Zdravo!

Danas ćemo razgovarati o vrlo zanimljiva tema povezan sa takvom naukom kao što je astronomija! Hajde da pričamo o svemirskoj prašini. Pretpostavljam da su mnogi od vas prvi put čuli za to. Dakle, treba da ispričaš o njoj sve što samo ja znam! U školi – astronomija mi je bila jedan od omiljenih predmeta, reći ću više – najdraži, jer sam upravo iz astronomije položio ispit. Iako sam dobila 13. kartu, koja je bila najteža, položila sam ispit odlično i bila zadovoljna!

Ako je sasvim pristupačno reći šta je kosmička prašina, onda se od kosmičke materije, na primjer, od asteroida mogu zamisliti svi fragmenti koji se nalaze samo u Univerzumu. A Univerzum ipak nije samo Svemir! Ne brkajte, dragi moji i dobri! Univerzum je cijeli naš svijet - cijeli naš ogromni globus!

Kako nastaje svemirska prašina?

Na primjer, kosmička prašina može nastati kada se dva asteroida sudare u svemiru i prilikom sudara se razbiju na male čestice. Mnogi naučnici su također skloni vjerovati da je njegovo formiranje povezano sa zgušnjavanjem međuzvjezdanog plina.

Kako nastaje svemirska prašina?

Kako nastaje, upravo smo saznali, sada ćemo naučiti kako nastaje. Po pravilu, ova zrna prašine jednostavno nastaju u atmosferama crvenih zvijezda, ako ste čuli, takve crvene zvijezde nazivaju se i patuljastim zvijezdama; nastaju kada se na zvijezdama dese razne eksplozije; kada se gas aktivno izbacuje iz samih jezgara galaksija; protozvezdana i planetarna maglina - takođe doprinosi njenom nastanku, međutim, kao i sama zvezdana atmosfera i međuzvjezdani oblaci.

Koje se vrste kosmičke prašine mogu razlikovati, s obzirom na njeno porijeklo?

Što se tiče vrsta, u pogledu porijekla razlikujemo sljedeće vrste:

međuzvjezdani tip prašine, kada se dogodi eksplozija na zvijezdama, dolazi do ogromnog oslobađanja plina i snažnog oslobađanja energije

intergalaktički,

međuplanetarni,

cirkumplanetarni: pojavio se kao "smeće", ostaci, nakon formiranja drugih planeta.

Postoje li vrste koje nisu klasificirane prema porijeklu, već prema vanjskim karakteristikama?

crni krugovi, mali, sjajni

crni krugovi, ali veće veličine, grube površine

krugovi su crno-bijele kuglice, koje u svom sastavu imaju silikatnu osnovu

krugovi, koji se sastoje od stakla i metala, heterogeni su i mali (20 nm)

krugovi slični magnetitnom prahu, crni su i izgledaju kao crni pijesak

krugovi nalik pepelu i šljaci

vrsta koja je nastala sudarom asteroida, kometa, meteorita

Srećno pitanje! Naravno da može. I od sudara meteorita, takođe. Od sudara bilo kojeg nebeskog tijela moguće je njegovo formiranje.

Pitanje formiranja i porijekla kosmičke prašine je još uvijek kontroverzno, a različiti naučnici iznose svoja gledišta, ali možete se pridržavati jednog ili dva stajališta koja su vam bliska po ovom pitanju. Na primjer, onaj koji je razumljiviji.

Uostalom, čak ni s obzirom na njegovu vrstu ne postoji apsolutno tačna klasifikacija!

kuglice čija je osnova homogena; njihova ljuska je oksidirana;

kuglice čija je osnova silikat; budući da imaju inkluzije plina, njihov izgled je često sličan šljaci ili pjeni;

kuglice, čija je osnova metal sa jezgrom od nikla i kobalta; ljuska je također oksidirana;

krugovi čije je punjenje šuplje.

mogu biti ledeni, a njihova školjka se sastoji od lakih elemenata; u velikim česticama leda postoje čak i atomi koji imaju magnetna svojstva,

krugovi sa inkluzijama silikata i grafita,

krugovi koji se sastoje od oksida, koji su zasnovani na dvoatomskim oksidima:

Svemirska prašina nije u potpunosti shvaćena! Puno je otvorenih pitanja, jer su kontroverzna, ali mislim da još uvijek imamo glavne ideje!

Po masi, čvrste čestice prašine čine zanemarljiv dio Univerzuma, ali zahvaljujući međuzvjezdane prašine zvijezde, planete i ljudi koji proučavaju svemir i jednostavno se dive zvijezdama su se pojavili i nastavljaju da se pojavljuju. Kakva je to supstanca ova kosmička prašina? Šta ljude tjera da opremaju ekspedicije u svemir vrijedne godišnjeg budžeta male države u nadi da će samo, a ne sa čvrstom sigurnošću, izvući i donijeti na Zemlju barem malu šaku međuzvjezdane prašine?

Između zvezda i planeta

Prašina se u astronomiji naziva malim, djelićima mikrona veličine, čvrstim česticama koje lete u svemiru. Kosmička prašina se često uslovno dijeli na međuplanetarnu i međuzvjezdanu prašinu, iako, očito, međuzvjezdani ulazak u međuplanetarni prostor nije zabranjen. Samo ga pronaći tamo, među "lokalnom" prašinom, nije lako, vjerovatnoća je mala, a njegova svojstva u blizini Sunca mogu se značajno promijeniti. Sada, ako odletite daleko, do granica Sunčevog sistema, tamo je vjerovatnoća da ćete uhvatiti pravu međuzvjezdanu prašinu vrlo velika. Idealna opcija je da se u potpunosti prevaziđe solarni sistem.

Prašina je međuplanetarna, u svakom slučaju, u relativnoj blizini Zemlje - materija je prilično proučena. Ispunjavajući čitav prostor Sunčevog sistema i koncentrisan u ravni njegovog ekvatora, rođen je najvećim delom kao rezultat slučajnih sudara asteroida i uništavanja kometa koje se približavaju Suncu. Sastav prašine se, naime, ne razlikuje od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ga je zanimljivo proučavati, a još uvijek ima mnogo otkrića u ovoj oblasti, ali čini se da nema posebnog intriga ovde. Ali zahvaljujući ovoj posebnoj prašini, po lijepom vremenu na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedim stošcima svjetlosti iznad horizonta. To je takozvana zodijačka sunčeva svjetlost, raspršena malim česticama kosmičke prašine.

Mnogo zanimljivija je međuzvjezdana prašina. Njegova karakteristična karakteristika je prisustvo čvrstog jezgra i ljuske. Čini se da se jezgro sastoji uglavnom od ugljika, silicija i metala. A ljuska je uglavnom napravljena od plinovitih elemenata zamrznutih na površini jezgra, kristaliziranih u uvjetima "dubokog zamrzavanja" međuzvjezdanog prostora, a to je oko 10 kelvina, vodonik i kisik. Međutim, u njemu postoje nečistoće molekula i to još složenije. To su amonijak, metan, pa čak i poliatomski organski molekuli koji se zalijepe za zrno prašine ili se formiraju na njegovoj površini tokom lutanja. Neke od ovih tvari, naravno, odlijeću s njegove površine, na primjer, pod utjecajem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se smrzavaju ili se sintetiziraju.

Sada, u prostoru između zvijezda ili blizu njih, naravno, ne kemijske, već fizičke, odnosno spektroskopske, već su pronađene metode: voda, oksidi ugljika, dušika, sumpora i silicija, hlorovodonik, amonijak, acetilen, organske kiseline, kao što su mravlja i sirćetna, etil i metil alkoholi, benzen, naftalen. Čak su pronašli i aminokiselinu glicin!

Bilo bi zanimljivo uhvatiti i proučavati međuzvjezdanu prašinu koja prodire u Sunčev sistem i vjerovatno pada na Zemlju. Problem "hvatanja" nije lak, jer malo čestica međuzvjezdane prašine uspijeva zadržati svoj ledeni "kaput" na suncu, posebno u Zemljinoj atmosferi. Veliki se previše zagrevaju, njihova kosmička brzina se ne može brzo ugasiti, a čestice prašine „gore“. Mali, međutim, godinama planiraju u atmosferi, zadržavajući dio školjke, ali ovdje nastaje problem njihovog pronalaženja i identifikacije.

Postoji još jedan vrlo intrigantan detalj. Radi se o prašini, čije jezgre se sastoje od ugljika. Ugljik koji se sintetizira u jezgri zvijezda i odlazi u svemir, na primjer, iz atmosfere zvijezda koje stare (poput crvenih divova), leteći u međuzvjezdani prostor, hladi se i kondenzira na sličan način kao nakon vruće dnevne magle iz ohlađene vode. para se skuplja u nizinama. U zavisnosti od uslova kristalizacije, mogu se dobiti slojevite strukture grafita, dijamantskih kristala (zamislite samo čitave oblake sićušnih dijamanata!), pa čak i šuplje kugle atoma ugljenika (fulerena). A u njima su, možda, kao u sefu ili kontejneru, pohranjene čestice atmosfere vrlo drevne zvijezde. Pronalaženje takvih čestica prašine bio bi veliki uspjeh.

Gdje se nalazi svemirska prašina?

Mora se reći da je sam koncept kosmičkog vakuuma kao nečeg potpuno praznog dugo ostao samo poetska metafora. Zapravo, čitav prostor Univerzuma, i između zvijezda i galaksija, ispunjen je materijom, teče elementarne čestice, zračenje i polja magnetna, električna i gravitaciona. Sve što se može dodirnuti, relativno govoreći, su gas, prašina i plazma, čiji doprinos ukupnoj masi Univerzuma, prema različitim procenama, iznosi samo oko 12% sa prosečnom gustinom od oko 10-24 g/cm 3 . Gasa u svemiru ima najviše, skoro 99%. To su uglavnom vodonik (do 77,4%) i helijum (21%), ostatak čini manje od dva procenta mase. A tu je i prašina po masi, skoro sto puta manja od gasa.

Iako je ponekad praznina u međuzvjezdanom i međugalaktičkom prostoru gotovo idealna: ponekad postoji 1 litar prostora za jedan atom materije! Takav vakuum ne postoji ni u zemaljskim laboratorijama ni u Sunčevom sistemu. Za poređenje možemo navesti sljedeći primjer: u 1 cm 3 zraka koji udišemo nalazi se otprilike 30.000.000.000.000.000.000 molekula.

Ova materija je vrlo neravnomjerno raspoređena u međuzvjezdanom prostoru. Većina međuzvjezdanog plina i prašine formira sloj plina i prašine u blizini ravni simetrije galaktičkog diska. Njegova debljina u našoj galaksiji je nekoliko stotina svjetlosnih godina. Većina gasa i prašine u njegovim spiralnim granama (rukovima) i jezgru koncentrisana je uglavnom u džinovskim molekularnim oblacima veličine od 5 do 50 parseka (16160 svetlosnih godina) i težine desetina hiljada, pa čak i miliona solarnih masa. Ali čak i unutar ovih oblaka, materija je takođe raspoređena nehomogeno. U glavnom volumenu oblaka, takozvanom krznenom kaputu, uglavnom od molekularnog vodonika, gustina čestica je oko 100 komada po 1 cm 3. U zgušnjavanju unutar oblaka dostiže desetine hiljada čestica po 1 cm 3 , a u jezgrima ovih zgušnjavanja, općenito, milione čestica po 1 cm 3 . Upravo je ova neravnomjernost u distribuciji materije u Univerzumu ono što duguje postojanje zvijezda, planeta i, konačno, nas samih. Zbog toga što se u molekularnim oblacima, gustim i relativno hladnim, rađaju zvijezde.

Ono što je zanimljivo: što je veća gustina oblaka, to je raznovrsniji po sastavu. Istovremeno, postoji korespondencija između gustoće i temperature oblaka (ili njegovih pojedinačnih dijelova) i onih tvari čiji se molekuli tamo susreću. S jedne strane, ovo je zgodno za proučavanje oblaka: promatranjem njihovih pojedinačnih komponenti u različitim spektralnim rasponima duž karakterističnih linija spektra, na primjer, CO, OH ili NH 3, možete "zagledati" u jedan ili drugi dio to. S druge strane, podaci o sastavu oblaka nam omogućavaju da naučimo mnogo o procesima koji se u njemu odvijaju.

Osim toga, u međuzvjezdanom prostoru, sudeći po spektrima, postoje i supstance čije je postojanje u zemaljskim uslovima jednostavno nemoguće. To su joni i radikali. Njihova hemijska aktivnost je toliko visoka da odmah reaguju na Zemlji. A u razrijeđenom hladnom prostoru svemira žive dugo i sasvim slobodno.

