Dom » Grijanje vode » Koju boju apsorbuju čestice kosmičke prašine. Tajne posebne supstance

Koju boju apsorbuju čestice kosmičke prašine. Tajne posebne supstance

svemirska rendgenska pozadina

Oscilacije i talasi: Karakteristike različitih oscilatornih sistema (oscilatora).

Razbijanje univerzuma

Prašnjavi cirkumplanetarni kompleksi: sl.4

Svojstva svemirske prašine

S. V. Bozhokin St. Petersburg State Technical University	Sadržaj

Uvod

Mnogi se s oduševljenjem dive prekrasnom prizoru zvjezdanog neba, jedne od najvećih kreacija prirode. Na vedrom jesenjem nebu jasno je vidljivo kako se cijelim nebom proteže slaba sjajna traka nazvana Mliječni put, nepravilnih obrisa različite širine i svjetline. Ako pogledamo Mliječni put, koji čini našu galaksiju, kroz teleskop, ispostavit će se da se ova sjajna traka raspada na mnoge slabo svjetleće zvijezde, koje se golim okom spajaju u neprekidan sjaj. Sada je utvrđeno da se Mlečni put ne sastoji samo od zvezda i zvezdanih jata, već i od oblaka gasa i prašine.

Ogroman međuzvjezdani oblaci od luminous razređeni gasovi dobio ime gasovite difuzne magline. Jedna od najpoznatijih je maglina u sazviježđe Orion, koji je vidljiv čak i golim okom blizu sredine tri zvezde koje čine "mač" Oriona. Gasovi koji ga formiraju sijaju hladnom svetlošću, ponovo zračeći svetlost susednih vrućih zvezda. Gasne difuzne magline se uglavnom sastoje od vodonika, kiseonika, helijuma i azota. Takve gasovite ili difuzne magline služe kao kolevka za mlade zvezde, koje se rađaju na isti način kao što je nekada rođena naša. Solarni sistem. Proces formiranja zvijezda je kontinuiran, a zvijezde se nastavljaju formirati i danas.

IN međuzvjezdani prostor uočene su i difuzne prašnjave magline. Ovi oblaci se sastoje od sićušnih tvrdih čestica prašine. Ako se sjajna zvijezda pojavi u blizini prašnjave magline, tada se njena svjetlost raspršuje od ove magline i prašnjava maglina postaje direktno vidljivo(Sl. 1). Magline plina i prašine općenito mogu apsorbirati svjetlost zvijezda koje leže iza njih, pa su često vidljive na snimcima neba kao zjapeće crne rupe na pozadini Mliječnog puta. Takve magline se nazivaju tamne magline. Na nebu južne hemisfere nalazi se jedna veoma velika tamna maglina, koju su mornari nazvali Vreća uglja. Ne postoji jasna granica između gasovitih i prašnjavih maglina, pa se često posmatraju zajedno kao gasovite i prašnjave magline.

Difuzne magline su samo denzifikacije u tom krajnje rijetke međuzvjezdane materije, koji je dobio ime međuzvezdani gas. Međuzvjezdani plin se detektuje samo kada se posmatraju spektri udaljenih zvijezda, uzrokujući dodatne one u njima. Uostalom, na velikoj udaljenosti, čak i tako razrijeđeni plin može apsorbirati zračenje zvijezda. Pojava i brzi razvoj radio astronomija omogućio je detekciju ovog nevidljivog gasa putem radio talasa koje emituje. Ogromni tamni oblaci međuzvjezdanog plina uglavnom se sastoje od vodonika, koji čak i pri niskim temperaturama emituje radio talase u dužini od 21 cm, koji nesmetano prolaze kroz gas i prašinu. Radio astronomija nam je pomogla u proučavanju oblika Mliječnog puta. Danas znamo da plin i prašina, pomiješani sa velikim jatama zvijezda, formiraju spiralu, čije grane, napuštajući centar Galaksije, obavijaju njenu sredinu, stvarajući nešto slično sipi s dugim pipcima uhvaćenoj u vrtlog.

Trenutno je ogromna količina materije u našoj galaksiji u obliku maglina gasa i prašine. Međuzvjezdana difuzna materija koncentrirana je u relativno tankom sloju u ekvatorijalna ravan naš zvjezdani sistem. Oblaci međuzvjezdanog plina i prašine blokiraju centar Galaksije od nas. Zbog oblaka kosmičke prašine, desetine hiljada otvorenih zvezdanih jata ostaju nam nevidljivi. Fina kosmička prašina ne samo da slabi svjetlost zvijezda, već ih i izobličuje spektralni sastav. Činjenica je da kada svjetlosno zračenje prolazi kroz kosmičku prašinu, ono ne samo da slabi, već i mijenja boju. Apsorpcija svetlosti kosmičkom prašinom zavisi od talasne dužine, dakle od svih optički spektar zvijezde plavi zraci se jače apsorbuju, a fotoni koji odgovaraju crvenoj boji se apsorbuju slabije. Ovaj efekat dovodi do crvenila svjetlosti zvijezda koje su prošle kroz međuzvjezdani medij.

Za astrofizičare je od velikog značaja proučavanje svojstava kosmičke prašine i rasvetljavanje uticaja koji ta prašina ima na proučavanje svemira. fizičke karakteristike astrofizičkih objekata. Međuzvjezdano izumiranje i međuzvjezdana polarizacija svjetlosti, infracrveno zračenje neutralnih vodoničnih područja, deficit hemijski elementi u međuzvjezdanom mediju, pitanja formiranja molekula i rođenja zvijezda - u svim ovim problemima ogromna uloga pripada kosmičkoj prašini, čija se svojstva razmatraju u ovom članku.

Poreklo kosmičke prašine

Zrna kosmičke prašine nastaju uglavnom u atmosferama zvijezda koje polako istječu - crveni patuljci, kao i tokom eksplozivnih procesa na zvijezdama i brzog izbacivanja plina iz jezgara galaksija. Drugi izvori stvaranja kosmičke prašine su planetarni i protozvezdane magline , zvezdane atmosfere i međuzvjezdanih oblaka. U svim procesima formiranja kosmičkih čestica prašine, temperatura gasa opada kako se gas kreće prema van i u nekom trenutku prolazi kroz tačku rose, na kojoj kondenzacija pare koje formiraju jezgra čestica prašine. Centri za formiranje nove faze su obično klasteri. Klasteri su male grupe atoma ili molekula koje formiraju stabilnu kvazimolekulu. U sudaru s već formiranom jezgrom prašinastog zrna, atomi i molekuli mogu mu se pridružiti ili ulaskom u kemijske reakcije s atomima prašinastog zrna (kemisorpcija) ili kompletiranjem klastera koji se formira. U najgušćim dijelovima međuzvjezdanog medija, koncentracija čestica u kojima je cm -3, rast zrna prašine može biti povezan sa procesima koagulacije, u kojima se zrnca prašine mogu slijepiti zajedno, a da se ne unište. Procesi koagulacije, koji zavise od svojstava površine zrna prašine i njihove temperature, nastaju samo kada se sudari između zrna prašine događaju pri malim relativnim brzinama sudara.

Na sl. Slika 2 prikazuje rast klastera kosmičke prašine dodavanjem monomera. Rezultirajuće amorfno zrno kosmičke prašine može biti klaster atoma sa fraktalnim svojstvima. fraktali pozvao geometrijski objekti: linije, površine, prostorna tijela koja imaju jako uvučen oblik i imaju svojstvo samosličnosti. samosličnost znači nepromjenjivost glavnih geometrijskih karakteristika fraktalni objekt pri promeni skale. Na primjer, slike mnogih fraktalnih objekata ispadaju vrlo slične kada se rezolucija poveća u mikroskopu. Fraktalni klasteri su visoko razgranate porozne strukture koje nastaju u vrlo neravnotežnim uslovima kada se čvrste čestice sličnih veličina kombinuju u jednu celinu. U zemaljskim uslovima, fraktalni agregati se dobijaju kada opuštanje parom metali u neravnotežni uslovi, tokom formiranja gelova u rastvorima, tokom koagulacije čestica u isparenjima. Model fraktalnog zrna kosmičke prašine prikazan je na sl. 3. Imajte na umu da se procesi koagulacije zrna prašine odvijaju u protozvezdanim oblacima i diskovi za gas i prašinu, značajno porasti sa turbulentno kretanje međuzvjezdane materije.

Jezgra kosmičkih čestica prašine, koja se sastoje od vatrostalni elementi, veličine stotih delova mikrona, nastaju u omotačima hladnih zvezda tokom glatkog odliva gasa ili tokom eksplozivnih procesa. Takva jezgra zrna prašine otporna su na mnoge vanjske utjecaje.

Kosmička prašina se javlja u mnogim svemirskim objektima, gde dolazi do brzog odliva materije, praćenog hlađenjem. Ona se manifestuje u infracrveno zračenje vruće zvijezde Wolf-Rayet sa veoma moćnim zvjezdanim vjetrom, planetarnim maglinama, ljuskama supernove i novim zvijezdama. Velika količina prašine postoji u jezgri mnogih galaksija (na primjer, M82, NGC253), iz kojih dolazi do intenzivnog oticanja plina. Uticaj kosmičke prašine je najizraženiji tokom zračenja nove zvezde. Nekoliko sedmica nakon maksimalnog sjaja nove, u njenom spektru se pojavljuje jak višak zračenja u infracrvenom opsegu uzrokovan pojavom prašine temperature oko K. Dalje

Između zvezda i planeta

Međuplanetarna prašina, barem u relativnoj blizini Zemlje, prilično je dobro proučena materija. 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, zapravo, ne razlikuje od sastava meteorita koji padaju na Zemlju: vrlo ga je zanimljivo proučavati, a još uvijek ima puno otkrića u ovoj oblasti, ali izgleda da nema ovde posebna intriga. Ali zahvaljujući upravo toj prašini, po lijepom vremenu na zapadu odmah nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca, možete se diviti blijedoj stošci svjetlosti iznad horizonta. To je takozvani zodijak - sunčeva svjetlost raspršena malim kosmičkim česticama 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, odlete s njegove površine, na primjer, pod djelovanjem ultraljubičastog zračenja, ali taj je proces reverzibilan - neke odlete, druge se smrzavaju ili se sintetiziraju.
Sada, u prostoru između zvijezda ili blizu njih, naravno, već su pronađene ne kemijske, već fizičke, odnosno spektroskopske metode: voda, oksidi ugljika, dušika, sumpora i silicija, hlorovodonik, amonijak, acetilen, organski 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 njegovog "hvatanja" nije lak, jer malo zrna 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 se jezgre sastoje od ugljika. Ugljik koji se sintetizira u jezgri zvijezda i odlazi u svemir, na primjer, iz atmosfere zvijezda koje stare (poput crvenih divova), odlijećući u međuzvjezdani prostor, hladi se i kondenzira - na sličan način kao nakon vrućeg dana, magla iz ohlađena vodena para se skuplja u nizinama. U zavisnosti od uslova kristalizacije, mogu se dobiti slojevite strukture grafita, dijamantskih kristala (zamislite samo – celi oblaci sićušnih dijamanata!) pa čak i šuplje kuglice atoma ugljenika (fulereni). 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 je prašina?

