Причината за създаването на космическия прах. Бояркина А.П., Гиндилис Л.М. изследване на космическия (метеорен) прах на повърхността на земята

Супернова SN2010jl Снимка: NASA/STScI

Астрономите са наблюдавали за първи път в реално време образуването на космически прах в непосредствена близост до свръхнова, което им позволява да го обяснят мистериозен феномен, което протича на два етапа. Процесът започва скоро след експлозията, но продължава много години, пишат изследователите в списание Nature.

Всички сме направени от звезден прах, елементи, които са градивният материал за новите небесни тела. Астрономите отдавна приемат, че този прах се образува, когато звездите експлодират. Но как точно се случва това и как частиците прах не се унищожават в близост до галактики, където се извършва активна дейност, остава загадка досега.

Този въпрос беше изяснен за първи път от наблюдения, направени с помощта на много големия телескоп в обсерваторията Паранал в северно Чили. Международен изследователски екип, ръководен от Криста Гал от датския университет в Орхус, изследва свръхнова, възникнала през 2010 г. в галактика на 160 милиона светлинни години. Изследователите прекараха месеци и ранни години, наблюдавайки каталожен номер SN2010jl във видима и инфрачервена светлина, използвайки спектрографа X-Shooter.

„Когато комбинирахме данните от наблюденията, успяхме да направим първото измерване на абсорбцията на различни дължини на вълните в праха около суперновата“, обяснява Гал. „Това ни позволи да научим повече за този прах, отколкото беше известно досега.“ Това направи възможно да проучим по-подробно различните размери на праховите зърна и тяхното образуване.

Прахът в непосредствена близост до свръхнова възниква на два етапа Снимка: © ESO/M. Kornmesser

Както се оказва, частици прах, по-големи от една хилядна от милиметъра, се образуват в плътния материал около звездата относително бързо. Размерите на тези частици са изненадващо големи за зърна от космически прах, което ги прави устойчиви на унищожаване от галактически процеси. „Нашите доказателства за образуването на големи прахови частици малко след експлозия на свръхнова означават, че трябва да има бърз и ефективен начин те да се образуват“, добавя съавторът Йенс Хьорт от университета в Копенхаген. „Но ние все още не разбираме как точно се случва това.”

Астрономите обаче вече имат теория, базирана на техните наблюдения. Въз основа на него образуването на прах протича на 2 етапа:

1. Звездата избутва материал в околностите си малко преди да избухне. След това идва и се разпространява ударната вълна от свръхнова, зад която се създава хладна и плътна газова обвивка - среда, в която праховите частици от изхвърления преди това материал могат да кондензират и растат.
2. Във втория етап, няколкостотин дни след експлозията на супернова, се добавя материал, който е бил изхвърлен от самата експлозия и ускорен процесобразуване на прах.

„Наскоро астрономите откриха много прах в останките от свръхнови, възникнали след експлозията. Те обаче откриха и доказателства за малко количество прах, което всъщност произхожда от самата супернова. Новите наблюдения обясняват как това очевидно противоречие може да бъде разрешено“, пише Криста Гал в заключение.

Космически прах

частици материя в междузвездното и междупланетното пространство. Светлопоглъщащите кондензации на космоса се виждат като тъмни петнав снимки на Млечния път. Затихването на светлината поради влиянието на т.нар. междузвездното поглъщане или изчезване не е едно и също за електромагнитни вълни с различна дължина λ , в резултат на което се наблюдава зачервяване на звездички. Във видимата област изчезването е приблизително пропорционално на λ -1, в близката ултравиолетова област е почти независима от дължината на вълната, но около 1400 Å има допълнителен максимум на абсорбция. Повечето от изчезването се дължи на разсейване на светлината, а не на поглъщане. Това следва от наблюдения на отражателни мъглявини, съдържащи космически частици, видими около звезди от спектрален клас B и някои други звезди, достатъчно ярки, за да осветяват праха. Сравнението на яркостта на мъглявините и звездите, които ги осветяват, показва, че албедото на праха е високо. Наблюдаваното изчезване и албедо водят до заключението, че кристалната структура се състои от диелектрични частици с примес на метали с размер малко по-малък от 1 µm.Максимумът на ултравиолетовото изчезване може да се обясни с факта, че вътре в праховите зърна има графитни люспи с размери около 0,05 × 0,05 × 0,01 µm.Поради дифракцията на светлината от частица, чиито размери са сравними с дължината на вълната, светлината се разсейва предимно напред. Междузвездното поглъщане често води до поляризация на светлината, което се обяснява с анизотропията на свойствата на праховите зърна (удължената форма на диелектричните частици или анизотропията на проводимостта на графита) и тяхната подредена ориентация в пространството. Последното се обяснява с действието на слабо междузвездно поле, което ориентира зърната прах с дългата си ос, перпендикулярна на електропровод. Така, наблюдавайки поляризираната светлина на далечни небесни тела, може да се прецени ориентацията на полето в междузвездното пространство.

Относителното количество прах се определя от средното поглъщане на светлина в галактическата равнина - от 0,5 до няколко звездни величини на 1 килопарсек във визуалната област на спектъра. Масата на праха съставлява около 1% от масата на междузвездната материя. Прахът, подобно на газа, се разпределя неравномерно, образувайки облаци и по-плътни образувания - глобули. В глобулите прахът действа като охлаждащ фактор, екранирайки светлината на звездите и излъчвайки в инфрачервения лъч енергията, получена от прашинката от нееластични сблъсъци с газови атоми. На повърхността на праха атомите се комбинират в молекули: прахът е катализатор.

С. Б. Пикелнер.

Велика съветска енциклопедия. - М.: Съветска енциклопедия. 1969-1978 .

Вижте какво е „космически прах“ в други речници:

Частици от кондензирана материя в междузвездното и междупланетното пространство. Според съвременните концепции космическият прах се състои от частици с размери прибл. 1 µm с графитно или силикатно ядро. В Галактиката се образува космически прах... ... Голям енциклопедичен речник

КОСМИЧЕСКИ ПРАХ, много малки частици твърда материя, открити във всяка част на Вселената, включително метеоритен прах и междузвездна материя, способни да абсорбират звездна светлина и да образуват тъмни мъглявини в галактиките. Сферичен...... Научно-технически енциклопедичен речник

КОСМИЧЕСКИ ПРАХ- метеоритен прах, както и най-малките частици материя, които образуват прах и други мъглявини в междузвездното пространство... Голяма политехническа енциклопедия

космически прах- Много малки частици твърда материя, присъстващи в космоса и падащи на Земята... Речник по география

Частици от кондензирана материя в междузвездното и междупланетното пространство. Според съвременните концепции космическият прах се състои от частици с размер около 1 микрон със сърцевина от графит или силикат. В Галактиката се образува космически прах... ... енциклопедичен речник

Образува се в космоса от частици с размери от няколко молекули до 0,1 mm. 40 килотона космически прах се утаяват на планетата Земя всяка година. Космическият прах може да се различи и по астрономическата му позиция, например: междугалактически прах, ... ... Wikipedia

космически прах- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: англ. космически прах; междузвезден прах; космически прах vok. междузвезден Staub, m; kosmische Staubteilchen, м рус. космически прах, f; междузвезден прах, f пранц. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas

космически прах- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. атитикменис: англ. космически прах vok. kosmischer Staub, м рус. космически прах, е... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas

Частици, кондензирани във va в междузвездното и междупланетното пространство. Според съвременните Според идеите K. p се състои от частици с размери прибл. 1 µm с графитно или силикатно ядро. В Галактиката космосът образува кондензации от облаци и глобули. Обаждания...... Естествени науки. енциклопедичен речник

Частици от кондензирана материя в междузвездното и междупланетното пространство. Състои се от частици с размер около 1 микрон със сърцевина от графит или силикат, в Галактиката образува облаци, които причиняват отслабване на светлината, излъчвана от звездите и... ... Астрономически речник

Книги

• Деца за космоса и космонавтите, Г. Н. Елкин. Тази книга представя невероятен святпространство. На нейните страници детето ще намери отговори на много въпроси: какво представляват звездите, черните дупки, откъде идват кометите и астероидите, какво е...

Космически рентгенов фон

Трептения и вълни: Характеристики на различни осцилаторни системи (осцилатори).

Разкъсване на Вселената

Прахови околопланетни комплекси: фиг.4

Свойства на космическия прах

Въведение

Много хора се възхищават с наслада на красивата гледка на звездното небе, едно от най-великите творения на природата. При ясно есенно небе ясно се вижда как по цялото небе преминава слабо светеща ивица, т.нар. млечен път, имащи неправилни очертания с различна ширина и яркост. Ако изследваме Млечния път, който образува нашата Галактика, през телескоп, ще се окаже, че тази ярка ивица се разпада на множество слабо светещи звезди, които за невъоръжено око се сливат в непрекъснат блясък. Сега е установено, че Млечният път се състои не само от звезди и звездни купове, но и от облаци газ и прах.

Огромен междузвездни облацина светещ разредени газовеполучи името газообразни дифузни мъглявини. Една от най-известните е мъглявината в Съзвездие Орион, което се вижда дори с невъоръжено око близо до средата на трите звезди, които образуват „меча“ на Орион. Газовете, които го образуват, светят със студена светлина, преизлъчвайки светлината на съседни горещи звезди. Съставът на газообразните дифузни мъглявини се състои главно от водород, кислород, хелий и азот. Такива газови или дифузни мъглявини служат като люлка за млади звезди, които се раждат по същия начин, както някога се е родила нашата. слънчева система. Процесът на звездообразуване е непрекъснат и звездите продължават да се формират днес.

IN междузвездно пространствоНаблюдават се и дифузни прахови мъглявини. Тези облаци са съставени от малки твърди зърна прах. Ако има ярка звезда близо до мъглявината прах, тогава нейната светлина се разсейва от тази мъглявина и мъглявината прах става пряко наблюдавани(Фиг. 1). Газовите и прахови мъглявини обикновено могат да абсорбират светлината на звездите зад тях, така че на снимки на небето те често се виждат като черни, зейнали дупки на фона на Млечния път. Такива мъглявини се наричат ​​тъмни мъглявини. В небето на южното полукълбо има една много голяма тъмна мъглявина, която навигаторите нарекоха въглищната торба. Няма ясна граница между газовите и праховите мъглявини, така че те често се наблюдават заедно като газови и прахови мъглявини.

Дифузните мъглявини са само уплътнения в тази изключително разредена междузвездна материя, който беше кръстен междузвезден газ. Междузвезден газ се открива само при наблюдение на спектрите на далечни звезди, причинявайки допълнителен газ в тях. Наистина, на голямо разстояние дори такъв разреден газ може да абсорбира радиацията на звездите. Поява и бързо развитие радиоастрономиянаправи възможно откриването на този невидим газ чрез радиовълните, които излъчва. Огромните тъмни облаци от междузвезден газ са съставени главно от водород, който, дори при ниски температури, излъчва радиовълни с дължина 21 см. Тези радиовълни преминават безпрепятствено през газ и прах. Именно радиоастрономията ни помогна да изучим формата на Млечния път. Днес знаем, че газът и прахът, смесени с големи клъстери от звезди, образуват спирала, чиито клонове, излизащи от центъра на Галактиката, се увиват около средата й, създавайки нещо подобно на сепия с дълги пипала, уловени във водовъртеж.

В момента огромно количество материя в нашата Галактика е под формата на газови и прахови мъглявини. Междузвездната дифузна материя е концентрирана в сравнително тънък слой в екваториална равнинанашата звездна система. Облаци от междузвезден газ и прах блокират центъра на Галактиката от нас. Поради облаците от космически прах десетки хиляди открити звездни купове остават невидими за нас. Финият космически прах не само отслабва светлината на звездите, но и ги изкривява спектрален състав. Факт е, че когато светлинното лъчение преминава през космическия прах, то не само отслабва, но и променя цвета си. Поглъщането на светлина от космическия прах зависи от дължината на вълната, така че всичко оптичен спектър на звездаСините лъчи се абсорбират по-силно, а фотоните, съответстващи на червените, се абсорбират по-слабо. Този ефект води до явлението зачервяване на светлината на звездите, преминаващи през междузвездната среда.

За астрофизиците е от голямо значение да изследват свойствата на космическия прах и да определят влиянието, което този прах има при изучаването физически характеристики на астрофизични обекти. Междузвездно поглъщане и междузвездна поляризация на светлината, инфрачервено лъчение на неутрални водородни области, дефицит химически елементив междузвездната среда, въпросите на образуването на молекули и раждането на звезди - във всички тези проблеми огромна роля принадлежи на космическия прах, чиито свойства се обсъждат в тази статия.

Произход на космическия прах

Космическите прахови зърна възникват главно в бавно изтичащите атмосфери на звездите - червени джуджета, както и при експлозивни процеси върху звездите и бурни изхвърляния на газ от ядрата на галактиките. Други източници на образуване на космически прах са планетарни и протозвездни мъглявини , звездни атмосферии междузвездни облаци. Във всички процеси на образуване на космически прахови зърна, температурата на газа спада, когато газът се движи навън и в даден момент преминава през точката на оросяване, при която кондензация на пари от вещества, образувайки ядрата на праховите зърна. Центровете на образуване на нова фаза обикновено са клъстери. Клъстерите са малки групи от атоми или молекули, които образуват стабилна квазимолекула. При сблъсък с вече образувано ядро ​​на прахови зърна, атоми и молекули могат да се присъединят към него, като влизат в химични реакции с атомите на прахови зърна (хемосорбция) или завършват образуването на възникващия клъстер. В най-плътните области на междузвездната среда, концентрацията на частици в която е cm -3, растежът на прахови зърна може да бъде свързан с процеси на коагулация, при които праховите зърна могат да се слепят заедно, без да бъдат унищожени. Процесите на коагулация, в зависимост от свойствата на повърхността на праховите зърна и техните температури, възникват само когато сблъсъци между прахови зърна възникнат при ниски температури. относителни скоростисблъсъци.

