Boyarkina A.P., Gindilis L.M. studium kosmického (meteorického) prachu na povrchu Země. Kosmický prach Jaká barva pohlcuje kosmický prach

Ve vesmíru jsou miliardy hvězd a planet. A zatímco hvězda je hořící koule plynu, planety jako Země se skládají z pevných prvků. Planety se tvoří v oblacích prachu, které víří kolem nově vzniklé hvězdy. Zrnka tohoto prachu se zase skládají z prvků, jako je uhlík, křemík, kyslík, železo a hořčík. Ale odkud se berou částice kosmického prachu? Nová studie z Institutu Nielse Bohra v Kodani ukazuje, že prachová zrna se mohou tvořit nejen při obřích explozích supernov, ale mohou také přežít následné rázové vlny různých výbuchů, které na prach dopadnou.

Počítačový snímek toho, jak vzniká kosmický prach při explozích supernov. Zdroj: ESO/M. Kornmesser

Jak vznikl kosmický prach, bylo pro astronomy dlouho záhadou. Samotné prachové prvky se tvoří v hořícím vodíkovém plynu ve hvězdách. Atomy vodíku se vzájemně spojují a vytvářejí stále těžší prvky. V důsledku toho hvězda začne vyzařovat záření ve formě světla. Když je všechen vodík vyčerpán a není již možné těžit energii, hvězda umírá a její obal letí do vesmíru, kde se tvoří různé mlhoviny, ve kterých se mohou znovu rodit mladé hvězdy. Těžké prvky se tvoří především v supernovách, jejichž předky jsou masivní hvězdy, které zahynou při obří explozi. Ale jak se jednotlivé prvky shlukují a vytvářejí kosmický prach, zůstalo záhadou.

"Problém byl v tom, že i když se prach vytvořil spolu s prvky při explozích supernov, samotná událost je tak silná, že by tato malá zrnka prostě neměla přežít." Vesmírný prach ale existuje a jeho částice mohou mít úplně jinou velikost. Náš výzkum vrhá světlo na tento problém,“ řekl profesor Jens Hjort, vedoucí Centra pro temnou kosmologii na Niels Bohr Institute.

Snímek neobvyklé trpasličí galaxie z Hubbleova teleskopu, který vytvořil jasnou supernovu SN 2010jl. Snímek byl pořízen ještě před jeho objevením, takže šipka ukazuje jeho progenitorovou hvězdu. Hvězda, která explodovala, byla velmi hmotná, přibližně 40 hmotností Slunce. Zdroj: ESO

Při studiích kosmického prachu vědci pozorují supernovy pomocí astronomického přístroje X-shooter v zařízení Very Large Telescope (VLT) v Chile. Má úžasnou citlivost a tři spektrografy v něm obsažené. dokáže pozorovat celý rozsah světla najednou, od ultrafialového a viditelného až po infračervené. Hjorth vysvětluje, že původně očekávali, že dojde k „správné“ explozi supernovy. A tak, když se to stalo, začala kampaň na sledování. Pozorovaná hvězda byla neobvykle jasná, 10krát jasnější než průměrná supernova, a její hmotnost byla 40krát větší než hmotnost Slunce. Celkem výzkumníkům trvalo pozorování hvězdy dva a půl roku.

„Prach absorbuje světlo a pomocí našich dat jsme byli schopni vypočítat funkci, která by nám mohla říct o množství prachu, jeho složení a zrnitosti. Ve výsledcích jsme našli něco opravdu vzrušujícího,“ Krista Gaul.

Prvním krokem ke vzniku kosmického prachu je miniexploze, při které hvězda vyvrhne do vesmíru materiál obsahující vodík, helium a uhlík. Tento oblak plynu se stává jakousi skořápkou kolem hvězdy. Ještě pár takových záblesků a skořápka zhoustne. Nakonec hvězda exploduje a její jádro zcela zahalí hustý oblak plynu.

„Když hvězda exploduje, rázová vlna zasáhne hustý plynový mrak jako cihla narážející do betonové zdi. To vše se děje v plynné fázi při neuvěřitelných teplotách. Ale místo, kde došlo k výbuchu, zhoustne a ochladí se na 2000 stupňů Celsia. Při této teplotě a hustotě mohou prvky nukleovat a vytvářet pevné částice. Našli jsme prachová zrna malá až jeden mikron, což je pro tyto prvky velmi velké. S takovými rozměry budou schopni přežít svou budoucí cestu galaxií.“

Vědci se tedy domnívají, že našli odpověď na otázku, jak vzniká a žije kosmický prach.

Kosmický prach, jeho složení a vlastnosti jsou málo známé lidem, kteří se nezabývají studiem mimozemského prostoru. Takový jev však na naší planetě zanechává své stopy! Podívejme se blíže na to, odkud pochází a jak ovlivňuje život na Zemi.

Koncept kosmického prachu

Vesmírný prach na Zemi se nejčastěji vyskytuje v určitých vrstvách oceánského dna, ledových příkrovech polárních oblastí planety, rašelinových usazeninách, těžko dostupných pouštních oblastech a meteoritových kráterech. Velikost této látky je menší než 200 nm, což činí její studium problematické.

Koncept kosmického prachu obvykle zahrnuje rozdíl mezi mezihvězdnými a meziplanetárními odrůdami. To vše je však velmi podmíněné. Nejvhodnější možností pro studium takového jevu je studium prachu z vesmíru na hranicích Sluneční soustavy nebo mimo ni.

Důvodem tohoto problematického přístupu ke studiu objektu je to, že vlastnosti mimozemského prachu se dramaticky mění, když je blízko hvězdy, jako je Slunce.

Teorie vzniku kosmického prachu

Proudy kosmického prachu neustále napadají zemský povrch. Nabízí se otázka, odkud tato látka pochází. Jeho původ vyvolává mnoho diskusí mezi odborníky v této oblasti.

Rozlišují se následující teorie vzniku kosmického prachu:

• Rozpad nebeských těles. Někteří vědci se domnívají, že kosmický prach není nic jiného než důsledek ničení asteroidů, komet a meteoritů.
• Zbytky oblaku protoplanetárního typu. Existuje verze, podle které je kosmický prach klasifikován jako mikročástice protoplanetárního oblaku. Tento předpoklad však vyvolává určité pochybnosti kvůli křehkosti jemně rozptýlené látky.
• Výsledek exploze na hvězdách. V důsledku tohoto procesu dochází podle některých odborníků k mohutnému uvolňování energie a plynu, což vede ke vzniku kosmického prachu.
• Zbytkové jevy po vzniku nových planet. Základem pro vznik prachu se staly takzvané stavební „smetí“.

Podle některých studií určitá část složky kosmického prachu předchází formování Sluneční soustavy, což činí tuto látku ještě zajímavější pro další studium. To stojí za to věnovat pozornost při posuzování a analýze takového mimozemského jevu.

Hlavní druhy kosmického prachu

V současné době neexistuje žádná konkrétní klasifikace typů kosmického prachu. Poddruhy lze rozlišit podle vizuálních charakteristik a umístění těchto mikročástic.

Uvažujme sedm skupin kosmického prachu v atmosféře, které se liší vnějšími ukazateli:

1. Šedé fragmenty nepravidelného tvaru. Jedná se o zbytkové jevy po srážce meteoritů, komet a asteroidů o velikosti maximálně 100-200 nm.
2. Částice struskového a popelovitého útvaru. Takové objekty je obtížné identifikovat pouze podle vnějších znaků, protože po průchodu zemskou atmosférou prošly změnami.
3. Zrna jsou kulatého tvaru, s parametry podobnými černému písku. Navenek připomínají magnetitový prášek (magnetická železná ruda).
4. Malé černé kruhy s charakteristickým leskem. Jejich průměr nepřesahuje 20 nm, což činí jejich studium náročným úkolem.
5. Větší kuličky stejné barvy s drsným povrchem. Jejich velikost dosahuje 100 nm a umožňuje podrobně studovat jejich složení.
6. Kuličky určité barvy s převahou černých a bílých tónů s inkluzemi plynu. Tyto mikročástice kosmického původu se skládají ze silikátové báze.
7. Kuličky heterogenní struktury vyrobené ze skla a kovu. Takové prvky jsou charakterizovány mikroskopickými velikostmi v rozmezí 20 nm.

Podle jejich astronomické polohy existuje 5 skupin kosmického prachu:

• Prach nalezený v mezigalaktickém prostoru. Tento typ může při určitých výpočtech zkreslit rozměry vzdáleností a je schopen měnit barvu vesmírných objektů.
• Formace v Galaxii. Prostor v těchto mezích je vždy vyplněn prachem z ničení vesmírných těles.
• Hmota koncentrovaná mezi hvězdami. Nejzajímavější je přítomností slupky a jádra pevné konzistence.
• Prach umístěný v blízkosti určité planety. Obvykle se nachází v prstencové soustavě nebeského tělesa.
• Oblaka prachu kolem hvězd. Krouží po oběžné dráze samotné hvězdy, odrážejí její světlo a vytvářejí mlhovinu.

Tři skupiny podle celkové měrné hmotnosti mikročástic vypadají takto:

1. Metalová kapela. Zástupci tohoto poddruhu mají měrnou hmotnost více než pět gramů na krychlový centimetr a jejich základnu tvoří převážně železo.
2. Skupina na silikátové bázi. Základem je průhledné sklo s měrnou hmotností přibližně tři gramy na centimetr krychlový.
3. Smíšená skupina. Samotný název této asociace naznačuje přítomnost jak skleněných, tak železných mikročástic ve struktuře. Součástí základny jsou také magnetické prvky.

Čtyři skupiny založené na podobnosti vnitřní struktury mikročástic kosmického prachu:

• Kuličky s dutou výplní. Tento druh se často vyskytuje na místech srážky meteoritů.
• Kuličky kovového útvaru. Tento poddruh má jádro z kobaltu a niklu a také skořápku, která zoxidovala.
• Kuličky homogenní stavby. Taková zrna mají oxidovanou skořápku.
• Kuličky se silikátovým základem. Přítomnost plynových inkluzí jim dává vzhled běžné strusky a někdy i pěny.

Je třeba připomenout, že tyto klasifikace jsou velmi libovolné, ale slouží jako určité vodítko pro označování druhů prachu z vesmíru.

Složení a vlastnosti složek kosmického prachu

Podívejme se blíže na to, z čeho se skládá kosmický prach. Určitý problém je při stanovení složení těchto mikročástic. Na rozdíl od plynných látek mají pevné látky spojité spektrum s relativně malým počtem pásů, které jsou rozmazané. V důsledku toho je identifikace zrn kosmického prachu obtížná.

Složení kosmického prachu lze uvažovat na příkladu hlavních modelů této látky. Patří mezi ně následující poddruhy:

1. Ledové částice, jejichž struktura zahrnuje jádro s žáruvzdornou charakteristikou. Plášť takového modelu se skládá z lehkých prvků. Velké částice obsahují atomy s magnetickými prvky.
2. Model MRN, jehož složení je určeno přítomností silikátových a grafitových inkluzí.
3. Oxidový kosmický prach, který je založen na dvouatomových oxidech hořčíku, železa, vápníku a křemíku.

Obecná klasifikace podle chemického složení kosmického prachu:

• Kuličky s kovovou povahou formace. Složení takových mikročástic zahrnuje prvek, jako je nikl.
• Kovové kuličky s přítomností železa a absencí niklu.
• Kruhy na silikonové bázi.
• Železo-niklové kuličky nepravidelného tvaru.

Přesněji řečeno, můžeme uvažovat o složení kosmického prachu pomocí příkladu těch, které se nacházejí v oceánském bahně, sedimentárních horninách a ledovcích. Jejich vzorec se bude od sebe jen málo lišit. Nálezy ze studia mořského dna jsou kuličky se silikátovým a kovovým základem s přítomností chemických prvků jako nikl a kobalt. V hlubinách vodního živlu byly objeveny také mikročástice obsahující hliník, křemík a hořčík.

Půdy jsou úrodné pro přítomnost kosmického materiálu. Zvláště velké množství kuliček bylo nalezeno v místech, kam dopadly meteority. Základem pro ně byl nikl a železo, dále různé minerály jako troilit, kohenit, steatit a další složky.

Ledovce také rozpouštějí mimozemšťany z vesmíru ve formě prachu ve svých blocích. Křemičitan, železo a nikl slouží jako základ pro nalezené kuličky. Všechny těžené částice byly zařazeny do 10 jasně definovaných skupin.

Obtíže při určování složení zkoumaného objektu a jeho odlišení od nečistot pozemského původu nechávají tuto problematiku otevřenou pro další výzkum.

Vliv kosmického prachu na životní procesy

Vliv této látky není specialisty plně prozkoumán, což poskytuje velké možnosti pro další aktivity v tomto směru. V určité výšce pomocí raket objevili specifický pás skládající se z kosmického prachu. To dává důvod tvrdit, že taková mimozemská hmota ovlivňuje některé procesy probíhající na planetě Zemi.

