Kozmik toz oluşumuna hangi süreç neden olur? Tunguska gök taşının incelenmesine ilişkin KSE belgelerinin toplanması. Kozmik tozun kökenine dair teoriler

2003–2008 döneminde Ünlü paleontolog ve Eisenwurzen Milli Parkı küratörü Heinz Kohlmann'ın da katılımıyla bir grup Rus ve Avusturyalı bilim insanı, 65 milyon yıl önce meydana gelen ve dinozorlar da dahil olmak üzere dünyadaki tüm organizmaların %75'inden fazlasının yok olduğu felaketi inceledi. nesli tükendi. Çoğu araştırmacı, başka bakış açıları olmasına rağmen, yok oluşun bir asteroitin çarpmasıyla ilişkili olduğuna inanıyor.

Jeolojik bölümlerde bu felaketin izleri 1 ila 5 cm kalınlığında ince bir siyah kil tabakasıyla temsil edilmektedir.Bu bölümlerden biri Avusturya'da, Doğu Alpler'de, küçük Gams kasabası yakınındaki Milli Park'ta yer almaktadır. Viyana'nın 200 km güneybatısında yer almaktadır. Bu bölümdeki örneklerin taramalı elektron mikroskobu kullanılarak incelenmesi sonucunda, karasal koşullar altında oluşmayan ve kozmik toz olarak sınıflandırılan olağandışı şekil ve bileşime sahip parçacıklar keşfedildi.

Dünyadaki uzay tozu

İlk kez, Challenger gemisiyle (1872-1876) Dünya Okyanusu'nun dibini araştıran bir İngiliz keşif gezisi sırasında, Dünya'daki kozmik maddenin izleri kırmızı derin deniz killerinde keşfedildi. Bunlar 1891'de Murray ve Renard tarafından tanımlandı. Güney Pasifik Okyanusu'ndaki iki istasyonda, daha sonra "kozmik toplar" olarak adlandırılan, çapı 100 mikrona kadar olan ferromangan nodülleri ve manyetik mikrokürelerden örnekler, derinden ele geçirildi. 4300 m. Ancak Challenger keşif gezisiyle elde edilen demir mikroküreler ancak son yıllarda ayrıntılı olarak incelendi. Topların yüzde 90 metalik demir, yüzde 10 nikelden oluştuğu ve yüzeylerinin ince bir demir oksit kabuğuyla kaplandığı ortaya çıktı.

Pirinç. 1. Gams 1 bölümünden örnekleme için hazırlanmış monolit. Latin harfleri farklı yaşlardaki katmanları gösterir. Kretase ve Paleojen dönemleri arasındaki (yaklaşık 65 milyon yıllık) metal mikrokürelerin ve plakaların birikiminin bulunduğu geçiş kil tabakası “J” harfiyle işaretlenmiştir. Fotoğraf: A.F. Graçeva

Derin deniz killerindeki gizemli topların keşfi aslında Dünya'daki kozmik maddeye ilişkin çalışmaların başlangıcıdır. Bununla birlikte, uzay aracının ilk fırlatılmasından sonra araştırmacılar arasında bu soruna ilgi patlaması meydana geldi ve bu sayede Ay toprağı ve Güneş Sisteminin farklı yerlerinden toz parçacıkları örneklerinin seçilmesi mümkün hale geldi. K.P.'nin çalışmaları da önemliydi. Tunguska felaketinin izlerini inceleyen Florensky (1963) ve E.L. Sikhote-Alin gök taşının düştüğü bölgedeki meteor tozunu inceleyen Krinov (1971).

Araştırmacıların metal mikrokürelere olan ilgisi, bunların farklı yaş ve kökene sahip tortul kayaçlarda keşfedilmesine yol açtı. Antarktika ve Grönland buzlarında, derin okyanus çökeltilerinde ve manganez yumrularında, çöl kumlarında ve kıyı sahillerinde metal mikroküreler bulunmuştur. Genellikle göktaşı kraterlerinin içinde ve yakınında bulunurlar.

