Қандай процесс ғарыштық шаңның пайда болуына әкеледі. Тунгус метеоритін зерттеу бойынша KSE құжаттарының жинағы. Ғарыштық шаңның пайда болуы туралы теориялар
2003-2008 жылдар аралығында Бір топ ресейлік және австриялық ғалымдар әйгілі палеонтолог және Эйзенвурцен ұлттық саябағының кураторы Хайнц Кольманның қатысуымен 65 миллион жыл бұрын болған апатты зерттеді, бұл кезде жер бетіндегі барлық организмдердің 75% -дан астамы, соның ішінде динозаврлар. жойылып кетті. Көптеген зерттеушілер жойылу астероидтың соғуымен байланысты деп санайды, дегенмен басқа да көзқарастар бар.
Геологиялық кесінділердегі бұл апаттың іздері қалыңдығы 1-ден 5 см-ге дейінгі жұқа қара саз қабатымен бейнеленген.Осы учаскелердің бірі Австрияда, Шығыс Альпі тауларында, Гамс шағын қалашығы маңындағы ұлттық саябақта, Венадан оңтүстік-батысқа қарай 200 км жерде орналасқан. Осы секциядан алынған үлгілерді сканерлеуші электронды микроскоптың көмегімен зерттеу нәтижесінде жер жағдайында түзілмейтін және ғарыштық шаңға жатқызылатын ерекше пішіні мен құрамы бар бөлшектер анықталды.
Жердегі ғарыш шаңы
Алғаш рет Жердегі ғарыштық материяның іздері қызыл терең теңіз саздарында Челленджер (1872–1876) кемесінде Дүниежүзілік мұхит түбін зерттеген ағылшын экспедициясымен табылды. Оларды 1891 жылы Мюррей мен Ренар сипаттаған. Тынық мұхитының оңтүстігіндегі екі станцияда диаметрі 100 микронға дейінгі ферромарганец түйіндері мен магниттік микросфера үлгілері табылды, олар кейінірек «ғарыштық шарлар» деп аталды. 4300 м. Алайда Челленджер экспедициясы қалпына келтірген темір микросфералары соңғы жылдары ғана жан-жақты зерттелді. Шарлар 90% металл темірден, 10% никельден тұрады және олардың беті темір оксидінің жұқа қабығымен жабылған.
Күріш. 1. Гамс 1 секциясынан алынған монолит, сынама алуға дайындалған. Латын әріптері әртүрлі жастағы қабаттарды білдіреді. Металл микросфералар мен пластинкалардың жинақталуы табылған бор және палеоген кезеңдері арасындағы өтпелі саз қабаты (жасы шамамен 65 миллион жыл) «J» әрпімен белгіленген. Суретті түсірген А.Ф. Грачева
Терең теңіз саздарында жұмбақ шарлардың ашылуы, шын мәнінде, Жердегі ғарыштық заттарды зерттеудің бастамасы болып табылады. Дегенмен, зерттеушілер арасында бұл мәселеге қызығушылықтың жарылуы ғарыш аппараттарының алғашқы ұшырылуынан кейін орын алды, оның көмегімен Айдың топырағы мен Күн жүйесінің әртүрлі бөліктерінен шаң бөлшектерінің үлгілерін таңдау мүмкін болды. Қ.П.-ның еңбектері де маңызды болды. Тунгус апатының іздерін зерттеген Флоренский (1963) және Е.Л. Кринов (1971), Сихоте-Алин метеориті құлаған жерде метеорлық шаңды зерттеген.
Зерттеушілердің металл микросфераларына деген қызығушылығы олардың әртүрлі жастағы және шығу тегіндегі шөгінді жыныстарды ашуына әкелді. Металл микросфералары Антарктида мен Гренландия мұзында, терең мұхит шөгінділері мен марганец түйіндерінде, шөлдер мен жағалау жағажайларындағы құмдарда табылған. Олар жиі метеорит кратерлерінің ішінде және жанында кездеседі.
Соңғы онжылдықта әр түрлі жастағы шөгінді жыныстарда: төменгі кембрийден (шамамен 500 млн. жыл бұрын) қазіргі түзілімдерге дейін жерден тыс шыққан металл микросфералар табылды.
Ежелгі кен орындарындағы микросфералар мен басқа бөлшектер туралы деректер ғарыштық заттардың Жерге жеткізілуінің біркелкі немесе біркелкі еместігін, ғарыштан Жерге келетін бөлшектердің құрамының өзгеруін, сондай-ақ бастапқы заттардың көлемін бағалауға мүмкіндік береді. осы заттың көздері. Бұл маңызды, өйткені бұл процестер жердегі тіршіліктің дамуына әсер етеді. Бұл сұрақтардың көпшілігі әлі де шешілмейді, бірақ деректердің жинақталуы және оларды жан-жақты зерттеу оларға жауап беруге мүмкіндік беретіні сөзсіз.
Қазір белгілі болғандай, Жер орбитасында айналатын шаңның жалпы массасы шамамен 1015 тонна.Жер бетіне жыл сайын 4-тен 10 мың тоннаға дейін ғарыштық заттар түседі. Жер бетіне түсетін заттардың 95%-ы көлемі 50–400 мкм болатын бөлшектерден тұрады. Ғарыштық заттардың Жерге келу жылдамдығы уақыт өте келе қалай өзгеретіні туралы мәселе соңғы 10 жылда жүргізілген көптеген зерттеулерге қарамастан, бүгінгі күнге дейін даулы болып отыр.
Ғарыштық шаң бөлшектерінің өлшеміне сүйене отырып, планетааралық ғарыштық шаңның өзі қазіргі уақытта 30 микроннан аз және 50 микроннан үлкен микрометеориттермен ерекшеленеді. Бұдан бұрын да Е.Л. Кринов жер бетінен балқыған метеорит денесінің ең кішкентай фрагменттерін микрометеориттер деп атауды ұсынды.