Vliv kosmického prachu na horní vrstvy atmosféry

Nedávné studie naznačují, že množství kosmického prachu může ovlivnit změny v horních vrstvách atmosféry. Tento proces je velmi významný, protože vede k určitým výkyvům v klimatických charakteristikách planety Země.

Prostor kolem naší planety vyplňuje obrovské množství prachu vznikajícího při srážkách asteroidů. Jeho množství dosahuje téměř 200 tun za den, což podle vědců nemůže zanechat následky.

Severní polokoule, jejíž klima je náchylné k nízkým teplotám a vlhkosti, je podle stejných odborníků k tomuto útoku nejvíce náchylná.

Vliv kosmického prachu na tvorbu mraků a změnu klimatu zatím není dostatečně prozkoumán. Nové výzkumy v této oblasti vyvolávají stále více otázek, na něž dosud nebyly získány odpovědi.

Vliv prachu z vesmíru na přeměnu oceánského bahna

Ozáření kosmického prachu slunečním větrem způsobuje pád těchto částic na Zemi. Statistiky ukazují, že nejlehčí ze tří izotopů helia vstupuje do oceánského bahna v obrovském množství prostřednictvím prachových zrn z vesmíru.

Absorpce prvků z vesmíru minerály feromanganového původu posloužila jako základ pro vznik unikátních rudných útvarů na dně oceánu.

V současné době je množství manganu v oblastech, které jsou blízko polárního kruhu, omezené. To vše je způsobeno tím, že kosmický prach se v těchto oblastech nedostává do Světového oceánu kvůli ledovým příkrovům.

Vliv kosmického prachu na složení vody Světového oceánu

Podíváme-li se na ledovce Antarktidy, jsou nápadné počtem zbytků meteoritů v nich nalezených a přítomností kosmického prachu, který je stokrát vyšší než normální pozadí.

Nadměrně zvýšená koncentrace stejného helia-3, cenných kovů ve formě kobaltu, platiny a niklu, nám umožňuje s jistotou tvrdit skutečnost, že do složení ledové vrstvy zasahuje kosmický prach. Látka mimozemského původu přitom zůstává ve své původní podobě a neředěná vodami oceánu, což je samo o sobě unikátní jev.

Podle některých vědců se množství kosmického prachu v takovýchto zvláštních ledových příkrovech za poslední milion let rovná několika stovkám bilionů formací meteoritového původu. V období oteplování tyto obaly tají a nesou prvky kosmického prachu do Světového oceánu.

Podívejte se na video o kosmickém prachu:

Tento kosmický novotvar a jeho vliv na některé faktory života na naší planetě nejsou dosud dostatečně prozkoumány. Je důležité si uvědomit, že látka může ovlivnit změnu klimatu, strukturu oceánského dna a koncentraci určitých látek ve vodách Světového oceánu. Fotografie kosmického prachu ukazují, kolik dalších záhad tyto mikročástice skrývají. To vše dělá studium tohoto zajímavého a relevantního!

VESMÍRNÁ HMOTA NA POVRCHU ZEMĚ

Bohužel neexistují jasná kritéria pro rozlišení prostoruchemická látka z útvarů jemu tvarově blízkýchpozemský původ nebyl dosud zpracován. Protovětšina výzkumníků dává přednost hledání kosmickéhov oblastech vzdálených od průmyslových center.Ze stejného důvodu je hlavním předmětem studiakulové částice a většina materiálunepravidelný tvar většinou vypadává z dohledu.V mnoha případech se analyzuje pouze magnetická frakcekulových částic, kterých je nyní nejvíceruzne informace.

Nejvýhodnější objekty pro hledání vesmírných objektů jsoujaký druh prachu jsou hlubokomořské sedimenty /kvůli nízké rychlostisedimentace/, stejně jako polární ledové kry, vynikajícízachování veškeré hmoty usazené v atmosféřezařízení jsou prakticky bez průmyslového znečištěnía jsou slibné pro účely stratifikace, studia distribucekosmické hmoty v čase a prostoru. Podlesedimentační podmínky jsou podobné jako při akumulaci solí, přičemž posledně jmenované jsou také vhodné v tom, že umožňují snadnou izolacipožadovaný materiál.

Hledání atomizovanéhokosmické hmoty v rašeliništích.Je známo, že roční nárůst vysokých rašelinišť jepřibližně 3-4 mm za rok a je jediným zdrojemminerální výživa pro vegetaci vrchovišť jeje látka vypadávající z atmosféry.

Prostorprach z hlubinných sedimentů

Zvláštní červené jíly a kaly, složené ze zbytkůkami křemičitých radiolariů a rozsivek, pokrývají 82 milionů km 2oceánského dna, což je jedna šestina povrchunaší planety. Jejich složení podle S.S. Kuzněcova je následující: Obecně: 55 % Si02 ;16% Al 2 Ó 3 ;9% F eO a 0,04 % N i a spol. V hloubce 30-40 cm byly v něm nalezeny rybí zuby, živkteré existovaly v třetihorách.To dává důvod k závěru, žerychlost sedimentace je přibližně 4 cm/smilionů let. Z hlediska pozemského původu složeníjíly jsou obtížně interpretovatelné.Vysoký obsahv nich jsou nikl a kobalt předmětem četnýchvýzkum a je považován za spojený se zavedením vesmírumateriál / 2 154 160 163 164 179/. Opravdu,Nickel clarke se rovná 0,008 % pro horní horizonty Zeměkůra a 10 % pro mořskou vodu /166/.

Mimozemská látka nalezená v hlubokomořských sedimentechpoprvé Murrayem během expedice Challenger/1873-1876/ /tzv. „Murrayovy vesmírné koule“/.O něco později se Renard pustil do jejich studia, výsledekTo vyústilo ve společné úsilí popsat, co bylo nalezenomateriálu /141/.Objevené vesmírné koule patří doZaměřili se na dva typy: kov a silikát. Oba typyměl magnetické vlastnosti, které umožňovaly použitík jejich oddělení od sedimentu se používá magnet.

Sférulla měla pravidelný kulatý tvar s průměremo průměru 0,2 mm. Ve středu koule tvárnáželezné jádro, nahoře pokryté vrstvou oxiduv kuličkách byl nalezen nikl a kobalt, což umožnilo vyjádřitpředpoklad o jejich kosmickém původu.

Silikátové sféruly zpravidla nejsou měl přísná sféraric tvar / lze je nazvat sferoidy /. Jejich velikost je o něco větší než u kovových, průměr dosahuje 1 mm . Povrch má šupinovitou strukturu. Mineralogickéjejich složení je velmi jednotné: obsahují železosilikáty hořečnaté-olivíny a pyroxeny.

Rozsáhlý materiál o vesmírné složce hlubokého moře ny sedimenty sbírala švédská expedice na lodi"Albatros" v letech 1947-1948. Jeho účastníci využívali selekcipůdní sloupce do hloubky 15 metrů, studovat výslednýMateriálu je věnována řada prací / 92,130,160,163,164,168/.Ukázalo se, že vzorky jsou velmi bohaté: Petterson na to poukazujena 1 kg sedimentu jich je několik stovek až několik tisíc kuliček.

Všichni autoři zaznamenali velmi nerovnoměrnou distribucikoule jak podél části oceánského dna, tak podél jehoplocha. Například Hunter a Parkin /121/, kteří studovali dvahlubokomořské vzorky z různých míst v Atlantském oceánu,zjistili, že jeden z nich obsahuje téměř 20krát vícesferule než druhý.Tento rozdíl vysvětlovali nestejnýmrychlost sedimentace v různých částech oceánu.

V letech 1950-1952 využila dánská hlubinná expediceNil pro shromažďování kosmické hmoty ve spodních sedimentech oceánského magnetického hrábě - dubová deska s upevněným naMá 63 silných magnetů. Pomocí tohoto zařízení bylo pročesáno asi 45 000 m2 povrchu oceánského dna.Mezi magnetickými částicemi s pravděpodobným kosmickýmpůvodu se rozlišují dvě skupiny: černé kuličky s kovemlic jádra nebo bez nich a hnědé kuličky s krystalosobní struktura; ty první zřídka přesahují velikostí 0,2 mm , jsou lesklé, s hladkým nebo drsným povrchemness. Mezi nimi jsou srostlé exemplářenestejné velikosti. Nikl akobalt, magnetit a schreibersit jsou běžné v mineralogickém složení.

Kuličky druhé skupiny mají krystalickou strukturua mají hnědou barvu. Jejich průměrný průměr je 0,5 mm . Tyto kuličky obsahují křemík, hliník a hořčík amají četné průhledné inkluze olivínu popřpyroxeny /86/. Otázka o přítomnosti kuliček ve spodních kalechO Atlantském oceánu se také hovoří v /172a/.

Prostorprach z půd a sedimentů

Akademik Vernadsky napsal, že kosmická hmota se neustále usazuje na naší planetě.To se řídí principemskvělá příležitost najít ho kdekoli na zemiTo je však spojeno s určitými obtížemi,což lze shrnout následovně:

1. množství látky uložené na jednotku plochy"velmi bezvýznamné;
2. podmínky pro uchování sfér po dlouhou dobučas ještě není dostatečně prozkoumán;
3. je zde možnost průmyslového a vulkanického znečištění;
4. nelze vyloučit roli přemístění již padlýchlátek, v důsledku čehož na některých místech budeje pozorováno obohacení au ostatních - vyčerpání kosmického materiál.

Zřejmě optimální pro úsporu místamateriál je prostředí bez kyslíku, částečně doutnajícímísto v hlubokomořských pánvích, v oblastech baterielace sedimentárního materiálu s rychlým zahrabáním látky,stejně jako v bažinách s podmínkami obnovy. Většinapravděpodobně obohacen o kosmickou hmotu v důsledku redepozice v určitých oblastech říčních údolí, kde se obvykle ukládá těžká frakce minerálních sedimentů/samozřejmě jen ta část shozené váhy končí zde-společnost, jejíž měrná hmotnost je větší než 5/. Je to možnék obohacení touto látkou dochází i ve finálemorény ledovců, na dně dehtových jezer, v ledovcových jámách,kde se hromadí voda z taveniny.

V literatuře jsou informace o nálezech v období shlikhov.niya spherule klasifikované jako kosmické /6,44,56/. V atlasesypané minerály, vydávané státním nakladatelstvím vědeckotechnickýmliteratuře v roce 1961 jsou sféruly tohoto druhu klasifikovány jakoZvláště zajímavé jsou nálezy kosmickýchjaký druh prachu je ve starých horninách. Práce v tomto směru jsoubyly v poslední době velmi intenzivně studovány řadoutělesa.Takže kulové hodinové typy, magnetické, kovové

a sklovitý, první se vzhledem charakteristickým pro meteorityManhattanské postavy a vysoký obsah niklu,popsal Shkolnik v křídě, miocénu a pleistocénuskály Kalifornie /177 176/. Později podobné nálezybyly vyrobeny v triasových horninách severního Německa /191/.Croisier, který si dal za cíl studovat vesmírsoučást starých sedimentárních hornin, zkoumané vzorkyz různých míst/oblastí New York, Nové Mexiko, Kanada,Texas / a různého stáří / od ordoviku po trias včetně/. Mezi studovanými vzorky byly vápence, dolomity, jíly a břidlice. Autor všude našel sféry, což evidentně nelze přičítat indiánovipříčně pruhované znečištění a s největší pravděpodobností mají kosmickou povahu. Croisier tvrdí, že všechny sedimentární horniny obsahují kosmický materiál a počet sférulse pohybuje od 28 do 240 za gram. Velikost částic je většinouVe většině případů spadá do rozsahu od 3µ do 40µ, ajejich počet je nepřímo úměrný jejich velikosti /89/.Údaje o meteorickém prachu v kambrických pískovcích EstonskaViiding zprávy /16a/.