Mora se reći da je sam koncept kosmičkog vakuuma kao nečeg potpuno praznog dugo ostao samo poetska metafora. Zapravo, čitav prostor svemira, kako između zvijezda tako i između galaksija, ispunjen je materijom, tokovima elementarnih čestica, zračenjem i poljima – magnetskim, električnim i gravitacijskim. Sve što se može dodirnuti, relativno govoreći, su gas, prašina i plazma, čiji doprinos ukupnoj masi Univerzuma, prema različitim procenama, iznosi samo oko 1-2% 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 - njena masa je 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 (16-160 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. U ovom slučaju postoji korespondencija između gustoće i temperature oblaka (ili njegovih pojedinačnih dijelova) i onih tvari čiji se molekuli tamo nalaze. S jedne strane, ovo je zgodno za proučavanje oblaka: posmatranjem 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. A 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. godine. 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. Zovu se magline svjetlosnog gasa.
I u bilo kojoj maglini, u većim ili manjim količinama, 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

Od svih svemirskih objekata, 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 - a 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, astronome su 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 u zabludu "hvatače kometa", a Francuz Charles Messier proširio je ovu listu na 103 objekta. Na sreću, muzičar Sir William Herschel, njegova sestra i sin, koji je bio zaljubljenik u astronomiju, zainteresovali su se za magline. Posmatrajući nebo vlastitim izgrađenim teleskopima, ostavili su za sobom katalog maglina i zvjezdanih jata, koji broji informacije 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 njen plin svijetli, takve magline se 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 nakupine gasa i prašine. Ali za razliku od svijetlih 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 potpuno 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 upija, a do nas bolje dopire „crveni“ dio svjetlosti zvijezda. Usput, ovo je dobar način da se procijeni veličina zrna prašine prema tome kako oni prigušuju svjetlost različitih valnih dužina.

zvezda iz oblaka

Razlozi zbog kojih se zvijezde pojavljuju 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 skupljati 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.

Stage
	Džinovski galaktički molekularni oblak veličine 100 parseka, mase 100.000 sunaca, temperature 50K, gustine od 100 čestica po kubnom cm. Unutar ovog oblaka se nalaze kondenzacije velikih razmjera - difuzne magme plina i prašine (1 -10 kom, 10.000 sunaca, 20 K, 1000 čestica po kubnom cm) i male kondenzacije - magline gasa i prašine (do 1 kom, 100-1000 sunaca, 20 K, 10.000 čestica po kubnom cm). Unutar potonjeg nalaze se jata-globule veličine 0,1 pc, mase 1-10 sunca i gustine 10 5 -10 6 čestica / cm 3, gdje se formiraju nove zvijezde.
	Rođenje zvijezde unutar oblaka plina i prašine
	Nova zvijezda svojim zračenjem i zvjezdanim vjetrom ubrzava okolni plin od sebe
	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
	Poreklo gravitaciono nestabilnog oblaka veličine 2.000.000 sunaca, sa temperaturom od 15 K i početnom gustinom od 10 -19 g/cm 3 .
	Nekoliko stotina hiljada godina kasnije, ovaj oblak formira jezgro sa temperaturom od oko 200 K i veličinom od 100 sunaca, a njegova masa je i dalje samo 0,05 sunčeve.
	U ovoj fazi, jezgro s temperaturama do 2000 K naglo se skuplja zbog jonizacije vodonika i istovremeno se zagrijava do 20 000 K, brzina pada materije na zvijezdu koja raste dostiže 100 km/s.
	Protozvezda veličine dva sunca sa temperaturom u centru 2x100000 K, a ne na površini - 3x1000 K.
	Posljednja faza u pre-evoluciji zvijezde je spora kompresija, tokom koje izotopi litijuma i berilijuma sagorevaju. Tek nakon što temperatura u unutrašnjosti zvijezde poraste na 6x10 6 K, pokreću se 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.
Stage	Opis faza razvoja oblaka gasa i prašine u zvezdu

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 nastaju, na primjer, mnogi binarni zvjezdani sistemi - dvije zvijezde koje se okreću oko zajedničkog centra mase i kreću se u svemiru kao jedinstvena cjelina.
Kako "starenje" nuklearnog goriva u utrobi zvijezda postepeno izgara, i što je brže, to je zvijezda veća. 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 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 naglim oslobađanjem energije i oslobađanjem materije. Zvijezda eksplodira - ovaj proces se naziva supernova. 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 gasa 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, zapravo, 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 bi se, u svakom slučaju, kao građevinski materijal za zvijezde, činilo da mogu ne uzeti u obzir. Međutim, u stvari, njihova uloga je velika - upravo oni hlade vrući međuzvjezdani plin, pretvarajući ga u taj vrlo hladan gusti oblak iz kojeg se potom dobivaju zvijezde.
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 "hladnjak", čiju ulogu igraju upravo čestice međuzvjezdane prašine.
Prilikom sudara sa zrncima prašine velikom brzinom - za razliku od težih i sporijih zrna prašine, molekuli plina brzo lete - gube brzinu i njihova kinetička energija se prenosi na zrno prašine. 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. Nema ga puno po masi - oko 1% mase cjelokupne supstance oblaka, ali to je dovoljno da se ukloni višak 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 galaksija formirala, odakle onda prašina - u principu, razumiju naučnici. Njegovi najznačajniji izvori su nove i supernove, koje gube dio svoje mase, "izbacujući" školjku u okolni prostor. Osim toga, prašina se rađa i 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 uvijek 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. 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 izlaze prve galaksije, ogromni oblaci, a u njima i prve zvijezde koje su morale preći dug životni put. Termonuklearne reakcije u jezgri zvijezda trebale su “zavariti” složenije kemijske elemente, pretvoriti vodonik 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 puni životni ciklus zvijezde: za to vrijeme većina zvijezda nema vremena da ostari. Odakle je nastala prašina u mladoj galaksiji, ako ne bi trebalo da postoji ništa osim vodonika i helijuma, misterija je.
Ne samo da međuzvjezdana prašina djeluje kao neka vrsta univerzalnog rashladnog sredstva, već se možda zahvaljujući prašini pojavljuju složeni molekuli u svemiru.

Poenta je da površina zrna prašine može istovremeno služiti kao reaktor u kojem se molekule formiraju od 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 događa - tako se formira ljuska međuzvjezdanih zrna prašine od met atoma i molekula zamrznutih na njoj.
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 reaguju jedni na druge. Naravno, vrlo sporo - u skladu sa temperaturom 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 zadržala u svojoj ljusci 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 u sastavu hladnih oblaka gasa i prašine pronađena aminokiselina glicin. 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 međuzvjezdane čestice prašine, a zatim detaljno proučiti, otkriti - ne teoretski, već praktično, od čega se sastoje, kako su raspoređene. Ovdje postoje dvije opcije. Možete doći do svemirskih dubina, 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 na brodu, šaljući primljene 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. Da bi se uhvatile čestice prašine bez gubitka ljuske, zamke su bile 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 Zvjezdana prašina - Zvjezdana prašina. 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 u februaru prošle godine. Sada sa kontejnerima napunjenim ovim najvrednijim teretom, brod leti kući i sleće 15. januara 2006. u Utah, blizu Salt Lake Cityja (SAD). Tada će – tada će astronomi konačno svojim očima (uz pomoć mikroskopa, naravno) 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 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 spustio kapsulu sa dobijenim uzorcima - zamke sa jonima, česticama sunčevog vetra. Avaj, dogodila se nesreća - padobran se nije otvorio, a kapsula je svom snagom pala na tlo. I srušio se. Naravno, olupina je prikupljena i pažljivo proučena. Međutim, u martu 2005. godine, na konferenciji u Hjustonu, učesnik programa Don Barneti rekao je da četiri kolektora sa česticama solarnog vetra nisu pogođena, a naučnici aktivno proučavaju njihov sadržaj, 0,4 mg uhvaćenog solarnog vetra, u Houston.

KOSMIČKA MATERIJA NA POVRŠINI ZEMLJE

Nažalost, nedvosmisleni kriterijumi za razlikovanje prostorahemijsku supstancu iz formacija koje su joj bliske po oblikuzemaljsko porijeklo još nije razvijeno. Zbog togavećina istraživača radije traži prostorkalnih čestica u područjima udaljenim od industrijskih centara.Iz istog razloga, glavni predmet istraživanja susferne čestice, a većina materijala imanepravilan oblik, po pravilu, ispada iz vida.U mnogim slučajevima analizira se samo magnetna frakcija.sferne čestice kojih sada ima najvišeraznovrsne informacije.

Najpovoljniji objekti za potragu za prostoromkoja prašina su dubokomorski sedimenti / zbog male brzinesedimentacije/, kao i polarne ledene plohe, odličanzadržavajući svu materiju koja se taloži iz atmosfereobjekti su praktično bez industrijskog zagađenjaa obećavajuće u svrhu stratifikacije, proučavanje distribucijekosmičke materije u vremenu i prostoru. Byuslovi sedimentacije su im bliski i akumulacije soli, potonje su pogodne i po tome što olakšavaju izolacijuželjeni materijal.

Vrlo obećavajuća može biti potraga za raspršenimkosmičke materije u naslagama treseta Poznato je da je godišnji prirast tresetišta visokog močvaraotprilike 3-4 mm godišnje, i jedini izvormineralna ishrana za vegetaciju visokih močvara jematerija koja ispada iz atmosfere.

Prostorprašina iz dubokomorskih sedimenata

Neobične gline i mulja crvene boje, sastavljene od ostatakakami silicijumskih radiolarija i dijatomeja, pokrivaju 82 miliona km 2okeanskog dna, koje je jedna šestina površinenaša planeta. Njihov sastav prema S. S. Kuznjecovu je sljedeći ukupno: 55% SiO 2 ;16% Al 2 O 3 ;9% F eO i 0,04% Ni i Dakle, Na dubini od 30-40 cm, zubi ribe, živeu tercijarnoj eri.To daje osnovu za zaključak dabrzina sedimentacije je približno 4 cm pomilion godina. Sa stanovišta zemaljskog porijekla, kompozicijagline je teško interpretirati Visok sadržaju njima je nikl i kobalt predmet brojnihistraživanja i smatra se da je povezana sa uvođenjem prostoramaterijal /2,154,160,163,164,179/. stvarno,klarka nikla je 0,008% za gornje horizonte zemljekora i 10 % za morsku vodu /166/.

Vanzemaljska materija pronađena u dubokim morskim sedimentimapo prvi put od strane Murraya tokom ekspedicije na Challengeru/1873-1876/ /takozvane "Murray svemirske lopte"/.Nešto kasnije, Renard se kao rezultat toga bavio njihovim proučavanjemčiji je rezultat bio zajednički rad na opisu pronađenogmaterijal /141/.Otkrivene svemirske lopte pripadajupresovane u dvije vrste: metalne i silikatne. Oba tipaposjedovao magnetna svojstva, što je omogućilo primjenuda ih izoluje od magneta sedimenta.

Spherulla je imala pravilan okrugli oblik sa prosjekomprečnika 0,2 mm. U centru lopte, savitljivgvozdeno jezgro prekriveno oksidnim filmom na vrhu.pronađene su kuglice, nikl i kobalt, što je omogućilo ekspresijupretpostavke o njihovom kosmičkom poreklu.

Silikatne sferule obično nisu Imao stroga sferaričnog oblika /mogu se nazvati sferoidima/. Njihova veličina je nešto veća od metalnih, promjer doseže 1 mm . Površina ima ljuskavu strukturu. mineraloškiSastav štapića je veoma ujednačen: sadrže gvožđe-magnezijum silikati-olivini i pirokseni.

Opsežan materijal o kosmičkoj komponenti dubine sedimente koje je sakupila švedska ekspedicija na brodu"Albatros" 1947-1948. Njegovi učesnici su koristili selekcijustubova tla do dubine od 15 metara, studija je dobivenaMaterijalu je posvećen niz radova /92,130,160,163,164,168/.Uzorci su bili veoma bogati: to ističe Petterson1 kg sedimenta čini od nekoliko stotina do nekoliko hiljade sfera.

Svi autori primjećuju vrlo neravnomjernu distribucijukugle i duž dijela okeanskog dna i duž njegovogpodručju. Na primjer, Hunter i Parkin /121/, nakon pregleda dvojicedubokomorski uzorci sa različitih mjesta u Atlantskom okeanu,otkrili da jedan od njih sadrži skoro 20 puta višeOvu razliku su objasnili nejednakimstope sedimentacije u različitim dijelovima okeana.