Ғарыштық шаң мен метеорит бөлшектерін ажыратудың қатаң критерийлері әлі әзірленбеген, тіпті біз зерттеген Гамс бөлімінің мысалын пайдалана отырып, метал бөлшектері мен микросфералардың пішіні мен құрамы бойынша қолданыстағы жіктеулерде қарастырылғаннан гөрі әртүрлі екендігі көрсетілген. Бөлшектердің керемет дерлік сфералық пішіні, металдық жылтырлығы және магниттік қасиеттері олардың ғарыштық шығу тегінің дәлелі ретінде қарастырылды. Геохимик Е.В. Соботович, «Зерттелетін материалдың космогенділігін бағалаудың жалғыз морфологиялық критерийі - балқытылған шарлардың, соның ішінде магниттік шарлардың болуы». Дегенмен, өте алуан түрлі формадан басқа, заттың химиялық құрамы түбегейлі маңызды. Зерттеушілер ғарыштық шыққан микросфералармен қатар жанартаулық белсенділікке, бактериялық белсенділікке немесе метаморфизмге байланысты әртүрлі шыққан шарлардың үлкен саны бар екенін анықтады. Вулканогендік шығу тегі қара микросфералардың идеалды сфералық пішінге ие болу ықтималдығы әлдеқайда аз және титанның (Ti) жоғары қоспасы (10% -дан астам) бар екендігі туралы деректер бар.
Шығыс Альпідегі Гамс секциясында геологтардың ресейлік-австриялық тобы және Вена телевидениесінің түсіру тобы. Алдыңғы қатарда – А.Ф.Грачев
Ғарыштық шаңның шығу тегі
Ғарыштық шаңның пайда болуы әлі күнге дейін пікірталас тақырыбы болып табылады. Профессор Е.В. Соботович ғарыштық шаң 1973 жылы Б.Ю. қарсы болған бастапқы протопланетар бұлтының қалдықтарын көрсете алады деп есептеді. Левин және А.Н. Симоненко, ұсақ дисперсті материя ұзақ өмір сүре алмайды деп есептеді («Жер және ғалам», 1980, No6).
Тағы бір түсініктеме бар: ғарыштық шаңның пайда болуы астероидтар мен кометалардың жойылуымен байланысты. Е.В. Соботович, егер Жерге түсетін ғарыштық шаңның мөлшері уақыт өте келе өзгермейтін болса, онда Б.Ю. Левин және А.Н. Симоненко.
Көптеген зерттеулерге қарамастан, бұл іргелі сұраққа жауап қазіргі уақытта берілмейді, өйткені сандық бағалаулар өте аз және олардың дәлдігі даулы. Жақында NASA бағдарламасы бойынша стратосферада сынама алынған ғарыштық шаң бөлшектерінің изотоптық зерттеулерінің деректері күн бұрын пайда болған бөлшектердің болуын болжайды. Бұл шаңның құрамында көміртегі мен азот изотоптары негізінде олардың пайда болуын Күн жүйесі пайда болғанға дейінгі кезеңге жатқызуға мүмкіндік беретін алмаз, моиссанит (кремний карбиді) және корунд сияқты минералдар табылды.
Ғарыштық шаңды геологиялық контексте зерттеудің маңыздылығы айқын. Бұл мақалада Шығыс Альпідегі (Австрия) Гамс учаскесінен бор-палеоген шекарасындағы (65 миллион жыл бұрын) саздардың өтпелі қабатындағы ғарыштық материяны зерттеудің алғашқы нәтижелері берілген.
Gams бөлімінің жалпы сипаттамасы
Ғарыштық тектес бөлшектер бор және палеоген арасындағы өтпелі қабаттардың бірнеше учаскелерінен алынған (неміс тіліндегі әдебиетте – К/Т шекарасы), Альпі тауының Гамс ауылының маңында орналасқан, осы шекараны аттас өзен ашады. бірнеше жерде.
Гамс 1 учаскесінде К/Т шекарасы өте жақсы көрінетін төбеден монолит кесілген. Оның биіктігі 46 см, ені 30 см төменгі және 22 см, қалыңдығы 4 см. Кесінді жалпы зерттеу үшін монолит бір-бірінен 2 см қашықтықта (төменнен жоғарыға) белгіленген қабаттарға бөлінген. латын әліпбиінің әріптері (A, B ,C...W) және әрбір қабаттың ішінде, сондай-ақ әрбір 2 см сайын сандармен (1, 2, 3 және т.б.) таңбалар жасалады. К/Т шекарасындағы J өтпелі қабаты толығырақ зерттелді, мұнда қалыңдығы шамамен 3 мм болатын алты қосалқы қабат анықталды.
Gams 1 бөлімінде алынған зерттеу нәтижелері басқа Gams 2 бөлімін зерттеуде негізінен қайталанды. Зерттеулер кешені жұқа кесінділер мен мономинералды фракцияларды зерттеуді, олардың химиялық талдауын, сонымен қатар рентгендік флуоресценцияны, нейтрондардың активтенуін қамтиды. және рентгендік құрылымдық талдаулар, гелийдің, көміртегінің және оттегінің изотоптық талдауы, микрозонд көмегімен минералдардың құрамын анықтау, магнитоминерологиялық талдау.
Микробөлшектердің әртүрлілігі
Гамс учаскесіндегі бор және палеоген арасындағы өтпелі қабаттан темір және никель микросфералары: 1 – Кедір-бұдыр торлы-түйірлі беті бар Fe микросферасы (өтпелі қабат J жоғарғы бөлігі); 2 – дөрекі бойлық параллель беті бар Fe микросферасы (өтпелі қабат J төменгі бөлігі); 3 – кристаллографиялық кесілген элементтері және өрескел ұяшықты-торлы беттік құрылымы (М қабаты) бар Fe микросферасы; 4 – жұқа торлы беті бар Fe микросферасы (өтпелі қабат J жоғарғы бөлігі); 5 – бетінде кристаллиттер бар Ni микросфера (өтпелі қабат J жоғарғы бөлігі); 6 – бетінде кристаллиттер бар агломерацияланған Ni микросфераларының агрегаты (өтпелі қабат J жоғарғы бөлігі); 7 – микроалмастары бар Ni микросфераларының агрегаты (С; өтпелі қабаттың жоғарғы бөлігі J); 8, 9 – Шығыс Альпідегі Гамс учаскесіндегі бор және палеоген арасындағы өтпелі қабаттан металл бөлшектерінің тән формалары.
Саздың екі геологиялық шекара арасындағы өтпелі қабатында – бор және палеоген, сондай-ақ Гамс учаскесінде жатқан палеоцен шөгінділерінде екі деңгейде көптеген металл бөлшектері мен ғарыштық текті микросфералар табылды. Олар пішіні, беттік құрылымы және химиялық құрамы бойынша әлемнің басқа аймақтарындағы осы дәуірдегі өтпелі саз қабаттарынан бұрыннан белгілі болған кез келген нәрсеге қарағанда әлдеқайда әртүрлі.