Sférule zpravidla doprovázejí meteority a nacházejí sena místech dopadu spolu s úlomky meteoritu. Dřívena povrchu meteoritu Braunau bylo nalezeno celkem koulí/3/ a v kráterech Hanbury a Wabar /3/, později podobné útvary spolu s velkým množstvím nepravidelných částicformy byly objeveny v okolí arizonského kráteru /146/.Tento typ jemné látky, jak je uvedeno výše, se obvykle nazývá meteoritový prach. Posledně jmenovaný byl podrobně studován v pracích mnoha badatelů.dárci v SSSR i v zahraničí /31,34,36,39,77,91,138,146,147,170-171,206/. Na příkladu arizonských sférbylo zjištěno, že tyto částice mají průměrnou velikost 0,5 mma sestávají buď z kamacitu porostlého goethitem, nebo zstřídající se vrstvy goethitu a magnetitu, pokryté tenkvrstva silikátového skla s malými inkluzemi křemene.Charakteristický je obsah niklu a železa v těchto minerálechje vyjádřen v následujících číslech:

minerální železný nikl
kamacit 72-97% 0,2 - 25%
magnetit 60 - 67% 4 - 7%
goethit 52 - 60% 2-5%

Nininger /146/ objevil minerál v arizonských koulíchlouhy charakteristické pro meteority železa: kohenit, steatit,schreibersit, troilit. Ukázalo se, že obsah niklu je rovenv průměru, 1 7%, což se obecně shoduje s čísly , obdržel-od Reinharda /171/. Nutno podotknout, že distribucejemné meteoritové hmoty v okolíMeteoritový kráter v Arizoně je velmi nerovný." Pravděpodobným důvodem je zřejmě nebo vítr,nebo doprovodný meteorický roj. Mechanismusformace arizonských sfér se podle Reinhardta skládá znáhlé tuhnutí tekutého jemného meteoritulátek. Jiní autoři /135/ spolu s tím přidělují definicispolečné místo kondenzace vytvořené v okamžiku pádupára V průběhu studia byly získány v podstatě podobné výsledkykoncentrace jemných meteoritů v oblastimeteorický roj Sikhote-Alin. E.L.Křinov/35-37,39/ rozděluje tuto látku na následující hlavní Kategorie:

1. mikrometeority s hmotností od 0,18 do 0,0003 g, majícíregmaglypty a fúzní kůra / je třeba přísně rozlišovatmikrometeority podle E.L. Krinova z mikrometeoritů v chápáníWhipple Research Institute, diskutovaný výše/;
2. meteorický prach - většinou dutý a porézníčástice magnetitu vzniklé v důsledku rozstřikování meteoritů do atmosféry;
3. meteoritový prach je produktem drcení padajících meteoritů, skládajících se z ostroúhlých úlomků. V mineralogickésložení posledně jmenovaného zahrnuje kamacit s příměsí troilitu, schreibersitu a chromitu.Stejně jako v případě arizonského meteoritového kráteru, distribuceRozdělení hmoty na plochu je nerovnoměrné.

Křinov považuje kuličky a další roztavené částice za produkty ablace meteoritů a poskytuje důkazynálezy zlomků posledně jmenovaných s přilepenými kuličkami.

Známé jsou i nálezy na místě pádu kamenného meteoritu.déšť Kunashak /177/.

Otázka distribuce si zaslouží zvláštní diskusi.kosmický prach v půdách a jiných přírodních objektechoblast pádu tunguzského meteoritu. Skvělá práce na tomhlesměru byly prováděny v letech 1958-65 expedicemiVýbor pro meteority Akademie věd SSSR, Sibiřská pobočka Akademie věd SSSR.v půdách jak epicentra, tak míst od něj vzdálenýchvzdálenosti do 400 km nebo více, jsou téměř neustále detekoványkovové a silikátové kuličky o velikosti od 5 do 400 mikronů.Patří mezi ně lesklé, matné a drsnéhodinové typy, pravidelné koule a duté kuželyčástice kovu a křemičitanu jsou vzájemně tavenypřítel. Podle K.P.Florenského /72/ půdy epicentrální oblasti/meziříčí Khushma - Kimchu/ obsahují tyto částice pouze vmalé množství /1-2 na konvenční jednotku plochy/.Vzorky s podobným obsahem kuliček se nacházejí nado 70 km od místa havárie. Relativní chudobaVýznam těchto vzorků je vysvětlen podle K. P. Florenskéhookolnost, že v okamžiku výbuchu převážná část meteorologickérita, která se proměnila v jemně rozptýlený stav, byla odhozenado horních vrstev atmosféry a pak se unášel ve směruvítr. Mikroskopické částice, usazující se podle Stokesova zákona,V tomto případě by měly vytvořit rozptylový oblak.Florensky věří, že jižní hranice vlečky jeasi 70 km C W z místa meteoritu, v bazénuŘeka Chuni / oblast obchodní stanice Mutorai / kde byl vzorek nalezenobsahující až 90 mezerníků na vzorekjednotku plochy. V budoucnu podle autora vlakse nadále táhne na severozápad a zachycuje povodí řeky Taimura.Práce sibiřské pobočky Akademie věd SSSR v letech 1964-65. Bylo zjištěno, že poměrně bohaté vzorky se nacházejí podél celého toku R. Společnost Taimurs, a také na N. Tunguzce /viz mapa/. Sférule izolované v tomto případě obsahují až 19 % niklu / dlemikrospektrální analýza prováděná v Ústavu jaderných vědfyzika sibiřské pobočky Akademie věd SSSR/.To se přibližně shoduje s číslyzískal P. N. Paley v terénu pomocí modelu sha-riků izolovaných z půdy oblasti tunguzské katastrofy.Tyto údaje naznačují, že nalezené částicejsou skutečně kosmického původu. Otázkou jejejich vztah k tunguzskému meteoritu se teprve uvidíkterý je otevřený kvůli nedostatku podobných studiív oblastech pozadí, stejně jako možná role procesůredepozice a sekundární obohacení.

Zajímavé nálezy kuliček v oblasti kráteru na Patomskémvrchovina Původ tohoto útvaru, přisuzovánObruchev na sopečný, stále zůstává kontroverzní,protože přítomnost sopečného kužele v odlehlé oblastimnoho tisíc kilometrů od vulkanických center, starověkénich i moderních, v mnoha kilometrech sedimentárně-metamorfníchPaleozoické vrstvy, působí přinejmenším podivně. Studie kuliček z kráteru by mohly poskytnout jednoznačnéodpověď na otázku a její původ / 82,50,53/.Zvýrazněte-odstranění látek z půd může být provedeno pomocí metodyhovania. Tímto způsobem je izolován zlomek stovek velikostimikronů a měrné hmotnosti nad 5. Nicméně v tomto případěexistuje nebezpečí odhození veškerého jemného magnetického ocasua většina silikátu. E.L.Krinov radíProveďte magnetické broušení magnetem zavěšeným na dně zásobník /37/.

Přesnější metodou je magnetická separace, suchánebo mokré, i když to má také významnou nevýhodu:během zpracování dochází ke ztrátě silikátové frakceSuchá magnetická separační zařízení popisuje Reinhardt/171/.

Jak již bylo naznačeno, kosmická hmota se často sbírána povrchu země, v oblastech bez průmyslového znečištění. Svým směrem se tyto práce blíží hledání vesmírné hmoty ve svrchních půdních horizontech.Podnosy naplněnévodou nebo adhezivním roztokem a destičky jsou mazányglycerol. Dobu expozice lze měřit v hodinách, dnech,týdnů, v závislosti na účelu pozorování. Na Dunlap Observatory v Kanadě se kosmická hmota sbírá pomocílepicí desky se provádějí od roku 1947 /123/. V osvětlenéZde je popsáno několik variant tohoto typu techniky.Například Hodge a Wright /113/ používali řadu letpro tento účel jsou podložní sklíčka potažena pomaluschnoucímemulze a po vytvrzení tvoří hotový prachový přípravek;Croisier /90/ použil etylenglykol nalitý na tácy,který se snadno omýval destilovanou vodou; v pracHunter and Parkin /158/ použili olejovanou nylonovou síťku.

Ve všech případech byly v sedimentu nalezeny kulové částice,kov a silikát, nejčastěji menších rozměrů 6 µ v průměru a zřídka přesahující 40 µ.

Tedy souhrn prezentovaných datpotvrzuje předpoklad základní možnostidetekce kosmické hmoty v půdě téměř přijakoukoli oblast zemského povrchu. Zároveň by mělomějte na paměti, že použití půdy jako objektuidentifikovat prostorovou složku je spojeno s metodologickýmobtíže, které daleko převyšují ty ve vztahu ksníh, led a případně spodní bahno a rašelina.

Prostorlátka v ledu

Podle Krinova /37/ má objev kosmické hmoty v polárních oblastech významný vědecký význam.tion, protože takto lze získat dostatečné množství materiálu, jehož studium pravděpodobně přiblížířešení některých geofyzikálních a geologických problémů.

Uvolnění kosmické hmoty ze sněhu a ledu můžebýt prováděny různými metodami, od sběruvelkých úlomků meteoritů a končí získáváním z taveninyvoda minerálního sedimentu obsahující minerální částice.

V roce 1959 Marshall /135/ navrhl důmyslný způsobstudium částic z ledu, podobné metodě počítáníčervených krvinek v krevním řečišti. Jeho podstatou jeUkazuje se, že voda získaná tavením vzorkuled, přidá se elektrolyt a roztok se vede úzkým otvorem s elektrodami na obou stranách. NaPři průchodu částice se odpor prudce mění úměrně jejímu objemu. Změny se zaznamenávají pomocí speciálníchBoží záznamové zařízení.

Je třeba mít na paměti, že stratifikace ledu je nyníprováděny několika způsoby. Je to možnésrovnání již rozvrstveného ledu s distribucíkosmická hmota může otevřít nové přístupystratifikace v místech, kde jiné metody nemohou býtz toho či onoho důvodu.

Sbírat kosmický prach, americká Antarktidaexpedice 1950-60 použitá jádra získaná zstanovení tloušťky ledové pokrývky vrtáním. /1 S3/.Vzorky o průměru asi 7 cm byly podélně rozřezány na kusy 30 cm dlouhé, roztavené a filtrované. Výsledný sediment byl pečlivě studován pod mikroskopem. Byly objevenyčástice jak kulového, tak nepravidelného tvaru aty první tvořily nevýznamnou část sedimentu. Další výzkum byl omezen pouze na sféruly, protože onilze více či méně s jistotou připsat vesmírukomponent. Mezi koulemi o velikosti od 15 do 180/hByly nalezeny částice dvou typů: černé, lesklé, přísně kulovité a hnědé průhledné.

Detailní studium kosmických částic izolovaných zled Antarktidy a Grónska, provedl Hodgea Wright /116/. Aby se zabránilo průmyslovému znečištěníV tomto případě nebyl led odebrán z povrchu, ale z určité hloubky -v Antarktidě byla použita vrstva stará 55 let a v Grónsku -před 750 lety. Pro srovnání byly vybrány částiceze vzduchu Antarktidy, které se ukázaly být podobné těm ledovcovým. Všechny částice zapadají do 10 klasifikačních skupins ostrým dělením na kulovité částice, kovovéa silikátové s niklem a bez něj.

Pokus o získání vesmírných koulí z vysoké horysněhu se ujal Divari /23/. Po roztavení významného objemusníh /85 kbelíků/ odebraný z plochy 65 m2 na ledovciTuyuk-Su v Tien Shan však nedostal to, co chtělvýsledky, které lze vysvětlit nerovnoměrnostípád kosmického prachu na zemský povrch, popřvlastnosti aplikované metodiky.

Obecně se zdá, že sbírka kosmické hmoty vpolární oblasti a na vysokohorských ledovcích je jednajedna z nejslibnějších oblastí práce ve vesmíru prach.

Prameny znečištění

V současné době jsou známy dva hlavní zdroje materiálu:la, který svými vlastnostmi dokáže napodobit kosmickýprach: sopečné erupce a průmyslový odpadpodniky a doprava. Je známo Co sopečný prach,uvolňovány do atmosféry při erupcích mohouzůstat tam v pozastaveném stavu měsíce a roky.Vzhledem ke strukturálním vlastnostem a malým specifikůmhmotnost, lze tento materiál distribuovat po celém světě aPři procesu přenosu se částice rozlišují podlehmotnost, složení a velikost, které je třeba zohlednit přikonkrétní analýzu situace. Po slavné erupciSopka Krakatau v srpnu 1883, emitovaný jemný prachdopravovány do výšky až 20 km. byl nalezen ve vzduchu vminimálně na dva roky /162/. Podobná pozorováníDenia byly provedeny během období sopečných erupcí Mont Pelée/1902/, Katmai /1912/, skupiny sopek v Kordillerách /1932/,Sopka Agung /1963/ /12/. Mikroskopicky nashromážděný prachz různých oblastí sopečné činnosti, vypadázrna nepravidelného tvaru, se zakřivenými, lámanými,členité obrysy a relativně zřídka kulovitéa sférické s velikostí od 10 µ do 100. Počet sféroidůDov tvoří pouze 0,0001 % hmotnosti z celkového materiálu/115/. Ostatní autoři tuto hodnotu zvyšují na 0,002 % /197/.

Částice sopečného popela jsou černé, červené, zelenéLíná, šedá nebo hnědá barva. Někdy jsou bezbarvéprůhledné a skleněné. Obecně řečeno, v sopečnémV mnoha výrobcích tvoří významnou část sklo. Tentoje potvrzeno daty Hodge a Wrighta, kteří to zjistiličástice s množstvím železa od 5% a výše jsoupouze 16 % v blízkosti sopek . Je třeba vzít v úvahu, že v procesudochází k přenosu prachu, rozlišuje se podle velikosti aměrná hmotnost a velké prachové částice jsou eliminovány rychleji Celkový. V důsledku toho v oblastech vzdálených od sopečnýchcentra oblastí, je pravděpodobné, že pouze nejmenší a světelné částice.