На фиг. Фигура 2 показва процеса на растеж на клъстери от космически прах с помощта на добавяне на мономери. Получената аморфна космическа прахова частица може да бъде клъстер от атоми с фрактални свойства. Фракталиса наречени геометрични обекти: линии, повърхности, пространствени тела, които имат силно грапава форма и притежават свойството на самоподобие. Самоподобиеозначава непроменени основни геометрични характеристики фрактален обектпри смяна на мащаба. Например, изображения на много фрактални обекти изглеждат много подобни, когато разделителната способност на микроскопа се увеличи. Фракталните клъстери са силно разклонени порести структури, образувани при силно неравновесни условия, когато твърди частици с подобни размери се комбинират в едно цяло. При земни условия се получават фрактални агрегати, когато парна релаксацияметали в неравновесни условия, по време на образуването на гелове в разтворите, по време на коагулацията на частиците в дима. Моделът на фрактална космическа прахова частица е показан на фиг. 3. Имайте предвид, че процесите на коагулация на прахови зърна, протичащи в протозвездните облаци и газови и прахови дискове, са значително подобрени от турбулентно движениемеждузвездна материя.

Ядрата на космическите прашинки, състоящи се от огнеупорни елементи, с размери стотици микрони, се образуват в обвивките на студени звезди по време на плавното изтичане на газ или по време на експлозивни процеси. Такива ядра от прахови зърна са устойчиви на много външни влияния.

По отношение на масата, твърдите прахови частици съставляват незначителна част от Вселената, но благодарение на междузвездния прах са възникнали и продължават да се появяват звезди, планети и хора, които изучават космоса и просто се възхищават на звездите. Що за вещество е този космически прах? Какво кара хората да оборудват експедиции в космоса, струващи годишния бюджет на малка държава с надеждата, а не с твърдата увереност, да извлекат и върнат на Земята поне малка шепа междузвезден прах?

Между звезди и планети

В астрономията прахът се отнася до малки, частици от микрона, твърди частици, летящи в космическото пространство. Космическият прах често условно се разделя на междупланетен и междузвезден, въпреки че очевидно междузвездното навлизане в междупланетното пространство не е забранено. Не е лесно да го намерите там, сред „местния“ прах вероятността е ниска и свойствата му в близост до Слънцето могат да се променят значително. Сега, ако летите по-далеч, до границите на Слънчевата система, има много голяма вероятност да хванете истински междузвезден прах. Идеалният вариант е да излезем извън рамките на слънчевата система.

Междупланетарният прах, поне в сравнителна близост до Земята, е доста проучена материя. Запълвайки цялото пространство на Слънчевата система и концентриран в равнината на нейния екватор, той се ражда до голяма степен в резултат на случайни сблъсъци на астероиди и унищожаване на комети, приближаващи се до Слънцето. Съставът на праха всъщност не се различава от състава на метеоритите, падащи на Земята: много е интересно да се изследва и има още много открития, които трябва да бъдат направени в тази област, но изглежда няма особено интриги тук. Но благодарение на този конкретен прах, при хубаво време на запад веднага след залез или на изток преди изгрев, можете да се възхищавате на блед конус от светлина над хоризонта. Това е така наречената зодия слънчева светлина, разпръснати от малки частици космически прах.

Междузвездният прах е много по-интересен. Неговата отличителна черта е наличието на твърдо ядро ​​и черупка. Ядрото изглежда е съставено главно от въглерод, силиций и метали. А черупката е съставена предимно от газообразни елементи, замръзнали върху повърхността на ядрото, кристализирали в условията на „дълбоко замръзване“ на междузвездното пространство, а това е около 10 келвина, водород и кислород. Има обаче примеси от молекули, които са по-сложни. Това са амоняк, метан и дори многоатомни органични молекули, които полепват върху прашинка или се образуват на повърхността й по време на скитане. Някои от тези вещества, разбира се, отлитат от повърхността му, например под въздействието на ултравиолетовото лъчение, но този процес е обратим - някои отлитат, други замръзват или се синтезират.

Сега в пространството между звездите или близо до тях вече са открити, разбира се, не по химически, а по физически, тоест спектроскопски методи: вода, оксиди на въглерод, азот, сяра и силиций, хлороводород, амоняк, ацетилен, органични киселини като мравчена и оцетна киселина, етилов и метилов алкохол, бензен, нафталин. Те дори откриха аминокиселината глицин!

Би било интересно да се улови и изследва междузвезден прах, който прониква в Слънчевата система и вероятно пада на Земята. Проблемът с „хващането“ му не е лесен, защото как да запазите леденото си „палто“. слънчеви лъчи, особено в земната атмосфера, малко междузвездни прахови частици успяват. Големите се нагряват твърде много; скоростта им на изтичане не може да бъде бързо изгасена и прашинките „изгарят“. Малките обаче се плъзгат в атмосферата с години, запазвайки част от черупката, но тук възниква проблемът с намирането и идентифицирането им.

Има още една, много интригуваща подробност. Става въпрос за прах, чиито ядра са направени от въглерод. Въглеродът, синтезиран в ядрата на звездите и изпуснат в космоса, например от атмосферата на стареещи (като червени гиганти) звезди, летящ в междузвездното пространство, се охлажда и кондензира почти по същия начин, както след горещ ден, мъгла от охладени водните пари се събират в низините. В зависимост от условията на кристализация могат да се получат слоести структури от графит, диамантени кристали (само си представете цели облаци от малки диаманти!) и дори кухи топки от въглеродни атоми (фулерени). И в тях, може би, като в сейф или контейнер, се съхраняват частици от атмосферата на много древна звезда. Намирането на такива прашинки би било огромен успех.

Къде се намира космическият прах?

Трябва да се каже, че самата концепция за космическия вакуум като нещо напълно празно дълго време остава само поетична метафора. Всъщност цялото пространство на Вселената, както между звездите, така и между галактиките, е изпълнено с материя, потоци от елементарни частици, радиация и полета – магнитни, електрически и гравитационни. Всичко, което може да се докосне, сравнително казано, е газ, прах и плазма, чийто принос към общата маса на Вселената, според различни оценки, е само около 12% със средна плътност около 10-24 g/cm 3 . В космоса има най-много газ, почти 99%. Това е главно водород (до 77,4%) и хелий (21%), останалото представлява по-малко от два процента от масата. И тогава има прах; неговата маса е почти сто пъти по-малка от газа.

Въпреки че понякога празнотата в междузвездното и междугалактическото пространство е почти идеална: понякога има 1 литър пространство на атом материя! Такъв вакуум няма нито в земните лаборатории, нито в Слънчевата система. За сравнение можем да дадем следния пример: в 1 см 3 от въздуха, който дишаме, има приблизително 30 000 000 000 000 000 000 молекули.

Тази материя е разпределена много неравномерно в междузвездното пространство. Повечето от междузвездния газ и прах образуват газово-прахов слой близо до равнината на симетрия на диска на Галактиката. Дебелината му в нашата Галактика е няколкостотин светлинни години. По-голямата част от газа и праха в неговите спирални разклонения (ръкове) и сърцевина са концентрирани главно в гигантски молекулярни облаци с размери от 5 до 50 парсека (16 x 160 светлинни години) и тежащи десетки хиляди и дори милиони слънчеви маси. Но вътре в тези облаци материята също е разпределена неравномерно. В основния обем на облака, така нареченото кожено палто, направено главно от молекулярен водород, плътността на частиците е около 100 парчета на 1 cm3. В уплътненията вътре в облака той достига десетки хиляди частици на 1 cm 3, а в ядрата на тези уплътнения обикновено милиони частици на 1 cm 3. Именно това неравномерно разпределение на материята във Вселената дължи съществуването на звездите, планетите и в крайна сметка на самите нас. Защото звездите се раждат в молекулярни облаци, плътни и относително студени.

Интересното е, че колкото по-висока е плътността на облака, толкова по-разнообразен е неговият състав. В този случай има съответствие между плътността и температурата на облака (или отделните му части) и тези вещества, чиито молекули се намират там. От една страна, това е удобно за изучаване на облаците: като наблюдавате отделните им компоненти в различни спектрални диапазони по характерните линии на спектъра, например CO, OH или NH3, можете да „надникнете“ в една или друга част от него . От друга страна, данните за състава на облака ни позволяват да научим много за процесите, протичащи в него.

Освен това в междузвездното пространство, съдейки по спектрите, има вещества, чието съществуване в земни условия е просто невъзможно. Това са йони и радикали. Тяхната химическа активност е толкова висока, че на Земята те веднага реагират. И в разреденото студено пространство на космоса те живеят дълго и съвсем свободно.

Като цяло газът в междузвездното пространство не е само атомен. Там, където е по-студено, не повече от 50 келвина, атомите успяват да останат заедно, образувайки молекули. Въпреки това, голяма маса междузвезден газ все още е в атомно състояние. Това е главно водород; неговата неутрална форма е открита сравнително наскоро - през 1951 г. Както е известно, той излъчва радиовълни с дължина 21 см (честота 1420 MHz), въз основа на интензитета на които се определя колко има в Галактиката. Между другото, той не е равномерно разпределен в пространството между звездите. В облаците от атомен водород неговата концентрация достига няколко атома на 1 cm3, но между облаците тя е с порядъци по-ниска.

И накрая, в близост до горещи звезди газът съществува под формата на йони. Мощното ултравиолетово лъчение загрява и йонизира газа, което го кара да свети. Ето защо областите с висока концентрация на горещ газ с температура около 10 000 К изглеждат като светещи облаци. Те се наричат ​​мъглявини с лек газ.

И във всяка мъглявина, в по-големи или по-малки количества, има междузвезден прах. Въпреки факта, че мъглявините са условно разделени на прахови и газови мъглявини, прах има и в двете. И във всеки случай прахът е този, който очевидно помага на звездите да се образуват в дълбините на мъглявините.

Мъгливи предмети

Сред всички космически обектимъглявините са може би най-красивите. Вярно е, че тъмните мъглявини във видимия диапазон изглеждат просто като черни петна в небето; те се наблюдават най-добре на фона на Млечния път. Но в други диапазони на електромагнитни вълни, например инфрачервени, те се виждат много добре и снимките се оказват много необичайни.

Мъглявините са колекции от газ и прах, които са изолирани в пространството и свързани от гравитацията или външното налягане. Тяхната маса може да бъде от 0,1 до 10 000 слънчеви маси, а размерът им може да бъде от 1 до 10 парсека.

Отначало мъглявините дразнеха астрономите. До средата на 19-ти век на откритите мъглявини се гледаше като на досадно неудобство, което пречеше на наблюдението на звездите и търсенето на нови комети. През 1714 г. англичанинът Едмънд Халей, чието име е известната комета, дори състави „черен списък“ от шест мъглявини, за да не подвеждат „уловителите на комети“, а французинът Чарлз Месие разшири този списък до 103 обекта. За щастие, музикантът сър Уилям Хершел, който бил влюбен в астрономията, и сестра му и синът му се заинтересували от мъглявините. Наблюдавайки небето с помощта на собственоръчно построените от тях телескопи, те оставят след себе си каталог от мъглявини и звездни купове, съдържащ информация за 5079 космически обекта!

Хершелите практически изчерпват възможностите на оптичните телескопи от онези години. Изобретяването на фотографията и дългите времена на експозиция обаче направиха възможно намирането на много слабо светещи обекти. Малко по-късно спектралните методи за анализ и наблюдения в различни диапазони от електромагнитни вълни позволиха в бъдеще не само да се открият много нови мъглявини, но и да се определи тяхната структура и свойства.

Една междузвездна мъглявина изглежда ярка в два случая: или е толкова гореща, че самият й газ свети, такива мъглявини се наричат ​​емисионни мъглявини; или самата мъглявина е студена, но нейният прах разпръсква светлината на близка ярка звезда - това е отражателна мъглявина.

Тъмните мъглявини също са междузвездни натрупвания на газ и прах. Но за разлика от леките газови мъглявини, които понякога се виждат дори със силен бинокъл или телескоп, като мъглявината Орион, тъмните мъглявини не излъчват светлина, а я поглъщат. Когато звездната светлина преминава през такива мъглявини, прахът може напълно да я абсорбира, превръщайки я в инфрачервено лъчение, което е невидимо за окото. Следователно такива мъглявини изглеждат като беззвездни дупки в небето. В. Хершел ги нарече „дупки в небето“. Може би най-зрелищната от тях е мъглявината Конска глава.

Въпреки това прашинките може да не абсорбират напълно светлината на звездите, а само частично да я разпръснат и то избирателно. Факт е, че размерът на частиците междузвезден прах е близък до дължината на вълната на синята светлина, така че тя се разпръсква и абсорбира по-силно и „червената“ част от звездната светлина достига до нас по-добре. Между другото, това добър начинпреценете размера на праховите зърна по това как те отслабват светлината с различни дължини на вълната.