Гамс бөлімінде ғарыштық материя әртүрлі пішіндегі ұсақ бөлшектермен бейнеленген, олардың ішінде 98% таза темірден тұратын мөлшері 0,7-ден 100 микронға дейінгі магниттік микросфералар ең көп таралған. Шар тәрізді немесе микросферула түріндегі мұндай бөлшектер J қабатында ғана емес, одан да жоғары, палеоцен саздарында (К және М қабаттары) көп мөлшерде кездеседі.
Микросфералар таза темірден немесе магнетиттен тұрады, олардың кейбіреулерінде хром (Cr), темір мен никель қорытпасы (awareuite), сонымен қатар таза никель (Ni) бар. Кейбір Fe-Ni бөлшектерінің құрамында молибден (Mo) қоспалары бар. Олардың барлығы алғаш рет бор және палеоген арасындағы өтпелі саз қабатында табылды.
Біз бұрын-соңды никель мөлшері жоғары және молибденнің айтарлықтай қоспасы бар бөлшектерді, хромы бар микросфераларды және бұрандалы темір бөліктерін кездестірмедік. Гамсадағы саздың өтпелі қабатында металдық микросфералар мен бөлшектерден басқа, Ni-шпинель, таза Ni микросфералары бар микроалмас, сонымен қатар астындағы және үстіңгі шөгінділерде кездеспейтін Au және Cu жыртылған пластиналары табылды. .
Микробөлшектердің сипаттамасы
Гамс учаскесіндегі металл микросфералары үш стратиграфиялық деңгейде болады: өтпелі саз қабатында әртүрлі пішіндегі темір бөлшектері шоғырланған, К қабатының үстінде жатқан ұсақ түйіршікті құмтастарда, ал үшінші деңгей М қабатының алевролиттерінен түзілген.
Кейбір шарлардың беті тегіс, басқалары торлы-түйірлі бетті, ал басқалары шағын көпбұрышты тормен немесе бір негізгі жарықшақтан созылған параллель жарықтар жүйесімен жабылған. Олар қуыс, қабық тәрізді, саз минералымен толтырылған және ішкі концентрлі құрылымға ие болуы мүмкін. Металл бөлшектері мен Fe микросфералары өтпелі саз қабатында кездеседі, бірақ негізінен төменгі және орта горизонттарда шоғырланған.
Микрометеориттер – таза темір немесе темір-никель қорытпасының Fe-Ni (аваруит) балқытылған бөлшектері; олардың өлшемдері 5-тен 20 микронға дейін. Көптеген аваруит бөлшектері J өтпелі қабатының жоғарғы деңгейінде шектелген, ал таза темірлі бөлшектер өтпелі қабаттың төменгі және жоғарғы бөліктерінде болады.
Көлденең кесек беті бар пластиналар түріндегі бөлшектер тек темірден тұрады, олардың ені 10–20 мкм, ұзындығы 150 мкм дейін. Олар аздап доға тәрізді және J өтпелі қабатының негізінде орналасады. Оның төменгі бөлігінде Mo қоспасы бар Fe-Ni тақталары да кездеседі.
Темір мен никель қорытпасынан жасалған пластиналар ұзартылған пішінді, сәл қисық, бетінде бойлық ойықтары бар, өлшемдері ұзындығы 70-150 мкм, ені шамамен 20 мкм. Олар өтпелі қабаттың төменгі және ортаңғы бөліктерінде жиі кездеседі.
Бойлық ойықтары бар темір пластиналар пішіні мен өлшемі бойынша Ni-Fe қорытпасының пластиналарымен бірдей. Олар өтпелі қабаттың төменгі және ортаңғы бөліктерімен шектеледі.
Пішіні кәдімгі спираль тәрізді және ілмек тәрізді иілген таза темір бөлшектері ерекше қызығушылық тудырады. Олар негізінен таза Fe, сирек Fe-Ni-Mo қорытпасынан тұрады. Спиральды темір бөлшектері J өтпелі қабатының жоғарғы бөлігінде және оның үстінде жатқан құмтас қабатында (К қабаты) кездеседі. Дж өтпелі қабатының табанынан спираль тәрізді Fe-Ni-Mo бөлшектері табылды.
J өтпелі қабатының жоғарғы бөлігінде Ni микросфераларымен біріктірілген бірнеше микроалмас түйіршіктері болды. Екі аспапта (толқындық және энергетикалық дисперсиялық спектрометрлермен) жүргізілген никель шарларын микрозондтық зерттеулер бұл шарлар никель оксидінің жұқа қабықшасының астында таза дерлік никельден тұратынын көрсетті. Барлық никель шарларының бетінде мөлшері 1–2 мкм айқын егіздері бар мөлдір кристаллиттер бар. Жақсы кристалданған беті бар шарлар түріндегі мұндай таза никель магмалық тау жыныстарында да, метеориттерде де кездеспейді, мұнда никель міндетті түрде айтарлықтай мөлшерде қоспаларды қамтиды.
Гамс 1 секциясынан монолитті зерттеу кезінде таза Ni шарлары J өтпелі қабатының ең жоғарғы бөлігінде ғана табылды (оның ең жоғарғы бөлігінде - қалыңдығы 200 мкм-ден аспайтын өте жұқа шөгінді қабат J 6) , және термагниттік талдауға сәйкес металдық никель J4 ішкі қабатынан бастап өтпелі қабатта болады. Мұнда Ni шарларымен қатар гауһар тастар да табылды. Ауданы 1 см2 текшеден алынған қабатта табылған гауһар түйіршіктерінің саны ондаған (өлшемдері микрон фракцияларынан ондаған микронға дейін) және бірдей мөлшердегі никель шарлары жүздеген.
Үстіңгі қабаттан тікелей алынған жоғарғы өтпелі қабат үлгілері дәннің бетінде ұсақ никель бөлшектері бар гауһар тастар анықталды. J қабатының осы бөлігінен алынған сынамаларды зерттеген кезде минералды моиссаниттің де анықталғаны маңызды. Бұған дейін Мексикадағы бор-палеоген шекарасындағы өтпелі қабатта микроалмас табылған болатын.
Басқа аймақтардан табады
Концентрлі ішкі құрылымы бар Гамс микросфералары Тынық мұхитының терең теңіз саздарында Челленджер экспедициясы алған микросфералармен ұқсас.