Sférické částice byly podrobeny speciálnímu studiuvulkanického původu. Bylo zjištěno, že majínejčastěji erodovaný povrch, tvar, hrubý cca.mají tendenci být kulovité, ale nikdy nebyly protáhlékrky, jako částice meteoritového původu.Je velmi významné, že nemají jádro složené z čistéhoželezo nebo nikl, jako ty kuličky, o kterých se uvažujeprostor /115/.

Mineralogické složení vulkanických sfér obsahujeDůležitou roli má sklo, které má bublinatoststrukturou, a železo-hořečnaté silikáty - olivín a pyroxen. Mnohem menší část z nich tvoří rudné minerály - pyri-objem a magnetit, které většinou tvoří roztříštěnézářezy ve skle a rámových konstrukcích.

Pokud jde o chemické složení sopečného prachu, pakPříkladem je složení popela Krakatoa.Murray /141/ v něm objevil vysoký obsah hliníku/do 90%/ a nízký obsah železa / nepřesahující 10%.Nutno však podotknout, že Hodge a Wright /115/ toho nebyli schopnipotvrdit Morreyho údaje týkající se hliníkusferule vulkanického původu jsou také diskutovány v/205a/.

Tedy vlastnosti charakteristické pro vulkanickémateriály lze shrnout takto:

1. sopečný popel obsahuje vysoké procento částicnepravidelně tvarovaný a nízko kulovitý,
2. koule vulkanické horniny mají určité strukturyarchitektonické prvky - erodované povrchy, absence dutých sfér, často bubliny,
3. ve složení kuliček dominuje porézní sklo,
4. procento magnetických částic je nízké,
5. ve většině případů mají částice kulovitý tvar nedokonalý,
6. částice s ostrým úhlem mají ostře hranatý tvaromezení, což umožňuje jejich použití jakoabrazivní materiál.

Velmi významné nebezpečí simulace vesmírných koulíválcované průmyslové koule, velké množství mosazivypuštěná lokomotiva, parník, tovární potrubí, vznikající při elektrickém svařování atd. Speciálnístudie podobných objektů ukázaly, že významnéprocento z nich má formu kuliček. Podle Shkolnika /177/,25% průmyslových výrobků se skládá z kovové strusky.Uvádí také následující klasifikaci průmyslového prachu:

1. nekovové kuličky nepravidelného tvaru,
2. koule jsou duté, vysoce lesklé,
3. koule podobné kosmickým, skládané kovovéchemický materiál včetně skla. Mezi poslednímis největší distribucí jsou ve tvaru slzy,kužely, dvojité sféruly.

Z pohledu, který nás zajímá, chemické složeníprůmyslový prach zkoumali Hodge a Wright /115/.Usta-Bylo zjištěno, že charakteristické rysy jeho chemického složeníje vysoký obsah železa a ve většině případů - nepřítomnost niklu. Je však třeba mít na paměti, že ani jednojeden z těchto znaků nemůže sloužit jako absolutníkritérium rozdílnosti, zejména proto, že chemické složení se lišítypy průmyslového prachu mohou být různé, apředem předvídat vzhled jednoho nebo druhého typuprůmyslové sféry jsou téměř nemožné. Proto nejlepší může sloužit jako záruka proti záměně na moderní úrovniznalosti jsou pouze vzorkováním na vzdálených „sterilních“ místechoblasti průmyslového znečištění. Průmyslový stupeňznečištění, jak ukazují speciální studie, jepřímo úměrně vzdálenosti k obydleným oblastem.Parkin a Hunter v roce 1959 provedli pozorování na možnéproblematika přepravy průmyslových sfér po vodě /159/.Přestože koule o průměru větším než 300 µ vylétaly z továrních trubek, ve vodní nádrži vzdálené 60 mil od městaAno, pouze ve směru převládajících větrůjednotlivé kopie velikost 30-60, počet kopií-příkop o velikosti 5-10µ byl však významný. Hodge aWright /115/ ukázal, že v blízkosti Yale Observatory,v blízkosti centra města spadl 1 cm deště na 2 povrchy za denaž 100 kuliček o průměru větším než 5µ. Jejich množství zdvojnásobenoklesl v neděli a spadl 4krát na vzdálenost10 mil od města. Tedy v odlehlých oblastechpravděpodobně průmyslové znečištění pouze kuličkami o průměru rum méně než 5 µ .

Je třeba vzít v úvahu skutečnost, že v poslední doběPřed 20 lety hrozilo reálné nebezpečí kontaminace potravinjaderné výbuchy“, které mohou dodávat sféruly do celého světanom stupnice /90,115/. Tyto produkty se liší od ano podobnýchkvůli radioaktivitě a přítomnosti specifických izotopů -stroncium - 89 a stroncium - 90.

Nakonec je třeba mít na paměti, že určitá kontaminaceatmosféra s produkty podobnými meteoritům a meteoritůmprach, může být způsoben spalováním v zemské atmosféřeumělé družice a nosné rakety. Pozorované jevyco se stane v tomto případě, je velmi podobné tomu, co se stane, kdyžvypadávání z ohnivých koulí. Vážné nebezpečí pro vědecký výzkumtiony kosmické hmoty jsou reprezentovány nezodpovědnýmiexperimenty realizované a plánované v zahraničívypuštění jemně rozptýlených částic do blízkozemského prostoruPerská látka umělého původu.

Formulářa fyzikální vlastnosti kosmického prachu

Tvar, měrná hmotnost, barva, lesk, křehkost a další fyzikálníChemickými vlastnostmi kosmického prachu objeveného v různých objektech se zabývala řada autorů. Nějaký-Několik výzkumníků navrhlo klasifikační schémata pro vesmírchemický prach na základě jeho morfologie a fyzikálních vlastností.Přestože dosud nebyl vyvinut jednotný systém,Zdá se však vhodné některé z nich uvést.

Baddhyu /1950/ /87/ založené na čistě morfologickémznaky rozdělovaly pozemskou hmotu do následujících 7 skupin:

1. nepravidelné šedé amorfní úlomky o velikosti 100-200 um.
2. struskové nebo popelovité částice,
3. zaoblená zrna podobná jemnému černému písku/magnetit/,
4. hladké černé lesklé kuličky o středním průměru 20µ .
5. velké černé koule, méně lesklé, často drsnédrsný, zřídka přesahující 100 µ v průměru,
6. silikátové kuličky od bílé po černou, někdys plynovými inkluzemi,
7. různé kuličky sestávající z kovu a skla,s průměrnou velikostí 20µ.

Veškerá rozmanitost typů kosmických částic však neníZdá se, že je omezena na skupiny uvedené výše.Hunter a Parkin /158/ tak objevili ve vzduchu zaoblené tvaryzploštělé částice, zřejmě kosmického původu - které nelze přičíst žádnému z převodůčíselné třídy.

Ze všech výše popsaných skupin nejdostupnější proidentifikace podle vzhledu 4-7, mající tvar správný koule.

E.L.Krinov, studující prach shromážděný v oblasti SikhoteAlinský pád, vyznačující se svým složením nepravidelnýmve tvaru úlomků, koulí a dutých šišek /39/.

Typické tvary vesmírných koulí jsou na obr. 2.

Řada autorů klasifikuje kosmickou hmotu podlesoubor fyzikálních a morfologických vlastností. Podle osuduVesmírná hmota se na základě své hmotnosti obvykle dělí do 3 skupin/86/:

1. kov sestávající převážně ze železa,s měrnou hmotností větší než 5 g/cm3.
2. silikátové - průhledné skleněné částice se speco hmotnosti přibližně 3 g/cm3
3. heterogenní: kovové částice se skleněnými vměstky a sklo s magnetickými vměstky.

Většina výzkumníků v tom zůstáváhrubá klasifikace, omezující se pouze na to nejzřejmějšírysy odlišnosti.Nicméně ty, které se zabývajíčástice extrahované ze vzduchu se rozlišuje další skupina -porézní, křehké, s hustotou asi 0,1 g/cm 3 /129/. NAPatří mezi ně částice z meteorických rojů a nejjasnější sporadické meteory.

Docela podrobná klasifikace objevených částicv Antarktidě a grónském ledu, stejně jako zachycenéze vzduchu, uvedené Hodgeem a Wrightem a znázorněné v diagramu /205/:

1. černé nebo tmavě šedé matné kovové kuličky,pokrytý jamkami, někdy dutými;
2. černé, skelné, vysoce refrakční kuličky;
3. světlý, bílý nebo korálový, skelný, hladký,někdy průsvitné kuličky;
4. částice nepravidelného tvaru, černé, lesklé, křehké,zrnitý, kovový;
5. nepravidelného tvaru, načervenalé nebo oranžové, matné,nerovnoměrné částice;
6. nepravidelně tvarovaný, růžovooranžový, matný;
7. nepravidelného tvaru, stříbřité, lesklé a matné;
8. nepravidelného tvaru, vícebarevné, hnědé, žluté, zelená, černá;
9. nepravidelného tvaru, průhledné, někdy zelené popřmodrá, skelná, hladká, s ostrými hranami;
10. sféroidy.

Ačkoliv se klasifikace Hodge a Wright zdá být nejúplnější, stále existují částice, které, soudě podle popisů různých autorů, lze jen těžko klasifikovat jako nevinné.vortexují do jedné ze jmenovaných skupin.Tak se často vyskytujípodlouhlé částice, koule slepené dohromady, koule,mající na svém povrchu různé výrůstky /39/.

Na povrchu některých sfér po podrobném studiujsou nalezena čísla podobná těm pozorovaným ve Widmanstättenuv železoniklových meteoritech / 176/.

Vnitřní stavba sferul se příliš nelišíobraz. Na základě této funkce lze rozlišit následující: Jsou 4 skupiny:

1. duté koule / nalezené s meteority /,
2. kovové kuličky s jádrem a oxidovaným obalem/ v jádru se zpravidla koncentruje nikl a kobalt,a ve skořápce - železo a hořčík/,
3. oxidované kuličky homogenního složení,
4. silikátové kuličky, nejčastěji homogenní, se šupinatýmiten povrch s kovovými a plynovými inkluzemi/ ty poslední jim dodávají vzhled strusky nebo i pěny /.

Pokud jde o velikosti částic, neexistuje žádné pevně stanovené rozdělení na tomto základě a každý autordodržuje svou klasifikaci v závislosti na specifikách dostupného materiálu. Největší z popsaných sfér,nalezené v hlubokomořských sedimentech Brownem a Paulim /86/ v roce 1955, sotva přesahují 1,5 mm v průměru. Tentoblízko stávajícímu limitu nalezenému společností Epic /153/:

kde r - poloměr částic, σ - povrchové napětítát, ρ - hustota vzduchu a proti - rychlost pádu. Poloměr

částice nemohou překročit známý limit, jinak poklesrozpadá na menší.

Spodní hranice je se vší pravděpodobností neomezená, což vyplývá ze vzorce a je v praxi opodstatněné, protožeJak se techniky zlepšují, autoři operují se všemimenší částice.Většina výzkumníků omezujeSpodní hranice je 10-15µ /160-168,189/.výzkum začal na částicích o průměru až 5 µ /89/ a 3 µ /115-116/ a operují Hemenway, Fulman a Phillipsčástice do 0,2 /µ a méně v průměru, zejména je zvýrazňujíbývalá třída nanometeoritů / 108/.

Za průměrný průměr částic kosmického prachu se považuje rovných 40-50 µ .Výsledkem intenzivního studia vesmírukteré látky z atmosféry japonští autoři našli, že 70% Celkový materiál se skládá z částic o průměru menším než 15 µ.

Řada prací / 27,89,130,189/ obsahuje výpověď ože rozložení kuliček v závislosti na jejich hmotnostia velikosti podléhají následujícímu vzoru:

V1N1=V2N2

kde v - hmotnost koule, N - počet míčků v této skupiněVýsledky, které se uspokojivě shodují s teoretickými, byly získány řadou výzkumníků pracujících s vesmíremmateriál izolovaný z různých objektů /například antarktický led, hlubokomořské sedimenty, materiály,získané jako výsledek satelitního pozorování/.