U 1950-1952, danska dubokomorska ekspedicija koristinila za sakupljanje kosmičke materije u donjim sedimentima okeana magnetnim grabuljama - hrastovom daskom sa pričvršćenim naIma 63 jaka magneta. Uz pomoć ovog uređaja pročešljano je oko 45.000 m 2 površine okeanskog dna.Među magnetnim česticama koje imaju vjerovatno kosmičkoporijekla, razlikuju se dvije grupe: crne kugle sa metalomsa ili bez ličnih jezgara i smeđih kuglica sa kristalomlična struktura; prvi su rijetko veći od 0,2 mm , sjajne su, glatke ili hrapave površineness. Među njima ima i sraslih primjerakanejednake veličine. Nikl ikobalt, magnetit i šraj-berzit su česti u mineraloškom sastavu.

Kuglice druge grupe imaju kristalnu strukturui smeđe su. Njihov prosječni prečnik je 0,5 mm . Ove kugle sadrže silicijum, aluminijum i magnezijum iimaju brojne transparentne inkluzije olivina ilipirokseni /86/. Pitanje prisustva kuglica u donjem muljuO Atlantskom okeanu se također govori u /172a/.

Prostorprašina iz tla i sedimenata

Akademik Vernadsky je napisao da se kosmička materija neprekidno taloži na našoj planeti.prava prilika da ga pronađete bilo gdje u svijetuTo je, međutim, povezano sa određenim poteškoćama,što se može dovesti do sljedećih glavnih tačaka:

1. količina deponovane materije po jedinici površineveoma malo;
2. uslovi za dugotrajno čuvanje kuglicavrijeme je još uvijek nedovoljno proučeno;
3. postoji mogućnost industrijskog i vulkanskog zagađenje;
4. nemoguće je isključiti ulogu ponovnog odlaganja već palihsupstance, usled čega će na nekim mestima bitiuočava se obogaćivanje, au drugima - iscrpljivanje kosmičkog materijal.

Očigledno optimalno za očuvanje prostoramaterijal je okruženje bez kiseonika, posebno tinjanosti, mjesto u dubokomorskim basenima, u područjima akumuodvajanje sedimentnog materijala uz brzo odlaganje materije,kao i u močvarama sa redukcijskim okruženjem. Većinavjerovatno će biti obogaćena kosmičkom materijom kao rezultat ponovnog taloženja u određenim područjima riječnih dolina, gdje se obično taloži teška frakcija mineralnog sedimenta/ Očigledno, samo onaj dio odustalih dolazi ovdjesupstanca čija je specifična težina veća od 5/. Moguće je daobogaćivanje ovom supstancom se takođe dešava u finalumorene glečera, na dnu tarna, u glacijalnim jamama,gdje se nakuplja otopljena voda.

U literaturi postoje podaci o nalazima tokom šlihovasfere vezane za prostor /6,44,56/. u atlasuplacer minerala, u izdanju Državne izdavačke kuće za nauku i tehnikuknjiževnosti 1961. godine dodijeljene su sfere ove vrstemeteorit Od posebnog interesa su nalazi svemiramalo prašine u drevnim stenama. Djela ovog smjera susu nedavno veoma intenzivno istraživani od strane brojnihtel Dakle, sferni tipovi sati, magnetni, metalni

i staklast, prvi sa izgledom karakterističnim za meteoriteManstetten figure i visok sadržaj nikla,opisao Školnik u kredi, miocenu i pleistocenustijene Kalifornije /177.176/. Kasnije slični nalaziizrađene su u trijaskim stijenama sjeverne Njemačke /191/.Croisier, postavljajući sebi za cilj proučavanje prostorakomponenta drevnih sedimentnih stijena, proučavani uzorcisa raznih lokacija/područja New Yorka, New Mexico, Kanada,Teksas / i različite starosti / od ordovicija do trijasa uključujući/. Među proučavanim uzorcima bili su krečnjaci, dolomiti, gline, škriljci. Autor je posvuda pronalazio sferule, koje se očito ne mogu pripisati industriji.strijalno zagađenje, a najvjerovatnije imaju kosmičku prirodu. Croisier tvrdi da sve sedimentne stijene sadrže kosmički materijal, a broj sfera jekreće se od 28 do 240 po gramu. Veličina čestica u većiniu većini slučajeva se uklapa u raspon od 3µ do 40µ, injihov broj je obrnuto proporcionalan veličini /89/.Podaci o meteorskoj prašini u kambrijskim pješčarama Estonijesaopštava Wiiding /16a/.

U pravilu, sferule prate meteorite i oni se nalazena mjestima udara, zajedno sa krhotinama meteorita. Prethodnosve kuglice su pronađene na površini meteorita Braunau/3/ iu kraterima Hanbury i Vabar /3/ kasnije slične formacije uz veliki broj čestica nepravilnogoblici pronađeni u blizini kratera Arizona /146/.Ova vrsta fino raspršene tvari, kao što je već spomenuto, obično se naziva meteoritska prašina. Potonji je bio podvrgnut detaljnom proučavanju u radovima mnogih istraživača.provajderi kako u SSSR-u tako iu inostranstvu /31,34,36,39,77,91,138,146,147,170-171,206/. Na primjeru sferula iz Arizoneutvrđeno je da ove čestice imaju prosječnu veličinu od 0,5 mmi sastoje se ili od kamacita sraslog sa getitom, ili odnaizmjenični slojevi getita i magnetita prekriveni tankimsloj silikatnog stakla sa malim inkluzijama kvarca.Karakterističan je sadržaj nikla i gvožđa u ovim mineralimapredstavljen sljedećim brojevima:

mineral gvožđe nikal
kamacite 72-97% 0,2 - 25%
magnetit 60 - 67% 4 - 7%
goethite 52 - 60% 2-5%

Nininger /146/ pronađen u kugli minerala u Arizoni-ly, karakteristika željeznih meteorita: kohenit, steatit,schreibersite, troilite. Utvrđeno je da je sadržaj nikla biou prosjeku, 1 7%, što se, generalno, poklapa sa brojevima , primio-nim Reinhard /171/. Treba napomenuti da je distribucijafini meteoritni materijal u bliziniMeteoritski krater u Arizoni je veoma neravan. Vjerovatni uzrok tome je, po svemu sudeći, ili vjetar,ili prateća kiša meteora. Mehanizamformiranje sferula Arizone, prema Reinhardtu, sastoji se odiznenadno skrućivanje tečnog finog meteoritasupstance. Drugi autori /135/, uz ovo, daju definicijupodijeljeno mjesto kondenzacije nastalo u vrijeme padaisparenja. U suštini slični rezultati dobijeni su tokom proučavanjavrijednosti fino raspršene meteoritske materije u regijipadavine meteorske kiše Sikhote-Alin. E.L.Krinov/35-37.39/ ovu supstancu dijeli na sljedeće glavne kategorije:

1. mikrometeoriti mase od 0,18 do 0,0003 g, koji imajuregmaglipti i topljena kora / treba strogo razlikovatimikrometeorita prema E.L. Krinovu od mikrometeorita u razumijevanjuWhipple Institute, o čemu je gore bilo riječi/;
2. meteorska prašina - uglavnom šuplja i poroznačestice magnetita nastale kao rezultat prskanja meteoritske tvari u atmosferi;
3. meteoritska prašina - proizvod drobljenja padajućih meteorita, koji se sastoji od fragmenata oštrog ugla. U mineraloškomsastav potonjeg uključuje kamacit s primjesom troilita, šrajberzita i hromita.Kao iu slučaju meteoritskog kratera u Arizoni, distribucijapodjela materije po površini je neravnomjerna.

Krinov smatra da su sferule i druge rastopljene čestice produkti ablacije meteorita i navodinalazi fragmenata potonjeg sa zalijepljenim kuglicama.

Poznati su i nalazi na mjestu pada kamenog meteoritakiša Kunashak /177/.

Pitanje distribucije zaslužuje posebnu raspravu.kosmička prašina u zemljištu i drugim prirodnim objektimapodručje pada Tunguskog meteorita. Odličan posao u ovomepravca su vršene 1958-65 ekspedicijamaKomitet za meteorite Akademije nauka SSSR-a Sibirskog ogranka Akademije nauka SSSR-a. Utvrđeno je dau tlu kako epicentra tako i mjesta udaljenih od njegaudaljenosti do 400 km ili više, gotovo stalno se detektirajumetalne i silikatne kuglice veličine od 5 do 400 mikrona.Među njima su sjajne, mat i grubesatne vrste, pravilne kugle i šuplje čunjevekućišta, metalne i silikatne čestice su stopljene jedna na druguprijatelju. Prema K.P. Florenskom /72/, tla epicentralnog regiona/ međurječje Khushma - Kimchu / sadrži ove čestice samo umala količina /1-2 po konvencionalnoj jedinici površine/.Uzorci sa sličnim sadržajem loptica nalaze se naudaljenost do 70 km od mjesta nesreće. Relativno siromaštvoValjanost ovih uzoraka objašnjava K.P. Florenskyokolnost da je u trenutku eksplozije najveći dio vremenarita je, nakon što je prešla u fino raspršeno stanje, izbačenau gornje slojeve atmosfere, a zatim odlutao u pravcuvjetar. Mikroskopske čestice koje se talože prema Stokesovom zakonu,u ovom slučaju trebalo formirati raspršivač.Florenski vjeruje da se nalazi južna granica perjaniceotprilike 70 km do C Z iz meteoritne lože, u bazenuRijeka Chuni / područje trgovačke stanice Mutorai / gdje je pronađen uzoraksa sadržajem svemirskih lopti do 90 komada po uslovnomjedinica površine. U budućnosti, prema autoru, voznastavlja da se proteže prema sjeverozapadu, zahvatajući sliv rijeke Taimura.Radovi Sibirskog ogranka Akademije nauka SSSR-a 1964-65. utvrđeno je da se duž cijelog toka nalaze relativno bogati uzorci R. Taimur, a također na S. Tunguskoj /vidi kartu-šemu/. Izolovane kuglice istovremeno sadrže do 19% nikla / premamikrospektralna analiza urađena u Institutu za nuklearnu energijufizike Sibirskog ogranka Akademije nauka SSSR-a / To se otprilike poklapa sa brojevimadobio P.N. Paley na terenu na modelurikovi izolovani od tla područja Tunguske katastrofe.Ovi podaci nam omogućavaju da konstatujemo da su pronađene česticesu zaista kosmičkog porekla. Pitanje jeo njihovoj vezi sa ostacima meteorita Tunguskekoji je otvoren zbog nedostatka sličnih studijapozadinske regije, kao i moguću ulogu procesaponovno odlaganje i sekundarno obogaćivanje.

Zanimljivi nalazi sferula u području kratera na Patomskomvisoravni. Pripisuje se porijeklo ove formacijeObruč do vulkana, još uvijek diskutabilnojer prisustvo vulkanskog konusa u udaljenom područjumnogo hiljada kilometara od vulkanskih žarišta, drevninjih i modernih, u mnogim kilometrima sedimentno-metamorfnihdebljine paleozoika, izgleda u najmanju ruku čudno. Proučavanje sferula iz kratera moglo bi dati nedvosmislenoodgovor na pitanje io njegovom porijeklu /82,50,53/.uklanjanje materije iz tla može se obaviti hodanjemhovaniya. Na ovaj način, djelić stotinamikrona i specifične težine iznad 5. Međutim, u ovom slučajupostoji opasnost da odbacite svu malu magnetsku haljinucija i većina silikata. E.L. Krinov savjetujeuklonite magnetno brušenje pomoću magneta okačenog sa dna poslužavnik / 37 /.