Son on yılda, Alt Kambriyen'den (yaklaşık 500 milyon yıl önce) modern oluşumlara kadar farklı yaşlardaki tortul kayalarda dünya dışı kökenli metal mikroküreler bulunmuştur.

Antik birikintilerden elde edilen mikroküreler ve diğer parçacıklar hakkındaki veriler, hacimlerin yanı sıra Dünya'ya kozmik madde tedarikinin tekdüzeliği veya eşitsizliği, Dünya'ya uzaydan gelen parçacıkların bileşimindeki değişiklikler ve birincil Bu maddenin kaynakları. Bu önemlidir çünkü bu süreçler Dünya'daki yaşamın gelişimini etkiler. Bu soruların birçoğu henüz çözülmekten çok uzak, ancak veri birikimi ve bunların kapsamlı incelenmesi şüphesiz bunların yanıtlanmasını mümkün kılacaktır.

Artık Dünya'nın yörüngesinde dolaşan toplam toz kütlesinin yaklaşık 1015 ton olduğu biliniyor.Yılda 4 ila 10 bin ton kozmik madde Dünya yüzeyine düşüyor. Dünya yüzeyine düşen maddenin %95'i 50-400 mikron büyüklüğündeki parçacıklardan oluşmaktadır. Kozmik maddenin Dünya'ya geliş hızının zaman içinde nasıl değiştiği sorusu, son 10 yılda yapılan pek çok araştırmaya rağmen, günümüzde de tartışmalı olmaya devam ediyor.

Kozmik toz parçacıklarının boyutuna bağlı olarak, gezegenler arası kozmik tozun kendisi şu anda 30 mikrondan küçük bir boyutla ve 50 mikrondan daha büyük mikrometeoritlerle ayırt edilmektedir. Daha da önce, E.L. Krinov, yüzey mikrometeoritlerinden erimiş bir göktaşı gövdesinin en küçük parçalarının çağrılmasını önerdi.

Kozmik toz ve göktaşı parçacıkları arasında ayrım yapmak için kesin kriterler henüz geliştirilmemiştir ve incelediğimiz Gams bölümü örneğini kullanırsak bile, metal parçacıklarının ve mikrokürelerin şekil ve bileşim açısından mevcut sınıflandırmaların sağladığından daha çeşitli olduğu gösterilmiştir. Parçacıkların neredeyse mükemmel küresel şekli, metalik parlaklığı ve manyetik özellikleri, kozmik kökenlerinin kanıtı olarak kabul edildi. Jeokimyacı E.V.'ye göre. Sobotovich, "Çalışılan malzemenin kozmojenitesini değerlendirmek için tek morfolojik kriter, manyetik olanlar da dahil olmak üzere erimiş topların varlığıdır." Ancak son derece çeşitli olan formun yanı sıra, maddenin kimyasal bileşimi de temel olarak önemlidir. Araştırmacılar, kozmik kökenli mikrokürelerin yanı sıra, volkanik aktivite, bakteriyel aktivite veya metamorfizma ile ilişkili çok sayıda farklı kökene sahip topun bulunduğunu bulmuşlardır. Volkanojenik kökenli demirli mikrokürelerin ideal bir küresel şekle sahip olma olasılığının çok daha düşük olduğuna ve ayrıca artan bir titanyum (Ti) karışımına (%10'dan fazla) sahip olduğuna dair kanıtlar vardır.

Rus-Avusturyalı jeologlardan oluşan bir grup ve Viyana Televizyonu'ndan bir film ekibi Doğu Alpler'deki Gams bölümünde. Ön planda - A.F. Grachev

Kozmik tozun kökeni

Kozmik tozun kökeni hala tartışma konusudur. Profesör E.V. Sobotovich, kozmik tozun, B.Yu.'nun 1973'te itiraz ettiği orijinal protogezegensel bulutun kalıntılarını temsil edebileceğine inanıyordu. Levin ve A.N. Simonenko, ince bir şekilde dağılmış maddenin uzun süre hayatta kalamayacağına inanıyordu (Earth and Universe, 1980, No. 6).