Звезда от облака

Причините за появата на звезди не са точно установени; има само модели, които повече или по-малко надеждно обясняват експерименталните данни. В допълнение, пътищата на образуване, свойствата и по-нататъшната съдба на звездите са много разнообразни и зависят от много фактори. Съществува обаче установена концепция или по-скоро най-развитата хипотеза, чиято същност в най- общ контур, е, че звездите се образуват от междузвезден газ в области с повишена плътност на материята, тоест в дълбините на междузвездните облаци. Прахът като материал може да бъде пренебрегнат, но ролята му в образуването на звездите е огромна.

Очевидно това се случва (в най-примитивния вариант, за една звезда). Първо, протозвезден облак се кондензира от междузвездната среда, което може да се дължи на гравитационна нестабилност, но причините може да са различни и все още не са напълно ясни. По един или друг начин той се свива и привлича материята от околното пространство. Температурата и налягането в центъра му се увеличават, докато молекулите в центъра на тази свиваща се топка от газ започнат да се разпадат на атоми и след това на йони. Този процес охлажда газа и налягането вътре в ядрото рязко пада. Ядрото се свива и ударна вълна се разпространява вътре в облака, отхвърляйки външните му слоеве. Образува се протозвезда, която продължава да се свива под въздействието на гравитацията, докато в центъра й не започнат реакциите на термоядрен синтез - превръщането на водорода в хелий. Компресията продължава известно време, докато силите на гравитационното компресиране се балансират от силите на газа и лъчистото налягане.

Ясно е, че масата на получената звезда винаги е по-малка от масата на мъглявината, която я е „родила“. По време на този процес част от материята, която не е имала време да падне върху ядрото, е „пометена“ от ударна вълна, радиацията и частиците се вливат просто в околното пространство.

Процесът на формиране на звезди и звездни системи се влияе от много фактори, включително магнитното поле, което често допринася за „разкъсването“ на протозвездния облак на два, по-рядко три фрагмента, всеки от които се компресира под въздействието на гравитацията в своя собствена протозвезда. Така възникват например много двойни звездни системи – две звезди, които обикалят около общ център на масата и се движат в пространството като едно цяло.

С остаряването на ядреното гориво ядреното гориво във вътрешността на звездите постепенно изгаря и колкото по-голяма е звездата, толкова по-бързо става. В този случай водородният цикъл на реакциите се заменя с цикъла на хелий, след което в резултат на реакциите на ядрен синтез се образуват все по-тежки химически елементи, до желязото. В крайна сметка ядрото, което вече не получава енергия от термоядрени реакции, рязко намалява по размер, губи стабилност и веществото му сякаш пада върху себе си. Случва се мощна експлозия, по време на който дадено вещество може да се нагрее до милиарди градуси, а взаимодействията между ядрата водят до образуването на нови химични елементи, до най-тежките. Експлозията е придружена от рязко освобождаване на енергия и освобождаване на материя. Звезда експлодира, процес, наречен свръхнова. В крайна сметка звездата, в зависимост от нейната маса, ще се превърне в неутронна звезда или черна дупка.

Вероятно това се случва в действителност. Във всеки случай няма съмнение, че младите, тоест горещи звезди и техните купове са най-многобройни в мъглявините, тоест в области с повишена плътност на газ и прах. Това ясно се вижда на снимки, направени от телескопи в различни диапазони на дължини на вълните.

Разбира се, това не е нищо повече от най-грубото обобщение на поредицата от събития. За нас две точки са фундаментално важни. Първо, каква е ролята на праха в процеса на образуване на звезди? И второ, откъде всъщност идва?

Универсална охлаждаща течност

В общата маса на космическата материя самият прах, тоест атомите на въглерода, силиция и някои други елементи, комбинирани в твърди частици, е толкова малък, че във всеки случай като строителен материал за звездите изглежда, че те могат не се вземат предвид. Но всъщност тяхната роля е голяма - именно те охлаждат горещия междузвезден газ, превръщайки го в онзи много студен плътен облак, от който след това се образуват звезди.

Факт е, че самият междузвезден газ не може да се охлади. Електронната структура на водородния атом е такава, че може да се откаже от излишната енергия, ако има такава, чрез излъчване на светлина във видимата и ултравиолетовата област на спектъра, но не и в инфрачервения диапазон. Образно казано, водородът не може да излъчва топлина. За да се охлади правилно, той се нуждае от „хладилник“, чиято роля играят междузвездните прахови частици.

По време на сблъсък с прахови частици на висока скоростза разлика от по-тежките и по-бавни прашинки, газовите молекули летят бързо, губят скорост и кинетичната им енергия се прехвърля към прашинките. Освен това се нагрява и отдава тази излишна топлина на околното пространство, включително под формата на инфрачервено лъчение, докато самата тя се охлажда. По този начин, поемайки топлината на междузвездните молекули, прахът действа като вид радиатор, охлаждайки газовия облак. Не е много по маса - около 1% от масата на цялата облачна материя, но това е достатъчно, за да премахне излишната топлина за милиони години.

Когато температурата на облака спадне, налягането също пада, облакът се кондензира и от него могат да се родят звезди. Останките от материала, от който се е родила звездата, от своя страна са изходен материал за образуването на планетите. Сега в състава им вече влизат прахови частици, а в Повече ▼. Защото, след като се е родила, звездата се нагрява и ускорява целия газ около себе си, докато прахът остава да лети наблизо. В края на краищата тя е способна да се охлажда и е привлечена от новата звезда много по-силно от отделните газови молекули. В крайна сметка има облак прах близо до новородената звезда и богат на прах газ в периферията.

Там се раждат газови планети като Сатурн, Уран и Нептун. Е, скалисти планети се появяват близо до звездата. За нас това са Марс, Земя, Венера и Меркурий. Оказва се доста ясно разделение на две зони: газови планети и твърди. Така че Земята се оказа до голяма степен съставена от междузвездни прахови зърна. Частиците метален прах станаха част от ядрото на планетата и сега Земята има огромно желязно ядро.

Мистерията на младата вселена

Ако се е образувала галактика, тогава откъде идва прахът, разбират учените? Най-значимите му източници са новите и свръхновите, които губят част от масата си, „изпускайки“ черупката в околното пространство. Освен това прахът се ражда и в разширяващата се атмосфера на червените гиганти, откъдето буквално се помита от радиационното налягане. В тяхната хладна, по стандартите на звездите, атмосфера (около 2,5-3 хиляди келвина) има доста относително сложни молекули.

Но ето една мистерия, която все още не е разгадана. Винаги се е смятало, че прахът е продукт на еволюцията на звездите. С други думи, звездите трябва да се раждат, да съществуват известно време, да остареят и да кажем да произведат прах при последната експлозия на свръхнова. Но кое е първо - яйцето или кокошката? Първият прах, необходим за раждането на звезда, или първата звезда, която по някаква причина се е родила без помощта на прах, остаряла, избухнала, образувайки първия прах.

Какво стана в началото? В крайна сметка, когато Големият взрив се случи преди 14 милиарда години, във Вселената имаше само водород и хелий, никакви други елементи! Тогава от тях започнаха да се появяват първите галактики, огромни облаци и в тях първите звезди, които трябваше да преминат през дълго пътуване. житейски път. Термоядрените реакции в ядрата на звездите трябва да са „сготвили“ по-сложни химични елементи, превръщайки водорода и хелия във въглерод, азот, кислород и т.н., след което звездата трябва да е изхвърлила всичко това в космоса, експлодирайки или постепенно отделяйки черупка. След това тази маса трябваше да се охлади, охлади и накрая да се превърне в прах. Но вече 2 милиарда години след това голям взрив, в най-ранните галактики е имало прах! С помощта на телескопи той е открит в галактики на 12 милиарда светлинни години от нашата. В същото време 2 милиарда години са твърде кратък период за завършване жизнен цикълзвезди: през това време повечето звезди нямат време да остареят. Откъде идва прахът в младата Галактика, ако там няма нищо освен водород и хелий, е мистерия.

Mote реактор

Междузвездният прах не само действа като вид универсална охлаждаща течност, но може би именно благодарение на праха в космоса се появяват сложни молекули.

Факт е, че повърхността на прашинка може да служи както като реактор, в който се образуват молекули от атоми, така и като катализатор за реакциите на техния синтез. В края на краищата, вероятността да има много атоми наведнъж различни елементисе сблъскват в една точка и дори взаимодействат помежду си при температура малко над абсолютната нула, невъобразимо ниска. Но вероятността прашинка да се сблъска последователно с различни атоми или молекули по време на полет, особено в студен плътен облак, е доста висока. Всъщност това се случва - така се образува обвивка от междузвездни зърна прах от срещнатите атоми и молекули, замръзнали върху нея.

На твърда повърхност атомите са близо един до друг. Мигриращи по повърхността на прашинка в търсене на най-енергетично благоприятната позиция, атомите се срещат и, намирайки се в непосредствена близост, могат да реагират един с друг. Разбира се, много бавно в съответствие с температурата на прашината. Повърхността на частиците, особено тези, които съдържат метално ядро, може да прояви свойства на катализатор. Химиците на Земята добре знаят, че най-ефективните катализатори са именно частици с размери от микрона, върху които се събират и реагират молекули, които при нормални условия са напълно „безразлични“ една към друга. Очевидно така се образува молекулярният водород: неговите атоми се „залепват“ за прашинка и след това отлитат от нея, но по двойки, под формата на молекули.

Много е възможно малките междузвездни прахови частици, запазили няколко органични молекули в черупките си, включително най-простите аминокиселини, да са донесли първите „семена на живота“ на Земята преди около 4 милиарда години. Това, разбира се, не е нищо повече от красива хипотеза. Но това, което говори в нейна полза е, че аминокиселината глицин е открита в облаци студен газ и прах. Може би има и други, просто възможностите на телескопите все още не позволяват да бъдат открити.

Лов на прах

Свойствата на междузвездния прах могат, разбира се, да бъдат изследвани от разстояние с помощта на телескопи и други инструменти, разположени на Земята или на нейните спътници. Но е много по-изкушаващо да хванете междузвездни прахови частици и след това да ги изследвате подробно, да разберете не теоретично, а практически от какво се състоят и как са структурирани. Тук има два варианта. Можете да стигнете до дълбините на космоса, да съберете междузвезден прах там, да го донесете на Земята и да го анализирате от всички възможни начини. Или можете да опитате да летите извън слънчевата система и да анализирате праха по пътя директно на борда на космическия кораб, изпращайки получените данни на Земята.

Първият опит за вземане на проби от междузвезден прах и вещества от междузвездната среда като цяло беше направен преди няколко години от НАСА. Космическият кораб беше оборудван със специални капани - колектори за събиране на междузвезден прах и частици от космическия вятър. За да уловят частиците прах, без да загубят обвивката си, капаните бяха пълни със специално вещество, така наречения аерогел. Това много леко пенесто вещество (чийто състав е търговска тайна) прилича на желе. Веднъж попаднали вътре, частиците прах се забиват и след това, както във всеки капан, капакът се затваря, за да бъде отворен на Земята.

Този проект беше наречен Stardust звезден прах. Програмата му е грандиозна. След изстрелването през февруари 1999 г. оборудването на борда в крайна сметка ще събере проби от междузвезден прах и отделно от прах в непосредствена близост до кометата Wild-2, която прелетя близо до Земята миналия февруари. Сега с контейнери, пълни с този ценен товар, корабът лети у дома, за да кацне на 15 януари 2006 г. в Юта, близо до Солт Лейк Сити (САЩ). Тогава астрономите най-накрая ще видят със собствените си очи (с помощта на микроскоп, разбира се) тези прахови зърна, чийто състав и структурни модели вече са предсказали.

И през август 2001 г. Genesis полетя, за да събере проби от материя от дълбокия космос. Този проект на НАСА беше насочен основно към улавяне на частици от слънчевия вятър. След като прекара 1127 дни в открития космос, през които прелетя около 32 милиона км, корабът се върна и пусна на Земята капсула с получените проби - капани с йони и частици от слънчевия вятър. Уви, случи се нещастие - парашутът не се отвори и капсулата се удари в земята с цялата си сила. И катастрофира. Разбира се, отломките бяха събрани и внимателно проучени. Въпреки това през март 2005 г. на конференция в Хюстън участникът в програмата Дон Барнети каза, че четири колектора с частици от слънчевия вятър не са повредени и тяхното съдържание, 0,4 mg уловен слънчев вятър, се изследва активно от учени в Хюстън.

Сега обаче НАСА подготвя трети проект, още по-амбициозен. Това ще бъде космическата мисия Interstellar Probe. Този път космическият кораб ще се отдалечи на разстояние от 200 AU. д. от Земята (т.е. разстоянието от Земята до Слънцето). Този кораб никога няма да се върне, но ще бъде „натъпкан“ с голямо разнообразие от оборудване, включително за анализ на проби от междузвезден прах. Ако всичко се оправи, междузвездните прахови зърна от дълбокия космос най-накрая ще бъдат уловени, фотографирани и анализирани автоматично на борда на космическия кораб.