Preciznija metoda je magnetna separacija, suhaili mokro, iako ima i značajan nedostatak: utokom obrade gubi se silikatna frakcijaReinhardt/171/ opisuje instalacije suve magnetne separacije.

Kao što je već spomenuto, kosmička materija se često skupljablizu površine zemlje, u područjima slobodnim od industrijskog zagađenja. Po svom pravcu, ovi radovi su bliski potrazi za kosmičkom materijom u gornjim horizontima tla.Posude punjene savode ili rastvora lepka, a ploče podmazaneglicerin. Vrijeme izlaganja se može mjeriti u satima, danima,sedmicama, u zavisnosti od svrhe posmatranja. U opservatoriji Dunlap u Kanadi, prikupljanje svemirske materije pomoćuljepljive ploče se izvode od 1947. godine /123/. U lit-Literatura opisuje nekoliko varijanti metoda ove vrste.Na primjer, Hodge i Wright /113/ su koristili niz godinau tu svrhu, staklena stakalca premazana polako sušećimemulzija i skrućivanje tvoreći gotov preparat prašine;Croisier /90/ korišteni etilen glikol izliven na tacne,koji se lako ispirao destilovanom vodom; u radovimaKorištena je najlonska mreža Hunter i Parkin /158/.

U svim slučajevima u sedimentu su nađene sferične čestice,metala i silikata, najčešće manjih dimenzija 6 µ u prečniku i rijetko prelazi 40 µ.

Dakle, ukupnost prikazanih podatakapotvrđuje pretpostavku o fundamentalnoj mogućnostidetekcija kosmičke materije u tlu skorobilo koji dio zemljine površine. U isto vreme, trebalo biimajte na umu da korištenje tla kao objektaidentifikacija svemirske komponente povezana je s metodološkimteškoće daleko veće od onih zasnijeg, led i eventualno donji mulj i treset.

prostorsupstance u ledu

Prema Krinovu /37/, otkriće kosmičke supstance u polarnim oblastima je od značajnog naučnog značaja.ing, budući da se na taj način može dobiti dovoljna količina materijala čije će proučavanje vjerovatno biti približnorješavanje nekih geofizičkih i geoloških pitanja.

Odvajanje kosmičke materije od snega i ledaprovodi se raznim metodama, počevši od sakupljanjavelikih fragmenata meteorita i završava se proizvodnjom otopljenogmineralni sediment vode koji sadrži mineralne čestice.

Godine 1959 Maršal /135/ predložio je genijalan načinproučavanje čestica iz leda, slično metodi brojanjacrvenih krvnih zrnaca u krvotoku. Njegova suština jeIspostavilo se da do vode dobijene topljenjem uzorkaleda, dodaje se elektrolit i rastvor se propušta kroz usku rupu sa elektrodama sa obe strane. Atprolaskom čestice, otpor se naglo mijenja proporcionalno njenom volumenu. Promjene se bilježe pomoću posebnihgod uređaj za snimanje.

Treba imati na umu da je sada stratifikacija ledasprovodi na nekoliko načina. Moguće je dapoređenje već slojevitog leda sa distribucijomkosmička materija može otvoriti nove pristupestratifikacija na mjestima gdje druge metode ne mogu bitiprimijenjen iz ovog ili onog razloga.

Za prikupljanje svemirske prašine, američki Antarktikekspedicije 1950-60 korišćena jezgra dobijena ododređivanje debljine ledenog pokrivača bušenjem. /1 S3/.Uzorci prečnika oko 7 cm su isečeni na segmente duž 30 cm dugo, otopljeno i filtrirano. Nastali precipitat je pažljivo ispitan pod mikroskopom. Otkriveni sučestice sfernog i nepravilnog oblika, iprvi je činio neznatan dio sedimenta. Dalja istraživanja bila su ograničena na sferule, budući da sumože se manje-više pouzdano pripisati svemirukomponenta. Među kuglicama veličine od 15 do 180/hbynađene su čestice dvije vrste: crne, sjajne, strogo sferične i smeđe prozirne.

Detaljno proučavanje kosmičkih čestica izolovanih izleda Antarktika i Grenlanda, poduzeo je Hodgei Wright /116/. Kako bi se izbjeglo industrijsko zagađenjeled nije uzet sa površine, već sa određene dubine -na Antarktiku je korišten sloj star 55 godina, a na Grenlandu,prije 750 godina. Čestice su odabrane za poređenje.iz zraka Antarktika, koji se pokazao sličnim ledenjačkim. Sve čestice se uklapaju u 10 klasifikacionih grupasa oštrom podjelom na sferne čestice, metaliki silikat, sa i bez nikla.

Pokušaj da se dobiju svemirske lopte sa visoke planinesnijeg je preuzeo Divari /23/. Otopivši značajnu količinusnijeg /85 kanti/ uzet sa površine 65 m 2 na glečeruTuyuk-Su u Tien Shanu, međutim, nije dobio ono što je želiorezultati koji se mogu objasniti ili neujednačenikosmička prašina koja pada na površinu zemlje, ilikarakteristike primenjene tehnike.

Općenito, očigledno, sakupljanje kosmičke materije upolarnih regija i na visokoplaninskim glečerima je jedanod najperspektivnijih oblasti rada na prostoru prašina.

Izvori zagađenje

Trenutno postoje dva glavna izvora materijalala, koji svojim svojstvima može oponašati prostorprašina: vulkanske erupcije i industrijski otpadpreduzeća i transport. Poznato je šta vulkanska prašina,ispuštaju u atmosferu tokom erupcijaostati tamo u suspenziji mjesecima i godinama.Zbog strukturnih karakteristika i male specifičnostitežine, ovaj materijal se može distribuirati globalno, itokom procesa prijenosa, čestice se razlikuju prematežina, sastav i veličina, koje se moraju uzeti u obzir kadakonkretnu analizu situacije. Nakon čuvene erupcijevulkan Krakatau u avgustu 1883. godine, izbačena najmanja prašinashennaya do visine do 20 km. pronađeno u vazduhunajmanje dvije godine /162/. Slična zapažanjaDenije su nastale tokom perioda vulkanskih erupcija Mont Peleea/1902/, Katmai /1912/, grupe vulkana u Kordiljeri /1932/,vulkan Agung /1963/ /12/. Sakupljena mikroskopska prašinaiz različitih područja vulkanske aktivnosti, izgledazrna nepravilnog oblika, sa krivolinijskim, polomljenim,nazubljene konture i relativno rijetko sferoidnei sferni sa veličinom od 10µ do 100. Broj sfernihvode čini samo 0,0001% težine ukupnog materijala/115/. Drugi autori ovu vrijednost podižu na 0,002% /197/.

Čestice vulkanskog pepela imaju crnu, crvenu, zelenu bojulijen, siv ili smeđi. Ponekad su bezbojniprozirna i nalik staklu. Uopšteno govoreći, u vulkanskomstaklo je bitan dio mnogih proizvoda. Ovopotvrđuju podaci Hodgea i Wrighta, koji su to otkriličestice sa količinom gvožđa od 5% i gore suu blizini vulkana samo 16% . To treba uzeti u obzir u procesudolazi do prijenosa prašine, razlikuje se po veličini ispecifične težine, a velike čestice prašine se brže eliminišu Ukupno. Kao rezultat toga, udaljen od vulkanacentrima, područja će vjerovatno otkriti samo najmanji i svjetlosne čestice.

Sferne čestice su podvrgnute posebnom istraživanju.vulkanskog porekla. Utvrđeno je da jesunajčešće erodirana površina, oblik, grubonagnuti na sferni, ali nikada nisu izduženivratovi, poput čestica meteoritskog porijekla.Veoma je značajno da nemaju jezgro sastavljeno od čistoggvožđe ili nikl, poput onih kuglica koje se smatrajuprostor /115/.

U mineraloškom sastavu vulkanskih kugli,značajnu ulogu ima staklo, koje ima mjehurićstrukture, te željezo-magnezijum silikati - olivin i piroksen. Mnogo manji dio njih čine rudni minerali - piri-volumen i magnetit, koji uglavnom formiraju diseminiraniurezivanja u staklu i konstrukcijama okvira.

Što se tiče hemijskog sastava vulkanske prašine,primjer je sastav pepela Krakatoa.Murray /141/ je u njemu pronašao visok sadržaj aluminijuma/do 90%/ i nizak sadržaj gvožđa /ne prelazi 10%.Treba napomenuti, međutim, da Hodž i Rajt /115/ nisu moglipotvrditi Morreyeve podatke o aluminijumuo sferama vulkanskog porijekla se također govori u/205a/.

Dakle, svojstva karakteristična za vulkanskematerijali se mogu sažeti na sljedeći način:

1. vulkanski pepeo sadrži visok procenat česticanepravilnog oblika i nisko - sfernog,
2. kugle vulkanskog kamenja imaju određene strukturekarakteristike obilaska - erodirane površine, odsustvo šupljih kuglica, često stvaranje plikova,
3. u sferama dominira porozno staklo,
4. postotak magnetnih čestica je nizak,
5. u većini slučajeva sferni oblik čestica nesavršen
6. čestice pod oštrim uglom imaju oštro ugaone oblikeograničenja, što im omogućava da se koriste kaoabrazivni materijal.

Veoma značajna opasnost od imitacije svemirskih sferarolat sa industrijskim kuglicama, u velikim količinamaparna lokomotiva, parobrod, fabričke cijevi, nastala tokom elektro zavarivanja itd. Posebanproučavanja ovakvih objekata pokazala su da je značajanjedan postotak ovih potonjih ima oblik sferula. Prema Školniku /177/,25% industrijski proizvodi se sastoje od metalne šljake.On također daje sljedeću klasifikaciju industrijske prašine:

1. nemetalne lopte, nepravilnog oblika,
2. loptice su šuplje, veoma sjajne,
3. kugle slične svemiru, presavijene metalnekal materijal sa uključivanjem stakla. Među potonjimaimaju najveću rasprostranjenost, postoje u obliku kapljice,čunjevi, duple kugle.

Sa naše tačke gledišta, hemijski sastavindustrijsku prašinu proučavali su Hodge i Wright /115/.Utvrđeno je da su karakteristične karakteristike njegovog hemijskog sastavaje visok sadržaj gvožđa i u većini slučajeva - odsustvo nikla. Mora se, međutim, imati na umu da ni jedno ni drugojedan od navedenih znakova ne može poslužiti kao apsolutkriterijum razlike, pogotovo što je hemijski sastav različitvrste industrijske prašine mogu biti različite, ipredvidjeti pojavu jedne ili druge vrsteindustrijske sferule je gotovo nemoguće. Stoga, najbolji garancija protiv zabune može poslužiti na savremenom nivouznanje je samo uzorkovanje u udaljenim "sterilnim" izpodručja industrijskog zagađenja. stepen industrijskogzagađenje, kako pokazuju posebne studije, jesteu direktnoj proporciji sa udaljenosti od naselja.Parkin i Hunter su 1959. izveli zapažanja koliko je to bilo moguće.prenosivost industrijskih kuglica sa vodom /159/.Iako su kugle prečnika više od 300µ izletjele iz fabričkih cijevi, u bazenu s vodom udaljenom 60 milja od gradada, samo u pravcu preovlađujućih vjetrovapojedinačni primjerci veličine 30-60, broj primjeraka jejarak veličine 5-10µ je, međutim, bio značajan. Hodge andWright /115/ je pokazao da je u blizini opservatorije Yale,u blizini centra grada, padao na 1cm 2 površine dnevnodo 100 kuglica prečnika preko 5µ. Njih iznos se udvostručioopadao nedjeljom i pao 4 puta na daljinu10 milja od grada. Dakle, u udaljenim područjimavjerovatno industrijsko zagađenje samo kuglicama prečnika rum manje od 5 µ .