Başka bir açıklama daha var: Kozmik tozun oluşumu asteroitlerin ve kuyruklu yıldızların yok edilmesiyle ilişkilidir. E.V.'nin belirttiği gibi. Sobotovich, eğer Dünya'ya giren kozmik toz miktarı zamanla değişmiyorsa o zaman B.Yu. haklıdır. Levin ve A.N. Simonenko.

Çok sayıda çalışmaya rağmen bu temel sorunun yanıtı şu anda verilemiyor çünkü niceliksel tahminlerin sayısı çok az ve bunların doğruluğu tartışmalı. Son zamanlarda, NASA programı kapsamında stratosferden örneklenen kozmik toz parçacıklarının izotopik çalışmalarından elde edilen veriler, güneş öncesi kökenli parçacıkların varlığını ortaya koyuyor. Karbon ve nitrojen izotoplarına dayalı olan bu tozda elmas, mozanit (silisyum karbür) ve korindon gibi mineraller bulundu; bu mineraller, oluşumlarının Güneş Sistemi'nin oluşumundan öncesine tarihlenmesine olanak tanıyor.

Kozmik tozun jeolojik bağlamda incelenmesinin önemi açıktır. Bu makale, Doğu Alpler'deki (Avusturya) Gams bölümündeki Kretase-Paleojen sınırındaki (65 milyon yıl önce) kil geçiş tabakasındaki kozmik maddeye ilişkin bir çalışmanın ilk sonuçlarını sunmaktadır.

Gamlar bölümünün genel özellikleri

Kozmik kökenli parçacıklar, aynı adı taşıyan nehrin bu sınırı açtığı Alp köyü Gams yakınlarında bulunan Kretase ve Paleojen arasındaki geçiş katmanlarının çeşitli bölümlerinden (Alman dili literatüründe - K/T sınırı) elde edildi. birkaç yerde.

Gams 1 bölümünde, yüzeylemeden K/T sınırının çok iyi ifade edildiği bir monolit kesilmiştir. Yüksekliği 46 cm, genişliği altta 30 cm, üstte 22 cm, kalınlığı 4 cm'dir.Bölümün genel çalışması için monolit, 2 cm aralıklarla (aşağıdan yukarıya) belirlenen katmanlara bölünmüştür. Latin alfabesinin harfleri (A, B, C...W) ve her katmanın içerisine yine her 2 cm'de bir rakamla (1, 2, 3 vb.) işaretlemeler yapılır. K/T sınırındaki J geçiş katmanı daha ayrıntılı olarak incelendi ve burada yaklaşık 3 mm kalınlığa sahip altı alt katman tanımlandı.

Gams 1 bölümünde elde edilen araştırma sonuçları, başka bir bölüm olan Gams 2'deki çalışmada da büyük ölçüde tekrarlandı. Çalışma kompleksi, ince kesitler ve monomineral fraksiyonların incelenmesini, bunların kimyasal analizlerini, ayrıca X-ışını floresansını, nötron aktivasyonunu içeriyordu. ve X-ışını yapısal analizleri, helyum, karbon ve oksijenin izotop analizi, bir mikro sonda kullanılarak mineral bileşiminin belirlenmesi, manyetomineralojik analiz.