Жиектері балқытылған, сондай-ақ спиральдар және қисық ілгектер мен пластиналар түріндегі темір бөлшектері Жерге түсетін метеориттердің жойылу өнімдеріне өте ұқсас, оларды метеориттік темір деп санауға болады. Бұл санатқа аваруит пен таза никельдің бөлшектерін де қосуға болады.
Қисық темір бөлшектері Пеленің көз жасының әртүрлі пішіндеріне ұқсайды - жанартаулар атқылау кезінде желдеткіш саңылаудан сұйық күйде шығатын лава тамшылары (лапиллалар).
Осылайша, Гамсадағы өтпелі саз қабаты гетерогенді құрылымға ие және екі бөлікке анық бөлінген. Төменгі және ортаңғы бөліктерде темір бөлшектері мен микросфералар басым болса, қабаттың жоғарғы бөлігінде никельмен байытылған: аваруит бөлшектері және алмастары бар никель микросфералары. Бұл балшықтағы темір мен никель бөлшектерінің таралуымен ғана емес, сонымен қатар химиялық және термомагниттік талдау деректерімен де расталады.
Термомагниттік талдау және микрозондтық талдау деректерін салыстыру никельдің, темірдің және олардың қорытпасының J қабатында таралуының шектен тыс біркелкі еместігін көрсетеді, алайда термомагниттік талдау нәтижелері бойынша таза никель J4 қабатынан ғана жазылады. Бір қызығы, спираль тәрізді темір негізінен J қабатының жоғарғы бөлігінде кездеседі және оның үстіндегі K қабатында да табыла береді, алайда бұл жерде изометриялық немесе пластинкалы пішінді Fe, Fe-Ni бөлшектері аз.
Гамсадағы саздың өтпелі қабатында көрінетін темір, никель, иридийдегі мұндай айқын дифференциация басқа аймақтарда да кездесетінін атап өтеміз. Осылайша, Американың Нью-Джерси штатында өтпелі (6 см) сфералық қабатта иридий аномалиясы оның негізінде күрт көрінді және соққы минералдары осы қабаттың тек жоғарғы (1 см) бөлігінде шоғырланған. Гаитиде бор-палеоген шекарасында және сфералық қабаттың ең жоғарғы бөлігінде Ni және соққылы кварцтың күрт байытылуы байқалады.
Жер үшін фондық құбылыс
Табылған Fe және Fe-Ni сфераларының көптеген ерекшеліктері Челленджер экспедициясы Тынық мұхитының терең теңіз саздарында, Тунгуска апаты аймағында және Сихоте-Алин метеоритінің құлау орындарында ашқан шарларға ұқсас. және Жапониядағы Нио метеориті, сондай-ақ әлемнің көптеген аймақтарындағы әртүрлі жастағы шөгінді жыныстарда. Тунгуска апаты және Сихоте-Алин метеоритінің құлау аймақтарын қоспағанда, барлық басқа жағдайларда тек сферулалар ғана емес, сонымен қатар таза темірден (кейде хром бар) және никель-темірден тұратын әртүрлі морфологиядағы бөлшектердің түзілуі байқалады. қорытпа, соққы оқиғасымен байланысы жоқ. Біз мұндай бөлшектердің пайда болуын ғарыштық планетааралық шаңның Жер бетіне түсуі нәтижесінде қарастырамыз - бұл Жер пайда болғаннан бері үздіксіз жалғасып келе жатқан және өзіндік фондық құбылысты білдіретін процесс.
Гамс бөлімінде зерттелген көптеген бөлшектер құрамы бойынша Сихоте-Алин метеоритінің құлаған жеріндегі метеорит затының көлемдік химиялық құрамына жақын (Е.Л.Кринов бойынша ол 93,29% темір, 5,94% никель, 0,38%). кобальт).
Кейбір бөлшектерде молибденнің болуы күтпеген жағдай емес, өйткені метеориттердің көптеген түрлері оны қамтиды. Метеориттердегі (темір, тасты және көміртекті хондриттер) молибден мөлшері 6-7 г/т аралығында. Ең маңыздысы Альенде метеоритінен молибдениттің келесі құрамдағы (мас.%) металл қорытпасына қосынды түрінде ашылуы болды: Fe – 31,1, Ni – 64,5, Co – 2,0, Cr – 0,3, V – 0,5, P – 0,1. Айта кету керек, «Луна-16», «Луна-20» және «Луна-24» автоматты стансалары сынаған ай шаңында да табиғи молибден мен молибденит табылған.
Жақсы кристалданған беті бар таза никельдің бірінші табылған шарлары магмалық тау жыныстарында да, никельде міндетті түрде көп мөлшерде қоспалар болатын метеориттерде де белгісіз. Никель шарларының бетінің бұл құрылымы астероид (метеорит) құлаған жағдайда пайда болуы мүмкін, бұл энергияның бөлінуіне әкелді, бұл құлаған дененің материалын ерітіп қана қоймай, оны булануға мүмкіндік берді. Металл булары жарылыс кезінде кристалдану орын алған үлкен биіктікке (мүмкін ондаған километрге) көтерілуі мүмкін.
Никельді металл шарлармен бірге аваруиттен (Ni3Fe) тұратын бөлшектер табылды. Олар метеорлық шаңға жатады, ал балқыған темір бөлшектерін (микрометеориттер) «метеорит шаңы» деп санау керек (Е.Л.Криновтың терминологиясы бойынша). Никель шарларымен бірге табылған алмаз кристалдары, бәлкім, метеориттің келесі салқындату кезінде бір бу бұлтынан алынған абляциясы (балқу және булану) нәтижесінде болуы мүмкін. Синтетикалық алмастар графит-алмаз фазасының тепе-теңдік сызығының үстіндегі металдар балқымасындағы (Ni, Fe) көміртегі ерітіндісінен өздігінен кристалдану жолымен монокристалдар, олардың өзара өсінділері, егіздері, поликристалды агрегаттары, қаңқасы түрінде алынатыны белгілі. кристалдар, ине тәрізді кристалдар, дұрыс емес дәндер. Алмаз кристалдарының аталған типоморфтық белгілерінің барлығы дерлік зерттелген үлгіде табылды.