Mora se uzeti u obzir da je u posljednje vrijeme20 godina postoji realna opasnost od zagađenja hranenuklearne eksplozije" koje mogu opskrbiti sfere globalunominalna skala /90.115/. Ovi proizvodi se razlikuju od da kao-nikakvu radioaktivnost i prisustvo specifičnih izotopa -stroncijum - 89 i stroncijum - 90.

Konačno, imajte na umu da je neko zagađenjeatmosfera sa proizvodima sličnim meteoru i meteorituprašina, može biti uzrokovana sagorijevanjem u Zemljinoj atmosferiumjetni sateliti i lansirne rakete. Uočeni fenomeniu ovom slučaju, veoma su slični onome što se dešava kadapadajuće vatrene lopte. Ozbiljna opasnost za naučna istraživanjajoni kosmičke materije su neodgovornieksperimente sprovedene i planirane u inostranstvu salansiranje u svemir blizu ZemljePerzijska supstanca vještačkog porijekla.

Formai fizička svojstva kosmičke prašine

Oblik, specifična težina, boja, sjaj, lomljivost i druge fizičkeKosmička svojstva kosmičke prašine pronađene u različitim objektima proučavali su brojni autori. neki-ri istraživači su predložili šeme za klasifikaciju prostorakamena prašina na osnovu njene morfologije i fizičkih svojstava.Iako jedinstven jedinstveni sistem još nije razvijen,Čini se, međutim, prikladnim navesti neke od njih.

Baddhyu /1950/ /87/ na osnovu čisto morfološkihznakovi su podijelili zemaljsku materiju u sljedećih 7 grupa:

1. nepravilni sivi amorfni fragmenti veličine 100-200µ.
2. čestice nalik na šljaku ili pepeo,
3. zaobljena zrna, slična finom crnom pijesku/magnetit/,
4. glatke crne sjajne kuglice prosječnog prečnika 20µ .
5. velike crne kuglice, manje sjajne, često hrapavegruba, rijetko prelazi 100 µ u prečniku,
6. silikatne kuglice od bijele do crne, ponekadsa gasnim inkluzijama
7. različite kugle koje se sastoje od metala i stakla,20µ u proseku.

Čitava raznolikost vrsta kosmičkih čestica, međutim, nijeiscrpljuje se, očigledno, navedenim grupama.Dakle, Hunter i Parkin /158/ pronađeni su zaokruženispljoštene čestice, očigledno kosmičkog porekla što se ne može pripisati nijednom od transferanumeričke klase.

Od svih gore opisanih grupa, najpristupačnijiidentifikacija po izgledu 4-7, koji ima oblik ispravnog lopte.

E.L. Krinov, proučavajući prašinu prikupljenu u Sikhote-uAlinskijev pad, razlikovao se u svom sastavu pogrešnou obliku fragmenata, kuglica i šupljih čunjeva /39/.

Tipični oblici svemirskih lopti prikazani su na Sl.2.

Brojni autori klasifikuju kosmičku materiju premaskupovi fizičkih i morfoloških svojstava. Po sudbinido određene težine, kosmička materija se obično dijeli u 3 grupe/86/:

1. metalni, koji se uglavnom sastoje od gvožđa,sa specifičnom težinom većom od 5 g/cm 3 .
2. silikat - prozirne staklene čestice sa specifičnimtežine oko 3 g/cm 3
3. heterogene: metalne čestice sa staklenim inkluzijama i staklene čestice sa magnetnim inkluzijama.

Većina istraživača ostaje unutar ovogagruba klasifikacija, ograničena samo na najočiglednijeMeđutim, oni koji se bavečestice izvučene iz vazduha, razlikuje se druga grupa -porozna, krhka, gustine oko 0,1 g/cm 3 /129/. TOuključuje čestice meteorskih kiša i najsjajnijih sporadičnih meteora.

Prilično temeljna klasifikacija pronađenih česticau ledu Antarktika i Grenlanda, kao i uhvaćeniiz zraka, dali Hodge i Wright i predstavljeni u shemi /205/:

1. crne ili tamnosive mutne metalne kuglice,udubljena, ponekad šuplja;
2. crne, staklaste, visoko lomljive kuglice;
3. svijetle, bijele ili koraljne, staklene, glatke,ponekad prozirne kugle;
4. čestice nepravilnog oblika, crne, sjajne, lomljive,granulirani, metalni;
5. nepravilnog oblika crvenkaste ili narandžaste, mutne,neravne čestice;
6. nepravilnog oblika, ružičasto-narandžasta, mutna;
7. nepravilnog oblika, srebrnastog, sjajnog i mutnog;
8. nepravilnog oblika, višebojna, smeđa, žuta, zelena, crna;
9. nepravilnog oblika, prozirne, ponekad zelene iliplava, staklena, glatka, sa oštrim ivicama;
10. sferoidi.

Iako se čini da je klasifikacija Hodgea i Wrighta najpotpunija, ipak se često nalaze čestice koje je, sudeći po opisima raznih autora, teško klasificiratinazad na jednu od imenovanih grupa, tako da nije neuobičajeno da se sretnemoizdužene čestice, kuglice koje se drže jedna za drugu, kuglice,imaju različite izrasline na svojoj površini /39/.

Na površini nekih kuglica u detaljnoj studijipronađene su brojke koje su slične Widmanstättenu, promatranou gvozdeno-nikl meteoritima /176/.

Unutrašnja struktura kuglica se ne razlikuje mnogoslika. Na osnovu ove karakteristike, sljedeće 4 grupe:

1. šuplje kugle / susret sa meteoritima /,
2. metalne kuglice sa jezgrom i oksidiranom ljuskom/ u jezgri su po pravilu koncentrirani nikal i kobalt,a u ljusci - gvožđe i magnezijum /,
3. oksidirane kuglice ujednačenog sastava,
4. silikatne kuglice, najčešće homogene, sa ljuskavimtu površinu, sa uključcima metala i gasa/ ovi im daju izgled šljake ili čak pjene /.

Što se tiče veličina čestica, ne postoji čvrsta podjela po ovom osnovu, i svaki autorpridržava se svoje klasifikacije ovisno o specifičnostima dostupnog materijala. Najveća od opisanih kuglica,pronađeni u dubokomorskim sedimentima od strane Browna i Paulija /86/ 1955. godine, jedva da prelaze 1,5 mm u prečniku. Ovoblizu postojeće granice koju je pronašao Epic /153/:

gdje je r je radijus čestice, σ - površinski naponrastopiti, ρ je gustina vazduha, i v je brzina pada. Radijus

čestica ne može preći poznatu granicu, inače padraspada na manje.

Donja granica, po svoj prilici, nije ograničena, što proizilazi iz formule i opravdano je u praksi, jerkako se tehnike poboljšavaju, autori rade na svemumanje čestice Većina istraživača je ograničenaprovjerite donju granicu od 10-15µ /160-168,189/.Istovremeno su počela istraživanja čestica prečnika do 5 µ /89/ i 3 µ /115-116/, te posluju Hemenway, Fulman i Phillipsčestice prečnika do 0,2 / µ i manje, posebno ih ističućibivša klasa nanometeorita /108/.

Uzima se prosječni prečnik čestica kosmičke prašine jednako 40-50 µ Kao rezultat intenzivnog proučavanja prostorakoje su supstance iz atmosfere japanski autori pronašli da 70% cjelokupnog materijala su čestice prečnika manjeg od 15 µ.

Brojni radovi /27,89,130,189/ sadrže iskaz oda raspodela loptica zavisi od njihove masea dimenzije se pridržavaju sljedećeg uzorka:

V 1 N 1 \u003d V 2 N 2

gdje v - masa lopte, N - broj loptica u datoj grupiRezultate koji se zadovoljavajuće slažu sa teorijskim dobili su brojni istraživači koji su radili na prostorumaterijal izoliran iz raznih objekata / na primjer, antarktički led, dubokomorski sedimenti, materijali,dobijeno kao rezultat satelitskih osmatranja/.

Od fundamentalnog interesa je pitanje da liu kojoj su se mjeri svojstva nylija promijenila tokom geološke istorije. Nažalost, trenutno akumulirani materijal ne dozvoljava nam da damo nedvosmislen odgovor, međutim,Školnikova poruka /176/ o klasifikaciji živi i daljesferule izolovane iz miocenskih sedimentnih stijena Kalifornije. Autor je ove čestice podijelio u 4 kategorije:

1/ crna, jako i slabo magnetna, čvrsta ili sa jezgrom koje se sastoji od željeza ili nikla sa oksidiranom ljuskomkoji je napravljen od silicijum dioksida sa primesom gvožđa i titana. Ove čestice mogu biti šuplje. Njihova površina je intenzivno sjajna, polirana, u nekim slučajevima hrapava ili prelivena kao rezultat refleksije svjetlosti od udubljenja u obliku tanjira na njihove površine

2/ sivo-čelični ili plavkasto-sivi, šuplji, tankizid, vrlo krhke kugle; sadrže nikl, imajupolirana ili polirana površina;

3/ lomljive kuglice koje sadrže brojne inkluzijesivi čelični metalik i crni nemetalnimaterijal; mikroskopski mehurići u njihovim zidovima ki / ova grupa čestica je najbrojnija /;

4/ smeđe ili crne silikatne kuglice, nemagnetna.

Lako je zamijeniti tu prvu grupu prema Školnikublisko odgovara Buddhueovim grupama čestica od 4 i 5. Bmeđu ovim česticama nalaze se šuplje kugle sličneoni pronađeni u područjima udara meteorita.

Iako ovi podaci ne sadrže iscrpne informacijeo pokrenutom pitanju, čini se da je moguće izrazitiu prvoj aproksimaciji, mišljenje da morfologija i fizika-fizička svojstva barem nekih grupa česticakosmičkog porekla, pada na Zemlju, nemojteopjevao značajnu evoluciju u odnosu na dostupnegeološka studija perioda razvoja planete.

Hemijskikompozicija prostora prašina.

Pojavljuje se proučavanje hemijskog sastava kosmičke prašineuz određene principijelne i tehničke poteškoćekarakter. Već sam mala veličina proučavanih čestica,poteškoće pribavljanja bilo koje značajne količinevakh stvaraju značajne prepreke u primjeni tehnika koje se široko koriste u analitičkoj hemiji. dalje,mora se imati na umu da uzorci koji se proučavaju u velikoj većini slučajeva mogu sadržavati nečistoće, a ponekadveoma značajan, zemaljski materijal. Dakle, problem proučavanja hemijskog sastava kosmičke prašine je isprepletenvreba pitanje njegove diferencijacije od zemaljskih nečistoća.Konačno, sama formulacija pitanja diferencijacije "zemaljskog"a "kosmička" materija je u određenoj mjeri uslovno, jer Zemlja i sve njene komponente, njeni sastojci,predstavljaju, u krajnjoj liniji, i kosmički objekat, istoga bi, strogo govoreći, bilo ispravnije postaviti pitanjeo pronalaženju znakova razlike između različitih kategorijakosmička materija. Iz ovoga slijedi da je sličnostentiteti zemaljskog i vanzemaljskog porijekla mogu, u principu,protežu se veoma daleko, što stvara dodatnepoteškoće u proučavanju hemijskog sastava kosmičke prašine.

Međutim, posljednjih godina nauka je obogaćena nizommetodološke tehnike koje omogućavaju, u određenoj mjeri, prevazilaženjesavladati ili zaobići prepreke koje se pojave. Razvoj ali-najnovije metode radijacijske hemije, difrakcija rendgenskih zrakamikroanaliza, poboljšanje mikrospektralnih tehnika sada omogućava da se istražuje beznačajno na svoj načinveličina objekata. Trenutno prilično pristupačnoanaliza hemijskog sastava ne samo pojedinačnih česticamic prašine, ali i iste čestice u različitim njegove sekcije.