Çeşitli mikropartiküller

Gams kesitinde Kretase ile Paleojen arasındaki geçiş katmanından demir ve nikel mikroküreleri: 1 – Pürüzlü ağsı-topaklı yüzeye sahip Fe mikroküresi (J geçiş tabakasının üst kısmı); 2 – Pürüzlü, uzunlamasına paralel bir yüzeye sahip Fe mikroküre (geçiş katmanı J'nin alt kısmı); 3 – Kristalografik kesme elemanlarına ve kaba hücresel ağ yüzey dokusuna sahip Fe mikroküre (katman M); 4 – İnce ağ yüzeyli Fe mikroküre (geçiş katmanı J'nin üst kısmı); 5 – Yüzeyinde kristalitler bulunan Ni mikroküre (J geçiş katmanının üst kısmı); 6 - yüzeyde kristalitler bulunan sinterlenmiş Ni mikrokürelerin toplanması (J geçiş katmanının üst kısmı); 7 - Ni mikrokürelerinin mikroelmaslarla toplanması (C; geçiş katmanı J'nin üst kısmı); 8, 9 – Doğu Alpler'deki Gams bölümündeki Kretase ile Paleojen arasındaki geçiş katmanından gelen metal parçacıklarının karakteristik formları.

İki jeolojik sınır olan Kretase ve Paleojen arasındaki kil geçiş tabakasında ve ayrıca Gams bölümündeki üstteki Paleosen çökellerindeki iki seviyede, kozmik kökenli birçok metal parçacığı ve mikroküre bulundu. Bunlar şekil, yüzey dokusu ve kimyasal bileşim bakımından, dünyanın diğer bölgelerindeki bu çağın geçiş kil katmanlarından şimdiye kadar bilinen herhangi bir şeyden önemli ölçüde daha çeşitlidir.

Gams bölümünde kozmik madde, çeşitli şekillerdeki ince parçacıklarla temsil edilir; bunların arasında en yaygın olanı, %98 saf demirden oluşan, boyutları 0,7 ila 100 mikron arasında değişen manyetik mikrokürelerdir. Toplar veya mikroküreler şeklindeki bu tür parçacıklar, yalnızca J katmanında değil, aynı zamanda daha yüksek Paleosen killerinde (K ve M katmanları) büyük miktarlarda bulunur.

Mikroküreler saf demir veya manyetitten oluşur; bazıları krom (Cr), demir ve nikel alaşımı (awareuite) ve ayrıca saf nikel (Ni) safsızlıklarını içerir. Bazı Fe-Ni parçacıkları molibden (Mo) safsızlıkları içerir. Hepsi ilk kez Kretase ile Paleojen arasındaki kil geçiş tabakasında keşfedildi.

Daha önce hiç yüksek nikel içeriğine ve önemli ölçüde molibden karışımına, krom içeren mikrokürelere ve sarmal demir parçalarına sahip parçacıklarla karşılaşmamıştık. Gamsa'daki kilin geçiş katmanında, metal mikroküreler ve parçacıklara ek olarak, Ni-spinel, saf Ni mikrokürecikli mikroelmaslar ve altta yatan ve üstteki birikintilerde bulunmayan yırtık Au ve Cu plakaları bulundu. .

Mikropartiküllerin özellikleri

Gams bölümündeki metal mikroküreler üç stratigrafik seviyede mevcuttur: çeşitli şekillerdeki demir parçacıkları, geçiş kil tabakasında, K tabakasının üstündeki ince taneli kumtaşlarında yoğunlaşmıştır ve üçüncü seviye, M tabakasının silttaşlarından oluşmuştur.

Bazı küreler pürüzsüz bir yüzeye sahiptir, diğerleri ağ şeklinde topaklı bir yüzeye sahiptir ve diğerleri küçük çokgen bir ağ veya bir ana çatlaktan uzanan paralel çatlaklardan oluşan bir sistemle kaplıdır. İçi boş, kabuk şeklindedirler, kil mineraliyle doludurlar ve içleri eşmerkezli bir yapıya sahip olabilirler. Metal parçacıkları ve Fe mikroküreleri geçiş kili katmanı boyunca meydana gelir, ancak esas olarak alt ve orta katmanlarda yoğunlaşır.