Zásadní zajímavostí je otázka, zdado jaké míry se vlastnosti nyly měnily v průběhu geologické historie. Bohužel aktuálně nashromážděný materiál nám neumožňuje dát jednoznačnou odpověď, nicméně si zasloužímeDo pozornosti se dostává Shkolnikova zpráva /176/ o klasifikacisféruly izolované z miocénních sedimentárních hornin Kalifornie. Autor rozdělil tyto částice do 4 kategorií:

1/ černé, silně a slabě magnetické, pevné nebo s jádry ze železa nebo niklu s oxidovaným pláštěmvyrobeno z oxidu křemičitého s příměsí železa a titanu. Tyto částice mohou být duté. Jejich povrch je intenzivně lesklý, leštěný, v některých případech drsný nebo duhový v důsledku odrazu světla od talířovitých prohlubní na jejich povrchy

2/ ocelově šedé nebo modrošedé, duté, tenkéstěna, velmi křehké koule; obsahují nikl, majleštěný nebo broušený povrch;

3/ křehké kuličky obsahující četné inkluzešedá ocelová metalíza a černá nekovovámateriál; v jejich stěnách jsou mikroskopické bubliny - ki / tato skupina částic je nejpočetnější /;

4/ silikátové kuličky hnědé nebo černé, nemagnetické.

Není těžké nahradit tu první skupinu podle Shkolnikaúzce odpovídá skupinám 4 a 5 částic podle Baddhue.BMezi těmito částicemi jsou duté kuličky, podobnéty, které se nacházejí v oblastech dopadů meteoritů.

I když tyto údaje neobsahují vyčerpávající informacek nastolené otázce se zdá být možné vyjádřitjako první přiblížení názor, že morfologie a fyschemické vlastnosti alespoň některých skupin částickosmického původu dopadající na Zemi neprošlazpíval významný vývoj v celé dostupnégeologická studie období vývoje planety.

Chemikáliesložení prostoru prach.

Dochází ke studiu chemického složení kosmického prachus určitými zásadními a technickými obtížemicharakter. Už na vlastní pěst malá velikost studovaných částic,obtížnost získávání v jakémkoli významném množstvívakh vytváří značné překážky pro aplikaci technik široce používaných v analytické chemii. Dále,musíme mít na paměti, že zkoumané vzorky mohou v naprosté většině případů obsahovat nečistoty a někdyvelmi významný, pozemský materiál. Tím se prolíná problém studia chemického složení kosmického prachuje zatížena otázkou jeho odlišení od suchozemských příměsí.Konečně samotná formulace otázky diferenciace „pozemského“a „kosmická“ hmota do jisté míry je podmíněné, protože Země a všechny její součásti,nakonec také představují vesmírný objekt aproto, přísně vzato, by bylo správnější položit otázkuo hledání známek rozdílu mezi různými kategoriemivesmírná hmota. Z toho vyplývá, že podobnost jespolečnosti pozemského a mimozemského původu mohou v zásaděrozšířit velmi daleko, což vytváří dalšíobtíže při studiu chemického složení kosmického prachu.

V posledních letech se však věda obohatila o řadumetodologické techniky, které umožňují do určité míry překonatdosáhnout nebo obejít vznikající překážky. Vývojnejnovější metody radiační chemie, rentgenová difrakcemikroanalýza, zdokonalení mikrospektrálních technik nyní umožňuje studovat nevýznamnévelikost předmětů. V současné době celkem cenově dostupnérozbor chemického složení nejen jednotlivých kosmických částicmic prachu, ale také stejné částice v různých její oblasti.

V posledním desetiletí se jich objevilo značné množstvípráce věnované studiu chemického složení vesmíruprach emitovaný z různých zdrojů. Z důvodůkterého jsme se již dotkli výše, byla studie prováděna především na sférických částicích souvisejících s magnetickýmifrakce prachu, jakož i ve vztahu k vlastnostem fyzikálníchvlastnosti, naše znalosti o chemickém složení ostroúhlMateriál je stále zcela nedostatečný.

Analýza materiálů získaných v tomto směru jako celkuu řady autorů je třeba dojít k závěru, že za prvéV kosmickém prachu se nacházejí stejné prvky jako vdalší objekty pozemského a kosmického původu, např. Byly v něm nalezeny Fe, Si, Mg .V některých případech - zřídkapozemní prvky a Ag zjištění jsou pochybnáV literatuře nejsou žádné spolehlivé informace. Za druhé, všechnycelkový vesmírný prach dopadající na Zemi mohlt děleno chemickým složením nejméně tvelké skupiny částic:

a) kovové částice s vysokým obsahem Fe a N i,
b) částice převážně silikátového složení,
c) částice smíšené chemické povahy.

Je snadné si všimnout, že uvedené tři skupiny, podlese v podstatě shodují s uznávanou klasifikací meteoritů, kteráodkazuje na blízký nebo možná společný zdroj původuoběhu obou typů kosmické hmoty. Lze poznamenat, žeV každé z uvažovaných skupin je také velká rozmanitost částic, což dává základ pro řadu výzkumníkůona dělí kosmický prach podle chemického složení 5,6 avíce skupin. Hodge a Wright tedy identifikují následujících osm tuntypy základních částic, které se od sebe liší oběma způsobyrfologické vlastnosti a chemické složení:

1. železné kuličky obsahující nikl,
2. železné kuličky, ve kterých není detekován nikl,
3. silikátové kuličky,
4. jiné sféry,
5. nepravidelně tvarované částice s vysokým obsahem železaželezo a nikl;
6. totéž bez přítomnosti jakýchkoli významných množství jí nikl,
7. silikátové částice nepravidelného tvaru,
8. jiné částice nepravidelného tvaru.

Z výše uvedené klasifikace vyplývá mj.ta okolnost že přítomnost vysokého obsahu niklu ve studovaném materiálu nelze uznat jako povinné kritérium pro jeho kosmický původ. Takže to znamenáPřevážná část materiálu extrahovaného z ledu Antarktidy a Grónska, sesbíraného ze vzduchu vysokohorských oblastí Nového Mexika, a dokonce ani z oblasti pádu meteoritu Sikhote-Alin neobsahovala množství dostupná ke stanovení.nikl Zároveň musíme vzít v úvahu velmi rozumný názor Hodge a Wrighta, že vysoké procento niklu /v některých případech až 20%/ je jedinýspolehlivé kritérium pro kosmický původ konkrétní částice. Je zřejmé, že v případě jeho nepřítomnosti výzkumníkneměl by se řídit hledáním „absolutních“ kritérií“a posoudit vlastnosti studovaného materiálu, přijaté v jejich celek.

Mnoho studií si všímá heterogenity chemického složení i stejné částice kosmického materiálu v jejích různých částech. Bylo zjištěno, že nikl gravituje směrem k jádru sférických částic a nachází se zde také kobalt.Vnější plášť koule je složen ze železa a jeho oxidu.Někteří autoři připouštějí, že nikl ve formě existujejednotlivé skvrny v magnetitovém substrátu. Níže uvádímedigitální materiály charakterizující průměrný obsahnikl v prachu kosmického a pozemského původu.

Z tabulky vyplývá, že analýza kvantitativního obsahunikl může být užitečný při diferenciacikosmický prach ze sopky.

Ze stejného pohledu jsou poměry N i : Fe ; Ni : spol,Ni:Cu , které jsou dostatečnékonstantní pro jednotlivé objekty na Zemi a ve vesmíru původ.

vyvřelé horniny-3,5 1,1

Při rozlišení kosmického prachu od sopečnéhoa průmyslové znečištění může mít určité výhodytaké poskytnout studii o kvantitativním obsahu Al a K , na které jsou bohaté vulkanické produkty, a Ti a V, které jsou častými společníky Fe v průmyslovém prachu.Je velmi významné, že v některých případech může průmyslový prach obsahovat vysoké procento N i . Proto je kritériem pro rozlišení některých typů kosmického prachu odsuchozemský by měl sloužit nejen vysokým obsahem N já, A vysoký obsah N i v kombinaci s Co a C u/88,121,154,178,179/.

Informace o přítomnosti radioaktivních produktů kosmického prachu jsou extrémně vzácné. Jsou hlášeny negativní výsledkyúdaje o testování kosmického prachu na radioaktivitu, kterázdá se pochybné vzhledem k systematickému bombardovánídistribuce prachových částic umístěných v meziplanetárním prostoruvesmír, kosmické záření. Připomeňme, že produkty jsou indukovanéneutronové kosmické záření bylo opakovaně detekováno v meteority.

Dynamikaspad kosmického prachu v průběhu času

Podle hypotézy Paneth /156/,pád meteoritůneprobíhala ve vzdálených geologických epochách / dříveČtvrtohorní čas/. Pokud je tento názor správný, pakmělo by to platit i pro kosmický prach, nebo i kdyžby byl na té jeho části, kterou nazýváme meteoritový prach.

Hlavním argumentem ve prospěch hypotézy byl nedostatekvýskyt nálezů meteoritů ve starověkých horninách, v současnostiČasem však existuje řada nálezů meteoritů,a složka kosmického prachu v geologiiútvary docela starověkého věku / 44,92,122,134,176-177/, Mnohé z uvedených zdrojů jsou citoványvýše je třeba dodat, že koule objevil Much /142/,zřejmě kosmického původu v silurusoli a Croisier /89/ je našel i v ordoviku.

Rozmístěním sfér podél úseku v hlubokomořských sedimentech se zabývali Petterson a Rotschi /160/, kteří objeviližil, že nikl je rozložen nerovnoměrně po úseku, ževysvětlují podle jejich názoru kosmickými důvody. PozdějiBylo zjištěno, že jsou nejbohatší na vesmírný materiálnejmladší vrstvy spodních slínů, což spolu zřejmě souvisís postupnými procesy ničení kosmickéhokoho látky. V tomto ohledu je přirozené předpokládatmyšlenka postupného snižování koncentrace kosmického prostorulátky po řezu. Bohužel v literatuře, kterou máme k dispozici, jsme o tom nenašli dostatečně přesvědčivé údajeměsta, dostupné zprávy jsou kusé. Takže Školník /176/objevili zvýšenou koncentraci kuliček v zóně zvětrávání -ložiska křídového stáří, z této skutečnosti bylobyl učiněn rozumný závěr, že koule zjevněmohou odolat poměrně drsným podmínkám, pokud anomohla projít lateritizací.

Moderní pravidelné studie kosmického spaduprachu ukazují, že jeho intenzita se výrazně liší den za dnem /158/.

Zřejmě je zde určitá sezónní dynamika /128 135/, s maximální intenzitou srážekspadá na srpen-září, což je spojeno s meteorickými rojemiproudy /78,139/,

Nutno podotknout, že meteorické roje nejsou jedinéHlavní důvod masivního spadu kosmického prachu.

Existuje teorie, že meteorické roje způsobují srážky /82/, částice meteorů jsou v tomto případě kondenzační jádra /129/. Někteří autoři navrhliPlánují sbírat kosmický prach z dešťové vody a nabízet k tomu svá zařízení /194/.

Bowen /84/ zjistil, že vrchol srážek je opožděnod maxima meteorické aktivity po dobu asi 30 dnů, jak je patrné z následující tabulky.

Ačkoli tyto údaje nejsou obecně přijímány, nicménězaslouží si určitou pozornost. Bowenovy závěry se potvrdilyna základě materiálu ze západní Sibiře od Lazareva /41/.

I když otázka sezónní dynamiky kosmického spaduprach a jeho souvislost s meteorickými rojemi nejsou úplněvyřešen, existují dobré důvody se domnívat, že k takovému vzoru dochází. Takže, Croisier /SO/, na základěpět let systematických pozorování naznačuje, že existují dvě maxima spadu kosmického prachu,které se odehrály v létě 1957 a 1959, korelují s meteorickýmmi proudy. Letní maximum potvrzeno Morikubo, sezónnízávislost zaznamenali i Marshall a Craken /135 128/.Je třeba poznamenat, že ne všichni autoři jsou nakloněni připisováníznačná sezónní závislost v důsledku aktivity meteorů/například Brier, 85/.

Pokud jde o distribuční křivku denní depozicemeteorický prach, je zřejmě značně zkreslen vlivem větrů. Informuje o tom zejména Kizilermak aCroisier /126,90/. Dobrý souhrn materiálů k tomuReinhardt má otázku /169/.

Rozděleníkosmického prachu na povrchu Země

Otázka rozložení kosmické hmoty na povrchuZemě, stejně jako řada dalších, byla vyvinuta zcela nedostatečněpřesně tak. Byly hlášeny názory i faktické materiályrůznými badateli, jsou velmi rozporuplné a neúplné.Jeden z nejvýznamnějších specialistů v této oblasti, Petterson,rozhodně vyjádřil názor, že kosmická hmotarozložena na zemském povrchu extrémně nerovnoměrně /163/. Eto se však dostává do rozporu s řadou experimentálníchnové údaje. Zejména de Jaeger /123/, na základě poplatkůkosmický prach produkovaný pomocí lepivých desek v oblasti kanadské observatoře Dunlap, tvrdí, že kosmická hmota je distribuována poměrně rovnoměrně na velkých plochách. Podobný názor vyslovili Hunter a Parkin /121/ na základě studia kosmické hmoty ve spodních sedimentech Atlantského oceánu. Khoda /113/ prováděl studie kosmického prachu ve třech bodech vzdálených od sebe. Pozorování byla prováděna dlouhodobě, po celý rok. Analýza získaných výsledků ukázala stejnou rychlost akumulace látky ve všech třech bodech, s průměrem přibližně 1,1 kuliček spadajících na 1 cm 2 za den.velikosti asi tři mikrony. Výzkum v tomto směru pokračovaly v letech 1956-56. Hodge a Wildt /114/. Natentokrát probíhal sběr v prostorech od sebe oddělenýchpřítel na velmi dlouhé vzdálenosti: v Kalifornii na Aljašce,V Kanadě. Byl vypočten průměrný počet kuliček , pád na jednotku povrchu, který se rovná 1,0 v Kalifornii, 1,2 na Aljašce a 1,1 kulových částic v Kanadě formy na 1 cm 2 denně. Rozdělení kuliček podle velikostibyl přibližně stejný pro všechny tři body a 70% byly útvary s průměrem menším než 6 mikronů, početčástice větší než 9 mikronů v průměru byly malé.