Образуване на млади звезди

1. Гигантски галактически молекулярен облак с размер 100 парсека, маса 100 000 слънца, температура 50 K и плътност 10 2 частици/cm 3 . Вътре в този облак има големи кондензации - дифузни газови и прахови мъглявини (1 x 10 pc, 10 000 слънца, 20 K, 10 3 частици/cm 3) и малки кондензации - газови и прахови мъглявини (до 1 pc, 100 x 1000 слънца, 20 K, 10 4 частици/cm 3). Вътре в последния има точно струпвания от глобули с размер 0,1 pc, маса 1 x 10 слънца и плътност 10 x 10 6 частици/cm 3, където се образуват нови звезди

2. Раждането на звезда в облак от газ и прах

3. Новата звезда със своята радиация и звезден вятър разпръсква околния газ далеч от себе си

4. Млада звезда изплува в космоса, който е чист и без газ и прах, избутвайки настрана мъглявината, която я е родила

Етапи на "ембрионално" развитие на звезда с маса, равна на Слънцето

5. Раждането на гравитационно нестабилен облак с размер 2 000 000 слънца, с температура около 15 K и начална плътност 10 -19 g/cm 3

6. След няколкостотин хиляди години този облак ще образува ядро ​​с температура около 200 K и размер на 100 слънца, масата му все още е само 0,05 от слънчевата

7. На този етап ядрото с температура до 2000 K рязко се свива поради йонизацията на водорода и едновременно с това се нагрява до 20 000 K, скоростта на материята, падаща върху растящата звезда, достига 100 km/s

8. Протозвезда с размерите на две слънца с температура в центъра 2x10 5 K и на повърхността 3x10 3 K

9. Последният етап от предварителната еволюция на звездата е бавното компресиране, по време на което изотопите на лития и берилия изгарят. Едва след като температурата се повиши до 6x10 6 K, във вътрешността на звездата започват термоядрени реакции на синтез на хелий от водород. Общата продължителност на цикъла на раждане на звезда като нашето Слънце е 50 милиона години, след което такава звезда може да гори тихо милиарди години

Олга Максименко, кандидат на химическите науки

КОСМИЧЕСКА МАТЕРИЯ НА ЗЕМНАТА ПОВЪРХНОСТ

За съжаление няма ясни критерии за разграничаване на пространствотохимично вещество от близки до него по форма образуванияземният произход все още не е разработен. Ето защоповечето изследователи предпочитат да търсят космическиични частици в райони, отдалечени от индустриални центрове.По същата причина основният обект на изследване есферични частици, като по-голямата част от материала иманеправилната форма обикновено изчезва от погледа.В много случаи се анализира само магнитната фракциясферични частици, за които сега има най-многоразлична информация.

Най-благоприятните обекти за търсене на космически обекти сакакъв вид прах са дълбоководни седименти /поради ниска скоростседиментация/, както и полярни ледени късове отлзапазвайки цялата материя, утаяваща се от атмосфератасъоръженията са практически свободни от промишлено замърсяванеи са перспективни за целите на стратификация, изучаване на разпространениетона космическата материя във времето и пространството. отусловията на утаяване са подобни на тези при натрупване на сол; последните също са удобни с това, че улесняват изолиранетонеобходимия материал.

Търсенето на атомизиранина космическата материя в торфените находища Известно е, че годишният прираст във високите торфени блата еприблизително 3-4 mm годишно и единственият източникминерално хранене за растителността на повдигнатите блата ее вещество, изпадащо от атмосферата.

пространствопрах от дълбоководни седименти

Своеобразни червени глини и тини, съставени от остатками от силикатни радиоларии и диатомеи, покриват 82 милиона km 2океанското дъно, което е една шеста от повърхносттана нашата планета. Техният състав според С. С. Кузнецов е следният:Обикновено: 55% SiO 2 ;16% Ал 2 О 3 ;9% ЕеО и 0,04% N i и Ко. На дълбочина 30-40 см в него са намерени рибни зъби, живикоито са съществували през епохата на терциера Това дава основание да се заключи, ческоростта на утаяване е приблизително 4 cm намилиона години. От гледна точка на земния произход съставътглините са трудни за тълкуване. Високо съдържаниев тях никелът и кобалтът са обект на множествоизследвания и се счита за свързан с въвеждането на космосаматериал / 2 154 160 163 164 179/. Наистина ли,Никеловият кларк е равен на 0,008% за горните хоризонти на земятакора и 10 % за морска вода /166/.

Извънземно вещество, открито в дълбоководни седиментиза първи път от Мъри по време на експедицията на Чалънджър/1873-1876/ /т.нар. “Космически топки Мъри”/.Малко по-късно Ренард се зае с тяхното проучване, резултатътТова доведе до съвместни усилия да се опише какво е намереноматериал /141/ принадлежат открити космически топкиТе се фокусираха върху два вида: метал и силикат. И двата видаобладан магнитни свойства, което направи възможно кандидатстванетоза отделянето им от утайката се използва магнит.

Сферулата имаше правилна кръгла форма със среднас диаметър 0,2 мм. В центъра на топката ковъкжелязно ядро, покрито отгоре с филм от оксидв топките са открити никел и кобалт, което позволява да се изразипредположение за техния космически произход.

Силикатните сфери по правило не са имашестрога сферарична форма /могат да се нарекат сфероиди/. Размерът им е малко по-голям от металните, диаметърът достига 1 мм . Повърхността има люспеста структура. Минераложкитехният състав е много еднороден: съдържат желязо-магнезиеви силикати-оливини и пироксени.

Обширен материал за космическия компонент на морските дълбини ните седименти са събрани от шведска експедиция на кораб"Албатрос" през 1947-1948 г Участниците в него използваха селекцияпочвени колони на дълбочина 15 метра, изучавайки полученотоНа материала са посветени редица трудове /92,130,160,163,164,168/.Пробите се оказаха много богати: Петерсън посочва тована 1 kg утайка има от няколкостотин до няколкохиляди сферули.

Всички автори отбелязват много неравномерно разпределениетопки както по участъка на океанското дъно, така и по неговото■ площ. Например Хънтър и Паркин /121/, като са учили дведълбоководни проби от различни места в Атлантическия океан,установено, че един от тях съдържа почти 20 пъти повечесферули от другия Те обясняват тази разлика с неравностойноскорости на утаяване в различни части на океана.

През 1950-1952 г. датската дълбоководна експедиция използваНил за събиране на космическа материя в дънните седименти на океана магнитен рейк - дъбова дъска със закрепена върхуИма 63 силни магнита. С помощта на това устройство бяха разресвани около 45 000 m2 от повърхността на океанското дъно.Сред магнитните частици с вероятни космическипроизход се разграничават две групи: черни топки с металлични ядра или без тях и кафяви топчета с кристаленличностна структура; първите рядко надвишават по размер 0,2 мм , те са лъскави, с гладка или грапава повърхностност. Сред тях има слети екземпляринеравномерни размери. Никел икобалт; магнетитът и шрайберзитът са често срещани в минералогичния състав.

Топките от втората група имат кристална структураи има кафяв цвят. Средният им диаметър е 0,5 мм . Тези сферули съдържат силиций, алуминий и магнезий иимат множество прозрачни включвания на оливин илипироксени /86/. Въпрос за наличието на топчета в дънни тиниВ /172а/ се говори и за Атлантическия океан.

пространствопрах от почви и седименти

Академик Вернадски пише, че космическата материя непрекъснато се утаява на нашата планета. Това следва принципапиална възможност да го намерите навсякъде по земятаТова обаче е свързано с определени трудности.което може да се обобщи по следния начин:

1. количество отложено вещество на единица площ"много незначителен;
2. условия за запазване на сферулите за дълго времевремето все още не е достатъчно проучено;
3. има възможност за промишлени и вулканичнизамърсяване;
4. невъзможно е да се изключи ролята на повторно отлагане на вече падналивещества, в резултат на което на места ще имасе наблюдава обогатяване, а в други - обедняване на космматериал.

Очевидно оптимално за запазване на пространствотоматериалът е безкислородна среда, отчасти тлеещност, място в дълбоководни басейни, в райони на батеробразуване на седиментен материал с бързо заравяне на веществото,както и в блата с условия за възстановяване. Повечетовероятно обогатен с космическа материя в резултат на повторно отлагане в определени областиречни долини, където обикновено се отлага тежката фракция от минерални утайки/очевидно само тази част от сваленото тегло завършва тук-общество, чието специфично тегло е по-голямо от 5/. Възможно е, чеобогатяването с това вещество също се случва на финаламорени на ледници, на дъното на катранени езера, в ледникови ями,където се натрупва стопена вода.

В литературата има информация за находки през шлиховския период.ния сферули класифицирани като космически /6,44,56/. В атласаразсипни минерали, публикувани от държавното научно-техническо издателстволитература през 1961 г. сферите от този вид се класифицират катометеорити Особен интерес представляват находките на космкакъв вид прах има в древните скали. Работи в тази посока санаскоро бяха изследвани много интензивно от редицатела Така, сферични часови видове, магнитни, метални

и стъклен, първият с външен вид, характерен за метеорититеФигури от Манхатън и високо съдържание на никел,описан от Школник през креда, миоцен и плейстоценскали на Калифорния /177,176/. По-късно подобни находкиса направени в триаски скали на северна Германия /191/.Кроазие, като си постави за цел да изучава космосакомпонент на древни седиментни скали, изследвани пробиот различни места/области Ню Йорк, Ню Мексико, Канада,Тексас/ и различни епохи /от ордовик до триас включително/. Сред изследваните проби са варовици, доломити, глини и шисти. Авторът е открил навсякъде сферули, които очевидно не могат да бъдат приписани на индийцитеивично замърсяване и най-вероятно имат космически характер. Croisier твърди, че всички седиментни скали съдържат космически материал и броят на сферулите съ-варира от 28 до 240 на грам. Размерът на частиците е най-вечеВ повечето случаи той попада в диапазона от 3µ до 40µ, итехният брой е обратно пропорционален на размера им /89/.Данни за метеоритен прах в камбрийските пясъчници на ЕстонияДоклади за преглед /16а/.

По правило сферулите придружават метеоритите и се срещатна местата на удара, заедно с отломки от метеорит. Преди товаобщи топки са открити на повърхността на метеорита Браунау/3/ и в кратерите Хенбъри и Вабар /3/, по-късно подобни образувания заедно с Голям бройнеправилни частициформи са открити в околностите на кратера Аризона /146/.Този вид фино диспергирано вещество, както беше споменато по-горе, обикновено се нарича метеоритен прах. Последният е подробно изследван в трудовете на много изследователи.донори както в СССР, така и в чужбина /31,34,36,39,77,91,138,146,147,170-171,206/. Използвайки примера на сферите от Аризонабеше установено, че тези частици имат среден размер от 0,5 mmи се състоят или от камасит, обрасъл с гьотит, или отредуващи се слоеве гьотит и магнетит, покрити с тънслой от силикатно стъкло с малки включвания от кварц.Характерно е съдържанието на никел и желязо в тези минералисе изразява в следните числа:

минерал желязо никел
камасит 72-97% 0,2 - 25%
магнетит 60 - 67% 4 - 7%
гьотит 52 - 60% 2-5%

Нинингер /146/ открива минерала в топките Аризоналуги, характерни за железни метеорити: кохенит, стеатит,шрайберзит, троилит. Съдържанието на никел се оказа равно насредно, 1 7%, което съвпада като цяло с числата , получено-от Райнхард /171/. Трябва да се отбележи, че разпределениетофина метеоритна материя в близостМетеоритният кратер в Аризона е много неравен." Вероятната причина за това очевидно е или вятърът,или придружаващ метеорен дъжд. Механизъмобразуването на аризонски сфери, според Райнхард, се състои отвнезапно втвърдяване на течен фин метеоритвещества. Други автори /135/ наред с това дават определениесподелено място на конденз, образувано в момента на паданепара По същество подобни резултати бяха получени в хода на изследванетоконцентрация на фина метеоритна материя в районаметеоритен поток Сихоте-Алин. Е.Л.Кринов/35-37.39/ разделя това вещество на следните оснкатегории:

1. микрометеорити с маса от 0,18 до 0,0003 g, имащиregmaglypts и fusion bark/ трябва да бъдат строго разграниченимикрометеорити според Е. Л. Кринов от микрометеорити в разбиранетоИзследване на Уипъл, разгледано по-горе/;
2. метеоритен прах – предимно кух и порестмагнетитни частици, образувани в резултат на пръскане на метеоритна материя в атмосферата;
3. метеоритен прах е продукт на раздробяване на падащи метеорити, състоящ се от фрагменти с остри ъгли. В минералогическиясъставът на последния включва камасит с примес на троилит, шрайберзит и хромит.Както в случая с метеоритния кратер в Аризона, разпределениетоРазделението на материята по площ е неравномерно.

Кринов смята сферулите и други разтопени частици за продукти от аблация на метеорити и предоставя доказателстванаходки на фрагменти от последните със залепени по тях топчета.

Известни са находки и на мястото на падането на каменен метеорит.дъжд кунашак /177/.