Mikrometeoritler, saf demir veya demir-nikel alaşımı Fe-Ni'nin (avaruite) erimiş parçacıklarıdır; boyutları 5 ile 20 mikron arasında değişmektedir. Çok sayıda awaruit parçacığı, geçiş katmanı J'nin üst seviyesiyle sınırlıyken, saf demirli parçacıklar, geçiş katmanının alt ve üst kısımlarında mevcuttur.

Enine topaklı yüzeye sahip plaka şeklindeki parçacıklar sadece demirden oluşur, genişlikleri 10-20 µm, uzunlukları 150 µm'ye kadardır. Hafifçe kavislidirler ve J geçiş katmanının tabanında meydana gelirler. Alt kısmında Mo katkılı Fe-Ni plakaları da bulunur.

Demir ve nikel alaşımından yapılmış plakalar uzun bir şekle sahiptir, hafif kavislidir, yüzeyinde uzunlamasına oluklar vardır, boyutları 70 ila 150 mikron arasında değişir ve yaklaşık 20 mikron genişliğindedir. Daha çok geçiş katmanının alt ve orta kısımlarında bulunurlar.

Boyuna oyuklara sahip demir levhalar şekil ve boyut olarak Ni-Fe alaşımından yapılmış levhalarla aynıdır. Geçiş katmanının alt ve orta kısımlarıyla sınırlıdırlar.

Düzenli bir spiral şeklinde şekillendirilmiş ve bir kanca şeklinde bükülmüş saf demir parçacıkları özellikle ilgi çekicidir. Çoğunlukla saf Fe'den, nadiren de Fe-Ni-Mo alaşımından oluşurlar. Geçiş katmanı J'nin üst kısmında ve bunun üzerindeki kumtaşı katmanında (K katmanı) sarmal demir parçacıkları oluşur. J geçiş katmanının tabanında spiral şekilli bir Fe-Ni-Mo parçacığı bulundu.

Geçiş katmanı J'nin üst kısmında Ni mikroküreleri ile sinterlenmiş birkaç mikroelmas tanesi vardı. İki cihazda (dalga ve enerji dağılımlı spektrometrelerle) gerçekleştirilen nikel topları üzerinde yapılan mikroprob çalışmaları, bu topların ince bir nikel oksit filmi altında neredeyse saf nikelden oluştuğunu gösterdi. Tüm nikel toplarının yüzeyi, 1-2 μm boyutunda belirgin ikizlere sahip berrak kristalitlerle noktalanmıştır. İyi kristalize edilmiş bir yüzeye sahip toplar şeklindeki bu tür saf nikel, nikelin mutlaka önemli miktarda yabancı madde içerdiği magmatik kayalarda veya meteorlarda bulunmaz.

Gams 1 bölümünden bir monolit incelenirken, saf Ni topları yalnızca J geçiş katmanının en üst kısmında bulundu (en üst kısmında, kalınlığı 200 μm'yi geçmeyen çok ince bir tortul katman J 6) ve termomanyetik analize göre J4 alt katmanından başlayarak geçiş katmanında metalik nikel mevcuttur. Burada Ni toplarının yanı sıra elmaslar da keşfedildi. Alanı 1 cm2 olan bir küpten çıkarılan katmanda, bulunan elmas tanelerinin sayısı onlarca (mikron fraksiyonlarından onlarca mikrona kadar değişen boyutlarda) ve aynı büyüklükteki nikel topları ise onlardadır. yüzlerce.

Doğrudan çıkıntıdan alınan üst geçiş katmanı örnekleri, tanecik yüzeyinde ince nikel parçacıkları içeren elmasları ortaya çıkardı. J tabakasının bu kısmından alınan numuneler incelendiğinde mozanit mineralinin varlığının da ortaya çıkması anlamlıdır. Daha önce Meksika'da Kretase-Paleojen sınırındaki geçiş katmanında mikro elmaslar bulunmuştu.

Diğer bölgelerde bulunur

Eşmerkezli bir iç yapıya sahip Gams mikroküreleri, Challenger keşif gezisiyle Pasifik Okyanusu'nun derin deniz killerinde elde edilenlere benzer.