Općenito, plin u međuzvjezdanom prostoru nije samo atomski. Tamo gdje je hladnije, ne više od 50 kelvina, atomi uspijevaju ostati zajedno, formirajući molekule. Međutim, velika masa međuzvjezdanog plina je još uvijek u atomskom stanju. Ovo je uglavnom vodonik, njegov neutralni oblik otkriven je relativno nedavno 1951. Kao što znate, emituje radio talase dužine 21 cm (frekvencija 1420 MHz), čiji je intenzitet određivao koliki je u Galaksiji. Uzgred, nehomogeno je raspoređen u prostoru između zvijezda. U oblacima atomskog vodika, njegova koncentracija doseže nekoliko atoma po 1 cm3, ali između oblaka je za redove veličine manja.

Konačno, u blizini vrućih zvijezda, plin postoji u obliku jona. Snažno ultraljubičasto zračenje zagrijava i ionizira plin i on počinje svijetliti. Zato područja sa visokom koncentracijom vrelog gasa, sa temperaturom od oko 10.000 K, izgledaju kao svetleći oblaci. Nazivaju se maglinama lakih gasova.

I u bilo kojoj maglini, u većoj ili manjoj mjeri, postoji međuzvjezdana prašina. Unatoč činjenici da se magline uvjetno dijele na prašnjave i plinovite, u obje ima prašine. A u svakom slučaju, prašina je ta koja očigledno pomaže da se zvijezde formiraju u dubinama maglina.

maglenih objekata

Među svim svemirskim objektima, magline su možda i najljepše. Istina, tamne magline u vidljivom opsegu izgledaju baš kao crne mrlje na nebu - najbolje ih je posmatrati na pozadini Mliječnog puta. Ali u drugim opsezima elektromagnetnih talasa, kao što je infracrveno, oni su vrlo dobro vidljivi i slike su veoma neobične.

Magline su izolirane u svemiru, povezane gravitacijskim silama ili vanjskim pritiskom, nakupinama plina i prašine. Njihova masa može biti od 0,1 do 10.000 solarnih masa, a veličina od 1 do 10 parseka.

U početku su astronome nervirale magline. Sve do sredine 19. veka otkrivene magline su smatrane dosadnom smetnjom koja je sprečavala posmatranje zvezda i traženje novih kometa. Godine 1714. Englez Edmond Halley, čije ime nosi slavna kometa, čak je sastavio "crnu listu" od šest maglina kako ne bi dovele "hvatače kometa" u zabludu, a Francuz Charles Messier proširio je ovu listu na 103 objekta. Na sreću, muzičar Sir William Herschel, njegova sestra i sin, koji je bio zaljubljen u astronomiju, zainteresovali su se za magline. Posmatrajući nebo vlastitim izgrađenim teleskopima, za sobom su ostavili katalog maglina i zvjezdanih jata, s podacima o 5.079 svemirskih objekata!

Herschelovi su praktično iscrpili mogućnosti optičkih teleskopa tih godina. Međutim, pronalazak fotografije i dugo vrijeme ekspozicije omogućili su pronalaženje vrlo slabo svjetlećih objekata. Nešto kasnije, spektralne metode analize, promatranja u različitim rasponima elektromagnetnih valova omogućili su u budućnosti ne samo otkrivanje mnogih novih maglina, već i utvrđivanje njihove strukture i svojstava.

Međuzvjezdana maglina izgleda sjajno u dva slučaja: ili je toliko vruća da sam plin svijetli, takve se magline nazivaju emisione magline; ili je sama maglina hladna, ali njena prašina raspršuje svetlost obližnje sjajne zvezde, ovo je odrazna maglina.

Tamne magline su takođe međuzvjezdane kolekcije gasa i prašine. Ali za razliku od svjetlosnih gasovitih maglina, ponekad vidljivih čak i jakim dvogledom ili teleskopom, kao što je Orionova maglina, tamne magline ne emituju svjetlost, već je apsorbiraju. Kada svjetlost zvijezde prođe kroz takve magline, prašina je može u potpunosti apsorbirati, pretvarajući je u infracrveno zračenje nevidljivo oku. Stoga takve magline izgledaju kao padovi bez zvijezda na nebu. V. Herschel ih je nazvao "rupama na nebu". Možda najspektakularnija od njih je maglina Konjska glava.

Međutim, čestice prašine možda neće u potpunosti apsorbirati svjetlost zvijezda, već je samo djelimično raspršiti, i to selektivno. Činjenica je da je veličina međuzvjezdanih čestica prašine bliska talasnoj dužini plave svjetlosti, pa se ona jače raspršuje i apsorbira, a do nas bolje dopire „crveni“ dio svjetlosti zvijezda. Inače, ovo je dobar način da se procijeni veličina zrna prašine prema tome kako prigušuju svjetlost različitih valnih dužina.

zvezda iz oblaka

Razlozi nastanka zvijezda nisu precizno utvrđeni, postoje samo modeli koji manje-više pouzdano objašnjavaju eksperimentalne podatke. Osim toga, načini formiranja, svojstva i dalja sudbina zvijezda su vrlo raznoliki i zavise od vrlo mnogo faktora. Međutim, postoji dobro utvrđen koncept, odnosno najrazvijenija hipoteza, čija je suština, najopćenitije rečeno, da se zvijezde formiraju iz međuzvjezdanog plina u područjima sa povećanom gustinom materije, tj. dubine međuzvjezdanih oblaka. Prašina kao materijal bi se mogla zanemariti, ali njena uloga u formiranju zvijezda je ogromna.

To se događa (u najprimitivnijoj verziji, za jednu zvijezdu), naizgled, ovako. Prvo, protozvjezdani oblak se kondenzira iz međuzvjezdanog medija, što može biti posljedica gravitacijske nestabilnosti, ali razlozi mogu biti različiti i još uvijek nisu u potpunosti shvaćeni. Na ovaj ili onaj način, on se skuplja i privlači materiju iz okolnog prostora. Temperatura i pritisak u njegovom središtu rastu sve dok se molekuli u središtu ove gasne kugle koja se skuplja ne počnu raspadati na atome, a zatim na ione. Takav proces hladi gas, a pritisak unutar jezgra naglo opada. Jezgro je komprimirano, a udarni val se širi unutar oblaka, odbacujući njegove vanjske slojeve. Formira se protozvijezda, koja se nastavlja smanjivati ​​pod utjecajem gravitacijskih sila sve dok u njenom središtu ne počnu reakcije termonuklearne fuzije - pretvaranje vodika u helij. Kompresija se nastavlja neko vrijeme, sve dok se sile gravitacijske kompresije ne izbalansiraju silama plina i radijantnog pritiska.

Jasno je da je masa formirane zvijezde uvijek manja od mase magline koja ju je "proizvela". Deo materije koja nije stigla da padne na jezgro udarnim talasom „izbriše“ se, zračenje i čestice tokom ovog procesa jednostavno teku u okolni prostor.

Na proces formiranja zvijezda i zvjezdanih sistema utiču mnogi faktori, uključujući i magnetsko polje, koje često doprinosi „razbijanju“ protozvezdanog oblaka na dva, rjeđe tri fragmenta, od kojih je svaki sabijen u svoju protozvezdu ispod uticaja gravitacije. Tako se, na primjer, mnogi udvostručuju zvezdani sistemi dvije zvijezde koje se okreću oko zajedničkog centra mase i kreću se u svemiru kao cjelini.

Kako "starenje" nuklearnog goriva u utrobi zvijezda postepeno sagorijeva, i što brže, više zvijezda. U ovom slučaju, vodikov ciklus reakcija zamjenjuje se helijumom, a zatim, kao rezultat reakcija nuklearne fuzije, nastaju sve teži kemijski elementi, sve do željeza. Na kraju, jezgro, koje ne prima više energije iz termonuklearnih reakcija, naglo se smanjuje u veličini, gubi svoju stabilnost, a njegova tvar, takoreći, pada na sebe. Dolazi do snažne eksplozije tokom koje se materija može zagrijati do milijardi stupnjeva, a interakcije između jezgara dovode do stvaranja novih kemijskih elemenata, do onih najtežih. Eksplozija je praćena oštrim oslobađanjem energije i oslobađanjem materije. Zvijezda eksplodira, proces koji se naziva eksplozija supernove. Na kraju, zvijezda će se, ovisno o masi, pretvoriti u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

To se vjerovatno i događa. U svakom slučaju, nema sumnje da su mlade, odnosno vruće zvijezde i njihova jata najviše samo u maglinama, odnosno u područjima sa povećanom gustinom plina i prašine. To se jasno vidi na fotografijama snimljenim teleskopima u različitim rasponima talasnih dužina.

Naravno, ovo nije ništa drugo do najgrublji sažetak slijeda događaja. Za nas su dvije tačke suštinski važne. Prvo, koja je uloga prašine u formiranju zvijezda? A drugo odakle, u stvari, dolazi?

Univerzalno rashladno sredstvo

U ukupnoj masi kosmičke materije, sama prašina, odnosno atomi ugljika, silicijuma i nekih drugih elemenata spojenih u čvrste čestice, toliko je mala da su, u svakom slučaju, građevinski materijal za zvijezde, čini se da se ne može uzeti u obzir. Međutim, u stvari, njihova uloga je velika, upravo oni hlade vreli međuzvezdani gas, pretvarajući ga u taj veoma hladan gusti oblak iz kojeg se potom dobijaju zvezde.

Činjenica je da međuzvezdani gas ne može sam da se ohladi. Elektronska struktura atoma vodika je takva da može odustati od viška energije, ako postoji, emitujući svjetlost u vidljivom i ultraljubičastom području spektra, ali ne u infracrvenom području. Slikovito rečeno, vodonik ne može zračiti toplotu. Da bi se pravilno ohladio, potreban mu je “frižider”, čiju ulogu igraju upravo čestice međuzvjezdane prašine.

Prilikom sudara s česticama prašine velikom brzinom, za razliku od težih i sporijih čestica prašine, molekule plina lete brzo, gube brzinu i svoju kinetička energija prebačen u prašinu. Takođe se zagreva i odaje taj višak toplote u okolni prostor, uključujući i u obliku infracrvenog zračenja, dok se sam hladi. Dakle, preuzimajući toplinu međuzvjezdanih molekula, prašina djeluje kao neka vrsta radijatora, hladeći oblak plina. Njegova masa nije velika - oko 1% mase cjelokupne tvari oblaka, ali to je dovoljno za uklanjanje viška topline tokom miliona godina.

Kada temperatura oblaka padne, padne i pritisak, oblak se kondenzuje i iz njega se već mogu roditi zvezde. Ostaci materijala iz kojeg je zvijezda rođena su, zauzvrat, izvor za formiranje planeta. Ovdje su čestice prašine već uključene u njihov sastav, i to u većim količinama. Jer, rođena, zvijezda se zagrijava i ubrzava sav plin oko sebe, a prašina ostaje da leti u blizini. Na kraju krajeva, on je u stanju da se ohladi i privlači ga nova zvijezda mnogo jača od pojedinačnih molekula plina. Na kraju, pored novorođene zvijezde je oblak prašine, a na periferiji plin zasićen prašinom.

Tu se rađaju plinovite planete kao što su Saturn, Uran i Neptun. Pa, čvrste planete se pojavljuju blizu zvijezde. Imamo Mars, Zemlju, Veneru i Merkur. Ispada prilično jasna podjela na dvije zone: plinovite planete i čvrste. Tako se pokazalo da je Zemlja u velikoj mjeri napravljena od međuzvjezdanih čestica prašine. Metalne čestice prašine postale su dio jezgra planete, a sada Zemlja ima ogromno željezno jezgro.

Misterija mladog univerzuma

Ako se formirala galaksija, odakle onda prašina? U principu, naučnici razumiju. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, "izbacujući" školjku u okolni prostor. Osim toga, prašina se također rađa u širenju atmosfere crvenih divova, odakle je doslovno odnese pritisak radijacije. U njihovoj hladnoj, po standardima zvijezda, atmosferi (oko 2,5 3 hiljade kelvina) ima dosta relativno složenih molekula.

Ali evo misterije koja još nije riješena. Oduvijek se vjerovalo da je prašina proizvod evolucije zvijezda. Drugim riječima, zvijezde se moraju roditi, postojati neko vrijeme, ostarjeti i, recimo, proizvesti prašinu u posljednjoj eksploziji supernove. Ali šta je bilo prvo, jaje ili kokoška? Prva prašina neophodna za rođenje zvijezde, ili prva zvijezda, koja se iz nekog razloga rodila bez pomoći prašine, ostarjela je, eksplodirala, formirajući prvu prašinu.