Въпросът за разпределението заслужава специално обсъждане.космически прах в почви и други природни обектирайона на падането на Тунгуския метеорит. Страхотна работа по въпросанаправление са проведени през 1958-65 г. от експедицииКомитетът по метеоритите на Академията на науките на СССР, Сибирският клон на Академията на науките на СССР Установено е, чев почви както на епицентъра, така и на места, отдалечени от негоразстояния до 400 km или повече, се откриват почти постояннометални и силикатни топчета с размери от 5 до 400 микрона.Те включват лъскави, матови и грапавичасови видове, правилни топки и кухи конуси В някоислучаи, метални и силикатни частици са слети помежду сиприятел. Според К.П.Флоренски /72/ почвите от епицентралния район/междуречие Хушма - Кимчу/ съдържат тези частици само вмалко количество /1-2 на условна единица площ/.Образци с подобно съдържание на перли са намерени надо 70 км от мястото на катастрофата. Относителна бедностЗначението на тези проби е обяснено според К.Побстоятелството, че в момента на взрива основната част от метеорологичнитеrita, превърнала се във фино диспергирано състояние, беше изхвърленав горните слоеве на атмосферата и след това се отнесе в посокатавятър. Микроскопични частици, утаяващи се според закона на Стокс,В този случай те трябва да са образували разпръскваща струя.Флоренски смята, че южната граница на шлейфа еприблизително 70 км до° С W от мястото на метеорита, в басейнаРека Чуни / търговски пост Муторай /, където е открита пробатасъдържащи до 90 космически топки на пробаединица площ. В бъдеще, според автора, влакътпродължава да се простира на северозапад, улавяйки басейна на река Таймура.Трудове на Сибирския клон на Академията на науките на СССР през 1964-65 г. Установено е, че по цялото течение се срещат относително богати пробиР. Таймурс, а също и на Н. Тунгуска /виж картата/. Изолираните в този случай сферули съдържат до 19% никел /съглмикроспектрален анализ, извършен в Института по ядрени наукифизика на Сибирския клон на Академията на науките на СССР/ приблизително съвпада с цифритеполучен от P.N. Paley в полето върху модел на ша-riks, изолирани от почвите на района на Тунгуското бедствие.Тези данни предполагат, че намерените частициса наистина с космически произход. Въпросът евръзката им с Тунгуския метеорит остава да се установикойто е отворен поради липса на подобни изследваниявъв фоновите области, както и възможната роля на процеситеповторно отлагане и вторично обогатяване.

Интересни находки на сферули в района на кратера на Патомскивисокопланински райони Произходът на тази формация, приписанОбручев към вулканичен, все още остава спорен,защото наличието на вулканичен конус в отдалечен районмного хиляди километри от вулканични центрове, древнитях и съвременните, в много километри седиментно-метаморфниПалеозойски слоеве изглежда най-малко странно. Изследванията на сферули от кратера биха могли да осигурят недвусмисленоотговор на въпроса и неговия произход / 82,50,53/. Акцент-отстраняването на вещества от почвите може да се извърши с помощта на методахования. По този начин се изолира част от стотици по размермикрона и специфично тегло над 5. В този случай обачеима опасност да изхвърлите цялата фина магнитна опашкация и по-голямата част от силиката. E.L.Krinov съветваВземете магнитно шлайфане с магнит, окачен от дънототава /37/.

| Повече ▼ прецизен методе магнитна сепарация, сухаили мокра, въпреки че тя има значителен недостатък: Впо време на преработката се губи силикатната фракцияИнсталациите за суха магнитна сепарация са описани от Reinhardt/171/.

Както вече беше посочено, космическата материя често се събирана повърхността на земята, в зони, свободни от индустриално замърсяване. По своята насоченост тези работи са близки до търсенето на космическа материя в горните почвени хоризонти.Тави, пълни свода или лепилен разтвор и плочите се смазватглицерин. Времето на експозиция може да се измерва в часове, дни,седмици в зависимост от целта на наблюденията В обсерваторията Дънлап в Канада космическата материя се събира с помощта назалепващи плочи се извършват от 1947 г. /123/. В осветенотоТук са описани няколко варианта на този тип техника.Например Ходж и Райт /113/ използваха няколко годиниза тази цел предметни стъкла, покрити с бавносъхнещемулсия и при втвърдяване образуване на готов прахообразен препарат;Croisier /90/ използва етилен гликол, излят върху тави,който лесно се измива с дестилирана вода;Хънтър и Паркин /158/ използваха омаслена найлонова мрежа.

Във всички случаи в утайката са открити сферични частици,метални и силикатни, най-често по-малки по размер 6 µ в диаметър и рядко надвишава 40 µ.

Така съвкупността от представените даннипотвърждава предположението за фундаменталната възможностоткриване на космическа материя в почвата почти привсяка област земната повърхност. В същото време трябваимайте предвид, че използването на почвата като обектза идентифициране на космическия компонент е свързан с методологичентрудности, които далеч надхвърлят тези във връзка ссняг, лед и евентуалнодънна тиня и торф.

пространствовещество в лед

Според Кринов /37/ откриването на космическата материя в полярните райони има съществено научно значение.ция, тъй като по този начин може да се получи достатъчно количество материал, чието изследване вероятно ще доближирешаване на някои геофизични и геоложки проблеми.

Освобождаването на космическа материя от сняг и лед можесе извършва чрез различни методи, вариращи от събиранеголеми фрагменти от метеорити и завършващи с получаване от стопилкавода от минерална утайка, съдържаща минерални частици.

През 1959г Маршал /135/ предложи гениален начинизследвания на частици от лед, подобни на метода на броенечервени кръвни клетки в кръвния поток. Същността му еОказва се, че водата, получена чрез топене на пробаталед, добавя се електролит и разтворът се прекарва през тесен отвор с електроди от двете страни. ПриПри преминаване на частица съпротивлението се променя рязко пропорционално на нейния обем. Промените се записват с помощта на специалниБог записващо устройство.

Трябва да се има предвид, че стратификацията на леда е сегаизвършвани по няколко начина. Възможно е, чесравнение на вече стратифициран лед с разпространениекосмическата материя може да отвори нови подходистратификация на места, където други методи не могат да бъдатпо една или друга причина.

За събиране на космически прах, Американска Антарктикаекспедиции 1950-60 използвани ядра, получени отопределяне на дебелината на ледената покривка чрез сондиране. /1 S3/.Образци с диаметър около 7 cm бяха нарязани на парчета 30 см дълго, разтопено и филтрирано. Получената утайка беше внимателно изследвана под микроскоп. Бяха откритичастици както със сферична, така и с неправилна форма, ипървите представляват незначителна част от седимента. По-нататъшните изследвания бяха ограничени само до сферули, тъй като теможе повече или по-малко уверено да се припише на пространствотокомпонент. Сред топките с размери от 15 до 180 /чОткрити са частици от два вида: черни, блестящи, строго сферични и кафяви прозрачни.

Подробно изследване на космически частици, изолирани отлед на Антарктика и Гренландия, е предприето от Ходжи Райт /116/. За да се избегне промишлено замърсяванеВ този случай ледът е взет не от повърхността, а от някаква дълбочина -в Антарктида е използван 55-годишен слой, а в Гренландия -преди 750 години. Частиците бяха избрани за сравнениеот въздуха на Антарктида, които се оказаха подобни на ледниковите. Всички частици се вписват в 10 класификационни групис рязко разделение на сферични частици, металнии силикатни, със и без никел.

Опит за получаване на космически топки от висока планинасняг е предприето от Divari /23/. След като разтопи значителен обемсняг /85 кофи/ взет от повърхността на 65 м2 на ледникаTuyuk-Su в Тиен Шан, той обаче не получи това, което искашерезултати, което може да се обясни с неравномерностпадането на космически прах върху земната повърхност илихарактеристики на прилаганата методика.

Като цяло, очевидно, събирането на космическа материя вполярните региони и на високопланинските ледници е единедна от най-обещаващите области на работа в космосапрах.

Източници замърсяване

Понастоящем са известни два основни източника на материали:la, който може да имитира космически по своите свойствапрах: вулканични изригвания и промишлени отпадъципредприятия и транспорт. Знае се Каквовулканичен прах,изпуснати в атмосферата по време на изригвания можеостават там във висящо състояние месеци и години.Поради структурни особености и малки специфичнитегло, този материал може да се разпространява глобално иПо време на процеса на прехвърляне частиците се диференцират споредтегло, състав и размер, които трябва да се вземат предвид приконкретен анализ на ситуацията. След известното изригванеВулкан Кракатау през август 1883 г., изхвърлен фин прахтранспортирани на височина до 20 км. е открит във въздуха внай-малко две години /162/. Подобни наблюденияДениите са направени по време на периоди на вулканични изригвания на Мон Пеле/1902/, Катмай /1912/, групи от вулкани в Кордилерите /1932/,Вулкан Агунг /1963/ /12/. Микроскопски събран прахот различни области на вулканична дейност, изглеждазърна с неправилна форма, с извити, начупени,грапави контури и сравнително рядко сфероидалнии сферични с размери от 10µ до 100. Броят на сфероидитеDov съставлява само 0,0001% тегловни от общия материал/115/. Други автори повишават тази стойност до 0,002% /197/.

Частиците вулканична пепел са черни, червени, зелениМързелив, сив или кафяв цвят. Понякога те са безцветнипрозрачен и подобен на стъкло. Най-общо казано във вулканиченСтъклото съставлява значителна част от някои продукти. Товасе потвърждава от данни от Ходж и Райт, които установиха, чечастици с количество желязо от 5% и по-горе саблизо до вулкани само 16% . Трябва да се има предвид, че в процесапренасяне на прах възниква диференциация по размер испецифично тегло и големите прахови частици се елиминират по-бързо Обща сума. В резултат на това в райони, отдалечени от вулканичницентрове на области, вероятно е само най-малките илеки частици.

Сферичните частици бяха подложени на специално изследванеот вулканичен произход. Установено е, че иматнай-често ерозирана повърхност, форма, грапава прибл.има тенденция да бъде сферична, но никога не е удълженашии, като частици от метеоритен произход.Много е важно, че те нямат ядро, съставено от чистижелязо или никел, като онези топки, които се разглеждатпространство /115/.

Минерологичният състав на вулканичните сфери съдържаВажна роля принадлежи на стъклото, което има мехурчетаструктура, а желязо-магнезиевите силикати - оливин и пироксен. Много по-малка част от тях е изградена от рудни минерали - пири-обем и магнетит, които най-вече образуват дисеминиранипрорези в стъклени и рамкови конструкции.

Относно химичен съставтогава вулканичен прахПример за това е съставът на пепелта от Кракатау.Мъри /141/ открива в него високо съдържание на алуминий/до 90%/ и ниско съдържание на желязо /не повече от 10%.Трябва да се отбележи обаче, че Ходж и Райт /115/ не можахапотвърдете данните на Мори относно алуминия Въпрос засферули от вулканичен произход също се обсъждат в/205а/.

По този начин свойствата, характерни за вулканичнитематериалите могат да бъдат обобщени, както следва:

1. вулканичната пепел съдържа висок процент частицинеправилна форма и ниско сферична,
2. топките от вулканична скала имат определени структуриархитектурни характеристики - ерозирани повърхности, липса на кухи сфери, често мехурчета,
3. съставът на сферулите е доминиран от поресто стъкло,
4. процентът на магнитни частици е нисък,
5. в повечето случаи частиците са със сферична форманесъвършен,
6. остроъгълните частици имат остри ъглови формиограничения, което им позволява да се използват катоабразивен материал.

Много голяма опасност от симулиране на космически сферивалцувани индустриални топки, голям брой месинговиразтоварен локомотив, параход, фабрични тръби, образувани при електрозаваряване и др. Специаленизследванията на подобни обекти показват, че значителнипроцент от последните имат формата на сфери. Според Школник /177/,25% промишлени продукти се състои от метална шлака.Той също така дава следната класификация на промишления прах:

1. неметални топчета с неправилна форма,
2. топките са кухи, силно лъскави,
3. топки, подобни на космическите, сгънат металхимически материали, включително стъкло. Сред последните,с най-голямо разпространение има капковидни,конуси, двойни сфери.

От гледната точка, която ни интересува, химическият съставиндустриалният прах е изследван от Ходж и Райт /115/.Установено е, че характерните особености на неговия химичен съставе високо съдържание на желязо и в повечето случаи - липса на никел. Трябва да се има предвид обаче, че нито едното, нито друготоедин от тези признаци не може да служи като абсолютенкритерий за разлика, особено след като химичният състав на различнивидовете промишлен прах могат да бъдат различни ипредвиди предварително появата на един или друг видиндустриалните сферули са почти невъзможни. Следователно най-добрият може да служи като гаранция срещу объркване на съвременното нивознанието е само вземане на проби от отдалечени „стерилни“ местазони с индустриално замърсяване. Индустриална степензамърсяването, както показват специални изследвания, еправопропорционална на разстоянието до населените места.Паркин и Хънтър през 1959 г. правят наблюдения върху възможнитепроблеми на транспортирането на индустриални сферули по вода /159/.Въпреки че топки с диаметър над 300µ излетяха от фабричните тръби, във воден басейн, разположен на 60 мили от градаДа, само по посока на преобладаващите ветроверазмер на единични копия 30-60, брой копия-канавка с размери 5-10µ обаче беше значителна. Ходж иРайт /115/ показва, че в близост до Йейлската обсерватория,близо до центъра на града, 1 см дъжд падна на 2 повърхности на дендо 100 топки с диаметър над 5µ. Техен двойно количествонамалява в неделя и пада 4 пъти на разстоянияnii на 10 мили от града. Така в отдалечени районивероятно промишлено замърсяване само с топки с диаметърром по-малко от 5 µ .

Трябва да се отчете фактът, че в последно времеПреди 20 години имаше реална опасност от заразяване на хранитеядрени експлозии", които могат да доставят сферули на светаноминална скала /90.115/. Тези продукти са различни от да подобнипоради радиоактивност и наличието на специфични изотопи -стронций - 89 и стронций - 90.