Erimiş kenarlı, ayrıca spiral ve kavisli kancalar ve plakalar şeklindeki düzensiz şekilli demir parçacıkları, Dünya'ya düşen göktaşlarının yıkım ürünlerine çok benzer; göktaşı demiri olarak kabul edilebilirler. Awaruite ve saf nikel parçacıkları da bu kategoriye dahil edilebilir.

Kıvrımlı demir parçacıkları, Pele'nin gözyaşlarının çeşitli şekillerine benziyor; bunlar, patlamalar sırasında volkanların havalandırma deliğinden sıvı halde fırlattığı lav damlaları (lapillalar).

Böylece Gamsa'daki kil geçiş tabakası heterojen bir yapıya sahiptir ve açıkça iki parçaya bölünmüştür. Alt ve orta kısımlara demir parçacıkları ve mikroküreler hakimken, katmanın üst kısmı nikel açısından zenginleştirilmiştir: awaruit parçacıkları ve elmaslı nikel mikroküreler. Bu sadece kildeki demir ve nikel parçacıklarının dağılımıyla değil, aynı zamanda kimyasal ve termomanyetik analiz verileriyle de doğrulanıyor.

Termomanyetik analiz ve mikroprob analizinden elde edilen verilerin karşılaştırılması, J katmanı içindeki nikel, demir ve bunların alaşımlarının dağılımında aşırı heterojenliği gösterir, ancak termomanyetik analiz sonuçlarına göre, saf nikel yalnızca J4 katmanından kaydedilir. Spiral şekilli demirin ağırlıklı olarak J katmanının üst kısmında bulunması ve üstteki K katmanında bulunmaya devam etmesi de dikkate değerdir; bununla birlikte burada az sayıda izometrik veya lamel şekilli Fe, Fe-Ni parçacıkları bulunur.

Gamsa'daki kilin geçiş katmanında ortaya çıkan demir, nikel ve iridyumdaki bu kadar net farklılaşmanın diğer alanlarda da bulunduğunu vurguluyoruz. Böylece, Amerika'nın New Jersey eyaletinde, geçiş (6 cm) küresel katmanda, iridyum anomalisi tabanında keskin bir şekilde kendini göstermiş ve darbe mineralleri bu katmanın yalnızca üst (1 cm) kısmında yoğunlaşmıştır. Haiti'de Kretase-Paleojen sınırında ve küresel tabakanın en üst kısmında Ni ve darbeli kuvarsta keskin bir zenginleşme kaydedilmiştir.

Dünya için arka plan fenomeni

Bulunan Fe ve Fe-Ni küreciklerinin birçok özelliği, Challenger keşif gezisi tarafından Pasifik Okyanusu'nun derin deniz killerinde, Tunguska felaketi bölgesinde ve Sikhote-Alin göktaşının düşme alanlarında keşfedilen kürelere benzer. ve Japonya'daki Nio göktaşının yanı sıra dünyanın birçok bölgesinden farklı yaşlardaki tortul kayalarda da bulunmaktadır. Tunguska felaketi ve Sikhote-Alin göktaşının düştüğü alanlar hariç, diğer tüm durumlarda, yalnızca küreciklerin değil aynı zamanda saf demir (bazen krom içeren) ve nikel-demirden oluşan çeşitli morfolojilerdeki parçacıkların oluşumu alaşımın darbe olayıyla hiçbir bağlantısı yoktur. Bu tür parçacıkların ortaya çıkmasının, gezegenler arası kozmik tozun Dünya yüzeyine düşmesinin bir sonucu olduğunu düşünüyoruz; bu, Dünya'nın oluşumundan bu yana sürekli devam eden ve bir tür arka plan olgusunu temsil eden bir süreçtir.

Gams bölümünde incelenen birçok parçacık, Sikhote-Alin göktaşının düştüğü yerdeki göktaşı maddesinin toplu kimyasal bileşimine bileşim açısından yakındır (E.L. Krinov'a göre, %93,29 demir, %5,94 nikel, %0,38) kobalt).