Šta je bilo na početku? Na kraju krajeva, kada se Veliki prasak dogodio prije 14 milijardi godina, u svemiru su postojali samo vodonik i helijum, nema drugih elemenata! Tada su iz njih počele da izranjaju prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvezde, koje su morale da prođu dugo životni put. Termonuklearne reakcije u jezgri zvijezda trebale su “zavariti” složenije kemijske elemente, pretvoriti vodik i helij u ugljik, dušik, kisik i tako dalje, a tek nakon toga zvijezda je sve to morala baciti u svemir, eksplodirajući ili postepeno ispuštanje školjke. Zatim se ova masa morala ohladiti, ohladiti i na kraju pretvoriti u prašinu. Ali već 2 milijarde godina nakon Velikog praska, u najranijim galaksijama, bila je prašina! Uz pomoć teleskopa otkriven je u galaksijama koje su 12 milijardi svjetlosnih godina udaljene od naše. Istovremeno, 2 milijarde godina je prekratak period za kompletan životni ciklus zvijezde: za to vrijeme većina zvijezda nema vremena da ostari. Odakle prašina u mladoj galaksiji, ako ne bi trebalo da postoji ništa osim vodonika i helijuma, misterija.

Mote reactor

Ne samo da međuzvjezdana prašina djeluje kao neka vrsta univerzalnog rashladnog sredstva, već se možda zahvaljujući prašini pojavljuju složeni molekuli u svemiru.

Činjenica je da površina zrna prašine može istovremeno služiti kao reaktor u kojem se molekule formiraju iz atoma i kao katalizator za reakcije njihove sinteze. Na kraju krajeva, vjerovatnoća da će se mnogo atoma različitih elemenata sudariti odjednom u jednoj tački, pa čak i međusobno djelovati na temperaturi malo iznad apsolutne nule, nezamislivo je mala. S druge strane, vjerovatnoća da će se zrno prašine sekvencijalno sudariti u letu s raznim atomima ili molekulima, posebno unutar hladnog gustog oblaka, prilično je velika. Zapravo, to se dešava tako da se od atoma i molekula koji su naišli na zamrznute na njoj formira ljuska međuzvjezdanih zrna prašine.

Na čvrstoj površini atomi su jedan pored drugog. Migrirajući preko površine zrna prašine u potrazi za energetski najpovoljnijom pozicijom, atomi se susreću i, nalazeći se u neposrednoj blizini, dobijaju priliku da međusobno reaguju. Naravno, vrlo sporo u skladu sa temperaturom zrna prašine. Površina čestica, posebno onih koje sadrže metal u jezgru, može pokazati svojstva katalizatora. Hemičari na Zemlji dobro su svjesni da su najefikasniji katalizatori samo čestice veličine djelića mikrona, na kojima se sklapaju molekuli i zatim reaguju, koji su u normalnim uvjetima potpuno „indiferentni“ jedni prema drugima. Očigledno, i molekularni vodonik nastaje na ovaj način: njegovi atomi se "lijepe" za zrno prašine, a zatim odlete od njega, ali već u parovima, u obliku molekula.

Vrlo je moguće da su mala međuzvjezdana zrnca prašine, koja su u svojoj ljusci zadržala nekoliko organskih molekula, uključujući najjednostavnije aminokiseline, donijela prvo "sjeme života" na Zemlju prije otprilike 4 milijarde godina. Ovo, naravno, nije ništa drugo do lijepa hipoteza. Ali u prilog tome ide i činjenica da je aminokiselina glicin pronađena u sastavu hladnih oblaka gasa i prašine. Možda ima i drugih, samo što zasad mogućnosti teleskopa ne dozvoljavaju da se otkriju.

Lov na prašinu

Moguće je, naravno, proučavati svojstva međuzvjezdane prašine na daljinu uz pomoć teleskopa i drugih instrumenata koji se nalaze na Zemlji ili na njenim satelitima. Ali mnogo je primamljivije uhvatiti čestice međuzvjezdane prašine, a zatim ih detaljno proučiti, saznati ne teoretski, već praktično, od čega se sastoje, kako su raspoređene. Ovdje postoje dvije opcije. Možete doći u dubine svemira, tamo skupljati međuzvjezdanu prašinu, donijeti je na Zemlju i analizirati na sve moguće načine. Ili možete pokušati da odletite iz Sunčevog sistema i usput analizirate prašinu direktno na brodu, šaljući podatke na Zemlju.

Prvi pokušaj da se donesu uzorci međuzvjezdane prašine, i općenito supstance međuzvjezdanog medija, NASA je napravila prije nekoliko godina. Letjelica je bila opremljena posebnim zamkama - kolektorima za sakupljanje međuzvjezdane prašine i čestica kosmičkog vjetra. Kako bi se uhvatile čestice prašine bez gubitka ljuske, zamke su punjene posebnom supstancom, takozvanim aerogelom. Ova vrlo lagana pjenasta supstanca (čiji je sastav poslovna tajna) podsjeća na žele. Jednom u njemu, čestice prašine se zaglave, a zatim, kao u svakoj zamci, poklopac se zalupi da bi se otvorio već na Zemlji.

Ovaj projekat se zvao Stardust Stardust. Njegov program je odličan. Nakon lansiranja u februaru 1999. godine, oprema na brodu će na kraju prikupiti uzorke međuzvjezdane prašine i, posebno, prašine u neposrednoj blizini komete Wild-2, koja je proletjela u blizini Zemlje prošlog februara. Sada sa kontejnerima napunjenim ovim najvrednijim teretom, brod leti kući i sleće 15. januara 2006. u Utah, blizu Salt Lake Cityja (SAD). Tada će astronomi konačno svojim očima (naravno uz pomoć mikroskopa) vidjeti upravo one čestice prašine, čiji su modeli sastava i strukture već predvidjeli.

A u avgustu 2001. Genesis je leteo po uzorke materije iz dubokog svemira. Ovaj NASA-in projekat bio je uglavnom usmjeren na hvatanje čestica solarnog vjetra. Nakon 1.127 dana provedenih u svemiru, tokom kojih je preletio oko 32 miliona km, brod se vratio i na Zemlju ispustio kapsulu sa dobijenim uzorcima - zamke sa jonima, česticama sunčevog vetra. Avaj, dogodila se nesreća što se padobran nije otvorio, a kapsula je svom snagom pala na tlo. I srušio se. Naravno, olupina je sakupljena i pažljivo proučena. Međutim, u martu 2005. godine, na konferenciji u Hjustonu, učesnik programa Don Barneti izjavio je da četiri kolektora sa česticama solarnog vetra nisu pogođena, a naučnici aktivno proučavaju njihov sadržaj, 0,4 mg uhvaćenog solarnog vetra, u Hjustonu. .

Međutim, sada NASA priprema treći projekat, još grandiozniji. Ovo će biti svemirska misija Interstellar Probe. Ovaj put svemirski brod biće uklonjeno na udaljenosti od 200 a. e. od Zemlje (a. e. udaljenost od Zemlje do Sunca). Ovaj brod se nikada neće vratiti, ali će biti "napunjen" širokom paletom opreme, uključujući i za analizu uzoraka međuzvjezdane prašine. Ako sve prođe kako treba, međuzvjezdane čestice prašine iz dubokog svemira će konačno biti uhvaćene, fotografirane i analizirane automatski, pravo na brodu.

Formiranje mladih zvijezda

1. Džinovski galaktički molekularni oblak veličine 100 parseka, mase 100.000 sunaca, temperature 50 K, gustine 10 2 čestica/cm 3. Unutar ovog oblaka nalaze se velike kondenzacione difuzne magline gasa i prašine (110 kom, 10.000 sunaca, 20 K, 10 3 čestice/cm 4 čestice/cm3). Unutar potonjeg nalaze se jata globula veličine 0,1 pc, mase 110 sunaca i gustine 10 10 6 čestica/cm 3, gdje se formiraju nove zvijezde.

2. Rođenje zvijezde unutar oblaka plina i prašine

3. Nova zvijezda svojim zračenjem i zvjezdanim vjetrom ubrzava okolni plin od sebe

4. Mlada zvijezda ulazi u svemir, čista i bez plina i prašine, gurajući maglinu koja ju je rodila

Faze "embrionalnog" razvoja zvijezde, po masi jednake Suncu

5. Poreklo gravitaciono nestabilnog oblaka veličine 2.000.000 sunaca, sa temperaturom od oko 15 K i početnom gustinom od 10 -19 g/cm 3

6. Nakon nekoliko stotina hiljada godina, ovaj oblak formira jezgro sa temperaturom od oko 200 K i veličinom od 100 sunaca, a njegova masa je i dalje samo 0,05 solarne

7. U ovoj fazi, jezgro sa temperaturama do 2.000 K se naglo skuplja zbog jonizacije vodonika i istovremeno se zagreva do 20.000 K, brzina materije koja pada na zvezdu koja raste dostiže 100 km/s

8. Protozvezda veličine dva sunca sa temperaturom u centru 2x10 5 K, a na površini 3x10 3 K

9. Posljednja faza u pre-evoluciji zvijezde je spora kompresija, tokom koje izotopi litijuma i berilijuma sagorevaju. Tek nakon što temperatura poraste na 6x10 6 K, u unutrašnjosti zvijezde počinju termonuklearne reakcije sinteze helijuma iz vodonika. Ukupno trajanje ciklusa rođenja zvijezde poput našeg Sunca je 50 miliona godina, nakon čega takva zvijezda može tiho gorjeti milijardama godina

Olga Maksimenko, kandidat hemijskih nauka

Međuzvjezdana prašina je proizvod procesa različitog intenziteta koji se odvijaju u svim kutovima Univerzuma, a njene nevidljive čestice dopiru čak i do površine Zemlje, leteći u atmosferi oko nas.

Više puta potvrđena činjenica - priroda ne voli prazninu. Međuzvjezdani svemir, koji nam se čini vakuumom, zapravo je ispunjen plinom i mikroskopskim česticama prašine, veličine 0,01-0,2 mikrona. Kombinacijom ovih nevidljivih elemenata nastaju objekti ogromne veličine, svojevrsni oblaci svemira, sposobni apsorbirati neke vrste spektralnog zračenja zvijezda, ponekad ih potpuno sakriti od zemaljskih istraživača.

Od čega je napravljena međuzvjezdana prašina?

Ove mikroskopske čestice imaju jezgro koje se formira u plinovitom omotaču zvijezda i u potpunosti ovisi o njegovom sastavu. Na primjer, grafitna prašina nastaje od zrnaca ugljičnih svjetiljki, a silikatna prašina se formira od kisikovih. Ovo je zanimljiv proces koji traje decenijama: kada se zvijezde ohlade, gube svoje molekule, koji se, leteći u svemir, spajaju u grupe i postaju osnova jezgra zrna prašine. Nadalje, formira se ljuska od atoma vodika i složenijih molekula. Na niskim temperaturama međuzvjezdana prašina je u obliku kristala leda. Lutajući Galaksijom, mali putnici gube dio plina kada se zagriju, ali novi molekuli zauzimaju mjesto odlazećih molekula.

Lokacija i nekretnine

Najveći dio prašine koji pada na našu galaksiju koncentrisan je u području Mliječnog puta. Ističe se na pozadini zvijezda u obliku crnih pruga i mrlja. Uprkos činjenici da je težina prašine zanemarljiva u poređenju sa težinom gasa i iznosi samo 1%, ona je u stanju da sakrije nebeska tela od nas. Iako su čestice međusobno udaljene desetinama metara, ali čak i u takvoj količini, najgušća područja apsorbuju i do 95% svjetlosti koju emituju zvijezde. Veličine oblaka gasa i prašine u našem sistemu su zaista ogromne, mere se stotinama svetlosnih godina.

Uticaj na zapažanja

Thackeray globule zaklanjaju područje neba iza sebe

Međuzvjezdana prašina apsorbira većinu zračenja zvijezda, posebno u plavom spektru, iskrivljuje njihovu svjetlost i polaritet. Kratki talasi iz udaljenih izvora dobijaju najveće izobličenje. Mikročestice pomiješane s plinom vidljive su kao tamne mrlje mliječni put.

U vezi s ovim faktorom, jezgro naše Galaksije je potpuno skriveno i dostupno za posmatranje samo u infracrvenim zracima. Oblaci s visokom koncentracijom prašine postaju gotovo neprozirni, tako da čestice unutar njih ne gube svoju ledenu ljusku. Moderni istraživači i naučnici vjeruju da se oni drže zajedno kako bi formirali jezgra novih kometa.

Nauka je dokazala uticaj granula prašine na procese formiranja zvezda. Ove čestice sadrže razne supstance, uključujući metale koji djeluju kao katalizatori za brojne kemijske procese.

Naša planeta svake godine povećava svoju masu zbog pada međuzvjezdane prašine. Naravno, ove mikroskopske čestice su nevidljive, a da bi ih pronašli i proučavali, istražuju dno okeana i meteorite. Sakupljanje i isporuka međuzvjezdane prašine postala je jedna od funkcija svemirski brod i misije.

Ulaskom u Zemljinu atmosferu velike čestice gube svoju ljusku, a male nevidljivo kruže oko nas godinama. Kosmička prašina je sveprisutna i slična u svim galaksijama, astronomi redovno uočavaju tamne linije na licu dalekih svjetova.