И накрая, трябва да се има предвид, че известно замърсяванеатмосфера с продукти, подобни на метеорни и метеоритнипрах, могат да бъдат причинени от изгаряне в земната атмосфераизкуствени спътници и ракети носители. Наблюдавани явлениятова, което се случва в този случай, е много подобно на това, което се случва, когатопадащи от огнени топки. Сериозна опасност за научните изследванияции на космическата материя са представени от безотговорниексперименти, които се изпълняват и планират в чужбина сизстрелване на фино диспергирани частици в околоземното пространствоПерсийско вещество с изкуствен произход.

Формаи физични свойства на космическия прах

Форма, специфично тегло, цвят, блясък, крехкост и други физическиХимическите свойства на космическия прах, открит в различни обекти, са изследвани от редица автори. някои-Няколко изследователи са предложили класификационни схеми за космосахимически прах въз основа на неговата морфология и физични свойства.Въпреки че все още не е разработена единна унифицирана система,Струва ми се обаче уместно да цитирам някои от тях.

Baddhyu /1950/ /87/ въз основа на чисто морфологичнизнаците разделиха земната материя на следните 7 групи:

1. неправилни сиви аморфни фрагменти с големина 100-200 µ.
2. подобни на шлака или пепел частици,
3. заоблени зърна, подобни на фин черен пясък/магнетит/,
4. гладки черни лъскави топки със среден диаметър 20µ .
5. големи черни топки, по-малко лъскави, често грапавиграпави, рядко надвишаващи 100 µ в диаметър,
6. силикатни топки от бяло до черно, понякогас газови включвания,
7. различни топки, състоящи се от метал и стъкло,със среден размер 20µ.

Цялото разнообразие от видове космически частици обаче не е такаизглежда е ограничено до изброените по-горе групи.Така Хънтър и Паркин /158/ откриха кръгли обекти във въздухасплескани частици, очевидно от космически произход - ции, които не могат да бъдат приписани на нито един от трансферитечислени класове.

От всички групи, описани по-горе, най-достъпните заидентификация по външен вид 4-7, имаща формата на правилнотопки.

Е.Л.Кринов, изучаващ прах, събран в района на СихотеАлински спад, отличаващ се в състава си от неправилнотооформени като фрагменти, топки и кухи конуси /39/.

Типични форми на космически топки са показани на фиг. 2.

Редица автори класифицират космическата материя спореднабор от физически и морфологични свойства. По съдбаВъз основа на теглото си космическата материя обикновено се разделя на 3 групи/86/:

1. метал, състоящ се главно от желязо,със специфично тегло, по-голямо от 5 g/cm3.
2. силикатно – прозрачни стъклени частици със специфичнис тегло приблизително 3 g/cm3
3. хетерогенни: метални частици със стъклени включвания и стъкло с магнитни включвания.

Повечето изследователи остават в рамките на товагруба класификация, ограничаваща се само до най-очевиднитехарактеристиките на разликата.Тези, които се занимават счастици, извлечени от въздуха, се разграничава друга група -порести, крехки, с плътност около 0,1 g/cm 3 /129/. ДА СЕТе включват частици от метеорни потоци и повечето ярки спорадични метеори.

Открита е доста подробна класификация на частицитев ледовете на Антарктика и Гренландия, както и заловениот въздуха, дадени от Ходж и Райт и представени на диаграмата /205/:

1. черни или тъмно сиви матови метални топки,покрити с ями, понякога кухи;
2. черни, стъклени, силно пречупващи топки;
3. светъл, бял или коралов, стъклен, гладък,понякога полупрозрачни сфери;
4. частици с неправилна форма, черни, лъскави, крехки,зърнест, метален;
5. неправилна форма, червеникава или оранжева, матова,неравномерни частици;
6. неправилна форма, розово-оранжево, матово;
7. неправилна форма, сребриста, лъскава и матова;
8. неправилна форма, многоцветни, кафяви, жълти,зелено, черно;
9. неправилна форма, прозрачна, понякога зелена илисиньо, стъклено, гладко, с остри ръбове;
10. сфероиди.

Въпреки че класификацията на Ходж и Райт изглежда най-пълна, все още има частици, които, съдейки по описанията на различни автори, трудно могат да бъдат класифицирани като невинни.вихър към една от посочените групи По този начин те често се срещатпродълговати частици, слепени топки, топки,имащи различни израстъци по повърхността си /39/.

На повърхността на някои сфери при подробно проучванесе откриват цифри, подобни на наблюдаваните във Widmanstättenв желязо-никелови метеорити /176/.

Вътрешната структура на сферулите не се различава значителноизображение. Въз основа на тази характеристика могат да се разграничат:Има 4 групи:

1. кухи сфери / открити с метеорити /,
2. метални сферули със сърцевина и оксидирана обвивка/ в сърцевината, като правило, са концентрирани никел и кобалт,а в черупката - желязо и магнезий/,
3. оксидирани топки с хомогенен състав,
4. силикатни топчета, най-често хомогенни, с люспиче повърхност, с метали газови включвания/последните им придават вид на шлака или дори пяна/.

Що се отнася до размерите на частиците, няма твърдо установено разделение на тази основа и всеки авторсе придържа към класификацията му в зависимост от спецификата на наличния материал. Най-голямата от описаните сфери,открити в дълбоководни седименти от Браун и Паули /86/ през 1955 г., трудно надвишават 1,5 mm в диаметър. Товаблизо до съществуващата граница, открита от Epic /153/:

където r - радиус на частицата, σ - повърхностно напрежениестопявам, ρ е плътността на въздуха, и v - скорост на падане. Радиус

частиците не могат да надхвърлят известна граница, в противен случай спадсе разпада на по-малки.

Долната граница по всяка вероятност е неограничена, което следва от формулата и е оправдано на практика, т.к.Тъй като техниките се подобряват, авторите работят върху всичкипо-малки частици. Повечето изследователи ограничаватДолната граница е 10-15µ /160-168,189/.започват изследвания на частици с диаметър до 5 µ /89/и 3 µ /115-116/, а действат Хеменуей, Фулман и Филипсчастици с диаметър до 0,2 /µ и по-малък, подчертавайки ги по-специалнобивш клас нанометеорити /108/.

Средният диаметър на частиците космически прах се приема заравно на 40-50 µ .В резултат на интензивно изследване на космосакои вещества от атмосферата са открили японските автори, че 70% Общият материал се състои от частици с диаметър по-малък от 15 µ.

Редица произведения /27,89,130,189/ съдържат твърдение заче разпределението на топките в зависимост от тяхната масаи размерите са предмет на следния модел:

V 1 N 1 =V 2 N 2

където v - маса на топката, N - брой топки в тази групаРезултати, които задоволително съвпадат с теоретичните, са получени от редица изследователи, работещи с космосаматериал, изолиран от различни обекти /например антарктически лед, дълбоководни седименти, материали,получени в резултат на сателитни наблюдения/.

От основен интерес е въпросът далидо каква степен свойствата на nyla са се променили през геоложката история. За съжаление натрупаният в момента материал не ни позволява да дадем недвусмислен отговор, но ние заслужавамеНа вниманието идва съобщението на Школник /176/ за класификациясферули, изолирани от миоценски седиментни скали на Калифорния. Авторът разделя тези частици на 4 категории:

1/ черни, силно и слабо магнитни, твърди или със сърцевини от желязо или никел с оксидирана обвивкаизработен от силициев диоксид с примес на желязо и титан. Тези частици може да са кухи. Тяхната повърхност е интензивно лъскава, полирана, в някои случаи грапава или преливаща се в резултат на отразяване на светлината от чинийковидни вдлъбнатини върхутехните повърхности

2/ стоманеносив или синкавосив, кух, тънъкстена, много крехки сфери; съдържат никел, иматполирана или шлифована повърхност;

3/ крехки топчета, съдържащи множество включениясив стоманен металик и черен неметаленматериал; в стените им има микроскопични мехурчета - ki / тази група частици е най-многобройна /;

4/ силикатни сфери кафяви или черни,немагнитни.

Не е трудно да се замени тази първа група според Школниктясно съответства на групи 4 и 5 частици според Baddhue.BСред тези частици има кухи сфери, подобнитези, които се намират в зони на удари на метеорити.

Въпреки че тези данни не съдържат изчерпателна информацияпо повдигнатия въпрос изглежда възможно да се изразикато първо приближение мнението, че морфологията и физичхимични свойства на поне някои групи частициот космически произход, падащ на Земята, не е претърпялизпя значителна еволюция в наличнитегеоложко изследване на периода на развитие на планетата.

химическикомпозиция на пространството прах.

Проучването на химичния състав на космическия прах възниквас определени фундаментални и технически трудностихарактер. Вече сам малък размер на изследваните частици,трудността да се получи в значителни количестваvah създават значителни пречки пред прилагането на техники, широко използвани в аналитичната химия. Освен това,трябва да имаме предвид, че изследваните проби в преобладаващата част от случаите могат да съдържат примеси, а понякогамного значим, земен материал. По този начин проблемът за изследване на химичния състав на космическия прах се преплитае изпълнен с въпроса за разграничаването му от земните примеси.И накрая, самата постановка на въпроса за разграничаването на „земното“и "космическата" материя е до известна степенусловно, т.к Земята и всички нейни компоненти,в крайна сметка също представляват космически обект иследователно, строго погледнато, би било по-правилно да се постави въпросътотносно намирането на признаци на разлика между различните категориикосмическа материя. От това следва, че приликата еобщества от земен и извънземен произход могат по принцип,се простират много далеч, което създава допълнителнитрудности при изучаване на химическия състав на космическия прах.

През последните години обаче науката се обогати с редицаметодически похвати, които позволяват до известна степен да се преодолеятза достигане или заобикаляне на възникващи препятствия. Развитие нанай-новите методи на радиационната химия, рентгенова дифракциямикроанализа, усъвършенстването на микроспектралните техники вече прави възможно изучаването на незначителниразмер на обектите. В момента доста достъпнианализ на химическия състав не само на отделни космически частицимик прах, но и същата частица в различнинеговите области.

През последното десетилетие се появиха значителен бройтрудове, посветени на изследването на химичния състав на космосапрах, отделян от различни източници. По причиникоето вече засегнахме по-горе, изследването е проведено главно върху сферични частици, свързани с магнитнипрахова фракция, както и във връзка с характеристиките на физсвойства, познанията ни за химичния състав на остроъгълнитеМатериалът все още е напълно недостатъчен.

Анализирайки материалите, получени в тази посока като цялоредица автори, трябва да се стигне до извода, че първо,Същите елементи се намират в космическия прах като вдруги обекти от земен и космически произход, т.нВ него са открити Fe, Si, Mg .В някои случаи - рядкоземни елементи и Ag констатациите са съмнителниВ литературата няма надеждна информация. Второ, всичкисъвкупността от космически прах, падащ върху Земята, би могълt, разделено по химичен състав най-малко на tголеми групи от частици:

а) метални частици с високо съдържание Fe и N i,
б) частици с преобладаващ силикатен състав,
в) частици със смесен химичен характер.

Лесно се забелязва, че изброените три групи, съглпо същество съвпадат с приетата класификация на метеоритите, коятосе отнася до близък или може би общ източник на произходциркулация на двата вида космическа материя. Може да се отбележи, чеСъществува и голямо разнообразие от частици във всяка от разглежданите групи. Това дава основание на редица изследователитя разделя космическия прах по химичен състав на 5,6 иповече групи. Така Ходж и Райт идентифицират следните осем тонавидове основни частици, които се различават един от друг и по двата начинаморфологични характеристики и химичен състав:

1. железни топки, съдържащи никел,
2. железни сфери, в които не се открива никел,
3. силикатни топки,
4. други сферули,
5. частици с неправилна форма с високо съдържание на желязожелязо и никел;
6. същите без наличие на съществени количестваяде никел,
7. силикатни частици с неправилна форма,
8. други частици с неправилна форма.

От горната класификация следва, наред с други неща,това обстоятелство че наличието на високо съдържание на никел в изследвания материал не може да се признае за задължителен критерий за неговия космически произход. Така че това означаваПо-голямата част от материала, извлечен от ледовете на Антарктида и Гренландия, събран от въздуха на високите планински райони на Ню Мексико и дори от района на падането на метеорита Сихоте-Алин, не съдържаше количества, достъпни за определяненикел В същото време трябва да вземем под внимание много разумното мнение на Ходж и Райт, че високото съдържание на никел /в някои случаи до 20%/ е единствениятнадежден критерий за космическия произход на определена частица. Очевидно при негово отсъствие изследователятне трябва да се ръководи от търсенето на „абсолютни“ критерии“и за оценка на свойствата на изследвания материал, взети в технитесъвкупност.

Много изследвания отбелязват хетерогенността на химическия състав дори на една и съща частица космически материалв различните му части. Установено е, че никелът гравитира към сърцевината на сферичните частици, а там се среща и кобалт.Външната обвивка на топката е съставена от желязо и неговия оксид.Някои автори признават, че никелът съществува във форматаотделни петна в магнетитната подложка. По-долу предоставямецифрови материали, характеризиращи средно съдържаниеникел в прах от космически и земен произход.

От таблицата следва, че анализът на количественото съдържаниеникелът може да бъде полезен при диференциациятакосмически прах от вулканичен.

От същата гледна точка съотношенията Nаз :Fe ; Ni : Co,Ni:Cu , които са достатъчнипостоянна за отделни обекти на земята и в космосапроизход.