Бұл эксперименттерде никель балқымасындағы көміртегі ерітіндісінен салқындаған кезде никель-көміртекті буының бұлтында алмас кристалдану және өздігінен кристалдану процестері ұқсас деген қорытынды жасауға мүмкіндік береді. Дегенмен, алмаздың табиғаты туралы соңғы қорытындыны егжей-тегжейлі изотоптық зерттеулерден кейін жасауға болады, ол үшін заттың жеткілікті үлкен мөлшерін алу қажет.
Осылайша, бор-палеоген шекарасындағы өтпелі саз қабатындағы ғарыштық затты зерттеу оның барлық бөліктерінде (J1 қабатынан J6 қабатына дейін) болуын көрсетті, бірақ әсер ету оқиғасының белгілері J4 қабатынан ғана тіркеледі, оның жасы 65-те. миллион жыл. Ғарыштық шаңның бұл қабатын динозаврлардың өлген уақытымен салыстыруға болады.
А.Ф.ГРАЧЕВ Геология-минералогия ғылымдарының докторы, В.А.ЦЕЛЬМОВИЧ физика-математика ғылымдарының кандидаты, Жер физикасы институты РҒА (ИПЗ РҒА), О.А.КОРЧАГИН геология-минералогия ғылымдарының кандидаты, Ресей Ғылым академиясының Геология институты (РГИНАС) ).
«Жер және ғалам» журналы No5 2008 ж.
Сәлеметсіз бе. Бұл лекцияда біз сіздермен шаң туралы сөйлесеміз. Бірақ бөлмелеріңізде жиналатын түр туралы емес, ғарыштық шаң туралы. Бұл не?
Ғарыштық шаң Ғаламның кез келген жерінде кездесетін қатты заттың өте кішкентай бөлшектері, соның ішінде метеорит шаңы мен жұлдыз аралық зат, олар жұлдыз сәулесін жұтып, галактикаларда қараңғы тұмандықтарды түзе алады. Кейбір теңіз шөгінділерінде диаметрі 0,05 мм-ге жуық сфералық шаң бөлшектері кездеседі; Бұл жер шарына жыл сайын түсетін 5000 тонна ғарыштық шаңның қалдықтары деген болжам бар.
Ғалымдар ғарыштық шаң ұсақ қатты денелердің соқтығысуы мен жойылуынан ғана емес, сонымен қатар жұлдыз аралық газдың конденсациясынан да пайда болады деп есептейді. Ғарыштық шаң өзінің шығу тегі бойынша ерекшеленеді: шаң галактикааралық, жұлдызаралық, планетааралық және айналмалы (әдетте сақина жүйесінде) болуы мүмкін.
Ғарыштық шаң түйіршіктері негізінен жұлдыздардың баяу сөнетін атмосферасында - қызыл ергежейлілерде, сондай-ақ жұлдыздардағы жарылыс процестерінде және галактикалардың өзектерінен газдың күшті лақтырылуы кезінде пайда болады. Ғарыштық шаңның басқа көздеріне планеталық және протожұлдыздық тұмандықтар, жұлдыздық атмосфералар және жұлдыз аралық бұлттар жатады.
Құс жолын құрайтын жұлдыздар қабатында орналасқан бүкіл ғарыштық шаң бұлттары бізге алыстағы жұлдыз шоғырларын байқауға кедергі жасайды. Pleiades сияқты жұлдыздар шоғыры толығымен шаң бұлтына батырылады. Бұл шоғырдағы ең жарық жұлдыздар түнде тұманды жарықтандыратын шам сияқты шаңды жарықтандырады. Ғарыштық шаң шағылысқан жарық арқылы ғана жарқырайды.
Ғарыштық шаң арқылы өтетін көк сәулелер қызыл сәулелерге қарағанда әлсірейді, сондықтан бізге жеткен жұлдыз сәулесі сарғыш немесе тіпті қызыл болып көрінеді. Әлемдік кеңістіктің барлық аймақтары ғарыштық шаңның әсерінен бақылау үшін жабық күйінде қалады.
Планетааралық шаң, кем дегенде, салыстырмалы түрде Жерге жақын, әділ зерттелген зат. Күн жүйесінің бүкіл кеңістігін толтырып, оның экваторының жазықтығына шоғырланған ол негізінен астероидтардың кездейсоқ соқтығысуы және Күнге жақындаған кометалардың жойылуы нәтижесінде дүниеге келді. Шаңның құрамы, шын мәнінде, Жерге түсетін метеориттердің құрамынан ерекшеленбейді: оны зерттеу өте қызықты, және бұл салада әлі де көптеген жаңалықтар ашылады, бірақ нақты ештеңе жоқ сияқты. интрига осында. Бірақ осы ерекше шаңның арқасында батыста күн батқаннан кейін немесе шығыста күн шыққанға дейін жақсы ауа-райында сіз көкжиектен жоғары ақшыл жарық конусын таңдай аласыз. Бұл зодиакальды жарық деп аталады - кішкентай ғарыштық шаң бөлшектерімен шашыраңқы күн сәулесі.
Жұлдызаралық шаң әлдеқайда қызықты. Оның айрықша ерекшелігі - қатты ядро мен қабықтың болуы. Өзегі негізінен көміртек, кремний және металдардан тұратын сияқты. Ал қабық негізінен ядроның бетіне мұздатылған, жұлдызаралық кеңістіктің «терең мұздату» жағдайында кристалданған газ тәрізді элементтерден тұрады және бұл шамамен 10 кельвин, сутегі және оттегі. Дегенмен, күрделірек молекулалардың қоспалары бар. Бұл аммиак, метан және тіпті көп атомды органикалық молекулалар, олар шаңның дақтарына жабысады немесе кезбелер кезінде оның бетінде пайда болады. Бұл заттардың кейбіреулері, әрине, оның бетінен ұшып кетеді, мысалы, ультракүлгін сәулеленудің әсерінен, бірақ бұл процесс қайтымды - кейбіреулері ұшып кетеді, басқалары қатып қалады немесе синтезделеді.
Егер галактика пайда болса, онда шаңның қайдан шығатыны ғалымдарға негізінен түсінікті. Оның ең маңызды көздері - жаңа және суперновалар, олар массасының бір бөлігін жоғалтады, қабықты қоршаған кеңістікке «төгеді». Сонымен қатар, шаң да қызыл алыптардың кеңейетін атмосферасында туады, ол жерден радиациялық қысыммен жойылады. Олардың салқынында, жұлдыздардың, атмосфераның стандарттары бойынша (шамамен 2,5 - 3 мың кельвин) салыстырмалы түрде күрделі молекулалар өте көп.