Tokom 2003–2008 grupa ruskih i austrijskih naučnika uz učešće Heinza Kohlmanna, poznatog paleontologa, kustosa Nacionalnog parka Eisenwurzen, proučavala je katastrofu koja se dogodila prije 65 miliona godina, kada je izumrlo više od 75% svih organizama na Zemlji, uključujući dinosauruse . Većina istraživača vjeruje da je do izumiranja došlo zbog pada asteroida, iako postoje i druga gledišta.

Tragove ove katastrofe u geološkim presjecima predstavlja tanak sloj crne gline debljine od 1 do 5 cm.Jedan od ovih dionica nalazi se u Austriji, u Istočnim Alpima, u Nacionalnom parku u blizini gradića Gams, nalazi se 200 km jugozapadno od Beča. Kao rezultat proučavanja uzoraka iz ove sekcije pomoću skenirajućeg elektronskog mikroskopa pronađene su čestice neobičnog oblika i sastava koje se ne formiraju u zemaljskim uslovima i pripadaju kosmičkoj prašini.

Svemirska prašina na zemlji

Po prvi put, tragovi kosmičke materije na Zemlji otkriveni su u crvenim dubokomorskim glinama od strane engleske ekspedicije koja je istraživala dno Svjetskog okeana na brodu Challenger (1872-1876). Opisali su ih Murray i Renard 1891. Na dvije stanice u južnom dijelu pacifik prilikom jaružanja sa dubine od 4300 m podignuti su uzorci feromanganskih nodula i magnetnih mikrosfera prečnika do 100 mikrona, koje su kasnije dobile naziv "kosmičke kugle". Međutim, željezne mikrosfere pronađene u ekspediciji Challenger detaljno su proučavane samo u poslednjih godina. Ispostavilo se da su kuglice 90% metalnog gvožđa, 10% nikla, a njihova površina je prekrivena tankom korom željeznog oksida.

Rice. 1. Monolit iz sekcije Gams 1, pripremljen za uzorkovanje. Slojevi različite starosti označeni su latiničnim slovima. Prijelazni sloj gline između perioda krede i paleogena (star oko 65 miliona godina), u kojem je pronađena akumulacija metalnih mikrosfera i ploča, označen je slovom "J". Fotografija A.F. Grachev

Sa otkrićem misteriozne kugle u dubokomorskim glinama, zapravo je povezan početak proučavanja kosmičke materije na Zemlji. Međutim, do eksplozije interesovanja istraživača za ovaj problem došlo je nakon prvih lansiranja svemirskih letjelica, uz pomoć kojih je postalo moguće odabrati mjesečevo tlo i uzorke čestica prašine iz različitih dijelova Sunčevog sistema. Važnost imao je i radove K.P. Florenskog (1963), koji je proučavao tragove Tunguske katastrofe, i E.L. Krinov (1971), koji je proučavao meteorsku prašinu na mjestu pada meteorita Sikhote-Alin.

Interes istraživača za metalne mikrosfere doveo je do njihovog otkrića u sedimentnim stijenama različite starosti i porijekla. Metalne mikrosfere pronađene su u ledu Antarktika i Grenlanda, u dubokim okeanskim sedimentima i kvržicama mangana, u pijesku pustinja i priobalnih plaža. Često se nalaze u meteoritskim kraterima i pored njih.

U posljednjoj deceniji pronađene su metalne mikrosfere vanzemaljskog porijekla u sedimentnim stijenama različite starosti: od donjeg kambrija (prije oko 500 miliona godina) do modernih formacija.

Podaci o mikrosferama i drugim česticama iz drevnih naslaga omogućavaju suditi o zapremini, kao i o ujednačenosti ili neravnomjernosti snabdijevanja Zemlje kosmičkom materijom, o promjeni sastava čestica koje ulaze u Zemlju iz svemira i o primarnim izvore ove materije. Ovo je važno jer ovi procesi utiču na razvoj života na Zemlji. Mnoga od ovih pitanja još uvijek su daleko od rješenja, ali gomilanje podataka i njihovo sveobuhvatno proučavanje nesumnjivo će omogućiti da se na njih odgovori.

Sada je poznato da je ukupna masa prašine koja kruži unutar Zemljine orbite oko 1015 tona.Svake godine na površinu Zemlje padne od 4 do 10 hiljada tona kosmičke materije. 95% materije koja pada na površinu Zemlje su čestice veličine 50-400 mikrona. Pitanje kako se brzina dolaska kosmičke materije na Zemlju mijenja s vremenom ostaje kontroverzno do sada, uprkos brojnim studijama sprovedenim u posljednjih 10 godina.

Na osnovu veličine čestica kosmičke prašine, trenutno se izoluju međuplanetarna kosmička prašina veličine manje od 30 mikrona i mikrometeoriti veći od 50 mikrona. Još ranije, E.L. Krinov je predložio da se najmanji fragmenti meteoroida istopljeni s površine nazivaju mikrometeoriti.

Strogi kriteriji za razlikovanje kosmičke prašine i čestica meteorita još uvijek nisu razvijeni, a čak se i na primjeru Hamsovog odsjeka koji smo proučavali, pokazalo da su metalne čestice i mikrosfere raznovrsnije po obliku i sastavu nego što ih daju postojeći klasifikacije. Gotovo idealan sferni oblik, metalni sjaj i magnetna svojstva čestica smatrani su dokazom njihovog kosmičkog porijekla. Prema geohemičaru E.V. Sobotovich, "jedini morfološki kriterij za procjenu kosmogenosti materijala koji se proučava je prisustvo otopljenih kuglica, uključujući magnetne." Međutim, pored izuzetno raznolikog oblika, hemijski sastav supstance je fundamentalno važan. Istraživači su otkrili da uz mikrosfere kosmičkog porijekla postoji ogroman broj kuglica različite geneze - povezanih s vulkanskom aktivnošću, vitalnom aktivnošću bakterija ili metamorfizmom. Postoje dokazi da je mnogo manje vjerovatno da će željezne mikrosfere vulkanskog porijekla imati idealan sferni oblik i, štoviše, imaju povećanu primjesu titana (Ti) (više od 10%).

Rusko-austrijska grupa geologa i filmske ekipe Bečke televizije na sekciji Gams u Istočnim Alpima. On prednji plan– A.F. Gračev

Poreklo kosmičke prašine

Pitanje porijekla kosmičke prašine je još uvijek predmet rasprave. Profesor E.V. Sobotovič je vjerovao da kosmička prašina može predstavljati ostatke prvobitnog protoplanetarnog oblaka, čemu je 1973. godine prigovorio B.Yu. Levin i A.N. Simonenko, smatrajući da se fino raspršena supstanca ne može sačuvati dugo vremena (Zemlja i svemir, 1980, br. 6).

Postoji još jedno objašnjenje: stvaranje kosmičke prašine povezano je s uništavanjem asteroida i kometa. Kako je primetio E.V. Sobotovich, ako se količina kosmičke prašine koja ulazi u Zemlju ne mijenja u vremenu, onda B.Yu. Levin i A.N. Simonenko.

Uprkos velikom broju studija, odgovor na ovo fundamentalno pitanje za sada se ne može dati, jer je kvantitativnih procjena vrlo malo, a njihova tačnost je diskutabilna. Nedavno, podaci NASA-ine studije izotopa čestica kosmičke prašine uzorkovanih u stratosferi ukazuju na postojanje čestica presolarnog porijekla. U ovoj prašini pronađeni su minerali kao što su dijamant, moissanite (silicijum karbid) i korund, koji nam, koristeći izotope ugljika i dušika, omogućavaju da pripišemo njihovo nastajanje vremenu prije formiranja Sunčevog sistema.

Očigledna je važnost proučavanja kosmičke prašine u geološkom dijelu. Ovaj članak predstavlja prve rezultate proučavanja kosmičke materije u prijelaznom sloju gline na granici krede i paleogena (prije 65 miliona godina) iz dionice Gams, u Istočnim Alpima (Austrija).

Opće karakteristike sekcije Gams

Čestice kosmičkog porekla dobijene su iz nekoliko delova prelaznih slojeva između krede i paleogena (u literaturi na nemačkom jeziku - K/T granica), koji se nalaze u blizini alpskog sela Gams, gde je istoimena reka u nekoliko mjesta otkriva ovu granicu.

Na sekciji Gams 1, iz izbočine je isječen monolit u kojem je vrlo dobro izražena K/T granica. Visina mu je 46 cm, širina 30 cm u donjem dijelu i 22 cm u gornjem dijelu, debljina je 4 cm. latinica(A, B, C…W), a unutar svakog sloja brojevi (1, 2, 3, itd.) također su označeni na svaka 2 cm. Detaljnije je proučavan prelazni sloj J na međuprostoru K/T, gdje je identificirano šest podslojeva debljine oko 3 mm.

Rezultati studija dobijeni u sekciji Gams 1 u velikoj meri se ponavljaju u studiji druge sekcije - Gams 2. Kompleks studija obuhvatao je proučavanje tankih preseka i monomineralnih frakcija, njihovu hemijsku analizu, kao i rendgensku fluorescenciju, neutronske aktivacione i rendgenske strukturne analize, analize helijuma, ugljenika i kiseonika, određivanje sastava minerala na mikrosondi, magnetomineraloška analiza.

Raznolikost mikročestica

Mikrosfere gvožđa i nikla iz prelaznog sloja između krede i paleogena u preseku Gams: 1 – Fe mikrosfera sa hrapavom mrežasto-grbinom površinom (gornji deo prelaznog sloja J); 2 – Fe mikrosfera sa hrapavom uzdužno paralelnom površinom (donji deo prelaznog sloja J); 3 – Fe mikrosfera sa elementima kristalografskog fasetiranja i grube ćelijsko-mrežne površinske teksture (sloj M); 4 – Fe mikrosfera sa tankom mrežnom površinom (gornji deo prelaznog sloja J); 5 – Ni mikrosfera sa kristalitima na površini (gornji dio prelaznog sloja J); 6 – agregat sinterovanih mikrosfera Ni sa kristalitima na površini (gornji deo prelaznog sloja J); 7 – agregat Ni mikrosfera sa mikrodijamantima (C; gornji deo prelaznog sloja J); 8, 9—karakteristični oblici metalnih čestica iz prijelaznog sloja između krede i paleogena u dijelu Gams u Istočnim Alpima.

U prelaznom sloju gline između dviju geoloških granica - krede i paleogena, kao i na dva nivoa u prekrivenim naslagama paleocena u sekciji Gams, pronađene su mnoge metalne čestice i mikrosfere kosmičkog porijekla. Mnogo su raznovrsnije po obliku, površinskoj teksturi i hemijskom sastavu od svih do sada poznatih u prelaznim slojevima gline ovog doba u drugim regionima sveta.

U odeljku Gams kosmička materija je predstavljena fino dispergovanim česticama različitih oblika, među kojima su najčešće magnetne mikrosfere veličine od 0,7 do 100 μm, koje se sastoje od 98% čistog gvožđa. Takve čestice u obliku kuglica ili mikrosferula nalaze se u velikim količinama ne samo u sloju J, već i više, u glinama paleocena (slojevi K i M).

Mikrosfere su sastavljene od čistog gvožđa ili magnetita, neke od njih imaju nečistoće hroma (Cr), legure gvožđa i nikla (avaruit) i čistog nikla (Ni). Neke čestice Fe-Ni sadrže primjesu molibdena (Mo). U prijelaznom sloju gline između krede i paleogena, svi su oni prvi put otkriveni.

Nikada ranije nisu naišle na čestice sa visokim sadržajem nikla i značajnog primesa molibdena, mikrosfere sa prisustvom hroma i komade spiralnog gvožđa. Pored metalnih mikrosfera i čestica, u prelaznom sloju gline u Gamsu pronađeni su Ni-špinel, mikrodijamanti sa mikrosferama čistog Ni, kao i pocepane ploče Au i Cu, koje nisu pronađene u donjim i gornjim naslagama.

Karakterizacija mikročestica

Metalne mikrosfere u sekciji Gams prisutne su na tri stratigrafska nivoa: ferruginske čestice različitih oblika koncentrisane su u prelaznom sloju gline, u prekrivenim sitnozrnim peščarima sloja K, a treći nivo formiraju alevrit sloja M.

Neke kugle imaju glatku površinu, druge imaju mrežasto-brdovitu površinu, a druge su prekrivene mrežom malih poligonalnih pukotina ili sistemom paralelnih pukotina koje se protežu od jedne glavne pukotine. Oni su šuplji, školjkasti, ispunjeni mineralom gline, a mogu imati i unutrašnju koncentričnu strukturu. Metalne čestice i Fe mikrosfere nalaze se u cijelom prijelaznom sloju gline, ali su uglavnom koncentrisane u donjim i srednjim horizontima.