Bazı parçacıklarda molibdenin varlığı beklenmedik bir durum değildir, çünkü birçok meteorit türü molibdeni içerir. Göktaşlarındaki (demir, taşlı ve karbonlu kondritler) molibden içeriği 6 ila 7 g/t arasında değişmektedir. Bunlardan en önemlisi, Allende meteoritinde aşağıdaki bileşime (ağırlıkça %) sahip bir metal alaşımına dahil edilmiş molibdenitin keşfiydi: Fe – 31,1, Ni – 64,5, Co – 2,0, Cr – 0,3, V – 0,5, P – 0,1. Luna-16, Luna-20 ve Luna-24 otomatik istasyonları tarafından örneklenen ay tozunda da doğal molibden ve molibdenit bulunduğunu belirtmek gerekir.

İyi kristalleşmiş bir yüzeye sahip ilk bulunan saf nikel topları, nikelin zorunlu olarak önemli miktarda yabancı madde içerdiği magmatik kayalarda veya meteorlarda bilinmemektedir. Nikel toplarının yüzeyinin bu yapısı, bir asteroit (göktaşı) düşmesi durumunda ortaya çıkabilir, bu da enerjinin salınmasına yol açar, bu da yalnızca düşen cismin malzemesinin erimesini değil, aynı zamanda onu buharlaştırmayı da mümkün kılar. Metal buharları, bir patlamayla kristalleşmenin meydana geldiği büyük bir yüksekliğe (muhtemelen onlarca kilometre) kadar yükselebilir.

Awaruite (Ni3Fe) içeren parçacıklar nikel metal toplarla birlikte bulundu. Meteor tozuna aittirler ve erimiş demir parçacıkları (mikrometeoritler) “göktaşı tozu” (E.L. Krinov'un terminolojisine göre) olarak değerlendirilmelidir. Nikel toplarıyla birlikte bulunan elmas kristalleri, muhtemelen göktaşının daha sonraki soğuması sırasında aynı buhar bulutundan ayrılmasından (erime ve buharlaşmasından) kaynaklanmıştır. Sentetik elmasların, tek kristaller, bunların iç içe büyümeleri, ikizleri, çok kristalli agregatlar, çerçeve şeklinde grafit-elmas fazı denge çizgisinin üzerinde bir metal eriyiği (Ni, Fe) içindeki bir karbon çözeltisinden kendiliğinden kristalleşme yoluyla elde edildiği bilinmektedir. kristaller, iğne şeklindeki kristaller, düzensiz taneler. Elmas kristallerinin listelenen tipomorfik özelliklerinin neredeyse tamamı incelenen örnekte bulunmuştur.

Bu, soğutma üzerine bir nikel-karbon buharı bulutunda elmas kristalizasyon işlemlerinin ve deneylerde bir nikel eriyiği içindeki bir karbon çözeltisinden kendiliğinden kristalleşme işlemlerinin benzer olduğu sonucuna varmamızı sağlar. Ancak elmasın doğası hakkında nihai bir sonuca, yeterince büyük miktarda madde elde edilmesinin gerekli olduğu ayrıntılı izotop çalışmalarından sonra ulaşılabilir.

Böylece, Kretase-Paleojen sınırındaki geçiş kil tabakasındaki kozmik madde çalışması, bu maddenin tüm kısımlarda (J1 tabakasından J6 tabakasına kadar) varlığını göstermiştir, ancak bir çarpma olayının işaretleri yalnızca yaşı 65 olan J4 tabakasından kaydedilmiştir. milyon yıl. Bu kozmik toz tabakası dinozorların ölüm zamanıyla karşılaştırılabilir.