магмени скали-3,5 1,1

При разграничаване на космическия прах от вулканичнияи промишленото замърсяване може да има определени ползипредоставят и изследване на количествено съдържаниеАл и К , на които са богати вулканичните продукти, иТи и V, които са чести спътници Fe в индустриален прах.Много важно е, че в някои случаи индустриалният прах може да съдържа висок процент Nаз . Следователно критерият за разграничаване на някои видове космически прах отназемните трябва да обслужват не само високо съдържание на Nаз, а високо съдържание на Nаз в комбинация с Co и C u/88,121,154,178,179/.

Информацията за наличието на продукти от радиоактивен космически прах е изключително оскъдна. Отчитат се отрицателни резултатиданни за тестване на космически прах за радиоактивност, коетоизглежда съмнително с оглед на систематичните бомбардировкиразпределение на прахови частици, разположени в междупланетното пространствопространство, космически лъчи. Напомняме, че продуктите са индуциранимногократно е откривано ново космическо лъчениеметеорити.

Динамикападането на космически прах във времето

Според хипотезатаПанет /156/, падане на метеоритне се е състояло в далечни геоложки епохи / по-ранКватернерно време/. Ако това мнение е правилно, тогаваби трябвало да се отнася и за космическия прах, или въпреки чеще бъде върху тази част от него, която наричаме метеоритен прах.

Основният аргумент в полза на хипотезата беше липсатапоявата на метеоритни находки в древни скали, в моментавреме обаче има редица находки на метеорити,и компонентът на космическия прах в геоложкитеобразувания с доста древна възраст / 44,92,122,134,176-177/, Цитирани са много от изброените източниципо-горе трябва да се добави, че Муч /142/ откри топките,очевидно от космически произход през силурасоли, а Кроазие /89/ ги открива още през ордовик.

Разпределението на сферулите по разреза в дълбоководните седименти е изследвано от Петерсън и Рочи /160/, които откриватживял, че никелът е разпределен неравномерно в секцията, чеобясняват, според тях, с космически причини. По късноУстановено е, че те са най-богатите на космически материалнай-младите слоеве дънни тини, което очевидно е свързанос постепенните процеси на разрушаване на космическитекогото вещества. В тази връзка е естествено да се предположиидеята за постепенно намаляване на концентрацията на космическотовещества надолу по среза. За съжаление в достъпната ни литература не намерихме достатъчно убедителни данни за такиваград, наличните сведения са откъслечни. И така, Школник /176/откри повишена концентрация на топки в зоната на изветряне -отлагания от кредна възраст, от този факт бешебеше направено разумно заключение, че сферулите, очевидно,могат да издържат на доста тежки условия, ако теможе да е претърпял латеритизация.

Съвременни редовни изследвания на космическите отпадъципрах показват, че неговият интензитет варира значителноден след ден /158/.

Видимо е определена сезонна динамика /128 135/, с максимален интензитет на валежите.пада през август-септември, което е свързано с метеорни потоципотоци /78,139/,

Трябва да се отбележи, че метеорните дъждове не са единственитеОсновната причина за масовото падане на космически прах.

Съществува теория, че метеорните потоци причиняват валежи /82/, метеорните частици в този случай са кондензационни ядра /129/. Някои автори са предложилиТе планират да събират космически прах от дъждовна вода и предлагат своите устройства за тази цел /194/.

Боуен /84/ установява, че пикът на валежите се забавяот максимума на метеорната активност за около 30 дни, както се вижда от следващата таблица.

Въпреки че тези данни не са общоприети, обачете заслужават малко внимание. Заключенията на Боуен се потвърдихапо материал от Западен Сибир от Лазарев /41/.

Въпреки че въпросът за сезонната динамика на космическите отлаганияпрах и връзката му с метеорните потоци не са напълнорешен, има основателни причини да се смята, че такъв модел има място. И така, Croisier /SO/, на оснпет години систематични наблюдения предполагат, че има два максимума на падане на космически прах,които се състояха през лятото на 1957 и 1959 г., корелират с метеоритниmi потоци. Летен максимум потвърден Morikubo, сезонензависимостта е отбелязана и от Маршал и Кракен /135,128/.Трябва да се отбележи, че не всички автори са склонни да приписват назначителна сезонна зависимост поради метеорната активност/например Brier, 85/.

Относно кривата на разпределение на дневното отлаганеметеоритен прах, той очевидно е силно изкривен от влиянието на ветровете. Това се съобщава по-специално от Kizilermak иКроазие /126.90/. Добро резюме на материалите по този въпросРайнхард има въпроса /169/.

Разпределениекосмически прах на повърхността на Земята

Въпросът за разпределението на космическата материя на повърхносттаЗемята, подобно на редица други, беше напълно недостатъчно развитаточно. Докладвани са мнения, както и фактически материалиот различни изследователи, са твърде противоречиви и непълни.Един от най-изявените специалисти в тази област Петерсън,определено изрази мнението, че космическата материяразпределени по земната повърхност изключително неравномерно /163/. дтова обаче влиза в конфликт с редица експерименталнинови данни. По-специално де Йегер /123/, въз основа на таксикосмически прах, произведен с помощта на лепкави плочи в района на канадската обсерватория Dunlap, твърди, че космическата материя е разпределена доста равномерно върху големи площи. Подобно мнение изказват Хънтър и Паркин /121/ въз основа на изследване на космическата материя в дънните седименти на Атлантическия океан. Khoda /113/ проведе изследвания на космически прах в три точки, отдалечени една от друга. Наблюденията се провеждаха дълго време, в продължение на цяла година. Анализът на получените резултати показва същата скорост на натрупване на веществото и в трите точки, като средно приблизително 1,1 сфери падат на 1 cm 2 на денс размер около три микрона. Изследвания в тази посока са продължени през 1956-56 г. Ходж и Уилдт /114/. Натози път събирането беше извършено в зони, отделени една от другаприятел на много дълги разстояния: в Калифорния, Аляска,В Канада. Беше изчислен средният брой сферули , падане на единица повърхност, което се оказа равно на 1,0 в Калифорния, 1,2 в Аляска и 1,1 сферични частици в Канадаплесени на 1 cm 2 на ден. Разпределение на сферулите по големинабеше приблизително еднакъв за всичките три точки и 70% бяха образувания с диаметър под 6 микрона, броятчастици с диаметър над 9 микрона са малки.

Може да се предположи, че, очевидно, последиците от космическитеКато цяло прахът пада на Земята доста равномерно, на този фон могат да се наблюдават известни отклонения от общото правило. Така може да се очаква наличието на определена ширинаефект на утаяване на магнитни частици с тенденция към концентрацияции на последните в полярните региони. Освен това е известно, чеконцентрацията на фина космическа материя можеда се увеличи в райони, където падат големи метеоритни маси/ метеорен кратер Аризона, метеорит Сихоте-Алин,вероятно мястото, където е паднало Тунгуското космическо тяло.

Първичната еднородност обаче може да настъпи по-къснода бъдат значително нарушени в резултат на вторично преразпределениеделение на материята, а на места може да го иманатрупване, а при други – намаляване на концентрацията му. Като цяло този въпрос е много слабо развит, но предварителенлични данни, получени от експедициятаК М ЕТ КАТО СССР /ръководител К.П.Флоренски/ / 72/ позволи ни да говорим заче поне в някои случаи съдържанието на пространствотона веществото в почвата може да варира в широки границиха

мигрантии азпространствовеществаVбиогеносфере

Колкото и да са противоречиви оценките за общия брой пространствоот количеството материал, падащо годишно върху Земята, може да бъдеедно е сигурно: измерва се в много стотицихиляди, а може би дори милиони тонове. Абсолютноочевидно е, че тази огромна маса материя е включена в далечноточаст от сложната верига от процеси на кръговрата на материята в природата, която постоянно протича в рамките на нашата планета.Така космическата материя става съставначаст от нашата планета, в буквалния смисъл - земна материя,което е един от възможните канали на влияние на пространствотокоя среда въздейства върху биогеносферата Именно от тези позиции възниква проблемъткосмическият прах интересуваше основателя на модернотоБиогеохимия ак. Вернадски. За съжаление тази работапосока, по същество, все още не е започнала сериозноние сме принудени да се ограничим само до посочване на няколкофакти, които изглеждат релевантни за засегнатитеИма редица признаци, че дълбоководнитеседименти, които са отдалечени от източници на изнасяне на материал и иматнисък процент на натрупване, относително богат на Co и Cu.Много изследователи приписват на тези елементи космически произход.някакъв произход. Очевидно различни видовечастици cos-химическият прах се включва в кръговрата на веществата в природата с различна скорост. Някои видове частици са много консервативни в това отношение, както се вижда от находките на магнетитни топки в древни седиментни скали. Скоростта на разрушаване еобразуването на частици очевидно може да зависи не само от технитеприродата, но и особено върху условията на околната средастойностите на pH е много вероятно елементитепадащи на Земята като част от космически прах можедопълнително се включват в състава на растенията и животнитеорганизми, обитаващи Земята. В полза на това предположениекажете, по-специално, някои данни за химическия съставрастителност в района на падането на Тунгуския метеорит.Всичко това обаче представлява само първите очертания,първите опити да се подходи не толкова към решение, а по-скоропоставяйки въпроса в тази плоскост.

Напоследък има тенденция към още по-голяма оценки на вероятната маса на падащия космически прах. отефективни изследователи го оценяват на 2.410 9 тона /107а/.

Перспективиизследване на космическия прах

Всичко, което беше казано в предишните раздели на работата,ни позволява да говорим с достатъчно основания за две неща:първо, че изследването на космическия прах е сериознотепърва започва и, второ, работата в този разделнауката се оказва изключително плодотворна за решаванемного теоретични въпроси / в бъдеще, може би запрактики/. Привлича се изследовател, работещ в тази областНа първо място, има огромно разнообразие от проблеми, по един или друг начининаче свързани с изясняване на взаимоотношения в систематаЗемя - космос.

как Струва ни се, че по-нататъшното развитие на учението закосмическият прах трябва да върви главно по следното основни направления:

1. Изследване на облака прах близо до Земята, неговото пространствоместоположение, включени свойства на праховите частицив неговия състав, източниците и начините за неговото попълване и загуба,взаимодействие с радиационните поясиможе да се извърши изцяло с помощта на ракети,изкуствени спътници, а по-късно – междупланетникораби и автоматични междупланетни станции.
2. Безспорен интерес за геофизиката представлява космосътхимически прах, проникващ в атмосферата на височина 80-120 км, в по-специално ролята му в механизма на възникване и развитиетакива явления като сиянието на нощното небе, промени в поляризациятафлуктуации на дневната светлина, флуктуации на прозрачността атмосфера, развитие на нощни облаци и леки ивици на Хофмайстер,Зорев и здрачявления, метеорни явления в атмосфера Земята. СпециаленИнтерес представлява изследването на степента на корекцияотношения междуизброените явления. Неочаквани аспекти
космическите влияния могат да бъдат разкрити, очевидно, вв хода на по-нататъшното изследване на връзката между процесите, които иматмясто в ниските слоеве на атмосферата - тропосферата, с проникващавключване на космическата материя в последното. Най-сериознитетрябва да се обърне внимание на проверката на хипотезата на Боуен завръзки между валежите и метеорните потоци.
3. От несъмнен интерес за геохимиците еизследване на разпределението на космическата материя на повърхносттаЗемята, влиянието върху този процес на специфични географски,климатични, геофизични и други присъщи условия
един или друг регион на земното кълбо. Все още напълновъпросът за влиянието не е изследван магнитно полеПриземява се на процеснатрупване на космическа материя, междувременно, в тази област,вероятно има някои интересни открития, особеноако провеждате изследвания, като вземете предвид палеомагнитните данни.
4. От основен интерес както за астрономите, така и за геофизиците, да не говорим за общите космогонисти,има въпрос относно метеорната активност в отдалечени геоложкинякои епохи. Материали, които ще бъдат получени по време на това
произведенията вероятно могат да бъдат използвани в бъдещеза да се разработят допълнителни методи за стратификациядънни, ледникови и тихи седиментни отлагания.
5. Основна област на работа е проучванетоморфологични, физически, химични свойствапространствокомпонент на земните валежи, разработване на методи за разграничаване на стримеримикрофонен прах от вулканични и промишлени изследванияизотопен състав на космическия прах.
6. Търси органични съединения в космическия прах.Изглежда вероятно изследването на космическия прах да допринесе за разрешаването на следната теориявъпроси:

1. По-специално изучаване на процеса на еволюция на космическите телана Земята и Слънчевата система като цяло.
2. Изучаване на движението, разпределението и обмяната на пространствотоматерия в слънчевата система и галактиката.
3. Изясняване на ролята на галактическата материя в слънчеватасистема.
4. Изучаване на орбитите и скоростите на космическите тела.
5. Развитие на теорията за взаимодействието на космическите теласъс Земята.
6. Дешифриране на механизма на редица геофизични процесив земната атмосфера, несъмнено свързано с космосаявления.
7. Изучаване на възможни начини за космически въздействия върхубиогеносферата на Земята и други планети.

От само себе си се разбира, че развитието на дори тези проблемикоито са изброени по-горе, но далеч не са изчерпателницялата гама от проблеми, свързани с космическия прах, възможнотое възможно само при условие на широка интеграция и обединениеотрицание на усилията на специалисти от различни профили.