Mikrometeoriti su rastopljene čestice čistog gvožđa ili legure Fe-Ni gvožđe-nikl (avaruit); njihove veličine su od 5 do 20 mikrona. Brojne čestice awaruita su ograničene na gornji nivo prijelaznog sloja J, dok su čisto željezne čestice prisutne u donjem i gornjem dijelu prijelaznog sloja.

Čestice u obliku ploča poprečno izbočene površine sastoje se samo od željeza, širine su 10-20 µm, a dužine do 150 µm. Blago su lučno zakrivljene i javljaju se u podnožju prelaznog sloja J. U njegovom donjem dijelu nalaze se i Fe-Ni ploče sa primjesom Mo.

Ploče izrađene od legure željeza i nikla imaju izdužen oblik, blago zakrivljene, s uzdužnim žljebovima na površini, dimenzije variraju u dužini od 70 do 150 mikrona sa širinom od oko 20 mikrona. Češći su u donjim i srednjim dijelovima prijelaznog sloja.

Gvozdene ploče sa uzdužnim žljebovima su po obliku i veličini identične kao i ploče od legure Ni-Fe. Ograničeni su na donji i srednji dio prijelaznog sloja.

Posebno su zanimljive čestice čistog željeza, koje imaju oblik pravilne spirale i savijene u obliku kuke. Uglavnom se sastoje od čistog Fe, rijetko je to legura Fe-Ni-Mo. Spiralne čestice željeza se javljaju u gornjem dijelu J sloja iu sloju pješčenjaka koji ga prekriva (K sloj). Spiralna čestica Fe-Ni-Mo pronađena je u bazi prelaznog sloja J.

U gornjem dijelu prelaznog sloja J nalazilo se nekoliko zrna mikrodijamanata sinterovanih sa Ni mikrosferama. Mikroprobne studije nikl kuglica koje su obavljene na dva instrumenta (sa spektrometrima talasa i disperzije energije) pokazale su da se ove kuglice sastoje od gotovo čistog nikla ispod tankog filma nikl oksida. Površina svih kuglica nikla je prošarana izrazitim kristalitima sa izraženim blizancima veličine 1-2 µm. Takav čisti nikl u obliku kuglica s dobro kristaliziranom površinom ne nalazi se ni u magmatskim stijenama ni u meteoritima, gdje nikal nužno sadrži značajnu količinu nečistoća.

Prilikom proučavanja monolita iz sekcije Gams 1, čiste kuglice Ni pronađene su samo u najgornjem dijelu prelaznog sloja J (u njegovom gornjem dijelu vrlo tanak sedimentni sloj J 6, čija debljina ne prelazi 200 μm), a prema prema podacima termičke magnetske analize, metalni nikl je prisutan u prelaznom sloju, počevši od podsloja J4. Ovdje su, uz Ni kugle, pronađeni i dijamanti. U sloju uzetom iz kocke površine 1 cm2, broj dijamantskih zrnaca je u desetinama (veličine od frakcija mikrona do desetina mikrona) i stotinama kuglica nikla iste veličine.

U uzorcima gornjeg dijela prelaznog sloja, uzetim direktno iz izbočine, pronađeni su dijamanti sa sitnim česticama nikla na površini zrna. Značajno je da je prisustvo minerala moissanita otkriveno i prilikom proučavanja uzoraka iz ovog dijela sloja J. Ranije su mikrodijamanti pronađeni u prijelaznom sloju na granici krede i paleogena u Meksiku.

Nalazi u drugim oblastima

Hamsove mikrosfere s koncentričnom unutrašnjom strukturom slične su onima koje je ekspedicija Challenger iskopala u dubokomorskim glinama Tihog oceana.

čestice gvožđa nepravilnog oblika sa otopljenim rubovima, kao iu obliku spirala i zakrivljenih kuka i ploča, vrlo su slični produktima razaranja meteorita koji padaju na Zemlju, mogu se smatrati meteorskim željezom. Čestice avaruita i čistog nikla mogu se svrstati u istu kategoriju.

Zakrivljene čestice gvožđa bliske su različitim oblicima Peleovih suza - kapi lave (lapilli), koje izbacuju vulkane iz otvora tokom erupcija u tečnom stanju.

Dakle, prelazni sloj gline u Gamsu ima heterogenu strukturu i jasno je podeljen na dva dela. U donjem i srednjem dijelu dominiraju čestice željeza i mikrosfere, dok je gornji dio sloja obogaćen niklom: čestice awaruita i mikrosfere nikla sa dijamantima. To potvrđuju ne samo distribucija čestica gvožđa i nikla u glini, već i podaci hemijskih i termomagnetnih analiza.

Poređenje podataka termomagnetne analize i mikrosondne analize ukazuje na ekstremnu nehomogenost u distribuciji nikla, gvožđa i njihove legure unutar sloja J, međutim, prema rezultatima termomagnetne analize, čisti nikl se beleži samo iz sloja J4. Takođe je vredno napomenuti da se spiralno gvožđe javlja uglavnom u gornjem delu sloja J i nastavlja da se javlja u sloju K iznad njega, gde, međutim, ima malo Fe, Fe-Ni čestica izometrijskog ili lamelarnog oblika.

Naglašavamo da takva jasna diferencijacija u pogledu željeza, nikla i iridija, koja se manifestuje u prelaznom sloju gline u Gamsi, postoji iu drugim regijama. Na primjer, u američkoj državi New Jersey, u prijelaznom (6 cm) sloju sfere, anomalija iridija se oštro manifestirala u njegovoj osnovi, dok su udarni minerali koncentrirani samo u gornjem (1 cm) dijelu ovog sloja. Na Haitiju, na granici kreda–paleogen iu najgornjem dijelu sloja sfere, dolazi do oštrog obogaćivanja Ni i udarnog kvarca.

Pozadinski fenomen za Zemlju

Mnoge karakteristike pronađenih Fe i Fe-Ni sferula slične su kuglama koje je ekspedicija Challenger otkrila u dubokomorskim glinama Tihog okeana, na području Tunguske katastrofe i na mjestima pada Sikhotea. -Alin meteorit i meteorit Nio u Japanu, kao i u sedimentnim stijenama različite starosti iz mnogih regija svijeta. Osim u područjima Tunguske katastrofe i pada meteorita Sikhote-Alin, u svim ostalim slučajevima formiranje ne samo sferula, već i čestica različite morfologije, koje se sastoje od čistog željeza (ponekad sadrži krom) i legure nikla i željeza , nema veze sa događajem udara. Pojavu ovakvih čestica smatramo kao rezultat pada kosmičke međuplanetarne prašine na površinu Zemlje, procesa koji kontinuirano traje od nastanka Zemlje i predstavlja svojevrsni pozadinski fenomen.

Mnoge čestice proučavane u odeljku Gams po sastavu su bliske hemijskom sastavu meteoritske supstance na mestu pada meteorita Sikhote-Alin (prema E.L. Krinovu, to su 93,29% gvožđa, 5,94% nikla, 0,38% kobalt).

Prisustvo molibdena u nekim česticama nije neočekivano, jer ga uključuju mnoge vrste meteorita. Sadržaj molibdena u meteoritima (gvozdeni, kameni i karbonski hondriti) kreće se od 6 do 7 g/t. Najvažnije je otkriće molibdenita u meteoritu Allende kao inkluzije u leguri metala sljedećeg sastava (tež.%): Fe—31,1, Ni—64,5, Co—2,0, Cr—0,3, V—0,5, P— 0.1. Treba napomenuti da su nativni molibden i molibdenit takođe pronađeni u lunarnoj prašini koju su uzorkovale automatske stanice Luna-16, Luna-20 i Luna-24.

Kuglice od čistog nikla sa dobro kristalizovanom površinom pronađene po prvi put nisu poznate ni u magmatskim stenama ni u meteoritima, gde nikal nužno sadrži značajnu količinu nečistoća. Takva površinska struktura kuglica nikla mogla je nastati u slučaju pada asteroida (meteorita), što je dovelo do oslobađanja energije, što je omogućilo ne samo topljenje materijala palog tijela, već i njegovo isparavanje. Pare metala mogle su se eksplozijom podići na veliku visinu (vjerovatno desetine kilometara), gdje je došlo do kristalizacije.

Čestice koje se sastoje od awaruita (Ni3Fe) nalaze se zajedno sa metalnim kuglicama nikla. Pripadaju meteorskoj prašini, a otopljene čestice gvožđa (mikrometeoriti) treba smatrati "meteoritskom prašinom" (prema terminologiji E.L. Krinova). Kristali dijamanta koji se susreću zajedno sa kuglicama nikla vjerovatno su nastali kao rezultat ablacije (otopljenja i isparavanja) meteorita iz istog oblaka pare tokom njegovog naknadnog hlađenja. Poznato je da se sintetički dijamanti dobivaju spontanom kristalizacijom iz otopine ugljika u talini metala (Ni, Fe) iznad linije ravnoteže grafit-dijamant u obliku monokristala, njihovih izraslina, blizanaca, polikristalnih agregata, okvirnih kristala. , igličasti kristali i nepravilna zrna. U proučavanom uzorku pronađene su gotovo sve navedene tipomorfne karakteristike kristala dijamanata.

To nam omogućava da zaključimo da su procesi kristalizacije dijamanta u oblaku nikl-ugljične pare tokom njegovog hlađenja i spontane kristalizacije iz rastvora ugljenika u talini nikla u eksperimentima slični. Međutim, konačni zaključak o prirodi dijamanta može se donijeti nakon detaljnih izotopskih studija, za koje je potrebno dobiti dovoljno veliku količinu supstance.

Tako je proučavanje kosmičke materije u prelaznom sloju gline na granici kreda–paleogen pokazalo njeno prisustvo u svim delovima (od sloja J1 do sloja J6), ali znaci udara zabeleženi su samo iz sloja J4, koji iznosi 65 miliona. ima godina. Ovaj sloj kosmičke prašine može se uporediti sa vremenom smrti dinosaurusa.

A.F. GRACHEV Doktor geoloških i mineraloških nauka, V.A. TSELMOVICH Kandidat fizičko-matematičkih nauka, Institut za fiziku Zemlje RAS (IFZ RAS), OA KORCHAGIN Kandidat geoloških i mineraloških nauka, Geološki institut Ruske akademije nauka (GIN RAS) ).

Časopis "Zemlja i svemir" br. 5 2008.

Istraživanje svemira (meteor)prašine na površini zemlje:pregled problema

A.P.Bojarkina, L.M. Gindilis

Svemirska prašina kao astronomski faktor

Kosmička prašina se odnosi na čestice čvrste materije veličine od frakcija mikrona do nekoliko mikrona. Prašina je jedna od važnih komponenti svemira. Ispunjava međuzvezdani, međuplanetarni i prizemni prostor, prodire u gornje slojeve zemljine atmosfere i pada na površinu Zemlje u obliku takozvane meteorske prašine, kao jedan od oblika materijalne (materijalne i energetske) razmjene. u sistemu Svemir-Zemlja. Istovremeno, utiče na niz procesa koji se dešavaju na Zemlji.

Prašnjava materija u međuzvjezdanom prostoru

Međuzvjezdani medij se sastoji od plina i prašine pomiješanih u omjeru 100:1 (po masi), tj. masa prašine je 1% mase gasa. Prosječna gustina gasa je 1 atom vodonika po kubnom centimetru ili 10 -24 g/cm 3 . Gustina prašine je shodno tome 100 puta manja. Uprkos tako beznačajnoj gustoći, prašnjava materija ima značajan uticaj na procese koji se dešavaju u Kosmosu. Prije svega, međuzvjezdana prašina apsorbira svjetlost, zbog čega se udaljeni objekti koji se nalaze u blizini ravnine galaksije (gdje je koncentracija prašine najveća) nisu vidljivi u optičkom području. Na primjer, centar naše galaksije se može vidjeti samo u infracrvenim, radio i rendgenskim zracima. I druge galaksije se mogu posmatrati u optičkom opsegu ako se nalaze daleko od galaktičke ravni, na visokim galaktičkim širinama. Apsorpcija svjetlosti prašinom dovodi do izobličenja udaljenosti do zvijezda određenih fotometrijskom metodom. Obračun apsorpcije jedan je od najvažnijih problema u opservacijskoj astronomiji. U interakciji s prašinom mijenjaju se spektralni sastav i polarizacija svjetlosti.