U posljednjoj deceniji značajan brojradovi posvećeni proučavanju hemijskog sastava svemiraprašina iz raznih izvora. Iz razlogakoje smo već dotakli gore, studija je uglavnom sprovedena na sfernim česticama koje se odnose na magnetfrakcije prašine, kao iu odnosu na karakteristike fizičkesvojstva, naše znanje o hemijskom sastavu akutnog uglamaterijala je još uvijek prilično malo.

Analizirajući materijale primljene u ovom pravcu u cjelinijednog broja autora, treba doći do zaključka da, kao prvo,isti elementi se nalaze u kosmičkoj prašini kao udrugi objekti zemaljskog i kosmičkog porijekla, npr. sadrži Fe, Si, Mg .U nekim slučajevima - rijetkoelementi zemljišta i Ag nalazi su sumnjivi /, u odnosu naU literaturi nema pouzdanih podataka. Drugo, svekoličina kosmičke prašine koja pada na Zemljupodijeliti po hemijskom sastavu na najmanje tri velike grupe čestica:

a) metalne čestice sa visokim sadržajem Fe i N i ,
b) čestice pretežno silikatnog sastava,
c) čestice mešovite hemijske prirode.

Lako je vidjeti da su navedene tri grupesuštinski se poklapaju sa prihvaćenom klasifikacijom meteorita, kojaodnosi se na blizak, a možda i zajednički izvor porijeklakruženje oba tipa kosmičke materije. Može se primijetiti dNadalje, postoji veliki izbor čestica unutar svake od razmatranih grupa, što dovodi do brojnih istraživača.da podijeli kosmičku prašinu prema hemijskom sastavu sa 5,6 iviše grupa. Tako Hodge i Wright izdvajaju sljedećih osamvrste osnovnih čestica koje se međusobno razlikuju koliko god je to mogućerfološke karakteristike i hemijski sastav:

1. gvozdene kugle koje sadrže nikl,
2. gvozdene kugle, u kojima se ne nalazi nikl,
3. silicijumske kuglice,
4. druge sfere,
5. čestice nepravilnog oblika sa visokim sadržajem gvožđe i nikl;
6. isto bez prisustva bilo kakvih značajnijih količina estv nikal,
7. silikatne čestice nepravilnog oblika,
8. ostale čestice nepravilnog oblika.

Iz gornje klasifikacije proizilazi, između ostalog,tu okolnost da se prisustvo visokog sadržaja nikla u materijalu koji se proučava ne može prepoznati kao obavezan kriterijum za njegovo kosmičko poreklo. Znači, značiGlavni dio materijala izvađenog iz leda Antarktika i Grenlanda, sakupljen iz zraka visoravni Novog Meksika, pa čak i iz područja gdje je pao meteorit Sikhote-Alin, nije sadržavao količine dostupne za određivanje.nikla. Istovremeno, treba uzeti u obzir i utemeljeno mišljenje Hodgea i Wrighta da visok procenat nikla (u nekim slučajevima i do 20%) je jedinipouzdan kriterijum kosmičkog porekla određene čestice. Očigledno, u slučaju njegovog odsustva, istraživačne treba se voditi potragom za "apsolutnim" kriterijima"i o ocjeni svojstava materijala koji se proučava, uzeti u njihovu agregati.

U mnogim radovima uočava se heterogenost hemijskog sastava čak i iste čestice svemirskog materijala u različitim delovima. Tako je ustanovljeno da nikl teži jezgru sfernih čestica, tu se nalazi i kobalt.Vanjski omotač lopte sastoji se od željeza i njegovog oksida.Neki autori priznaju da nikl postoji u oblikupojedinačne mrlje u magnetitnoj podlozi. U nastavku predstavljamodigitalni materijali koji karakterišu prosječan sadržajnikl u prašini kosmičkog i zemaljskog porekla.

Iz tabele proizilazi da je analiza kvantitativnog sadržajanikl može biti koristan u razlikovanjusvemirska prašina iz vulkana.

Sa iste tačke gledišta, odnosi N i : Fe ; Ni : co, Ni : Cu , što je dovoljnosu konstantne za pojedinačne objekte zemaljskog i svemirskog porijeklo.

magmatskih stijena-3,5 1,1

Prilikom razlikovanja kosmičke prašine od vulkanskea industrijsko zagađenje može biti od neke koristitakođer pružaju studiju kvantitativnog sadržaja Al i K , koji su bogati vulkanskim proizvodima, i Ti i V biti česti saputnici Fe u industrijskoj prašini.Značajno je da u nekim slučajevima industrijska prašina može sadržavati visok postotak N i . Stoga je kriterij za razlikovanje nekih vrsta kosmičke prašine odzemaljski bi trebao služiti ne samo visokim sadržajem N ja , a visok sadržaj N i zajedno sa Co i C u/88.121, 154.178.179/.

Podaci o prisustvu radioaktivnih produkata kosmičke prašine su izuzetno oskudni. Prijavljeni su negativni rezultatitatah testiranje svemirske prašine na radioaktivnost, kojaizgleda sumnjivo s obzirom na sistematsko bombardovanječestice prašine koje se nalaze u međuplanetarnom prostorusve, kosmičke zrake. Podsjetimo da proizvodikosmičko zračenje je više puta detektovano u meteoriti.

Dynamicspadanje kosmičke prašine tokom vremena

Prema hipotezi Paneth /156/, padavine meteoritanisu se odvijale u udaljenim geološkim epohama / ranijeKvartarno vrijeme /. Ako je ovaj pogled tačan, ondatrebalo bi da se proširi i na kosmičku prašinu, ili barembio bi na onom njegovom dijelu, koji nazivamo meteoritskom prašinom.

Glavni argument u prilog hipotezi bio je odsustvouticaj nalaza meteorita u drevnim stenama, trenutnoMeđutim, postoji niz nalaza poput meteorita,i komponenta kosmičke prašine u geološkojformacije prilično drevne starosti / 44,92,122,134,176-177/, Navedeni su mnogi od navedenih izvoraiznad treba dodati da je mart /142/ otkrio kugle,očigledno kosmičkog porekla u Silurusoli, a Croisier /89/ ih je pronašao još u ordovicijumu.

Rasprostranjenost sferula duž preseka u dubokomorskim sedimentima proučavali su Petterson i Rothschi /160/, koji su pronašliživio da je nikal neravnomjerno raspoređen po presjeku, štoobjašnjavaju, po njihovom mišljenju, kosmičkim uzrocima. kasnijeutvrđeno da je najbogatija kosmičkim materijalomnajmlađi slojevi donjeg mulja, što je, po svemu sudeći, povezanouz postepene procese uništavanja prostorakome supstance. S tim u vezi, prirodno je pretpostavitiideja postepenog smanjenja koncentracije kosmičkogsupstance niz rez. Nažalost, u literaturi koja nam je dostupna, nismo pronašli dovoljno uvjerljive podatke o tomevrsta, dostupni izvještaji su fragmentarni. Dakle, Školnik /176/utvrdili povećanu koncentraciju loptica u zoni vremenskih utjecajakredenih naslaga, iz ove činjenice je bionapravljen je razuman zaključak da sferule, očigledno,mogu izdržati dovoljno teške uslove akomogao preživjeti lateritizaciju.

Moderne redovne studije svemirskih padavinaprašine pokazuju da njen intenzitet značajno varira dan po dan /158/.

Očigledno postoji određena sezonska dinamika /128.135/, te maksimalni intenzitet padavinapada u avgustu-septembru, što je povezano sa meteorompotoci /78,139/,

Treba napomenuti da kiše meteora nisu jedinenaya uzrok masivnih padavina kosmičke prašine.

Postoji teorija da meteorske kiše izazivaju padavine /82/, a čestice meteora su u ovom slučaju jezgra kondenzacije /129/. Neki autori predlažuTvrde da skupljaju kosmičku prašinu iz kišnice i nude svoje uređaje u tu svrhu /194/.

Bowen /84/ je utvrdio da vrhunac padavina kasniod maksimalne aktivnosti meteora za oko 30 dana, što se može videti iz sledeće tabele.

Ovi podaci, iako nisu univerzalno prihvaćeni, jesuzaslužuju pažnju. Bowenovi nalazi potvrđujupodaci o građi Zapadnog Sibira Lazarev /41/.

Iako je pitanje sezonske dinamike kosmičkogprašina i njena veza sa kišama meteora nije potpuno jasna.razriješeno, postoje dobri razlozi za vjerovanje da se takva regularnost dešava. Dakle, Croisier /CO/, na osnovupet godina sistematskih posmatranja, sugeriše da su dva maksimuma ispadanja kosmičke prašine,koji se dogodio u ljeto 1957. i 1959. koreliraju sa meteorommi streams. Ljetni maksimum potvrđuje Morikubo, sezonskizavisnost su zabilježili i Marshall i Craken /135,128/.Treba napomenuti da nisu svi autori skloni pripisivanjusezonska ovisnost zbog aktivnosti meteora/na primjer, Brier, 85/.

S obzirom na krivu distribucije dnevnih talogameteorska prašina, onda je, očigledno, snažno izobličena uticajem vetrova. To posebno izvještavaju Kizilermak iCroisier /126,90/. Dobar sažetak materijala o tomeReinhardt ima pitanje /169/.

Distribucijasvemirska prašina na površini zemlje

Pitanje distribucije kosmičke materije na površiniZemlje, kao i niz drugih, bio je potpuno nedovoljno razvijenupravo. Prijavljena su mišljenja kao i činjenični materijalod strane raznih istraživača su vrlo kontradiktorne i nepotpune.Jedan od vodećih stručnjaka u ovoj oblasti, Petterson,definitivno izrazio mišljenje da kosmička materijaraspoređena po površini Zemlje izuzetno je neravnomjerno /163/. Eovo, međutim, dolazi u sukob s nizom eksperimentalnihpodaci. Konkretno, de Jaeger /123/, na osnovu naknadakosmičke prašine proizvedene pomoću ljepljivih ploča u području kanadske opservatorije Dunlap, tvrdi da je kosmička materija raspoređena prilično ravnomjerno na velika područja. Slično mišljenje iznijeli su i Hunter i Parkin /121/ na osnovu proučavanja kosmičke materije u donjim sedimentima Atlantskog okeana. Hodya /113/ je vršio studije kosmičke prašine na tri udaljene tačke jedna od druge. Posmatranja su vršena dugo, cijelu godinu. Analiza dobijenih rezultata pokazala je istu brzinu akumulacije materije na sve tri tačke, a u prosjeku je dnevno padalo oko 1,1 kuglice na 1 cm 2 .veličine oko tri mikrona. Istraživanja u ovom pravcu nastavljeni su 1956-56. Hodge i Wildt /114/. Naovog puta prikupljanje je obavljeno u prostorima odvojenim jedno od drugogprijatelj na velikim udaljenostima: u Kaliforniji, Aljasci,U Kanadi. Izračunati prosječan broj kuglica , pao na jediničnu površinu, za koju se ispostavilo da je 1,0 u Kaliforniji, 1,2 na Aljasci i 1,1 sferna čestica u Kanadi kalupi po 1 cm 2 po danu. Distribucija sferula po veličinibio približno isti za sve tri tačke, i 70% bile su formacije prečnika manjeg od 6 mikrona, brojčestice veće od 9 mikrona u prečniku bile su male.

Može se pretpostaviti da je, očigledno, ispadanje kosmičkogprašina dopire do Zemlje, općenito, prilično ravnomjerno, na ovoj pozadini mogu se uočiti određena odstupanja od opšteg pravila. Dakle, može se očekivati prisustvo određene geografske širineefekat taloženja magnetnih čestica sa tendencijom koncentracijecije potonjeg u polarnim područjima. Dalje, poznato je dakoncentracija fino raspršene kosmičke materije možebiti podignuti u područjima gdje padaju velike mase meteorita/ Arizona meteorski krater, meteorit Sikhote-Alin,vjerovatno područje gdje je palo tungusko kosmičko tijelo.