Бірақ бұл жерде әлі шешілмеген жұмбақ бар. Шаңды жұлдыздардың эволюциясының жемісі деп санаған. Басқаша айтқанда, жұлдыздар туып, біраз уақыт өмір сүріп, қартаюы және, айталық, соңғы супернова жарылысында шаң шығаруы керек. Бірақ алдымен не болды - жұмыртқа ма, тауық па? Жұлдыздың дүниеге келуіне қажетті алғашқы шаң немесе қандай да бір себептермен шаңның көмегінсіз дүниеге келген алғашқы жұлдыз қартайып, жарылып, ең алғашқы шаңды құрады.
Басында не болды? Өйткені, Үлкен жарылыс 14 миллиард жыл бұрын болған кезде, Әлемде тек сутегі мен гелий болған, басқа элементтер жоқ! Дәл сол кезде олардан алғашқы галактикалар, үлкен бұлттар және оларда ұзақ өмір жолынан өтуге тура келген алғашқы жұлдыздар пайда бола бастады. Жұлдыздардың өзектеріндегі термоядролық реакциялар күрделірек химиялық элементтерді «пісіріп», сутегі мен гелийді көміртегіге, азотқа, оттегіге және т.б. айналдыруы керек, содан кейін жұлдыз оның бәрін ғарышқа лақтырып, жарылып немесе біртіндеп төгілуі керек еді. қабық. Бұл масса кейін суытып, суытып, ақырында шаңға айналуы керек болды. Бірақ Үлкен жарылыстан кейін 2 миллиард жыл өткен соң, ең алғашқы галактикаларда шаң пайда болды! Телескоптардың көмегімен ол бізден 12 миллиард жарық жылы қашықтықта орналасқан галактикаларда табылды. Сонымен қатар, 2 миллиард жыл - бұл жұлдыздың толық өмір сүру циклі үшін тым қысқа кезең: бұл уақыт ішінде көптеген жұлдыздардың қартаюға уақыты болмайды. Жас Галактикада шаң қайдан пайда болды, егер ол жерде сутегі мен гелийден басқа ештеңе болмаса, бұл жұмбақ.
Уақытқа қарап профессор сәл жымиды.
Бірақ сіз бұл жұмбақты үйде шешуге тырысасыз. Тапсырманы жазып алайық.
Үй жұмысы.
1. Бірінші не келгенін ойлап көріңіз, бірінші жұлдыз ма әлде шаң ма?
Қосымша тапсырма.
1. Шаңның кез келген түрі туралы есеп (жұлдызаралық, планетааралық, айналмалы, галактикааралық)
2. Эссе. Өзіңізді ғарыштық шаңды зерттеу міндеті жүктелген ғалым ретінде елестетіңіз.
3. Суреттер.
Үйде жасалған студенттерге тапсырма:
1. Шаң ғарышта не үшін қажет?
Қосымша тапсырма.
1. Шаңның кез келген түрі туралы хабарлаңыз. Мектептің бұрынғы оқушылары ережелерді есте сақтайды.
2. Эссе. Ғарыштық шаңның жоғалуы.
3. Суреттер.
Supernova SN2010jl Фото: NASA/STScI
Алғаш рет астрономдар нақты уақыт режимінде сверхнованың тікелей маңында ғарыштық шаңның пайда болуын байқады, бұл оларға екі кезеңде болатын бұл жұмбақ құбылысты түсіндіруге мүмкіндік берді. Процесс жарылыстан кейін көп ұзамай басталады, бірақ көптеген жылдар бойы жалғасады, деп жазады зерттеушілер Nature журналында.
Біз бәріміз жұлдыз шаңынан, жаңа аспан денелері үшін құрылыс материалы болып табылатын элементтерден жасалғанбыз. Астрономдар бұл шаң жұлдыздар жарылған кезде пайда болады деп бұрыннан болжаған. Бірақ бұл қалай жүзеге асады және белсенді белсенділік жүріп жатқан галактикалардың маңында шаң бөлшектері қалай жойылмайды, осы уақытқа дейін жұмбақ күйінде қалды.
Бұл сұрақ бірінші рет Чилидің солтүстігіндегі Параналь обсерваториясында өте үлкен телескоптың көмегімен жасалған бақылаулар арқылы нақтыланды. Данияның Орхус университетінен Криста Галл бастаған халықаралық зерттеу тобы 2010 жылы 160 миллион жарық жылы қашықтықтағы галактикада пайда болған супернованы зерттеді. Зерттеушілер айлар мен алғашқы жылдарды X-Shooter спектрографы арқылы көрінетін және инфрақызыл жарықта SN2010jl каталог нөмірін бақылаған.
«Біз бақылау деректерін біріктірген кезде, біз супернованың айналасындағы шаңда әртүрлі толқын ұзындығының жұтылуының алғашқы өлшемін жасай алдық», - деп түсіндіреді Галл. «Бұл бізге осы шаң туралы бұрын белгілі болғаннан да көбірек білуге мүмкіндік берді.» Бұл шаң түйіршіктерінің әртүрлі өлшемдерін және олардың түзілуін егжей-тегжейлі зерттеуге мүмкіндік берді.
Аса жаңа жұлдызға жақын жерде шаң екі кезеңде пайда болады.Фото: © ESO/M. Корнмессер
Белгілі болғандай, жұлдыздың айналасындағы тығыз материалда миллиметрдің мыңнан бір бөлігінен асатын шаң бөлшектері салыстырмалы түрде тез пайда болады. Бұл бөлшектердің өлшемдері ғарыштық шаң түйірлері үшін таңқаларлық үлкен, бұл оларды галактикалық процестердің бұзылуына төзімді етеді. Копенгаген университетінің авторларының бірі Йенс Хьорт: «Асыл жаңа жарылыстан кейін көп ұзамай үлкен шаң бөлшектерінің пайда болғаны туралы біздің дәлеліміз олардың пайда болуының жылдам және тиімді жолы болуы керек дегенді білдіреді», - деп қосты Копенгаген университетінен. «Бірақ біз әлі түсінбейміз. бұл дәл қалай болады ».
Дегенмен, астрономдарда өздерінің бақылауларына негізделген теория бар. Оның негізінде шаң түзілуі 2 кезеңде жүреді:
- Жұлдыз жарылар алдында материалды айналасына итереді. Содан кейін суперновалық соққы толқыны келеді және таралады, оның артында газдың салқын және тығыз қабығы пайда болады - бұрын лақтырылған материалдан шаң бөлшектері конденсациялануы және өсуі мүмкін орта.