Plin i prašina u galaktičkom disku su neravnomjerno raspoređeni, formirajući odvojene oblake plina i prašine, koncentracija prašine u njima je približno 100 puta veća nego u međuoblačnom mediju. Gusti oblaci gasa i prašine ne propuštaju svjetlost zvijezda iza sebe. Stoga izgledaju kao tamna područja na nebu, koja se nazivaju tamnim maglinama. Primjer je područje ugljenih vreća u Mliječnom putu ili maglina Konjska glava u sazviježđu Orion. Ako se u blizini oblaka plina i prašine nalaze svijetle zvijezde, tada zbog raspršivanja svjetlosti na česticama prašine takvi oblaci sijaju, nazivaju se refleksijskim maglinama. Primjer je refleksijska maglina u jatu Plejade. Najgušći su oblaci molekularnog vodonika H 2 , njihova gustina je 10 4 -10 5 puta veća nego u oblacima atomskog vodonika. Shodno tome, gustina prašine je isto toliko puta veća. Osim vodonika, molekularni oblaci sadrže desetine drugih molekula. Čestice prašine su kondenzaciona jezgra molekula; na njihovoj površini se odvijaju hemijske reakcije sa formiranjem novih, složenijih molekula. Molekularni oblaci su područje intenzivnog formiranja zvijezda.

Međuzvjezdane čestice se po sastavu sastoje od vatrostalnog jezgra (silikati, grafit, silicijum karbid, željezo) i ljuske od isparljivih elemenata (H, H 2 , O, OH, H 2 O). Postoje i vrlo male čestice silikata i grafita (bez ljuske) veličine reda stotih dijelova mikrona. Prema hipotezi F. Hoylea i C. Wickramasinga, značajan udio međuzvjezdane prašine, čak do 80%, čine bakterije.

Međuzvjezdani medij se kontinuirano obnavlja zbog priliva materije tokom izbacivanja školjki zvijezda u kasnim fazama njihove evolucije (posebno tokom eksplozija supernove). S druge strane, sam je izvor formiranja zvijezda i planetarnih sistema.

Prašnjava materija u međuplanetarnom i blizu Zemljinog prostora

Interplanetarna prašina nastaje uglavnom tokom raspadanja periodičnih kometa, kao i prilikom drobljenja asteroida. Formiranje prašine se dešava kontinuirano, a kontinuirano se odvija i proces pada čestica prašine na Sunce pod dejstvom radijacionog kočenja. Kao rezultat, formira se stalno obnavljajući prašnjavi medij koji ispunjava međuplanetarni prostor i nalazi se u stanju dinamičke ravnoteže. Iako je njegova gustina veća nego u međuzvjezdanom prostoru, ipak je vrlo mala: 10 -23 -10 -21 g/cm 3 . Međutim, primjetno raspršuje sunčevu svjetlost. Kada je raspršena česticama međuplanetarne prašine, javljaju se optički fenomeni kao što su zodijačka svjetlost, Fraunhoferova komponenta solarne korone, zodijački pojas i protuzračenje. Rasipanje na česticama prašine takođe određuje zodijačku komponentu sjaja noćnog neba.

Materija prašine u Sunčevom sistemu je snažno koncentrisana prema ekliptici. U ravnini ekliptike, njegova gustina opada otprilike proporcionalno udaljenosti od Sunca. Blizu Zemlje, kao i blizu drugih glavne planete koncentracija prašine pod utjecajem njihovog privlačenja se povećava. Čestice međuplanetarne prašine kreću se oko Sunca po opadajućim (zbog radijativnog kočenja) eliptičnim orbitama. Njihova brzina je nekoliko desetina kilometara u sekundi. Prilikom sudara sa čvrstim tijelima, uključujući svemirske letjelice, uzrokuju primjetnu površinsku eroziju.

Sudarivši se sa Zemljom i izgarajući u njenoj atmosferi na visini od oko 100 km, kosmičke čestice uzrokuju dobro poznati fenomen meteora (ili "zvijezda padalica"). Na osnovu toga se nazivaju meteorske čestice, a cijeli kompleks međuplanetarne prašine često se naziva meteorska materija ili meteorska prašina. Većina čestica meteora su labava tijela kometnog porijekla. Među njima se razlikuju dvije grupe čestica: porozne čestice gustoće od 0,1 do 1 g/cm 3 i takozvane grudice prašine ili pahuljaste pahuljice koje podsjećaju na pahulje s gustinom manjom od 0,1 g/cm 3 . Osim toga, rjeđe su gušće čestice asteroidnog tipa s gustinom većom od 1 g/cm 3 . Na velikim visinama prevladavaju labavi meteori; na visinama ispod 70 km asteroidne čestice sa srednje gustine 3,5 g/cm3.

Kao rezultat drobljenja labavih meteorskih tijela kometnog porijekla na visinama od 100-400 km od površine Zemlje, formira se prilično gusta prašina, koncentracija prašine u kojoj je desetine hiljada puta veća nego u međuplanetarnom prostoru. Rasipanje sunčeve svjetlosti u ovoj ljusci uzrokuje sumračni sjaj neba kada sunce tone ispod horizonta ispod 100º.

Najveća i najmanja meteorska tijela asteroidnog tipa dosežu površinu Zemlje. Prvi (meteoriti) dospiju na površinu zbog činjenice da nemaju vremena da se potpuno sruše i izgore kada lete kroz atmosferu; drugi - zbog činjenice da se njihova interakcija s atmosferom, zbog njihove zanemarljive mase (pri dovoljno visokoj gustoći), događa bez primjetnog uništenja.

Ispadanje kosmičke prašine na površinu Zemlje

Ako su meteoriti dugo bili u vidnom polju nauke, onda kosmička prašina već dugo nije privukla pažnju naučnika.

Koncept kosmičke (meteorske) prašine uveden je u nauku u drugoj polovini 19. stoljeća, kada je poznati holandski polarni istraživač A.E. Nordenskjöld otkrio prašinu vjerovatno kosmičkog porijekla na površini leda. Otprilike u isto vrijeme, sredinom 1870-ih, I. Murray je opisao zaobljene čestice magnetita pronađene u dubokomorskim sedimentima Tihog okeana, čije je porijeklo također povezano sa kosmičkom prašinom. Međutim, ove pretpostavke dugo nisu našle potvrdu, ostajući u okviru hipoteze. Međutim, i naučna studija svemirska prašina kretala se izuzetno sporo, kako je istakao akademik V.I. Vernadskog 1941.

Prvi put je skrenuo pažnju na problem kosmičke prašine 1908. godine, a zatim se vratio na njega 1932. i 1941. godine. U radu "O proučavanju kosmičke prašine" V.I. Vernadsky je napisao: "... Zemlja je povezana sa kosmičkim telima i sa svemirom ne samo putem razmene različite forme energije. S njima je materijalno najtješnje povezano... Među materijalnim tijelima koja padaju na našu planetu iz svemira, meteoriti i kosmička prašina koji se obično svrstavaju među njih dostupni su našem direktnom proučavanju... Meteoriti - i prema najmanje u jednom dijelu, vatrene kugle povezane s njima uvijek su neočekivane za nas u svojoj manifestaciji... Druga stvar je kosmička prašina: sve ukazuje da ona neprekidno pada, a možda taj kontinuitet pada postoji u svakoj tački biosfere, ravnomjerno je raspoređen preko cele planete. Iznenađujuće je da ovaj fenomen, moglo bi se reći, uopće nije proučavan i potpuno nestaje iz naučnog računovodstva.» .

Uzimajući u obzir najveće poznate meteorite u ovom članku, V.I. Vernadsky posebnu pažnju posvećuje meteoritu Tunguska, koji je pod njegovim direktnim nadzorom pretraživao L.A. Sandpiper. Veliki fragmenti meteorita nisu pronađeni, a u vezi s tim, V.I. Vernadsky pretpostavlja da on "... je novi fenomen u analima nauke - prodor u područje zemaljske gravitacije ne meteorita, već ogromnog oblaka ili oblaka kosmičke prašine koji se kreću kosmičkom brzinom» .

Na istu temu, V.I. Vernadsky se vraća u februaru 1941. u svom izveštaju „O neophodnosti organizovanja naučni rad o kosmičkoj prašini" na sastanku Komiteta za meteorite Akademije nauka SSSR-a. U ovom dokumentu, uz teorijska razmišljanja o nastanku i ulozi kosmičke prašine u geologiji, a posebno u geohemiji Zemlje, detaljno obrazlaže program traženja i prikupljanja supstance kosmičke prašine koja je pala na površinu Zemlje. , uz pomoć kojih je, smatra on, moguće riješiti niz problema.naučne kosmogonije o kvalitativnom sastavu i "dominantnom značaju kosmičke prašine u strukturi Univerzuma". Neophodno je proučavati kosmičku prašinu i uzeti je u obzir kao izvor kosmičke energije koji nam se kontinuirano dovodi iz okolnog prostora. Masa kosmičke prašine, primijetio je V. I. Vernadsky, posjeduje atomsku i drugu nuklearnu energiju, koja nije ravnodušna u svom postojanju u kosmosu i u svojoj manifestaciji na našoj planeti. Da bi se razumjela uloga kosmičke prašine, naglasio je, potrebno je imati dovoljno materijala za njeno proučavanje. Organizacija sakupljanja kosmičke prašine i naučno proučavanje prikupljenog materijala prvi je zadatak koji stoji pred naučnicima. Obećavajući za tu svrhu V.I. Vernadsky smatra snježne i glacijalne prirodne ploče visokoplaninskih i arktičkih regija udaljenih od ljudske industrijske aktivnosti.

Odlično Otadžbinski rat i smrti V.I. Vernadskog, sprečio je sprovođenje ovog programa. Međutim, to je postalo aktuelno u drugoj polovini 20. veka i doprinelo intenziviranju proučavanja meteorske prašine u našoj zemlji.

Godine 1946., na inicijativu akademika V.G. Fesenkov je organizovao ekspediciju u planine Trans-Ili Ala-Tau (Sjeverni Tien Shan), čiji je zadatak bio proučavanje čvrstih čestica s magnetskim svojstvima u snježnim nanosima. Mjesto uzorkovanja snijega odabrano je na lijevoj bočnoj moreni glečera Tuyuk-Su (visina 3500 m), većina grebena koji okružuju morenu bila je prekrivena snijegom, što je smanjilo mogućnost kontaminacije zemljanom prašinom. Uklonjen je sa izvora prašine povezanih s ljudskim aktivnostima, a sa svih strana okružen planinama.

Metoda sakupljanja kosmičke prašine u snježni pokrivač bila je sljedeća. Sa trake širine 0,5 m do dubine od 0,75 m, snijeg se sakupljao drvenom lopaticom, prenosio i topio u aluminijskim posudama, spajao u staklene posude, gdje se čvrsta frakcija taložila 5 sati. Zatim je gornji dio vode ispušten, dodana nova serija otopljenog snijega i tako dalje. Kao rezultat, otopljeno je 85 kanti snijega sa ukupne površine od 1,5 m 2, zapremine 1,1 m 3 . Nastali talog je prebačen u laboratoriju Instituta za astronomiju i fiziku Akademije nauka Kazahstanske SSR, gdje je voda isparavana i podvrgnuta daljoj analizi. Međutim, kako ove studije nisu dale definitivan rezultat, N.B. Divari je došao do zaključka da je u ovom slučaju bolje koristiti ili vrlo stare zbijene firne ili otvorene glečere za uzorkovanje snijega.

Značajan napredak u proučavanju kosmičke meteorske prašine dogodio se sredinom 20. stoljeća, kada su, u vezi sa lansiranjem umjetnih Zemljinih satelita, razvijene direktne metode za proučavanje čestica meteora - njihova direktna registracija po broju sudara sa svemirskom letjelicom. ili razne vrste zamki (instalirane na satelitima i geofizičkim raketama, lansirane na visinu od nekoliko stotina kilometara). Analiza dobivenih materijala omogućila je, posebno, otkrivanje prisutnosti ljuske prašine oko Zemlje na visinama od 100 do 300 km iznad površine (kao što je gore navedeno).

Uz proučavanje prašine pomoću svemirskih letjelica, proučavane su čestice u nižim slojevima atmosfere i raznim prirodnim akumulatorima: u visokoplaninskim snijegovima, u ledenom pokrivaču Antarktika, u polarnom ledu Arktika, u naslagama treseta i dubokom morskom mulju. Potonje se uglavnom promatraju u obliku takozvanih "magnetnih kuglica", odnosno gustih sfernih čestica s magnetskim svojstvima. Veličina ovih čestica je od 1 do 300 mikrona, težina od 10 -11 do 10 -6 g.

Drugi pravac je povezan sa proučavanjem astrofizičkih i geofizičkih fenomena povezanih sa kosmičkom prašinom; ovo uključuje različite optičke fenomene: sjaj noćnog neba, noćne oblake, zodijakalnu svjetlost, protuzračenje, itd. Njihovo proučavanje također omogućava dobijanje važnih podataka o kosmičkoj prašini. Studije meteora bile su uključene u program Međunarodne geofizičke godine 1957-1959 i 1964-1965.