Primarna uniformnost može, međutim, u budućnostiznačajno poremećena kao rezultat sekundarne preraspodjelefisiju materije, a na nekim mjestima može imatiakumulacija, au drugima - smanjenje njegove koncentracije. Općenito, ovo pitanje je razrađeno vrlo loše, ali preliminarnočvrsti podaci dobijeni ekspedicijom K M ET AS SSSR /rukovodilac K.P.Florensky/ / 72/ hajde da pričamo o tomeda je, barem u jednom broju slučajeva, sadržaj prostorahemijska tvar u tlu može varirati u širokom rasponu lah.

Migratzi japrostorsupstanceinbiogenosfere

Ma koliko kontradiktorne procjene ukupnog broja prostorahemijske supstance koja godišnje padne na Zemlju, moguće je sasa sigurnošću reći jedno: mjeri se stotinamahiljade, a možda čak i milione tona. Apsolutnoočigledno je da je ova ogromna masa materije uključena u dalekonajsloženiji lanac procesa kruženja materije u prirodi, koji se neprestano odvija u okviru naše planete.Kosmička materija će stati, a time i kompozitdeo naše planete, u bukvalnom smislu - supstanca zemlje,što je jedan od mogućih kanala uticaja prostoraneke sredine na biogenosferi.Sa ovih pozicija je problemsvemirska prašina zainteresovala je osnivača modernebiogeohemija ak. Vernadsky. Nažalost, radi u ovomepravac, u suštini, još nije ozbiljno počeomoramo se ograničiti na navođenje nekolikočinjenice koje se čine relevantnim zaPostoji niz indicija da je duboko moresedimenti uklonjeni iz izvora odnošenja materijala i imajuniska stopa akumulacije, relativno bogata, Co i Si.Mnogi istraživači ove elemente pripisuju kosmičkimnekog porekla. Očigledno, različite vrste čestica su kos-Hemijska prašina je uključena u ciklus supstanci u prirodi različitim brzinama. Neke vrste čestica su vrlo konzervativne u tom pogledu, o čemu svjedoče nalazi magnetitnih sferula u drevnim sedimentnim stijenama.Broj čestica, očigledno, može zavisiti ne samo od njihprirode, ali i uslova životne sredine, posebno,njegova pH vrijednost Vrlo je vjerovatno da će elementipada na Zemlju kao dio kosmičke prašine, možedalje uključeni u sastav biljaka i životinjaorganizmi koji naseljavaju zemlju. U prilog ovoj pretpostavcirecimo, posebno neki podaci o hemijskom sastavuve vegetacije na području gdje je pao meteorit Tunguska.Sve je ovo, međutim, samo prvi nacrt,prvi pokušaji pristupa ne toliko rješenju kolikopostavljajući pitanje u ovoj ravni.

U posljednje vrijeme postoji trend ka više procjene vjerovatne mase padajuće kosmičke prašine. Odefikasni istraživači ga procjenjuju na 2,4109 tona /107a/.

izglediproučavanje kosmičke prašine

Sve što je rečeno u prethodnim odeljcima rada,omogućava vam da s dovoljnim razlogom kažete o dvije stvari:prvo, da je proučavanje kosmičke prašine ozbiljnotek počinje i, drugo, da je rad u ovoj sekcijinauka se pokazala izuzetno plodnom za rešavanjemnoga pitanja teorije / u budućnosti, možda zaprakse/. Istraživač koji radi u ovoj oblasti je privučenprije svega, veliki broj problema, na ovaj ili onaj načininače vezano za razjašnjavanje odnosa u sistemu Zemlja je svemir.

Kako čini nam se da je dalji razvoj doktrine okosmička prašina bi trebalo da prolazi uglavnom kroz sledeće glavni pravci:

1. Proučavanje oblaka prašine u blizini Zemlje, njegovog prostoraprirodna lokacija, svojstva ulaska čestica prašineu svom sastavu, izvorima i načinima njegovog nadopunjavanja i gubitka,interakcija sa radijacionim pojasevimamože se izvesti u potpunosti uz pomoć projektila,umjetni sateliti, a kasnije - međuplanetarnibrodovi i automatske međuplanetarne stanice.
2. Prostor je od nesumnjivog interesa za geofizikučeška prašina koja prodire u atmosferu na visini 80-120 km, u posebno njegovu ulogu u mehanizmu nastanka i razvojapojave kao što su sjaj noćnog neba, promjena polaritetafluktuacije dnevne svjetlosti, fluktuacije transparentnosti atmosfera, razvoj noćnih oblaka i svijetlih Hoffmeisterovih traka,zora i sumrak fenomeni, meteorski fenomeni u atmosfera Zemlja. Poseban od interesa je proučavanje stepena korelacijelation između navedene pojave. Neočekivani aspekti
kosmički uticaji se, očigledno, mogu otkriti udalje proučavanje odnosa procesa koji imajumjesto u nižim slojevima atmosfere - troposferi, sa prodoromniem u poslednjoj kosmičkoj materiji. NajozbiljnijeTreba obratiti pažnju na testiranje Bowenove pretpostavke opovezanost padavina sa kišom meteora.
3. Od nesumnjivog interesa za geohemičare jeproučavanje distribucije kosmičke materije na površiniZemlja, uticaj na ovaj proces specifičnih geografskih,klimatskih, geofizičkih i drugih uslova svojstvenih
jednog ili drugog regiona sveta. Za sada potpunopitanje uticaja Zemljinog magnetnog polja na procesakumulacija kosmičke materije, u međuvremenu, na ovom području,vjerovatno će biti zanimljivi nalazi, posebnoako gradimo studije uzimajući u obzir paleomagnetske podatke.
4. Od fundamentalnog interesa i za astronome i za geofizičare, da ne spominjemo opšte kosmogoniste,ima pitanje o aktivnosti meteora u udaljenim geološkim područjimaepohe. Materijali koji će biti primljeni tokom ovoga
radi, vjerovatno se može koristiti u budućnostikako bi se razvile dodatne metode stratifikacijedna, glacijalnih i tihih sedimentnih naslaga.
5. Važna oblast rada je studijamorfološka, fizička, hemijska svojstva prostorakomponenta kopnenih padavina, razvoj metoda za razlikovanje pletenicamikrofonska prašina vulkanske i industrijske, istraživanjaizotopski sastav kosmičke prašine.
6.Tražite organske spojeve u svemirskoj prašini.Čini se vjerojatnim da će proučavanje kosmičke prašine doprinijeti rješavanju sljedećih teorijskih problema. pitanja:

1. Posebno proučavanje procesa evolucije kosmičkih tijelanosti, Zemlje i Sunčevog sistema u cjelini.
2. Proučavanje kretanja, distribucije i razmjene prostoramaterije u Sunčevom sistemu i galaksiji.
3. Rasvjetljavanje uloge galaktičke materije u Suncu sistem.
4. Proučavanje orbita i brzina svemirskih tijela.
5. Razvoj teorije interakcije kosmičkih tijela sa zemljom.
6. Dešifrovanje mehanizma niza geofizičkih procesau Zemljinoj atmosferi, nesumnjivo povezan sa svemirom fenomeni.
7. Proučavanje mogućih načina kosmičkih uticaja nabiogenosfere Zemlje i drugih planeta.

Podrazumijeva se da je razvoj čak i tih problemakoji su gore navedeni, ali daleko od toga da su iscrpljeni.čitav kompleks pitanja vezanih za kosmičku prašinu,moguće samo pod uslovom široke integracije i ujedinjenjatrudom stručnjaka različitih profila.

