tarpžvaigždinėje erdvėje ... Didžioji politechnikos enciklopedija
kosminės dulkės- Labai mažos kietosios medžiagos dalelės, esančios pasaulio erdvėje ir krentančios į Žemę... Geografijos žodynas
Kondensuotos medžiagos dalelės tarpžvaigždinėje ir tarpplanetinėje erdvėje. Autorius šiuolaikinės idėjos, kosminės dulkės susideda iš maždaug 1 mikrono dydžio dalelių, kurių šerdis iš grafito arba silikato. Galaktikoje susidaro kosminės dulkės ... enciklopedinis žodynas
Erdvėje susidaro dalelės, kurių dydis svyruoja nuo kelių molekulių iki 0,1 mm. Kasmet Žemės planetoje nusėda 40 kilotonų kosminių dulkių. Kosmines dulkes galima atskirti ir pagal astronominę padėtį, pvz.: tarpgalaktinės dulkės, ... ... Vikipedija
kosminės dulkės- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. kosminės dulkės; tarpžvaigždinės dulkės; kosmoso dulkių vok. tarpžvaigždininkas Staubas, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kosminės dulkės, f; tarpžvaigždinės dulkės, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas
kosminės dulkės- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. atitikmenys: angl. kosmoso dulkių vok. kosmischer Staub, m rus. kosminės dulkės, f ... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas
Dalelės, kondensuotos va tarpžvaigždinėje ir tarpplanetinėje erdvėje. Pagal šiuolaikinį į reprezentacijas, K. prekė susideda iš dalelių, kurių dydis apytiksliai. 1 µm su grafito arba silikato šerdimi. Galaktikoje kosminiai spinduliai sudaro debesų ir rutuliukų sankaupas. Kvietimas…… Gamtos mokslai. enciklopedinis žodynas
Kondensuotos medžiagos dalelės tarpžvaigždinėje ir tarpplanetinėje erdvėje. Sudarytas iš maždaug 1 mikrono dydžio dalelių su grafito arba silikato šerdimi, galaktikoje sudaro debesis, dėl kurių susilpnėja žvaigždžių skleidžiama šviesa ir ... ... Astronomijos žodynas
Knygos
- 99 astronomijos paslaptys, Serdtseva N. Šioje knygoje slypi 99 astronomijos paslaptys. Atidarykite jį ir sužinokite, kaip veikia Visata, iš ko susidaro kosminės dulkės ir iš kur atsiranda juodosios skylės. . Juokingi ir paprasti dainų tekstai...
Mokslas
Mokslininkai pastebėjo didelį kosminių dulkių debesį, susidarantį po supernovos sprogimo.
Kosminės dulkės gali atsakyti į klausimus apie kaip žemėje atsirado gyvybė- ar jis atsirado čia, ar buvo atneštas su kometomis, kurios nukrito į Žemę, ar čia vanduo buvo nuo pat pradžių, ar jis buvo atgabentas ir iš kosmoso.
Neseniai užfiksuotas kosminių dulkių debesies vaizdas, atsiradęs po supernovos sprogimo, įrodo, kadsupernovosgali pagaminti pakankamai kosmoso dulkės sukurti tokias planetas kaip mūsų Žemė.
Be to, mokslininkai mano šių dulkių pakanka sukurti tūkstančius toksplanetos kaip žemė.
Teleskopo duomenys rodo šiltas dulkes ( balta spalva), kuris išliko supernovos liekanos viduje. Supernovos liekanos debesis Šaulys Rytai rodomi mėlyna spalva. Radijo spinduliuotė (raudona) rodo besiplečiančią smūginę bangą, kuri susiduria su aplinkiniais tarpžvaigždiniais debesimis (žalia spalva).
Verta paminėti, kad kosminės dulkės dalyvavo kuriant mūsų planetą ir daugelį kitų. kosminiai kūnai. Jisusideda iš mažų iki 1 mikrometro dydžio dalelių.
Šiandien jau žinoma, kad kometose yra pirmykščių dulkių, kurioms yra milijardai metų ir kurios Pagrindinis vaidmuo formuojantis saulės sistemai. Ištyrę šias dulkes galite daug sužinoti apiekaip buvo pradėta kurti visata ir mūsų saulės sistemavisų pirma, taip pat sužinoti daugiau apie pirmųjų organinių medžiagų ir vandens sudėtį.
Pasak Ryano Lau iš Kornelio universiteto Itakoje, Niujorke,blykstė,neseniainufotografuotas teleskopu, įvyko prieš 10 000 metų, todėl susidaro pakankamai didelis dulkių debesisgavo 7000 planetų, panašių į Žemę.
Supernovos (Supernovos) stebėjimai
Naudojant Stratosferos infraraudonųjų spindulių astronomijos observatorija (SOFIA), mokslininkai ištyrė radiacijos intensyvumą ir sugebėjo apskaičiuoti bendrą debesyje esančių kosminių dulkių masę.
Verta paminėti, kad SOFIA yra sąnarys NASA ir Vokietijos oro ir kosmoso centro projektas. Projekto tikslas – sukurti ir panaudoti Cassegrain teleskopą „Boeing 474“ lėktuve.
Skrydžio metu 12-14 kilometrų aukštyje, 2,5 metro apimties teleskopas gali sukurti kosmoso nuotraukas, savo kokybe artimas kosminių observatorijų nuotraukoms.
Lau vadovaujama komanda naudojo SOFIA teleskopą su specialia kameraFORCAST laivepadaryti infraraudonųjų spindulių nuotraukas iš kosminio dulkių debesies, dar žinomo kaip supernovos liekana Šaulys A Vostok. FORCAST yrainfraraudonųjų spindulių kamera, skirta aptikti mažo kontrasto objektus.