Kao rezultat ovih radova, procijenjene su procjene ukupnog priliva kosmičke prašine na površinu Zemlje. Prema T.N. Nazarova, I.S. Astapovič i V.V. Fedynskog, ukupan priliv kosmičke prašine na Zemlju dostiže i do 107 tona godišnje. Prema A.N. Simonenko i B.Yu. Levinu (prema podacima iz 1972. godine), priliv kosmičke prašine na površinu Zemlje iznosi 10 2 -10 9 t/god, prema drugim, kasnijim studijama - 10 7 -10 8 t/god.

Istraživanja su nastavljena prikupljanjem meteorske prašine. Na prijedlog akademika A.P. Vinogradov tokom 14. antarktičke ekspedicije (1968-1969), obavljen je rad na identifikaciji obrazaca prostorno-vremenskih distribucija taloženja vanzemaljske materije u ledenom pokrivaču Antarktika. Proučavan je površinski sloj snježnog pokrivača u područjima stanica Molodežnaja, Mirni, Vostok i na području od oko 1400 km između stanica Mirni i Vostok. Uzorkovanje snijega je vršeno iz jama dubine 2-5 m na mjestima udaljenim od polarnih stanica. Uzorci su pakirani u polietilenske vrećice ili posebne plastične kontejnere. U stacionarnim uslovima, uzorci su topljeni u staklenoj ili aluminijumskoj posudi. Dobivena voda je filtrirana pomoću sklopivog lijevka kroz membranske filtere (veličina pora 0,7 μm). Filteri su navlaženi glicerolom, a količina mikročestica je određena u propuštenoj svjetlosti pri uvećanju od 350X.

Proučavani su i polarni led, donji sedimenti Tihog okeana, sedimentne stijene i naslage soli. Istovremeno, potraga za rastopljenim mikroskopskim sfernim česticama, koje se prilično lako mogu identificirati među ostalim frakcijama prašine, pokazala se obećavajućim smjerom.

Godine 1962. osnovana je Komisija za meteorite i kosmičku prašinu pri Sibirskom ogranku Akademije nauka SSSR-a, na čijem je čelu bio akademik V.S. Soboleva, koji je postojao do 1990. godine i čije je stvaranje inicirano problemom meteorita Tunguska. Radovi na proučavanju kosmičke prašine izvedeni su pod vodstvom akademika Ruske akademije medicinskih nauka N.V. Vasiliev.

Prilikom procjene pada kosmičke prašine, uz druge prirodne ploče, koristili smo treset sastavljen od smeđe mahovine sphagnum prema metodi Tomskog naučnika Yu.A. Lvov. Ova mahovina je prilično rasprostranjena u srednjoj traci. globus, prima mineralnu ishranu samo iz atmosfere i ima sposobnost da je konzervira u sloju koji je bio na površini kada ga je udarila prašina. Sloj po sloj stratifikacija i datiranje treseta omogućavaju retrospektivnu procjenu njegovog gubitka. Proučavane su sferne čestice veličine 7–100 µm i mikroelementni sastav tresetnog supstrata, kao funkcije prašine sadržane u njemu.

Postupak odvajanja kosmičke prašine od treseta je sljedeći. Na mjestu uzdignute sfagnumske močvare odabire se lokacija sa ravnom površinom i nanosom treseta sastavljenom od smeđe mahovine sfagnuma (Sphagnum fuscum Klingr). Grmlje je odsječeno s njegove površine u nivou mahovine. Jama se postavlja na dubinu od 60 cm, na njenoj strani je označeno mjesto potrebne veličine (na primjer, 10x10 cm), zatim se na dvije ili tri strane izlaže stup treseta, izrezan na slojeve od 3 cm svaki, koji su zapakovani plastične kese. Gornjih 6 slojeva (kude) se razmatraju zajedno i mogu poslužiti za određivanje starosnih karakteristika prema metodi E.Ya. Muldijarova i E.D. Lapshina. Svaki sloj se pere u laboratorijskim uslovima kroz sito prečnika otvora od 250 mikrona najmanje 5 minuta. Humus sa mineralnim česticama koji je prošao kroz sito ostavlja se da se slegne do potpunog taloženja, a zatim se talog sipa u Petrijevu posudu, gdje se suši. Upakovan u paus papir, suhi uzorak je pogodan za transport i za dalje proučavanje. Pod odgovarajućim uslovima, uzorak se pepelji u lončiću i muflnoj peći sat vremena na temperaturi od 500-600 stepeni. Ostatak pepela se važe i ili ispituje pod binokularnim mikroskopom uz povećanje od 56 puta kako bi se identificirale sferne čestice veličine 7-100 mikrona ili više, ili se podvrgava drugim vrstama analiza. Jer Budući da ova mahovina prima mineralnu ishranu samo iz atmosfere, njena komponenta pepela može biti funkcija kosmičke prašine koja je uključena u njen sastav.

Tako su istraživanja u području pada Tunguskog meteorita, stotinama kilometara udaljenog od izvora zagađenja koje je napravio čovjek, omogućila procjenu priliva sfernih čestica od 7-100 mikrona i više na površinu Zemlje. . Gornji slojevi treseta omogućili su procjenu padavina globalnog aerosola tokom studije; slojevi koji datiraju iz 1908. godine - supstance Tunguskog meteorita; niži (predindustrijski) slojevi - kosmička prašina. Priliv kosmičkih mikrosferula na površinu Zemlje procjenjuje se na (2-4)·10 3 t/god, a općenito kosmičke prašine - 1,5·10 9 t/god. Analitičke metode analize, posebno neutronska aktivacija, korištene su za određivanje sastava elemenata u tragovima kosmičke prašine. Prema ovim podacima, godišnje na površinu Zemlje padne iz svemira (t/god): gvožđe (2·10 6), kobalt (150), skandij (250).

Od velikog interesa u pogledu navedenih studija su radovi E.M. Kolesnikova i koautori, koji su otkrili izotopske anomalije u tresetu područja na koje je pao meteorit Tunguska, koje datiraju iz 1908. godine i govore, s jedne strane, u prilog kometnoj hipotezi ovog fenomena, as druge, o prolivanju svjetlost na kometnu tvar koja je pala na površinu Zemlje.

Najpotpuniji pregled problema tunguskog meteorita, uključujući njegovu supstancu, za 2000. godinu treba priznati kao monografiju V.A. Bronshten. Najnoviji podaci o supstanci tunguskog meteorita objavljeni su i razmatrani na Međunarodnoj konferenciji "100 godina fenomena Tunguska", Moskva, 26-28. juna 2008. Uprkos napretku ostvarenom u proučavanju kosmičke prašine, brojni problemi i dalje ostaju neriješeni.

Izvori metanaučnog znanja o kosmičkoj prašini

Uz podatke dobijene savremenim istraživačkim metodama, od velikog su interesa i informacije sadržane u neznanstvenim izvorima: „Pisma Mahatmi“, Učenje žive etike, pisma i djela E.I. Rericha (posebno u njenom djelu "Proučavanje ljudskih svojstava", gdje je dat opsežan program naučnih istraživanja za dugi niz godina).

Tako je u pismu Kut Humija 1882. uredniku uticajnih novina na engleskom jeziku "Pioneer" A.P. Sinnett (originalno pismo se čuva u Britanskom muzeju) daje sljedeće podatke o kosmičkoj prašini:

- „Visoko iznad naše zemaljske površine, vazduh je zasićen i prostor ispunjen magnetskom i meteorskom prašinom, koja čak i ne pripada našem Sunčevom sistemu“;

- "Snijeg, posebno u našim sjevernim krajevima, pun je meteorskog gvožđa i magnetnih čestica, naslage potonjih nalaze se čak i na dnu okeana." “Milioni sličnih meteora i najfinijih čestica stižu do nas svake godine i svakog dana”;

- “svaka promjena atmosfere na Zemlji i sve perturbacije dolaze od kombinovanog magnetizma” dvije velike “mase” – Zemlje i meteorske prašine;

Postoji "zemaljsko magnetsko privlačenje meteorske prašine i njen direktan uticaj na nagle promene temperature, posebno u pogledu toplote i hladnoće";

Jer “naša zemlja, sa svim ostalim planetama, juri svemirom, prima većinu kosmičke prašine na svojoj sjevernoj hemisferi nego na južnoj”; “... ovo objašnjava kvantitativnu prevlast kontinenata na sjevernoj hemisferi i veće obilje snijega i vlage”;

- “Toplota koju Zemlja prima od sunčevih zraka je u najvećoj mjeri tek trećina, ako ne i manja, količine koju prima direktno od meteora”;

- “Snažne akumulacije meteorske materije” u međuzvjezdanom prostoru dovode do izobličenja uočenog intenziteta svjetlosti zvijezda i, posljedično, do izobličenja udaljenosti do zvijezda dobivenih fotometrijom.

Jedan broj ovih odredbi bio je ispred tadašnje nauke i potvrđen je kasnijim studijama. Tako su studije sumračnog sjaja atmosfere sprovedene 30-50-ih godina. XX vijeka, pokazalo je da ako je na visinama manjim od 100 km sjaj određen raspršivanjem sunčeve svjetlosti u plinovitom (vazdušnom) mediju, onda na visinama iznad 100 km raspršivanje česticama prašine igra dominantnu ulogu. Prva zapažanja napravljena uz pomoć umjetnih satelita dovela su do otkrića Zemljine ljuske prašine na visinama od nekoliko stotina kilometara, kako je navedeno u gore spomenutom pismu Kut Hoomija. Posebno su zanimljivi podaci o izobličenjima udaljenosti do zvijezda dobiveni fotometrijskim metodama. U suštini, ovo je bio pokazatelj prisustva međuzvjezdanog izumiranja, koje je 1930. otkrio Trempler, koje se s pravom smatra jednim od najvažnijih astronomskih otkrića 20. stoljeća. Obračunavanje međuzvjezdanog izumiranja dovelo je do ponovne procjene razmjera astronomskih udaljenosti i, kao rezultat, do promjene u skali vidljivog Univerzuma.

Neke odredbe ovog pisma - o uticaju kosmičke prašine na procese u atmosferi, posebno na vremenske prilike - još nisu našle naučnu potvrdu. Ovdje je potrebno dalje proučavanje.

Okrenimo se drugom izvoru metanaučnog znanja - Učenju žive etike, koji je kreirao E.I. Roerich i N.K. Rerih u saradnji sa himalajskim učiteljima - Mahatmama 20-30-ih godina XX veka. Knjige Živa etika koje su prvobitno objavljene na ruskom jeziku sada su prevedene i objavljene na mnogim jezicima svijeta. Oni posvećuju veliku pažnju naučnim problemima. U ovom slučaju će nas zanimati sve što se tiče kosmičke prašine.

Problemu kosmičke prašine, posebno njenog priliva na površinu Zemlje, pridaje se dosta pažnje u Nauci žive etike.

“Obratite pažnju na visoka mjesta izložena vjetrovima sa snježnih vrhova. Na visini od dvadeset četiri hiljade stopa mogu se uočiti posebne naslage meteorske prašine" (1927-1929). “Aeroliti nisu dovoljno proučavani, a još manje pažnje se poklanja kosmičkoj prašini na vječnim snijegovima i glečerima. U međuvremenu, Kosmički okean crta svoj ritam na vrhovima ”(1930-1931). "Meteorska prašina je nedostupna oku, ali daje veoma značajne padavine" (1932-1933). „Na najčistijem mestu, najčistiji sneg je zasićen zemaljskom i kosmičkom prašinom - tako se prostor ispunjava čak i uz grubo posmatranje“ (1936).

Mnogo pažnje posvećeno je pitanjima kosmičke prašine u Kosmološkim zapisima E.I. Roerich (1940). Treba imati na umu da je H.I. Rerich pomno pratio razvoj astronomije i bio svjestan njenih najnovijih dostignuća; ona je kritički procijenila neke teorije tog vremena (20-30 godina prošlog stoljeća), na primjer, iz oblasti kosmologije, a njene ideje su potvrđene i u naše vrijeme. Učenje žive etike i kosmološki zapisi E.I. Roerich sadrži niz odredbi o onim procesima koji su povezani sa ispadanjem kosmičke prašine na površinu Zemlje i koji se mogu sažeti na sljedeći način:

Osim meteorita, na Zemlju neprestano padaju materijalne čestice kosmičke prašine koje donose kosmičku materiju koja nosi informacije o Dalekim svjetovima svemira;

Kosmička prašina mijenja sastav tla, snijega, prirodnih voda i biljaka;

To se posebno odnosi na mjesta gdje se nalaze prirodne rude, koje nisu samo svojevrsni magneti koji privlače kosmičku prašinu, već treba očekivati ​​njenu diferencijaciju u zavisnosti od vrste rude: „Dakle, željezo i drugi metali privlače meteore, posebno kada rude su unutra prirodno stanje i nisu lišeni kosmičkog magnetizma”;

Velika pažnja u nastavi žive etike posvećena je planinskim vrhovima, koji, prema E.I. Rerich "... su najveće magnetne stanice". "... Kosmički okean crta svoj vlastiti ritam na vrhovima";

Proučavanje kosmičke prašine može dovesti do otkrića novog, još neotkrivenog moderna nauka minerali, posebno - metal, koji ima svojstva koja pomažu u pohranjivanju vibracija u daleke svjetove svemira;

Kada se proučava kosmička prašina, mogu se otkriti nove vrste mikroba i bakterija;

Ali ono što je posebno važno, Učenje žive etike otvara novu stranicu naučnog saznanja – uticaj kosmičke prašine na žive organizme, uključujući čoveka i njegovu energiju. Može imati različite efekte na ljudsko tijelo i neke procese na fizičkom i posebno suptilnom planu.