LITERATURA

1. ANDREEV V.N. - Misteriozni fenomen. Priroda, 1940.
2. ARRENIUS G.S. - Sedimentacija na dnu okeana.Sat. Geohemijska istraživanja, IL. M., 1961.
3. Astapovič IS - Meteorski fenomeni u Zemljinoj atmosferi.M., 1958.
4. Astapovič I.S. - Izveštaj o zapažanjima noćnih oblakau Rusiji i SSSR-u od 1885. do 1944. Zbornik radova 6konferencije o srebrnim oblacima. Riga, 1961.
5. BAKHAREV A.M., IBRAGIMOV N., SHOLIEV U.- Masa meteoranoah materija pada na Zemlju tokom godine.Bik. Vses. astronomski geod. Društvo 34, 42-44, 1963.
6. BGATOV V.I., CHERNYAEV Yu.A. -O meteorskoj prašini u schlichuuzorci. Meteoritics, v.18,1960.
7. BIRD D.B. - Raspodjela međuplanetarne prašine Sub. Ultraljubičasto zračenje sunca i međuplanetarno srijeda. Il., M., 1962.
8. Bronshten V.A. - 0 priroda noćni oblaci.Zbornik radova VI sova
9. Bronshten V.A. - Rakete proučavaju srebrnaste oblake. At vrsta, br. 1.95-99.1964.
10. BRUVER R.E. - O potrazi za supstancom meteorita Tunguska. Problem tunguskog meteorita, v.2, u štampi.
I.VASILIEV N.V., ZHURAVLEV V.K., ZAZDRAVNYKH N.P., DOĐI KO T.V., D. V. DEMINA, I. DEMINA. H .- 0 priključak srebrnioblaci sa nekim parametrima jonosfere. Izvještaji III Siberian Conf. u matematici i mehanici Nike.Tomsk, 1964.
12. Vasiliev N.V., KOVALEVSKY A.F., ZHURAVLEV V.K.-Obanomalne optičke pojave u ljeto 1908.Eyull.VAGO, br. 36,1965.
13. Vasiliev N.V., ZHURAVLEV V. K., ZHURAVLEVA R. K., KOVALEVSKY A.F., PLEKHANOV G.F.- Noćno svjetlooblaci i optičke anomalije povezane s padomod strane meteorita Tunguska. Nauka, M., 1965.
14. VELTMANN Yu. K. - O fotometriji noctilucentnih oblakasa nestandardizovanih fotografija. Zbornik radova VI ko- klizeći kroz srebrnaste oblake. Riga, 1961.
15. Vernadsky V.I. - O proučavanju kosmičke prašine. Miro dirigovanje, 21, br. 5, 1932, sabrana djela, tom 5, 1932.
16. VERNADSKY V.I.- O potrebi organizovanja naučnograd na svemirskoj prašini. Problemi Arktika, br. 5,1941, zbirka cit., 5, 1941.
16a WIDING H.A. - Meteorska prašina u donjem kambrijupješčara Estonije. Meteoritika, br. 26, 132-139, 1965.
17. WILLMAN CH.I. - Zapažanja noćnih oblaka na sjeveru--zapadnom dijelu Atlantika i na teritoriji Esto-istraživački instituti 1961. Astron. Circular, br. 225, 30. sept. 1961
18. WILLMAN C.I.- O interpretacija polarimetskih rezultatazraka svjetlosti iz srebrnih oblaka. Astron.circular,br. 226, 30. oktobar 1961
19. GEBBEL A.D. - O velikom padu aerolita, koji je bio utrinaestog veka u Velikom Ustjugu, 1866.
20. GROMOVA L.F. - Iskustvo u dobijanju prave frekvencije pojavljivanjanoćni oblaci. Astron Circ., 192.32-33.1958.
21. GROMOVA L.F. - Neki podaci o frekvencijinoćni oblaci u zapadnoj polovini teritorijerii SSSR-a. Međunarodna geofizička godina.ed. Lenjingradski državni univerzitet, 1960.
22. GRISHIN N.I. - Na pitanje meteoroloških uslovapojava srebrnastih oblaka. Zbornik radova VI Sovjetski klizeći kroz srebrnaste oblake. Riga, 1961.
23. DIVARI N.B.-O sakupljanju kosmičke prašine na glečeru Tut-su /sjeverni Tien Shan/. Meteoritika, v.4, 1948.
24. DRAVERT P.L. - Svemirski oblak iznad Šalo-Nencaokrug. Omsk region, № 5,1941.
25. DRAVERT P.L. - O meteorskoj prašini 2.7. 1941. u Omsku i neka razmišljanja o kosmičkoj prašini općenito.Meteoritika, v.4, 1948.
26. EMELYANOV Yu.L. - O misterioznoj "sibirskoj tami"18. septembra 1938. Tunguska problemmeteorit, broj 2., u štampi.
27. ZASLAVSKAYA N.I., ZOTKIN I. T., KIROV O.A. - Distribucijadimenzionisanje kosmičkih kugli iz regionaTunguska jesen. DAN SSSR, 156, № 1,1964.
28. KALITIN N.N. - Aktinometrija. Gidrometeoizdat, 1938.
29. Kirova O.A. - 0 mineraloška studija uzoraka tlasa područja gdje je pao meteorit Tunguska, prikupljenood strane ekspedicije 1958. Meteoritics, v. 20, 1961.
30. KIROVA O.I. - Potraga za supstancom meteorita u prahuna području gdje je pao meteorit Tunguska. Tr. in-tageologija AN Est. SSR, P, 91-98, 1963.
31. KOLOMENSKY V. D., YUD U I.A. - Mineralni sastav koreotapanje meteorita Sikhote-Alin, kao i meteorita i meteorske prašine. Meteoritics.v.16, 1958.
32. KOLPAKOV V.V.-Misteriozni krater u gorju Pa Tomsk.Priroda, br. 2, 1951 .
33. KOMISSAROV O.D., NAZAROVA T.N.et al. – Istraživanjemikrometeoriti na raketama i satelitima. Sat.Arts. sateliti Zemlje, ur. AN SSSR, v.2, 1958.
34.Krinov E.L.- Oblik i površinska struktura koretopljenje pojedinačnih primjeraka Sikhotea-Alin gvozdena meteorska kiša.Meteoritika, v. 8, 1950.
35. Krinov E.L., FONTON S.S. - Detekcija meteorske prašinena mjestu pada gvozdene kiše meteora Sikhote-Alin. DAN SSSR, 85, br. 6, 1227- 12-30,1952.
36. KRINOV E.L., FONTON S.S. - Meteorska prašina sa mesta udaraSikhote-Alin gvozdena meteorska kiša. meteoritika, c. II, 1953.
37. Krinov E.L. - Neka razmatranja o prikupljanju meteoritasupstance u polarnim zemljama. Meteoritika, v.18, 1960.
38. Krinov E.L. . - Po pitanju disperzije meteoroida.Sat. Istraživanje jonosfere i meteora. Akademija nauka SSSR, I 2,1961.
39. Krinov E.L. - Meteorska i meteorska prašina, mikrometeority.Sb.Sikhote - Alin željezni meteorit -ny rain, Akademija nauka SSSR-a, tom 2, 1963.
40. KULIK L.A. - brazilski blizanac meteorita Tunguska.Priroda i ljudi, str. 13-14, 1931.
41. LAZAREV R.G. - O hipotezi E.G. Bowena / na osnovu materijalazapažanja u Tomsku/. Izveštaji o trećem sibirskomkonferencije iz matematike i mehanike. Tomsk, 1964.
42. LATYSHEV I. H .- O raspodjeli meteorske materije usolarni sistem.Izv.AN Turkm.SSR,ser.phys.tehničke hemijske i geološke nauke, br. 1,1961.
43. LITTROV I.I.-Tajne neba. Izdavačka kuća Brockhaus akcionarskog društva Efron.
44. M ALYSHEK V.G. - Magnetne kugle na nižem tercijarnom nivouformacije juga. padini severozapadnog Kavkaza. DAN SSSR, str. 4,1960.
45. Mirtov B.A. - Meteorska materija i neka pitanjageofizika visokih slojeva atmosfere. Sub Veštački sateliti Zemlje, Akademija nauka SSSR, v. 4, 1960.
46. MOROZ V.I. - O "prašnoj ljusci" Zemlje. Sat. Arts. Sateliti Zemlje, Akademija nauka SSSR, v.12, 1962.
47. NAZAROVA T.N. - Proučavanje čestica meteora natreći sovjetski umjetni satelit Zemlje.Sat. umjetnosti. Sateliti Zemlje, Akademija nauka SSSR, v.4, 1960.
48. NAZAROVA T.N.- Studija meteorske prašine na rakmax i umjetni sateliti Zemlje. Arts.sateliti Zemlje, Akademija nauka SSSR-a, v. 12, 1962.
49. NAZAROVA T.N. - Rezultati proučavanja meteorasupstance pomoću instrumenata postavljenih na svemirske rakete. Sat. Arts. sateliti Zemlja.in.5,1960.
49a. NAZAROVA T.N.- Istraživanje upotrebe meteorske prašinerakete i sateliti.U zborniku "Svemirska istraživanja", M., 1-966, knj. IV.
50. OBRUCHEV S.V. - Iz Kolpakovljevog članka „Misterioznokrater na Patomskom gorju, Priroda, br. 2, 1951.
51. PAVLOVA T.D. - Vidljiva distribucija srebraoblaci na osnovu posmatranja 1957-58.Proceedings of U1 Meetings on Silvery Clouds. Riga, 1961.
52. POLOSKOV S.M., NAZAROVA T.N.- Proučavanje čvrste komponente međuplanetarne materije korišćenjemrakete i veštački Zemljini sateliti. uspjesifizički Nauke, 63, br. 16, 1957.
53. PORTNOV A . M . - Krater na Patomskom gorju. Priroda,№ 2,1962.
54. RISER Yu.P. - O kondenzacionom mehanizmu formiranjasvemirska prašina. Meteoritics, v. 24, 1964.
55. RUSKOL E .L.- O poreklu interplanetarnogprašinu oko zemlje. Sat. Umjetnički sateliti Zemlje. v.12,1962.
56. SERGEENKO A.I. - Meteorska prašina u kvartarnim naslagamau slivu gornjeg toka rijeke Indigirke. INknjiga. Geologija naslaga u Jakutiji. M, 1964.
57. STEFONOVICH S.V. - Govor U tr. III Kongres Svesaveza.aster. geophys. Društvo Akademije nauka SSSR-a, 1962.
58. WIPPL F. - Napomene o kometama, meteorima i planetamaevolucija. Pitanja kosmogonije, Akademija nauka SSSR, v.7, 1960.
59. WIPPL F. - Čvrste čestice u solarnom sistemu. Sat.Ekspert. istraživanja svemirski prostor blizu Zemlje stva.IL. M., 1961.
60. WIPPL F. - Prašnjava materija u svemiru blizu Zemljeprostor. Sat. Ultraljubičasto zračenje Sunce i međuplanetarno okruženje. IL M., 1962.
61. Fesenkov V.G. - Po pitanju mikrometeorita. Meteori tikovina, c. 12.1955.
62. Fesenkov VG - Neki problemi meteoritike.Meteoritika, v. 20, 1961.
63. Fesenkov V.G. - O gustini meteorske materije u međuplanetarnom prostoru u vezi sa mogućnošćupostojanje oblaka prašine oko Zemlje.Astron.zhurnal, 38, br. 6, 1961.
64. FESENKOV V.G. - O uslovima pada kometa na Zemlju imeteori Tr. Geološki institut, Akademija nauka Est. SSR, XI, Talin, 1963.
65. Fesenkov V.G. - O kometnoj prirodi metea TunguskaRita. Astro.journal, XXX VIII, 4, 1961.
66. Fesenkov VG - Nije meteorit, već kometa. Priroda, br. 8 , 1962.
67. Fesenkov V.G. - O anomalnim svetlosnim pojavama, vezipovezan sa padom meteorita Tunguska.Meteoritics, v. 24, 1964.
68. FESENKOV V.G. - Zamućenost atmosfere koju proizvodipad tunguskog meteorita. meteoriti, v.6,1949.
69. Fesenkov V.G. - Meteorska materija u međuplanetarnoj prostor. M., 1947.
70. FLORENSKY K.P., IVANOV A. IN., Ilyin N.P. i PETRIKOV M.N. -Tunguska jesen 1908. i neka pitanjadiferencijacija supstanci kosmičkih tela. Sažeci XX Međunarodni kongres nateorijske i primijenjene hemije. Sekcija SM., 1965.
71. FLORENSKY K.P. - Novo u proučavanju meteo Tunguske-rita 1908 Geohemija, № 2,1962.
72. FLORENSKY K.P. .- Preliminarni rezultati TungusEkspedicija meteoritskog kompleksa 1961.Meteoritics, v. 23, 1963.
73. FLORENSKY K.P. - Problem svemirske prašine i modernogPromjenjivo stanje proučavanja Tunguskog meteorita.Geohemija, br. 3,1963.
74. Khvostikov I.A. - O prirodi noćnih oblaka. U sub.Neki problemi meteorologije, br. 1, 1960.
75. Khvostikov I.A. - Poreklo noćnih oblakai atmosferske temperature u mezopauzi. Tr. VII Sastanci na srebrnim oblacima. Riga, 1961.
76. CHIRVINSKY P.N., CHERKAS V.K. - Zašto je to tako teškopokazuju prisustvo kosmičke prašine na zemljipovršine. Svjetske studije, 18, br. 2,1939.
77. Yudin I.A. - O prisustvu meteorske prašine na području padakamena kiša meteora Kunashak.Meteoritika, v.18, 1960.

Zdravo. U ovom predavanju ćemo vam govoriti o prašini. Ali ne o onoj koja se nakuplja u vašim sobama, već o kosmičkoj prašini. Šta je?

Svemirska prašina jeste vrlo male čestice čvrste tvari koje se nalaze u bilo kojem dijelu svemira, uključujući meteoritsku prašinu i međuzvjezdanu materiju koja može apsorbirati svjetlost zvijezda i formirati tamne magline u galaksijama. U nekim morskim sedimentima nalaze se sferične čestice prašine prečnika oko 0,05 mm; vjeruje se da su to ostaci onih 5.000 tona kosmičke prašine koja godišnje padne na zemaljsku kuglu.

Naučnici vjeruju da kosmička prašina nastaje ne samo od sudara, uništavanja malih čvrstih tijela, već i zbog zgušnjavanja međuzvjezdanog plina. Kosmička prašina se razlikuje po svom porijeklu: prašina je međugalaktička, međuzvjezdana, međuplanetarna i cirkumplanetarna (obično u sistemu prstenova).

Zrnca kosmičke prašine nastaju uglavnom u sporo izlivajućim atmosferama crvenih patuljaka, kao i u eksplozivnim procesima na zvijezdama i u brzom izbacivanju plina iz jezgara galaksija. Drugi izvori kosmičke prašine su planetarne i protozvezdane magline, zvjezdane atmosfere i međuzvjezdani oblaci.

Čitavi oblaci kosmičke prašine, koji se nalaze u sloju zvezda koji formiraju Mlečni put, sprečavaju nas da posmatramo udaljena zvezdana jata. Zvjezdano jato poput Plejada potpuno je potopljeno u oblak prašine. Najsjajnije zvezde koje se nalaze u ovom jatu osvetljavaju prašinu, kao što fenjer osvetljava maglu noću. Kosmička prašina može da sija samo reflektovanom svetlošću.

Plavi zraci svjetlosti koji prolaze kroz kosmičku prašinu su prigušeni više od crvenih, tako da svjetlost zvijezda koja dopire do nas izgleda žućkasta, pa čak i crvenkasta. Čitavi regioni svetskog prostora ostaju zatvoreni za posmatranje upravo zbog kosmičke prašine.