Dá se předpokládat, že zřejmě jde o spad z kosmuObecně platí, že prach padá na Zemi poměrně rovnoměrně, na tomto pozadí lze pozorovat určité odchylky od obecného pravidla. Dá se tedy očekávat přítomnost určité zeměpisné šířkyefekt srážení magnetických částic s tendencí ke koncentraciv polárních oblastech. Dále je známo, žekoncentrace jemné kosmické hmoty můžezvýšit v oblastech, kde padají velké masy meteoritů/ meteorický kráter v Arizoně, meteorit Sikhote-Alin,možná oblast, kam dopadlo tunguzské vesmírné těleso.

Primární uniformita však může být pozdějibýt výrazně narušena v důsledku sekundární redistribucedělení hmoty a na některých místech to může mítakumulace a v jiných - snížení jeho koncentrace. Obecně je tato problematika velmi špatně rozvinutá, ale předběžnáosobní údaje získané expedicí K M ET AS SSSR /vedoucí K.P.Florenský/ / 72/ dovolte nám o tom mluvitže alespoň v některých případech obsah prostorumnožství látky v půdě může kolísat v širokých mezích lah

Migrantia jáprostorlátekPROTIbiogenosfere

Bez ohledu na to, jak rozporuplné jsou odhady celkového počtu prostorumnožství materiálu dopadajícího ročně na Zemi může býtjedna věc je jistá: měří se v mnoha stovkáchtisíce a možná i miliony tun. Absolutněje zřejmé, že tato obrovská masa hmoty je zahrnuta ve vzdálenésoučástí složitého řetězce procesů oběhu hmoty v přírodě, který neustále probíhá v rámci naší planety.Kosmická hmota se tak stává složenoučást naší planety, v doslovném smyslu - pozemská hmota,což je jeden z možných kanálů vlivu prostorukteré prostředí ovlivňuje biogenosféru.Právě z těchto pozic je problémkosmický prach zajímal zakladatele modernyBiogeochemie ak. Vernadského. Bohužel tato prácesměr v podstatě ještě nezačal vážnějsme nuceni omezit se na konstatování několikaskutečnosti zjevně relevantní pro dotčenéExistuje řada náznaků, že hlubokomořskésedimenty, které jsou vzdálené od zdrojů odstraňování materiálu a majínízká míra akumulace, relativně bohatá na Co a Cu.Mnoho badatelů přisuzuje těmto prvkům kosmický původ.nějaký původ. Zřejmě různé druhy kosmických částicchemický prach se do koloběhu látek v přírodě zařazuje v různé míře. Některé typy částic jsou v tomto ohledu velmi konzervativní, jak dokládají nálezy magnetitových kuliček ve starověkých sedimentárních horninách.Rychlost destrukce jetvorba částic může zjevně záviset nejen na jejichna přírodu, ale především na podmínky prostředíhodnoty jeho pH. Je vysoce pravděpodobné, že prvkypád na Zemi jako součást kosmického prachu můžedále zahrnout do složení rostlin a živočichůorganismy obývající Zemi. Ve prospěch tohoto předpokladuřekněme zejména některé údaje o chemickém složenívegetace v oblasti pádu tunguzského meteoritu.To vše však představuje pouze první obrysy,první pokusy přistoupit ani ne tak k řešení, jako spíšepoložení otázky v této rovině.

V poslední době se projevuje tendence k ještě větším odhady pravděpodobné hmotnosti padajícího kosmického prachu. Zvýkonní výzkumníci ji odhadují na 2,410 9 tun /107a/.

Vyhlídkystudium kosmického prachu

Vše, co bylo řečeno v předchozích částech práce,nám umožňuje dostatečně zdůvodněně hovořit o dvou věcech:za prvé, že studium kosmického prachu je vážnéje to teprve začátek a za druhé, že práce v této sekcivěda se ukazuje jako mimořádně plodná pro řešenímnoho teoretických otázek / v budoucnu snad propraktiky/. Badatel pracující v této oblasti je přitahovánZa prvé, existuje obrovská škála problémů, tak či onakjinak související s vyjasňováním vztahů v systému Země – vesmír.

Jak Zdá se nám, že další vývoj nauky okosmický prach by měl jít hlavně po následujících hlavní směry:

1. Studium oblaku prachu v blízkosti Země, jeho prostoruumístění včetně vlastností prachových částicv jeho složení, zdrojích a způsobech jeho doplňování a ztráty,interakce s radiačními pásy.Tyto studielze plně provést pomocí raket,umělé družice a později - meziplanetárnílodě a automatické meziplanetární stanice.
2. Pro geofyziku je nepochybně zajímavý prostorchemický prach pronikající do atmosféry ve výšce 80-120 km, v zejména jeho role v mechanismu vzniku a vývojetakové jevy, jako je záře noční oblohy, změny polarizacekolísání denního světla, kolísání průhlednosti atmosféra, vývoj nočních svítících mraků a světlých Hoffmeisterových pruhů,Zorev a soumrak jevy, meteorické jevy v atmosféra Země. Speciální Je zajímavé studovat míru korekcevztahy mezi vyjmenované jevy. Neočekávané aspekty
kosmické vlivy lze zjevně odhalit vv průběhu dalšího studia vztahu mezi procesy, které majímísto ve spodních vrstvách atmosféry – troposféře, s penetrzahrnutí kosmické hmoty do posledně jmenovaného. Nejzávažnějšípozornost by měla být věnována testování Bowenovy hypotézy ospojení srážek a meteorických rojů.
3. Nepochybně zajímavé pro geochemiky jestudium rozložení kosmické hmoty na povrchuZemě, vliv na tento proces specifických geografických,klimatickými, geofyzikálními a dalšími podmínkami
jeden nebo jiný region zeměkoule. Ještě úplněotázka vlivu zemského magnetického pole na proces nebyla studovánaakumulace kosmické hmoty, mezitím, v této oblasti,tam mohou být pravděpodobně zajímavá zjištění, zvláštěpokud provádíte výzkum s ohledem na paleomagnetická data.
4. Zásadní zájem jak pro astronomy, tak pro geofyziky, nemluvě o obecných kosmogonistech,má otázku ohledně meteorické aktivity ve vzdálené geologické oblastiněkteré éry. Materiály, které budou během toho získány
díla lze pravděpodobně v budoucnu použítza účelem vývoje dalších stratifikačních metoddno, ledovcové a tiché sedimentární usazeniny.
5. Důležitou oblastí práce je studiummorfologické, fyzikální, chemické vlastnosti prostorusložka zemských srážek, vývoj metod pro rozlišení streamerůmic prach ze sopečného a průmyslového, výzkumizotopové složení kosmického prachu.
6. Hledání organických sloučenin v kosmickém prachu.Zdá se pravděpodobné, že studium kosmického prachu přispěje k řešení následující teorie otázky:

1. Studium procesu evoluce kosmických těles, zejménaZemě a sluneční soustava jako celek.
2. Studium pohybu, distribuce a výměny prostoruhmoty ve sluneční soustavě a galaxii.
3. Objasnění úlohy galaktické hmoty ve Slunci Systém.
4. Studium drah a rychlostí kosmických těles.
5. Rozvoj teorie interakce kosmických těles se Zemí.
6. Rozluštění mechanismu řady geofyzikálních procesův zemské atmosféře, nepochybně spojené s vesmírem jevy.
7. Studium možných cest kosmických vlivů nabiogenosféra Země a dalších planet.

Je samozřejmé, že vývoj i těch problémůkteré jsou uvedeny výše, ale zdaleka nejsou vyčerpávajícícelá řada problémů souvisejících s kosmickým prachem, možnáje možné pouze za předpokladu široké integrace a sjednocenínegace snah specialistů různých profilů.