- Екінші кезеңде, супернованың жарылысынан бірнеше жүз күн өткен соң, жарылыстың өзі лақтырылған материал қосылады және тездетілген шаң түзілу процесі жүреді.
«Жақында астрономдар жарылыстан кейін пайда болған асқын жаңа жұлдыздардың қалдықтарынан көптеген шаңды анықтады. Дегенмен, олар сонымен бірге шын мәнінде супернованың өзінен пайда болған аздаған шаңның дәлелдерін тапты. Жаңа бақылаулар бұл көрінетін қайшылықтың қалай шешілетінін түсіндіреді», - деп жазады Криста Галл қорытындысында.
Ғарыштық шаң жұлдызаралық және планетааралық кеңістіктегі зат бөлшектері. Ғарыштық бөлшектердің жарықты жұтатын конденсациялары Құс жолы фотосуреттерінде қара дақтар түрінде көрінеді. К.п әсерінен жарықтың әлсіреуі - деп аталады. Жұлдызаралық жұтылу немесе сөну әртүрлі ұзындықтағы электромагниттік толқындар үшін бірдей емес λ
, нәтижесінде жұлдыздардың қызаруы байқалады. Көрінетін аймақта жойылу шамамен пропорционалды λ -1, жақын ультракүлгін аймақта ол толқын ұзындығынан дерлік тәуелсіз, бірақ шамамен 1400 Å қосымша жұтылу максимумы бар. Жоюдың көпшілігі жұтылудан гөрі жарықтың шашырауына байланысты. Бұл В спектрлік класындағы жұлдыздардың және шаңды жарықтандыру үшін жеткілікті жарық болатын кейбір басқа жұлдыздардың айналасында көрінетін ғарыштық бөлшектері бар шағылысатын тұмандықтарды бақылаудан туындайды. Тұмандықтардың жарықтығын және оларды жарықтандыратын жұлдыздарды салыстыру шаңның альбедосының жоғары екенін көрсетеді. Бақыланатын жойылу және альбедо кристалдық құрылым мөлшері 1-ден сәл аз металдар қоспасы бар диэлектрлік бөлшектерден тұрады деген қорытындыға әкеледі. мкм.Ультракүлгін сөну максимумын шаң түйіршіктерінің ішінде шамамен 0,05 × 0,05 × 0,01 өлшемді графит үлпектерінің болуымен түсіндіруге болады. мкм.Өлшемдері толқын ұзындығымен салыстырылатын бөлшектің жарықтың дифракциясына байланысты жарық басым түрде алға қарай шашырады. Жұлдызаралық жұтылу көбінесе жарықтың поляризациясына әкеледі, бұл шаң түйірлерінің қасиеттерінің анизотропиясымен (диэлектрлік бөлшектердің ұзартылған пішіні немесе графит өткізгіштігінің анизотропиясы) және олардың кеңістікте реттелген бағдарлануымен түсіндіріледі. Соңғысы шаң түйірлерін өріс сызығына перпендикуляр ұзын осімен бағдарлайтын әлсіз жұлдызаралық өрістің әрекетімен түсіндіріледі. Осылайша, алыстағы аспан денелерінің поляризацияланған жарығын бақылай отырып, жұлдызаралық кеңістіктегі өрістің бағытын бағалауға болады. Шаңның салыстырмалы мөлшері Галактикалық жазықтықтағы жарықтың орташа жұтылуынан анықталады - спектрдің көрнекі аймағында 1 килоПарсекке 0,5-тен бірнеше жұлдыздық шамаға дейін. Шаңның массасы жұлдыз аралық зат массасының шамамен 1% құрайды. Шаң, газ сияқты, біркелкі емес таралады, бұлттарды және тығызырақ түзілімдерді - Глобулдарды құрайды. Глобулдарда шаң салқындату факторы қызметін атқарады, жұлдыздардың жарығын қорғайды және газ атомдарымен серпімсіз соқтығысудан шаң түйіршіктері алған энергияны инфрақызыл сәуледе шығарады. Шаңның бетінде атомдар молекулаларға біріктіріледі: шаң катализатор болып табылады. С.Б.Пикельнер.
Ұлы Совет энциклопедиясы. - М.: Совет энциклопедиясы. 1969-1978 .
Басқа сөздіктерде «Ғарыш шаңы» не екенін қараңыз:
Жұлдызаралық және планетааралық кеңістіктегі конденсацияланған заттардың бөлшектері. Қазіргі заманғы тұжырымдамаларға сәйкес, ғарыштық шаң шамамен өлшенетін бөлшектерден тұрады. Графит немесе силикат өзегі бар 1 мкм. Галактикада ғарыштық шаң ... ... пайда болады. Үлкен энциклопедиялық сөздік
ҒАРЫШ ШАҢЫ, ғаламның кез келген бөлігінде кездесетін қатты заттың өте ұсақ бөлшектері, соның ішінде метеорит шаңы мен жұлдыз аралық зат, жұлдыз сәулесін жұтуға және галактикаларда қараңғы тұмандықтарды түзуге қабілетті. Сфералық...... Ғылыми-техникалық энциклопедиялық сөздік
ҒАРЫШТЫ ШАҢ- метеорлық шаң, сондай-ақ жұлдызаралық кеңістікте шаң мен басқа да тұмандықтарды құрайтын заттың ең кішкентай бөлшектері... Үлкен политехникалық энциклопедия
ғарыштық шаң- Ғарышта болатын және Жерге түсетін қатты заттардың өте ұсақ бөлшектері... География сөздігі
Жұлдызаралық және планетааралық кеңістіктегі конденсацияланған заттардың бөлшектері. Заманауи түсініктерге сәйкес, ғарыштық шаң графит немесе силикат өзегі бар өлшемі шамамен 1 микрон бөлшектерден тұрады. Галактикада ғарыштық шаң ... ... пайда болады. энциклопедиялық сөздік
Ол кеңістікте өлшемдері бірнеше молекуладан 0,1 мм-ге дейінгі бөлшектерден түзіледі. Жыл сайын Жер планетасына 40 килотонна ғарыштық шаң түседі. Ғарыштық шаңды астрономиялық жағдайы бойынша да ажыратуға болады, мысалы: галактикааралық шаң, ... ... Википедия
ғарыштық шаң- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: ағылшын. ғарыштық шаң; жұлдызаралық шаң; ғарыш шаңы вок. жұлдызаралық Стауб, м; kosmische Staubteilchen, m rus. ғарыштық шаң, f; жұлдызаралық шаң, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Физикалық терминų žodynas
ғарыштық шаң- kosminės dulkės statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Atmosferoje susidarančios meteorinės dulkės. atitikmenys: ағылшын. ғарыштық шаң вок. kosmischer Staub, m rus. ғарыштық шаң, f... Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas
Жұлдызаралық және планетааралық кеңістікте Va-ға конденсацияланған бөлшектер. Қазіргі заманға сәйкес Идеяларға сәйкес, K. p. шамамен өлшенетін бөлшектерден тұрады. Графит немесе силикат өзегі бар 1 мкм. Галактикада ғарыш бұлттар мен шарлардың конденсациясын құрайды. Қоңыраулар...... Жаратылыстану. энциклопедиялық сөздік
Жұлдызаралық және планетааралық кеңістіктегі конденсацияланған заттардың бөлшектері. Графит немесе силикат өзегі бар өлшемі шамамен 1 микрон бөлшектерден тұрады, Галактикада жұлдыздар шығаратын жарықтың әлсіреуін тудыратын бұлттарды құрайды және... ... Астрономиялық сөздік
Кітаптар
- Астрономияның 99 сыры, Сердцева Н.. Бұл кітапта астрономияның 99 құпиясы жасырылған. Оны ашып, Әлемнің қалай жұмыс істейтінін, ғарыштық шаңның неден тұратынын және қара тесіктердің қайдан келетінін біліңіз. . Күлкілі және қарапайым мәтіндер...