Ova informacija počinje da se potvrđuje u savremenim naučnim istraživanjima. Tako su poslednjih godina otkrivena složena organska jedinjenja na česticama kosmičke prašine, a neki naučnici su počeli da govore o kosmičkim mikrobima. S tim u vezi, od posebnog su interesa radovi o bakterijskoj paleontologiji koji se izvode u Institutu za paleontologiju Ruske akademije nauka. U ovim radovima, osim kopnenih stijena, proučavani su i meteoriti. Pokazano je da su mikrofosili pronađeni u meteoritima tragovi vitalne aktivnosti mikroorganizama, od kojih su neki slični cijanobakterijama. U nizu istraživanja bilo je moguće eksperimentalno demonstrirati pozitivan učinak kosmičke materije na rast biljaka i potkrijepiti mogućnost njenog utjecaja na ljudski organizam.

Autori Učenja žive etike snažno preporučuju organizovanje stalnog praćenja padavina kosmičke prašine. A kao svoj prirodni akumulator koriste glacijalne i snježne naslage u planinama na nadmorskoj visini od preko 7 hiljada metara. duge godine na Himalajima, sanjaju da tamo osnuju naučnu stanicu. U pismu od 13. oktobra 1930. E.I. Rerih piše: „Stanica treba da se razvije u Grad znanja. Želimo da damo sintezu dostignuća u ovom Gradu, stoga u njemu treba naknadno predstaviti sve oblasti nauke... Proučavanje novih kosmičkih zraka, koje daju čovečanstvu nove najvrednije energije, moguće samo na visinama, jer sve najsuptilnije i najvrednije i najmoćnije leži u čistijim slojevima atmosfere. Takođe, zar ne zaslužuju pažnju sve kiše meteora koje padaju na snježne vrhove i koje planinski potoci nose u doline? .

Zaključak

Proučavanje kosmičke prašine sada je postalo nezavisno područje moderne astrofizike i geofizike. Ovaj problem je posebno aktuelan, budući da je meteorska prašina izvor kosmičke materije i energije, koji se kontinuirano donose na Zemlju iz svemira i aktivno utiču na geohemijske i geofizičke procese, kao i na poseban uticaj na biološke objekte, uključujući i čoveka. Ovi procesi su još uvijek uglavnom neistraženi. U proučavanju kosmičke prašine, brojne odredbe sadržane u izvorima metanaučnog znanja nisu pravilno primijenjene. Meteorska prašina se manifestuje u zemaljskim uslovima ne samo kao fenomen fizičkog sveta, već i kao materija koja nosi energiju svemira, uključujući svetove drugih dimenzija i druga stanja materije. Obračun ovih odredbi zahtijeva razvoj potpuno nove metode za proučavanje meteorske prašine. Ali najvažniji zadatak i dalje ostaje sakupljanje i analiza kosmičke prašine u raznim prirodnim rezervoarima.

Bibliografija

1. Ivanova G.M., Lvov V.Yu., Vasiliev N.V., Antonov I.V. Ispadanje kosmičke materije na površinu Zemlje - Tomsk: Tomsk izdavačka kuća. un-ta, 1975. - 120 str.

2. Murray I. O distribuciji vulkanskih krhotina po dnu oceana // Proc. Roy. soc. Edinburg. - 1876. - Vol. 9.- P. 247-261.

3. Vernadsky V.I. O potrebi organizovanog naučnog rada o kosmičkoj prašini // Problemi Arktika. - 1941. - br. 5. - S. 55-64.

4. Vernadsky V.I. O proučavanju kosmičke prašine // Mirovedenie. - 1932. - br. 5. - S. 32-41.

5. Astapovič I.S. Meteorski fenomeni u Zemljinoj atmosferi. - M.: Gosud. ed. Phys.-Math. Literatura, 1958. - 640 str.

6. Florensky K.P. Preliminarni rezultati ekspedicije kompleksa meteorita Tunguska 1961. //Meteoritika. - M.: ur. Akademija nauka SSSR, 1963. - Br. XXIII. - S. 3-29.

7. Lvov Yu.A. O lokaciji kozmičke materije u tresetu // Problem meteorita Tunguska. - Tomsk: ed. Tomsk. un-ta, 1967. - S. 140-144.

8. Vilensky V.D. Sferne mikročestice u ledenom pokrivaču Antarktika // Meteoritika. - M.: "Nauka", 1972. - Br. 31. - S. 57-61.

9. Golenetsky S.P., Stepanok V.V. Kometarna materija na Zemlji // Meteoritska i meteorska istraživanja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1983. - S. 99-122.

10. Vasiliev N.V., Boyarkina A.P., Nazarenko M.K. i dr. Dinamika dotoka sferne frakcije meteorske prašine na površinu Zemlje // Astronom. glasnik. - 1975. - T. IX. - br. 3. - S. 178-183.

11. Boyarkina A.P., Baikovsky V.V., Vasiliev N.V. Aerosoli u prirodnim pločama Sibira. - Tomsk: ed. Tomsk. un-ta, 1993. - 157 str.

12. Divari N.B. O sakupljanju kosmičke prašine na glečeru Tuyuk-Su // Meteoritika. - M.: Ed. Akademija nauka SSSR, 1948. - Br. IV. - S. 120-122.

13. Gindilis L.M. Protuzračenje kao učinak raspršenja sunčeve svjetlosti na međuplanetarne čestice prašine // Astron. i. - 1962. - T. 39. - Br. 4. - S. 689-701.

14. Vasiliev N.V., Zhuravlev V.K., Zhuravleva R.K. Noćni sjajni oblaci i optičke anomalije povezane s padom meteorita Tunguska. - M.: "Nauka", 1965. - 112 str.

15. Bronshten V.A., Grishin N.I. Srebrni oblaci. - M.: "Nauka", 1970. - 360 str.

16. Divari N.B. Zodijačka svjetlost i međuplanetarna prašina. - M.: "Znanje", 1981. - 64 str.

17. Nazarova T.N. Istraživanje meteorskih čestica na trećem sovjetskom umjetnom satelitu // Umjetni sateliti Zemlje. - 1960. - br. 4. - S. 165-170.

18. Astapovič I.S., Fedynsky V.V. Napredak u astronomiji meteora 1958-1961. //Meteoritika. - M.: Ed. Akademija nauka SSSR, 1963. - Br. XXIII. - S. 91-100.

19. Simonenko A.N., Levin B.Yu. Priliv kosmičke materije na Zemlju // Meteoritika. - M.: "Nauka", 1972. - Br. 31. - S. 3-17.

20. Hadge P.W., Wright F.W. Studije čestica za vanzemaljsko porijeklo. Usporedba mikroskopskih kuglica meteoritskog i vulkanskog porijekla //J. Geophys. Res. - 1964. - Vol. 69. - Br. 12. - P. 2449-2454.

21. Parkin D.W., Tilles D. Mjerenje influksa vanzemaljskog materijala //Nauka. - 1968. - Vol. 159.- br. 3818.- str. 936-946.

22. Ganapathy R. Tunguska eksplozija 1908: otkriće krhotina meteorita blizu strane eksplozije i južnog pola. - Nauka. - 1983. - V. 220. - Br. 4602. - P. 1158-1161.

23. Hunter W., Parkin D.W. Kosmička prašina u novijim dubokomorskim sedimentima //Proc. Roy. soc. - 1960. - Vol. 255. - Br. 1282. - P. 382-398.

24. Sackett W. M. Izmjerene stope taloženja morskih sedimenata i implikacije na stope akumulacije vanzemaljske prašine //Ann. N. Y. Acad. sci. - 1964. - Vol. 119. - br. 1. - str. 339-346.

25. Viiding H.A. Meteorska prašina na dnu kambrijskih pješčenjaka Estonije //Meteoritika. - M.: "Nauka", 1965. - Br. 26. - S. 132-139.

26. Utech K. Kosmische Micropartical in unterkambrischen Ablagerungen // Neues Jahrb. geol. i Palaontol. Monatscr. - 1967. - br. 2. - S. 128-130.

27. Ivanov A.V., Florensky K.P. Fino dispergirana kozmička tvar iz soli donjeg perma // Astron. glasnik. - 1969. - T. 3. - Br. 1. - S. 45-49.

28. Mutch T.A. Obilje magnetnih sferula u uzorcima soli u siluru i permu //Earth and Planet Sci. pisma. - 1966. - Vol. 1. - br. 5. - str. 325-329.

29. Boyarkina A.P., Vasiliev N.V., Menyavtseva T.A. i dr. Procjeni tvari tunguskog meteorita u području epicentra eksplozije // Svemirska tvar na Zemlji. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1976. - S. 8-15.

30. Muldijarov E.Ya., Lapshina E.D. Datiranje gornjih slojeva naslaga treseta korištenih za proučavanje svemirskih aerosola // Meteoritska i meteorska istraživanja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1983. - S. 75-84.

31. Lapshina E.D., Blyakhorchuk P.A. Određivanje dubine sloja iz 1908. u tresetu u vezi s potragom za supstancom meteorita Tunguska // Svemirska tvar i Zemlja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1986. - S. 80-86.

32. Boyarkina A.P., Vasiliev N.V., Glukhov G.G. i dr. O procjeni kosmogenog priliva teških metala na površinu Zemlje // Svemirska tvar i Zemlja. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1986. - S. 203 - 206.

33. Kolesnikov E.M. O nekim vjerovatnim karakteristikama hemijski sastav Tunguska svemirska eksplozija 1908. // Interakcija meteoritske materije sa Zemljom. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1980. - S. 87-102.

34. E. M. Kolesnikov, T. Böttger, N. V. Kolesnikova i F. Junge, “Anomalije u izotopskom sastavu ugljika i dušika treseta u području eksplozije kosmičkog tijela Tunguske 1908. godine”, Geochem. - 1996. - T. 347. - Br. 3. - S. 378-382.

35. Bronshten V.A. Tunguska meteorit: istorija istraživanja. - M.: A.D. Seljanov, 2000. - 310 str.

36. Zbornik radova međunarodne konferencije "100 godina fenomena Tunguske", Moskva, 26-28.06.2008.

37. Roerich E.I. Kosmološki zapisi // Na pragu novog svijeta. - M.: MCR. Master banka, 2000. - S. 235 - 290.

38. Zdjela Istoka. Mahatma pisma. Pismo XXI 1882 - Novosibirsk: Sibirski ogranak. ed. "Dječja književnost", 1992. - S. 99-105.

39. Gindilis L.M. Problem nadnaučnog znanja // Nova era. - 1999. - br. 1. - S. 103; br. 2. - S. 68.

40. Znakovi Agni joge. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1994. - S. 345.

41. Hijerarhija. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1995. - Str.45

42. Vatreni svijet. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1995. - 1. dio.

43. Aum. Nastava žive etike. - M.: MCR, 1996. - S. 79.

44. Gindilis L.M. Čitajući pisma E.I. Roerich: Da li je svemir konačan ili beskonačan? //Kultura i vrijeme. - 2007. - br. 2. - S. 49.

45. Roerich E.I. Pisma. - M.: ICR, Dobrotvorna fondacija. E.I. Roerich, Master Bank, 1999. - Tom 1. - S. 119.

46. ​​Srce. Nastava žive etike. - M.: MCR. 1995. - S. 137, 138.

47. Osvetljenje. Nastava žive etike. Leaves of Morya's Garden. Knjiga druga. - M.: MCR. 2003. - S. 212, 213.

48. Bozhokin S.V. Svojstva kosmičke prašine // Sorosev obrazovni časopis. - 2000. - T. 6. - Br. 6. - S. 72-77.

49. Gerasimenko L.M., Zhegallo E.A., Zhmur S.I. Bakterijska paleontologija i proučavanje karbonskih hondrita // Paleontološki časopis. -1999. - Br. 4. - C. 103-125.

50. Vasiliev N.V., Kukharskaya L.K., Boyarkina A.P. O mehanizmu stimulacije rasta biljaka u području pada Tunguskog meteorita // Interakcija meteorske tvari sa Zemljom. - Novosibirsk: Sibirski ogranak "Nauka", 1980. - S. 195-202.