LITERATURA

1. ANDREEV V.N. - Tajemný fenomén. Příroda, 1940.
2. ARRENIUS G.S. - Sedimentace na dně oceánu.So. Geochemický výzkum, IL. M., 1961.
3. ASTAPOVICH I.S. - Meteorické jevy v zemské atmosféře.M., 1958.
4. ASTAPOVICH I.S. - Souhrn pozorování nočních svítících oblakův Rusku a SSSR v letech 1885 až 1944. Díla 6setkání nočních mraků. Riga, 1961.
5. BAKHAREV A.M., IBRAGIMOV N., SHOLIEV U. - hmotnost meteorubez ohledu na to, co spadne na Zemi během roku.Bulletin Všechno astronomogeod. ob-va 34, 42-44, 1963.
6. BGATOV V.I., ČERNYAEV Y.A. -O meteorickém prachu v koncentrátechVzorky Meteoritika, vydání 18, 1960.
7. PTÁK D.B. - Distribuce meziplanetárního prachu. Ultrafialové záření ze Slunce a meziplanetární Středa. Il., M., 1962.
8. BRONSHTEN V.A. - 0 povaha nočních svítících oblaků VI sova
9. BRONSHTEN V.A. - Rakety studují noční svítící mraky. Na druh, č. 1,95-99,1964.
10. BRUVER R.E. - O hledání látky tunguzského meteoritu. Problém tunguzského meteoritu, v. 2, v tisku.
I.VASILIEV N.V., ZHURAVLEV V.K., ZAZDRAVNYKH N.P., PŘIJĎTE KO T.V., DEMIN D.V., DEMIN I. H .- 0 připojení stříbrnámraky s některými ionosférickými parametry. Zprávy III Sibiřská konf. v matematice a mechanice Nika. Tomsk, 1964.
12. VASILIEV N.V., KOVALEVSKIJ A.F., ZHURAVLEV V.K.-Obanomální optické jevy v létě 1908.Eyull.VAGO, č. 36,1965.
13. VASILIEV N.V., ZHURAVLEV V. K., ZHURAVLEVA R. K., KOVALEVSKÝ A.F., PLEKHANOV G.F. - Noční svítícímraky a optické anomálie spojené s pádemnium tunguzského meteoritu. Nauka, M., 1965.
14. VELTMANN Y. K. - O fotometrii noctilucentních oblakůz nestandardizovaných fotografií. Sborník VI spolu- touha po stříbřitých oblacích. Riga, 1961.
15. VERNÁDSKÝ V.I. - O studiu kosmického prachu. Miro dirigování, 21, č. 5, 1932, sebrané práce, sv. 5, 1932.
16. VERNÁDSKÝ V.I. - O potřebě organizovat vědecképráce na kosmickém prachu. Arktické problémy, ne. 5, 1941, Sbírka. op., 5, 1941.
16a VIIDING H.A. - Meteorický prach ve spodním kambriupískovce Estonska. Meteoritika, vydání 26, 132-139, 1965.
17. WILLMAN C.I. - Pozorování nočních svítících mraků na severu--západní části Atlantiku a na území Estonskainstitutu v roce 1961 Astron.circular, č. 225, 30. září. 1961
18. WILLMAN C.I.- O interpretace výsledků polarimetusvětlo z nočních mraků. Astron.kruhový,č. 226, 30. října 1961
19. GEBBEL A.D. - O velkém pádu aerolitů, ke kterému došlo v rtřináctého století v Ustyug Veliký, 1866.
20. GROMOVA L.F. - Zkušenosti se získáváním skutečné frekvence vzhledupřechod nočních mraků. Astron.circular, 192, 32-33, 1958.
21. GROMOVÁ L.F. - Některé údaje o četnosti výskytůnoční svítící oblačnost v západní polovině územíříje SSSR. Mezinárodní geofyzikální rok. Leningradská státní univerzita, 1960.
22. GRISHIN N.I. - K problematice meteorologických podmínekvzhled nočních svítících mraků. Sborník VI Sove- touha po stříbřitých oblacích. Riga, 1961.
23. DIVARI N.B. - O sběru kosmického prachu na ledovci Toot-Soo /severní Ťan-šan/. Meteoritika, verze 4, 1948.
24. DRAVERT P.L. - Kosmický mrak nad Shalo-Nenetsokres. Omská oblast, č. 5,1941.
25. DRAVERT P.L. - O meteorickém prachu 2.7. 1941 v Omsku a některé úvahy o kosmickém prachu obecně.Meteoritika, v. 4, 1948.
26. Emelyanov Yu.L. - O tajemné „sibiřské temnotě“18. září 1938. Tunguzský problémmeteorit, číslo 2., v tisku.
27. ZASLAVSKAYA N.I., ZOTKIN I. T., KIROVA O.A. - DistribuceDimenzování vesmírných koulí z oblastiTunguzský pád. DAN SSSR, 156, № 1,1964.
28. KALITIN N.N. - Aktinometrie. Gidrometeoizdat, 1938.
29. KIROVA O.A. - 0 mineralogické studium půdních vzorkůz oblasti, kam dopadl tunguzský meteorit, shromážděnyvědecká expedice v roce 1958. Meteoritika, číslo 20, 1961.
30. KIROVA O.I. - Hledání rozptýlené meteoritové hmotyv oblasti, kde dopadl tunguzský meteorit. Tr. ústavGeologie AN Est. SSR, P, 91-98, 1963.
31. KOLOMENSKÝ V. D., YUD V I.A. - Minerální složení kůrytání meteoritu Sikhote-Alin, stejně jako meteoritu a meteorického prachu. Meteoritika.v.16, 1958.
32. KOLPAKOV V.V.-Tajemný kráter na Patomské vysočině.Příroda, ne. 2, 1951 .
33. KOMISSAROV O.D., NAZAROVA T.N. aj. – Výzkummikrometeority na raketách a satelitech. So.Umění. satelity Země, publikované Akademií věd SSSR, v.2, 1958.
34.KRINOV E.L. - Tvar a struktura povrchu kůrytavení jednotlivých exemplářů Sikhote-Alinský železný meteorický roj.Meteoritika, v.8, 1950.
35. KRINOV E.L., FONTON S.S. - Detekce meteorického prachuv místě pádu železného meteoritového roje Sikhote-Alin. DAN SSSR, 85, no. 6, 1227- 12-30,1952.
36. KRINOV E.L., FONTON S.S. - Meteorický prach z místa páduŽelezný meteoritový roj Sikhote-Alin. Meteoritika, v. II, 1953.
37. KRINOV E.L. - Pár myšlenek na sběr meteoritulátek v polárních zemích. Meteoritika, v. 18, 1960.
38. KRINOV E.L. . - K problematice rozstřikování meteoroidů.So. Studium ionosféry a meteorů. Akademie věd SSSR, I 2.1961.
39. KRINOV E.L. - Meteorit a meteorický prach, mikrometeoRita.Sb.Sikhote - Alinský železný meteorit -déšť. Akademie věd SSSR, díl 2, 1963.
40. KULIK L.A. - Brazilské dvojče tunguzského meteoritu.Příroda a lidé, str. 13-14, 1931.
41. LAZAREV R.G. - O hypotéze E.G. Bowena / na základě materiálůpozorování v Tomsku/. Zprávy o třetí Sibiřikonference o matematice a mechanice. Tomsk, 1964.
42. LATYŠEV I. H .-O distribuci meteorické hmoty vsluneční soustava Izv. AN Turkm. SSR, ser. fyzika.technické chemické a geologické vědy, č. 1, 1961.
43. LITTROV I.I. - Tajemství oblohy. Nakladatelství Brockhaus- Efron.
44. M ALYSHEK V.G. - Magnetické kuličky ve spodním terciéruútvary jihu svahu severozápadního Kavkazu. DAN SSSR, s. 4,1960.
45. MIRTOV B.A. - Meteorická hmota a některé otázkygeofyzika vysokých vrstev atmosféry. Satelitní umělé družice Země, Akademie věd SSSR, v. 4, 1960.
46. MOROZ V.I. - O „prachovém obalu“ Země. So. Umění. Družice Země, Akademie věd SSSR, vydání 12, 1962.
47. NAZAROVA T.N. - Výzkum meteorických částic natřetí sovětská umělá družice Země.So. umění Družice Země, Akademie věd SSSR, v.4, 1960.
48. NAZAROVA T.N. - Studie meteorického prachu na rakovinutakh a umělé družice Země.Sb. Umění.satelity Země. Akademie věd SSSR, v. 12, 1962.
49. NAZAROVA T.N. - Výsledky meteorologické studielátek pomocí přístrojů instalovaných na vesmírných raketách. So. Umění. satelity Earth.v.5, 1960.
49a. NAZAROVA T.N. - Studium využití meteorického prachurakety a satelity. Ve sbírce "Space Research", M., 1-966, t. IV.
50. OBRUCHEV S.V. - Z Kolpakova článku „Tajemný“kráter na Patomské vysočině.“ Priroda, č. 2, 1951.
51. PAVLOVÁ T.D. - Viditelná distribuce stříbraoblačnosti na základě pozorování z let 1957-58.Sborník příspěvků U1 Setkání na stříbřitých oblacích. Riga, 1961.
52. POLOSKOV S.M., NAZAROVA T.N. - Studium pevné složky meziplanetární hmoty pomocírakety a umělé družice Země. Úspěchfyzický Sciences, 63, č. 16, 1957.
53. PORTNOV A. M . - Kráter na Patomské vysočině. Příroda,№ 2,1962.
54. RAISER Y.P. - O kondenzačním mechanismu vznikukosmický prach. Meteoritika, vydání 24, 1964.
55. RUSCOL E .L. - O původu meziplanetární kondenzaceprach kolem Země. So. Umělé družice Země. v.12, 1962.
56. SERGEENKO A.I. - Meteorický prach v kvartérních ložiskáchniyas horního toku povodí řeky Indigirka. Vrezervovat Geologie sypačů Jakutska. M, 1964.
57. STEFONOVICH S.V. - Projev. V tr. III sjezdu všesvazuastr. geofyzika Společnost Akademie věd SSSR, 1962.
58. WHIPPL F. - poznámky o kometách, meteorech a planetárníchvývoj. Otázky kosmogonie, Akademie věd SSSR, sv. 7, 1960.
59. WHIPPL F. - Pevné částice ve sluneční soustavě. So.Expert výzkum blízkozemský prostor stva.IL. M., 1961.
60. WHIPPL F. - Prachová hmota v blízkozemském prostoruprostor. So. Ultrafialová radiace Slunce a meziplanetární prostředí. IL M., 1962.
61. FESENKOV V.G. - K problematice mikrometeoritů. Meteori tika, v. 12,1955.
62. FESENKOV V.G. - Některé problémy meteoritiky.Meteoritika, vydání 20, 1961.
63. FESENKOV V.G. - O hustotě meteorické hmoty v meziplanetárním prostoru v souvislosti s možnostíexistence oblaku prachu kolem Země.Astron.zhurnal, 38, č. 6, 1961.
64. FESENKOV V.G. - O podmínkách pádu komet na Zemi ameteory.Tr. Geologický ústav Akademie věd Est. SSR, XI, Tallinn, 1963.
65. FESENKOV V.G. - O kometární povaze Tunguzské meteorologické staniceRita. Astron.journal, XXX VIII, 4,1961.
66. FESENKOV V.G. - Ne meteorit, ale kometa. Příroda, № 8 , 1962.
67. FESENKOV V.G. - O anomálních světelných jevech souvisejících sspojené s pádem tunguzského meteoritu.Meteoritika, vydání 24, 1964.
68. FESENKOV V.G. - Zákal atmosféry produkovanýpád tunguzského meteoritu. meteoritika, v.6, 1949.
69. FESENKOV V.G. - Meteorická hmota v meziplanetárním prostoru prostor. M., 1947.
70. FLORENSKÝ K.P., IVANOV A. V., ILYIN N.P. a PETŘÍKOVÁ M.N. -Tunguzský podzim 1908 a některé otázkydiferenciace hmoty kosmických těles. Abstrakty zprávy. XX Mezinárodní kongres dneteoretická a aplikovaná chemie. Sekce SM., 1965.
71. FLORENSKÝ K.P. - Novinka ve studiu Tunguzské meteorologickéRita 1908 geochemie, № 2,1962.
72. FL ORENSKY K.P .- Předběžné výsledky TungusExpedice komplexu nebeských meteoritů 1961Meteoritika, vydání 23, 1963.
73. FLORENSKÝ K.P. - Problém kosmického prachu a modernynejmodernější studium tunguzského meteoritu.Geochemie, no. 3,1963.
74. KHVOSTIKOV I.A. - O povaze nočních svítících mraků.Ve sbírce.Nějaké meteorologické problémy, ne. 1, 1960.
75. KHVOSTIKOV I.A. - Původ nočních svítících oblakůa atmosférickou teplotu v mezopauze. Tr. VII Noční setkání v oblacích. Riga, 1961.
76. CHIRVINSKY P.N., CHERKAS V.K. - Proč je to tak těžkéukazují na přítomnost kosmického prachu na Zemipovrchy. World Studies, 18, no. 2,1939.
77. YUDIN I.A. - O přítomnosti meteorického prachu v oblasti pádunija kamenného meteoritového roje Kunashak.Meteoritika, vydání 18, 1960.

Noční pouliční osvětlení dělá život pohodlnějším a bezpečnějším, ale bohužel připravuje občany o hvězdnou oblohu. Nejjasnější hvězdy z města jsou stále vidět, ale Mléčná dráha už není přístupná mnoha obyvatelům 21. století.

Naši předkové ale neměli problém obdivovat nejen samotnou Mléčnou dráhu, ale i jemnosti jejího vzoru. Zejména v 15. století námořníci plující v jižních mořích rozeznali na světlém pruhu Mléčné dráhy zřetelnou tmavou skvrnu. V těch dnech, kdy obloha ještě nebyla beznadějně zkažená rozšířeným osvětlením, byla nápadná díra v souhvězdí Jižního kříže oceněna vlastním jménem - nazývala se Uhelný pytel.

To však neznamenalo, že je jisté, že skvrnu tvoří nějaká látka. Spíše naopak: ve skutečnosti až do začátku 20. století byly tato a další tmavé skvrny na hvězdném pozadí považovány za prostě místa, kde žádné hvězdy nebyly. Legenda praví, že největší astronom-pozorovatel William Herschel, který viděl jedno z těchto míst dalekohledem, zakřičel na svou sestru Caroline, svou věrnou asistentku: "Ach můj bože, v nebi je díra!"

Myšlenka prázdnoty v rozložení hvězd ustoupila do značné míry díky pečlivé práci Edwarda Barnarda, který sestavil rozsáhlý fotografický atlas Mléčné dráhy. Tmavé skvrny nejprve v popisech svých fotografií nazýval „volná místa“ nebo dokonce „černé díry“ (ne v současném významu těchto slov), ale postupem času došel k závěru, že v tomto případě máme co do činění s oblaka absorbující hmoty, která nás blokuje od části hvězd Mléčné dráhy.

Přesvědčivé důkazy o tom, že k absorpci světla v Galaxii nedochází pouze v tmavých mracích, ale všude obecně, poprvé sesbíral (v roce 1930) další Američan Robert Trumpler. Upozornil na následující důležité okolnosti. Za prvé, světlo hvězdy je absorbováno tím silněji, čím dále je od nás hvězda. Za druhé, světlo procházející mezihvězdným prostorem se nejen pohltí, ale také zčervená (jako Slunce na obzoru), protože modré paprsky jsou absorbovány silněji než červené. A míra tohoto zarudnutí také roste se vzdáleností od hvězdy.

Z toho Trumpler usoudil, že pohlcující hmota se skládá z částic (prachových zrn) rozptýlených po celé Galaxii o velikosti o něco menší, než je vlnová délka viditelného světla. Tmavé mraky představují zvláště husté koncentrace těchto částic.

Zpočátku se předpokládalo, že mezihvězdné částice se skládají z ledu - v širokém slova smyslu, včetně nejen vodního ledu, ale i jiných zmrzlých plynů (amoniak, oxid uhličitý atd.) - a kondenzují na stejném místě, kde se nacházejí. pozorováno, tedy přímo mezi hvězdami. Tento předpoklad se zdál zcela přirozený, vezmeme-li v úvahu představy poloviny 20. století o obsahu atomů v mezihvězdném prostředí (ISM). Již v 60. letech však muselo být od těchto představ opuštěno.

Faktem je, že slova „modrá barva je absorbována silněji než červená“ popisují pouze obecnou závislost absorpce na vlnové délce. Na obecném pozadí nárůstu absorpce při přechodu na kratší vlnové délky může docházet k dalším poklesům této závislosti v důsledku skutečnosti, že různé látky mají schopnost absorbovat světlo v určitých spektrálních rozsazích účinněji. Například vodní led je zvláště dobrý při pohlcování infračerveného záření o vlnové délce asi 3 mikrony (µm).