Жұлдызаралық шаң - бұл Әлемнің барлық бұрыштарында болып жатқан әртүрлі қарқындылықтағы процестердің өнімі және оның көзге көрінбейтін бөлшектері бізді қоршаған атмосферада ұшып, тіпті Жер бетіне жетеді.
Табиғат бослықты ұнатпайтыны талай рет дәлелденген. Бізге вакуум ретінде көрінетін жұлдызаралық кеңістік шын мәнінде газ және микроскопиялық, көлемі 0,01-0,2 мкм, шаң бөлшектерімен толтырылған. Бұл көзге көрінбейтін элементтердің үйлесімі жұлдыздардан спектрлік сәулеленудің белгілі бір түрлерін жұтуға қабілетті, кейде оларды жердегі зерттеушілерден толығымен жасыратын ғаламат бұлттардың бір түрі болып табылатын орасан зор объектілерді тудырады.
Жұлдызаралық шаң неден тұрады?
Бұл микроскопиялық бөлшектердің жұлдыздардың газ қабығында түзілетін және оның құрамына толығымен тәуелді өзегі бар. Мысалы, көміртегі жұлдыздарының түйіршіктерінен графит шаңы, оттегі бөлшектерінен силикат шаңы түзіледі. Бұл ондаған жылдарға созылатын қызықты процесс: жұлдыздар суыған кезде молекулаларын жоғалтады, олар ғарышқа ұшып, топтарға қосылып, шаң дәнінің өзегіне негіз болады. Әрі қарай сутегі атомдары мен күрделірек молекулалардан тұратын қабық түзіледі. Төмен температурада жұлдызаралық шаң мұз кристалдары түрінде пайда болады. Галактиканы аралап жүрген кішкентай саяхатшылар қыздырылған кезде газдың бір бөлігін жоғалтады, бірақ кеткен молекулалардың орнын жаңа молекулалар алады.
Орналасқан жері және қасиеттері
Біздің Галактикаға түсетін шаңның негізгі бөлігі Құс жолы аймағында шоғырланған. Ол жұлдыздардың фонында қара жолақтар мен дақтар түрінде ерекшеленеді. Шаңның салмағы газдың салмағымен салыстырғанда шамалы және бар болғаны 1% болғанымен, ол аспан денелерін бізден жасыруға қабілетті. Бөлшектер бір-бірінен ондаған метрге бөлінгенімен, тіпті осы мөлшердегі ең тығыз аймақтар жұлдыздар шығаратын жарықтың 95% -на дейін жұтады. Біздің жүйеміздегі газ және шаң бұлттарының мөлшері жүздеген жарық жылдарымен өлшенетін шынымен орасан зор.
Бақылауларға әсер ету
Теккерейдің глобулдары артындағы аспан аймағын көрінбейтін етеді
Жұлдызаралық шаң жұлдыздардан, әсіресе көк спектрде сәулеленудің көп бөлігін сіңіреді және олардың жарығы мен полярлығын бұзады. Ең үлкен бұрмалану алыстағы көздерден келетін қысқа толқындарда байқалады. Газбен араласқан микробөлшектер Құс жолында қара дақтар түрінде көрінеді.
Осы фактордың арқасында біздің Галактиканың өзегі толығымен жасырылған және тек инфрақызыл сәулелерде бақылауға болады. Шаңның жоғары концентрациясы бар бұлттар дерлік мөлдір болмайды, сондықтан ішіндегі бөлшектер мұзды қабығын жоғалтпайды. Заманауи зерттеушілер мен ғалымдардың пікірінше, олар бір-біріне жабысқан кезде жаңа кометалардың ядроларын құрайды.
Ғылым шаң түйіршіктерінің жұлдыз түзілу процестеріне әсерін дәлелдеді. Бұл бөлшектердің құрамында көптеген химиялық процестердің катализаторы ретінде әрекет ететін әртүрлі заттар, соның ішінде металдар бар.
Біздің планетамыз жұлдыз аралық шаңның түсуіне байланысты жыл сайын массасын ұлғайтады. Әрине, бұл микроскопиялық бөлшектер көзге көрінбейді және оларды табу және зерттеу үшін мұхит түбін және метеориттерді зерттейді. Жұлдызаралық шаңды жинау және жеткізу ғарыш аппараттары мен миссиялардың функцияларының біріне айналды.
Үлкен бөлшектер Жер атмосферасына енген кезде қабығын жоғалтады, ал ұсақ бөлшектер біздің айналамызда жылдар бойы көрінбей айналады. Ғарыштық шаң барлық галактикаларда кездеседі және ұқсас, астрономдар алыстағы әлемдердің бетіндегі қараңғы белгілерді үнемі бақылайды.