ЛИТЕРАТУРА

1. АНДРЕЕВ В. Н. Мистериозен феномен, 1940 г.
2. ARRENIUS G.S. - Утаяване на океанското дъно.сб. Геохимични изследвания, Илинойс. М., 1961.
3. АСТАПОВИЧ И.С. Метеорни явления в земната атмосфера.М., 1958.
4. АСТАПОВИЧ И.С. - Обобщение на наблюденията на нощните облацив Русия и СССР от 1885 до 1944 г. Съчинения 6срещи със светлопрозрачни облаци. Рига, 1961 г.
5. БАХАРЕВ А.М., ИБРАГИМОВ Н., ШОЛИЕВ У. - Метеорна масабез значение падането на Земята през годината.Бюлетин всичко астроногеод. об-ва 34, 42-44, 1963 г.
6. БГАТОВ В.И., ЧЕРНЯЕВ Ю.А. -За метеорния прах в концентратитепроби Метеоритика, брой 18, 1960 г.
7. ПТИЦА Д.Б. - Разпределение на междупланетен прах. Ултравиолетово лъчение от слънцето и междупланетнитесряда. Ил., М., 1962.
8. БРОНЩЕН В.А. - 0 природата на светлопрозрачните облаци VI бухал
9. БРОНЩЕН В.А. - Ракетите изучават нощни облаци. Привид, № 1,95-99,1964.
10. BRUVER R.E. - За търсенето на веществото на Тунгуския метеорит. Проблемът за Тунгуския метеорит, т. 2, под печат.
И.ВАСИЛИЕВ Н.В., ЖУРАВЛЕВ В.К., ЗАДРАВНИХ Н.П., ЕЛАТЕКО Т.В., ДЕМИН Д.В., ДЕМИН И. з .- 0 връзка среброоблаци с някои йоносферни параметри. Доклади III Сибирска конф. по математика и механикаНика, Томск, 1964 г.
12. ВАСИЛЕВ Н.В., КОВАЛЕВСКИ А.Ф., ЖУРАВЛЕВ В.К.-Обаномални оптични явления през лятото на 1908 г.Eyull.VAGO, № 36,1965.
13. ВАСИЛЕВ Н.В., ЖУРАВЛЕВ В.К., ЖУРАВЛЕВА Р. К., КОВАЛЕВСКИ А.Ф., ПЛЕХАНОВ Г.Фоблаци и оптични аномалии, свързани с падането-ний от Тунгуския метеорит. Наука, М., 1965.
14. VELTMANN Y. K. - За фотометрията на нощните облациот нестандартизирани снимки. Сборник VI ко- копнеж по сребристи облаци. Рига, 1961 г.
15. ВЕРНАДСКИ В.И. - За изследването на космическия прах. Миродирижиране, 21, № 5, 1932 г., събрани съчинения, кн. 5, 1932 г.
16. VERNADSKY V.I. - За необходимостта от организиране на научнаработа върху космически прах. Арктически проблеми, бр. 5, 1941, Сб. съч., 5, 1941.
16a VIIDING H.A. - Метеоритен прах в долния камбрийпясъчници на Естония. Метеоритика, брой 26, 132-139, 1965.
17. WILLMAN C.I. - Наблюдения на нощни облаци на север--западната част на Атлантика и на територията на ЕстонияИнститут през 1961г Astron.circular, № 225, 30 септември. 1961 г
18. WILLMAN C.I.- относноинтерпретация на резултати от поляриметрилъчи светлина от нощни облаци. Astron.circular,№ 226, 30 октомври 1961 г
19. ГЕББЕЛ АД - За голямото падане на аеролитите, станало презтринадесети век в Устюг Велики, 1866 г.
20. GROMOVA L.F. - Опит в получаването на истинската честота на външния видпреминаване на нощни облаци. Astron.circular., 192,32-33,1958.
21. ГРОМОВА Л.Ф. - Някои данни за честотата на възникваненощни облаци в западната половина на териториятарии на СССР. Международна геофизична година изд.Ленинградски държавен университет, 1960 г.
22. ГРИШИН Н.И. - По въпроса за метеорологичните условияпоява на нощни облаци. Сборник VI Сове- копнеж по сребристи облаци. Рига, 1961 г.
23. DIVARI N.B. За събирането на космически прах върху ледникТу-Су /северен Тян Шан/. Метеоритика, т.4, 1948 г.
24. DRAVERT P.L. Космически облак над Шало-Ненецокръг. Омска област, бр. 5,1941.
25. DRAVERT P.L. За метеорния прах 2.7. 1941 г. в Омск и някои мисли за космическия прах като цяло.Метеоритика, т. 4, 1948 г.
26. Емелянов Ю.Л. - За мистериозния „сибирски мрак“18 септември 1938 г. Тунгуски проблемметеорит, бр.2., под печат.
27. ЗАСЛАВСКАЯ Н.И., ЗОТКИН И. T., КИРОВА О.АОразмеряване на космически топки от зонатаТунгуска есен. ДАН СССР, 156, № 1,1964.
28. КАЛИТИН Н.Н. Актинометрия. Гидрометеоиздат, 1938г.
29. КИРОВА О.А. - 0 минералогични изследвания на почвени пробиот района, където е паднал Тунгуският метеорит, събранинаучна експедиция през 1958 г. Метеоритика, т. 20, 1961 г.
30. КИРОВА О.И. Търси дисперсна метеоритна материяв района на падането на Тунгуския метеорит. Тр. институтГеология AN Est. ССР, С, 91-98, 1963.
31. КОЛОМЕНСКИ В. Д., ЮД В И.А. - Минерален състав на корататопенето на метеорита Сихоте-Алин, както и метеоритен и метеоритен прах. Meteoritics.v.16, 1958.
32. КОЛПАКОВ В.В.-Мистериозен кратер на Патомските възвишения.Природата, не. 2, 1951 .
33. КОМИСАРОВ О.Д., НАЗАРОВА Т.Нмикрометеорити на ракети и сателити. сб.Изкуство. спътници на Земята, публикувана от Академията на науките на СССР, т.2, 1958 г.
34.КРИНОВ Е.Л. - Форма и структура на повърхността на корататопене на отделни екземпляри от Сихоте-Железен метеорен дъжд Алински.Метеоритика, т. 8, 1950 г.
35. КРИНОВ Е.Л., ФОНТОН С.С. - Откриване на метеоритен прахна мястото на падането на железния метеоритен поток Сихоте-Алин. ДАН СССР, 85, бр. 6, 1227- 12-30,1952.
36. КРИНОВ Е.Л., ФОНТОН С.С. - Метеоритен прах от мястото на паданетоСихоте-Алин железен метеоритен дъжд.Метеоритика, в. II, 1953 г.
37. КРИНОВ Е.Л. - Няколко мисли относно събирането на метеоритивещества в полярните страни. Метеоритика, т. 18, 1960.
38. КРИНОВ Е.Л. . - По въпроса за пръскането на метеороиди.сб. Изследване на йоносферата и метеорите. Академия на науките на СССР, I 2.1961.
39. КРИНОВ Е.Л. - Метеорит и метеоритен прах, микрометеоRita.Sb.Sikhote - Алин железен метеорит -АН на СССР, т. 2, 1963 г.
40. KULIK L.A. - бразилски близнак на Тунгуския метеорит.Природа и хора, с. 13-14, 1931 г.
41. ЛАЗАРЕВ Р.Г. - За хипотезата на Е.Г.Боуен / по материалинаблюдения в Томск/. Доклади на третия сибирскиконференции по математика и механика. Томск, 1964 г.
42. ЛАТИШЕВ И.з .-За разпространението на метеорната материя вслънчева система, АН Тюркм.технически химични и геоложки науки, № 1, 1961 г.
43. ЛИТРОВ И.И. - Тайните на небето. Издателство Брокхаус-Ефрон.
44. М ALYSHEK V.G. - Магнитни топки в долната степенобразувания на юг склон на северозападен Кавказ. ДАН СССР, с. 4,1960.
45. МИРТОВ Б.А. - Метеорна материя и някои въпросигеофизика на високите слоеве на атмосферата. Сб. Изкуствени спътници на Земята, Академия на науките на СССР, т. 4, 1960 г.
46. МОРОЗ В.И. - За „прашната обвивка“ на Земята. сб. Изкуство. Спътници на Земята, Академия на науките на СССР, брой 12, 1962 г.
47. НАЗАРОВА Т.Н. - Изследване на метеорни частици натретият съветски изкуствен спътник на Земята.сб. изкуства Спътници на Земята, Академия на науките на СССР, т.4, 1960 г.
48. NAZAROVA T.N. - Изследване на метеоритен прах върху ракатах и ​​изкуствените спътници на Земята.Сб. Изкуство.спътници на Земята, Академия на науките на СССР, т. 12, 1962 г.
49. НАЗАРОВА Т.Н. - Резултати от метеорологични изследваниявещества с помощта на устройства, инсталирани на космически ракети. сб. Изкуство. сателити Earth.v.5, 1960 г.
49а. NAZAROVA T.N. - Изследване на метеоритен прах с помощтаракети и сателити В колекцията "Космически изследвания",М., 1-966, t. IV.
50. ОБРУЧЕВ С.В. - От статията на Колпаков „Мистериозно“кратер на Патомските възвишения." Природа, № 2, 1951 г.
51. ПАВЛОВА Т.Д. - Видимо разпределение на сребротооблаци въз основа на наблюдения от 1957-58 г.Сборник от срещи на U1 за сребристите облаци.Рига, 1961 г.
52. ПОЛОСКОВ С.М., НАЗАРОВА Т.Н. Изследване на твърдия компонент на междупланетната материяракети и изкуствени спътници на земята. Успехфизически науки, 63, № 16, 1957.
53. ПОРТНОВ А. М . - Кратер в планината Патом,№ 2,1962.
54. РАЙЗЪР Ю.П. - За кондензационния механизъм на образуванекосмически прах. Метеоритика, брой 24, 1964 г.
55. РУСКОЛ Е .L. - За произхода на междупланетната кондензацияпрах около Земята. сб. Изкуствени спътници на Земята.т.12, 1962 г.
56. СЕРГЕЕНКО А.И. - Метеоритен прах в кватернерните отлаганиянии от горното течение на басейна на река Индигирка. INКнига Геология на разсипите на Якутия.М, 1964 г.
57. СТЕФОНОВИЧ С.В. - Реч в тр. III конгрес на Всесъюзаастр. геофизика Общество на Академията на науките на СССР, 1962 г.
58. WHIPPL F. - Бележки за комети, метеори и планетиеволюция. Въпроси на космогонията, Академия на науките на СССР, том 7, 1960.
59. WHIPPL F. - Твърди частици в слънчевата система. сб.Експерт изследвания околоземното пространство stva.IL. М., 1961.
60. WHIPPL F. - Прахова материя в околоземното пространствопространство. сб. Ултравиолетова радиация Слънцето и междупланетната среда. IL М., 1962.
61. ФЕСЕНКОВ В.Г. - По въпроса за микрометеоритите. Метеоритика, v. 12,1955.
62. ФЕСЕНКОВ В.Г. - Някои проблеми на метеоритиката.Метеоритика, брой 20, 1961 г.
63. ФЕСЕНКОВ В.Г. - За плътността на метеорната материя в междупланетното пространство във връзка с възможносттасъществуването на облак прах около Земята.Астрон.журнал, 38, № 6, 1961.
64. ФЕСЕНКОВ В.Г. - За условията на падане на кометите на Земята иметеори.Тр. Институт по геология, Академия на науките Est. SSR, XI, Талин, 1963.
65. ФЕСЕНКОВ В.Г. - За кометната природа на Тунгуската метеорологична станцияРита. Astron.journal, XXX VIII,4,1961.
66. ФЕСЕНКОВ В. Г. - Не метеорит, а комета. Природа, № 8 , 1962.
67. ФЕСЕНКОВ В.Г. - За аномалните светлинни явления, свързани ссвързани с падането на Тунгуския метеорит.Метеоритика, брой 24, 1964 г.
68. ФЕСЕНКОВ В. Г. Мътност на атмосферата, произведена отпадането на Тунгуския метеорит. метеорити,т.6, 1949 г.
69. ФЕСЕНКОВ В.Г. Метеорна материя в междупланетното пространствопространство. М., 1947.
70. ФЛОРЕНСКИ К.П., ИВАНОВ А. IN., ИЛИН Н.П. и ПЕТРИКОВАМ.Н. -Тунгуска есен от 1908 г. и някои въпросидиференциация на материята на космическите тела. Резюмета на доклада. XX Международен конгрес потеоретична и приложна химия. Раздел SM., 1965.
71. ФЛОРЕНСКИ К.П. - Ново в изследването на Тунгуската метеорологияРита 1908 Геохимия, № 2,1962.
72. FL ORENSKY K.P .- Предварителни резултати ТунгусКомплексна експедиция на небесния метеорит 1961 гМетеоритика, брой 23, 1963 г.
73. ФЛОРЕНСКИ К.П. - Проблемът за космическия прах и модернотосегашното състояние на изследването на Тунгуския метеорит.Геохимия, бр. 3,1963.
74. ХВОСТИКОВ И.А. - За природата на нощните облаци В сб.Някои метеорологични проблеми, не. 1, 1960.
75. ХВОСТИКОВ И.А. - Произход на нощните облации атмосферна температура в мезопаузата. Тр. VII Noctilucent Cloud Meetings. Рига, 1961 г.
76. ЧИРВИНСКИ П.Н., ЧЕРКАС В.К. Защо е толкова трудно дапоказват наличието на космически прах на земятаповърхности. Световни изследвания, 18, бр. 2,1939.
77. ЮДИН И.А. - За наличието на метеоритен прах в района на паданетония от каменния метеоритен поток Кунашак.Метеоритика, брой 18, 1960 г.