Pokud se tedy na hvězdu podíváte skrz oblak ledových částic, můžete důvodně očekávat, že v jejím spektru dojde k propadu kolem 3 mikronů. Vodní led navíc silně pohlcuje ultrafialové záření s vlnovou délkou kratší než 160 nm, což znamená, že by se ve spektru téže hvězdy měl objevit i pokles v ultrafialové (UV) oblasti.

Pozorování v IR oblasti i pozorování v UV oblasti vyžadují dodatečné, někdy i značné úsilí. Dokud měli pozorovatelé přístup pouze k viditelné oblasti, model ledových částic nenarazil na žádné zvláštní rozpory. Jakmile se však pozorování rozšířila z viditelné oblasti oběma směry, bylo jasné, že stopy vodního ledu nebyly pozorovány ani v ultrafialovém, ani v IR záření, což znamená, že směs zmrzlých plynů, pokud jsou součástí složení zrn kosmického prachu , není jako hlavní součást.

Přesněji řečeno, je pozorován třímikronový pokles, ale pouze v případech, kdy světlo hvězdy v pozadí prochází hustými prachovými mračny, kde voda a další molekuly mohou zamrznout ve formě ledových plášťů na prachová zrna, která sama o sobě nejsou vyrobena z led.

Další absorpční charakteristiky v rozsahu UV a IR poskytly indikaci „pravého“ složení zrn kosmického prachu. Ukázalo se, že kosmický prach je zvláště účinný při „kradení“ fotonů s vlnovými délkami asi 200 nm a 10 mikronů ze spekter hvězd. Tato selektivita odráží některé vlastnosti chemického a minerálního složení prachových částic.

Koncem 60. let byla absorpce při 200 nm spojena s grafitem a absorpce při 10 μm (a některých dalších vlnových délkách) se silikátovými minerály. Na tomto základě vznikla myšlenka mezihvězdného prachu jako směsi grafitu (nebo jiného, ​​ale také obsahujícího uhlík) a silikátových částic. Tato myšlenka přetrvala dodnes, i když samozřejmě v opakovaně upravené a rozšířené podobě.

Dobrá věc na grafito-silikátovém modelu je, že nejen pomáhá vysvětlit povahu mezihvězdné absorpce, ale také vrhá určité světlo na původ prachových zrn. Nyní se většina odborníků domnívá, že je stále nemožné kondenzovat částice kamenného prachu ve studeném zředěném mezihvězdném plynu v rozumném časovém období; musíte hledat místo, které je hustší a teplejší.

Takovým místem se ukázaly být rozšířené atmosféry hvězd v posledních fázích evoluce. Zatímco hvězda jako Slunce je v rozkvětu, její atmosféra je příliš horká na to, aby v ní mohla existovat pevná látka. Na konci života hvězdy však její atmosféra nabobtná a ochladí se natolik, že je již možná kondenzace prachových částic, podobně jako kondenzace sazí v nedostatečně horkém plameni. Poté se nově vytvořená prachová zrna spolu s hmotou hvězdy rozptýlí po mezihvězdném prostoru.

Dlouho nebylo jasné, proč se prachové částice mohou shlukovat do velkých mraků. V 60. a 70. letech 20. století se však ukázalo, že prach je ve skutečnosti pouze nepatrnou příměsí (asi 1 % hmotnosti) hlavní složky mezihvězdné hmoty – plynu sestávajícího převážně z vodíku a helia.

K odhadu rozsahu obsahu plynu v ISM již nestačí pozorování ve viditelné části spektra: plyn téměř neabsorbuje světlo hvězd a sám září pouze v rádiovém dosahu. Je ho ale tolik, že svými pohyby úplně unáší prach. A tmavá prachová mračna ve skutečnosti nejsou ani špičkou ledovce, ale jen nepatrným povlakem, který prozrazuje přítomnost mnohem hmotnějších, ale neviditelných oblaků mezihvězdného plynu.

To samozřejmě neznamená, že prach lze při studiu vesmíru zanedbat. Za prvé je třeba při studiu hvězd vzít v úvahu její přítomnost, abychom hvězdě omylem nepřipisovali vlastnosti prachových zrn blokujících její záření. Za druhé, prach hraje důležitou roli v termoregulaci mezihvězdného média a působí jako výkonný chladič. Za třetí, ukázalo se, že je katalyzátorem mezihvězdných chemických reakcí, což umožňuje tvorbu složitých organických sloučenin. Za čtvrté, zrnka kosmického prachu slouží jako surovina pro vznik planet, na jedné z nich - skládající se z nesčetných zrnek kosmického prachu slepených dohromady - žijeme vy a já. Konečně uhlík, ze kterého jsme my sami, mohl být v minulosti součástí mezihvězdných zrn uhlíkového prachu.

Samozřejmě zůstává otevřená otázka, jakou roli hraje kosmický prach při vzniku života. Ale v každém případě musíme uznat, že uhelná fantazie středověkých námořníků se ukázala jako překvapivě vizionářská.

Kosmické rentgenové pozadí

Oscilace a vlny: Charakteristika různých oscilačních systémů (oscilátorů).

Roztržka vesmíru

Prachové cirkuplanetární komplexy: obr.4

Vlastnosti kosmického prachu

S. V. Bozhokin Petrohradská státní technická univerzita	Obsah

Úvod

Mnoho lidí s potěšením obdivuje nádhernou podívanou na hvězdnou oblohu, jeden z největších výtvorů přírody. Na jasné podzimní obloze je dobře vidět, jak se přes celou oblohu táhne slabě svítící pás, zvaný Mléčná dráha, který má nepravidelné obrysy s různou šířkou a jasem. Prozkoumáme-li dalekohledem Mléčnou dráhu, která tvoří naši Galaxii, ukáže se, že tento jasný pás se rozpadá na mnoho slabě svítících hvězd, které se pouhým okem spojují v nepřetržitou záři. Nyní je zjištěno, že Mléčná dráha se skládá nejen z hvězd a hvězdokup, ale také z mračen plynu a prachu.

Obrovský mezihvězdné mraky světelných zředěné plyny dostal jméno plynné difúzní mlhoviny. Jednou z nejznámějších je mlhovina v Souhvězdí Orion, který je viditelný i pouhým okem poblíž středu tří hvězd, které tvoří „meč“ Orionu. Plyny, které ji tvoří, září studeným světlem a znovu vyzařují světlo sousedních horkých hvězd. Složení plynných difúzních mlhovin tvoří převážně vodík, kyslík, helium a dusík. Takové plynné nebo difúzní mlhoviny slouží jako kolébka pro mladé hvězdy, které se rodí stejně, jako se kdysi narodila ta naše. Sluneční Soustava. Proces vzniku hvězd je nepřetržitý a hvězdy se tvoří dodnes.

V mezihvězdný prostor Pozorovány jsou také difúzní prachové mlhoviny. Tato oblaka jsou tvořena drobnými pevnými zrnky prachu. Pokud je v blízkosti prachové mlhoviny jasná hvězda, její světlo je touto mlhovinou rozptýleno a prachová mlhovina se stává přímo pozorovatelné(Obr. 1). Plynové a prachové mlhoviny mohou obecně absorbovat světlo hvězd za nimi, takže na obloze jsou často viditelné jako černé, zející díry na pozadí Mléčné dráhy. Takové mlhoviny se nazývají temné mlhoviny. Na obloze jižní polokoule je jedna velmi velká tmavá mlhovina, které navigátoři přezdívali Uhelný pytel. Mezi plynovými a prachovými mlhovinami není jasná hranice, takže jsou často pozorovány společně jako plynové a prachové mlhoviny.

Difuzní mlhoviny jsou pouze zhuštěním v tom extrémně vzácném mezihvězdná hmota, který byl pojmenován mezihvězdný plyn. Mezihvězdný plyn je detekován pouze při pozorování spekter vzdálených hvězd, což v nich způsobuje další plyn. Na velkou vzdálenost může dokonce i takto zředěný plyn absorbovat záření hvězd. Vznik a rychlý vývoj radioastronomie umožnilo detekovat tento neviditelný plyn pomocí rádiových vln, které vysílá. Obrovská tmavá mračna mezihvězdného plynu se skládají převážně z vodíku, který i při nízkých teplotách vyzařuje rádiové vlny o délce 21 cm.Tyto rádiové vlny se nerušeně šíří plynem a prachem. Byla to radioastronomie, která nám pomohla studovat tvar Mléčné dráhy. Dnes víme, že plyn a prach smíchaný s velkými shluky hvězd tvoří spirálu, jejíž větve, vystupující ze středu Galaxie, se ovinou kolem jejího středu a vytvoří něco podobného sépím s dlouhými chapadly zachycenými ve víru.

V současné době je obrovské množství hmoty v naší Galaxii ve formě plynových a prachových mlhovin. Mezihvězdná difúzní hmota je koncentrována v relativně tenké vrstvě v rovníková rovina náš hvězdný systém. Oblaka mezihvězdného plynu a prachu od nás blokují střed Galaxie. Kvůli oblakům kosmického prachu pro nás zůstávají desítky tisíc otevřených hvězdokup neviditelné. Jemný kosmický prach světlo hvězd nejen oslabuje, ale také deformuje spektrální složení. Světelné záření totiž při průchodu kosmickým prachem nejen slábne, ale také mění barvu. Absorpce světla kosmickým prachem závisí na vlnové délce, tedy na všech optické spektrum hvězdy Modré paprsky jsou absorbovány silněji a fotony odpovídající červené jsou absorbovány slaběji. Tento efekt vede k jevu zčervenání světla hvězd procházejících mezihvězdným prostředím.

Pro astrofyziky je velmi důležité studovat vlastnosti kosmického prachu a určit vliv, který tento prach má při studiu fyzikální vlastnosti astrofyzikálních objektů. Mezihvězdná absorpce a mezihvězdná polarizace světla, infračervené záření oblastí neutrálního vodíku, nedostatek chemické prvky v mezihvězdném prostředí, otázky vzniku molekul a zrození hvězd - ve všech těchto problémech hraje obrovskou roli kosmický prach, jehož vlastnosti jsou diskutovány v tomto článku.

Původ kosmického prachu

Zrna kosmického prachu vznikají hlavně v pomalu dosluhujících atmosférách hvězd - červené trpaslíky, stejně jako při výbušných procesech na hvězdách a prudkých výronech plynu z jader galaxií. Dalšími zdroji tvorby kosmického prachu jsou planetární a protohvězdné mlhoviny , hvězdné atmosféry a mezihvězdné mraky. Ve všech procesech tvorby zrn kosmického prachu teplota plynu klesá, když se plyn pohybuje směrem ven a v určitém bodě prochází rosným bodem, při kterém kondenzace par látek, tvořící jádra prachových zrn. Centry tvorby nové fáze jsou obvykle shluky. Klastry jsou malé skupiny atomů nebo molekul, které tvoří stabilní kvazi-molekulu. Při srážce s již vytvořeným jádrem prachového zrna se k němu mohou připojit atomy a molekuly, které buď vstoupí do chemických reakcí s atomy prachového zrna (chemisorpce), nebo dokončí tvorbu vznikajícího shluku. V nejhustších oblastech mezihvězdného prostředí, kde je koncentrace částic cm -3, může být růst prachových zrn spojen s koagulačními procesy, při kterých se prachová zrna mohou slepit, aniž by byla zničena. Koagulační procesy v závislosti na vlastnostech povrchu prachových zrn a jejich teplotách nastávají pouze tehdy, když ke srážkám mezi prachovými zrny dochází při nízkých relativních srážkových rychlostech.

Na Obr. Obrázek 2 ukazuje proces růstu shluků kosmického prachu pomocí přídavku monomerů. Výsledná amorfní částice kosmického prachu může být shluk atomů s fraktálními vlastnostmi. Fraktály jsou nazývány geometrické objekty: linie, plochy, prostorová tělesa, která mají vysoce členitý tvar a mají vlastnost sebepodobnosti. Sebepodobnost znamená nezměněné základní geometrické charakteristiky fraktální objekt při změně měřítka. Například obrazy mnoha fraktálových objektů se ukáží jako velmi podobné, když se rozlišení v mikroskopu zvýší. Fraktální shluky jsou vysoce rozvětvené porézní struktury vytvořené za vysoce nerovnovážných podmínek, když se pevné částice podobné velikosti spojí do jednoho celku. Za pozemských podmínek se fraktální agregáty získávají, když relaxace páry kovy v nerovnovážné podmínky, při tvorbě gelů v roztocích, při koagulaci částic v kouři. Model fraktální částice kosmického prachu je na Obr. 3. Všimněte si, že procesy koagulace prachových zrn probíhající v protohvězdných oblacích a plynové a prachové disky, jsou výrazně vylepšeny o turbulentní pohyb mezihvězdná hmota.

Zárodky zrn kosmického prachu, sestávající z žáruvzdorné prvky, o velikosti stovek mikronů, vznikají v obalech studených hvězd při plynulém výtoku plynu nebo při výbušných procesech. Taková jádra prachových zrn jsou odolná vůči mnoha vnějším vlivům.