A.F. GRACHEV Jeolojik ve Mineralojik Bilimler Doktoru, V.A. TSELMOVICH Fiziksel ve Matematiksel Bilimler Adayı, Dünya Fizik Enstitüsü RAS (IPZ RAS), O.A. KORCHAGIN Jeolojik ve Mineralojik Bilimler Adayı, Rusya Bilimler Akademisi Jeoloji Enstitüsü (GIN RAS) ).

Dergisi "Dünya ve Evren" Sayı 5 2008.

Merhaba. Bu dersimizde sizinle toz hakkında konuşacağız. Ancak odalarınızda biriken türden değil, kozmik tozla ilgili. Nedir?

Kozmik toz Yıldız ışığını emebilen ve galaksilerde karanlık bulutsular oluşturabilen göktaşı tozu ve yıldızlararası madde de dahil olmak üzere, Evrenin herhangi bir yerinde bulunan çok küçük katı madde parçacıkları. Bazı deniz çökeltilerinde yaklaşık 0,05 mm çapında küresel toz parçacıkları bulunur; Bunların her yıl dünyaya düşen 5.000 ton kozmik tozun kalıntıları olduğuna inanılıyor.

Bilim adamları kozmik tozun yalnızca küçük katı cisimlerin çarpışması ve yok edilmesinden değil, aynı zamanda yıldızlararası gazın yoğunlaşmasından da oluştuğuna inanıyor. Kozmik toz, kökenine göre ayırt edilir: toz galaksiler arası, yıldızlararası, gezegenler arası ve gezegen çevresi (genellikle halka sisteminde) olabilir.

Kozmik toz taneleri esas olarak yıldızların yavaş yavaş tükenen atmosferlerinde (kırmızı cüceler) ve ayrıca yıldızlar üzerindeki patlayıcı süreçlerde ve galaksilerin çekirdeklerinden şiddetli gaz püskürmeleri sırasında ortaya çıkar. Kozmik tozun diğer kaynakları arasında gezegen ve ön yıldız bulutsuları, yıldız atmosferleri ve yıldızlararası bulutlar bulunur.

Samanyolu'nu oluşturan yıldızların katmanında bulunan kozmik toz bulutlarının tamamı, uzaktaki yıldız kümelerini gözlemlememizi engelliyor. Ülker gibi bir yıldız kümesi tamamen bir toz bulutunun içine gömülmüştür. Bu kümedeki en parlak yıldızlar, bir fenerin geceleri sisi aydınlatması gibi tozu aydınlatır. Kozmik toz yalnızca yansıyan ışıkla parlayabilir.

Kozmik tozdan geçen mavi ışık ışınları, kırmızı ışınlara göre daha fazla zayıflar, dolayısıyla bize ulaşan yıldız ışığı sarımsı, hatta kırmızımsı görünür. Kozmik toz nedeniyle dünya uzayının tüm bölgeleri gözlemlere kapalı kalıyor.

Gezegenlerarası toz, en azından Dünya'ya karşılaştırmalı olarak yakın olan, oldukça incelenen bir maddedir. Güneş Sisteminin tüm alanını dolduran ve ekvator düzleminde yoğunlaşan bu yıldız, büyük ölçüde asteroitlerin rastgele çarpışmaları ve Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların yok olması sonucu doğmuştur. Aslında tozun bileşimi Dünya'ya düşen meteorların bileşiminden farklı değildir: onu incelemek çok ilginçtir ve bu alanda hala yapılacak çok sayıda keşif vardır, ancak belirli bir keşif yok gibi görünmektedir. burada entrika var. Ancak bu özel toz sayesinde, batıda gün batımından hemen sonra veya doğuda gün doğumundan önce güzel havalarda, ufkun üzerinde soluk bir ışık konisine hayran kalabilirsiniz. Bu, zodyak ışığı olarak adlandırılan, küçük kozmik toz parçacıkları tarafından saçılan güneş ışığıdır.

Yıldızlararası toz çok daha ilginç. Ayırt edici özelliği sağlam bir çekirdek ve kabuğun varlığıdır. Çekirdeğin esas olarak karbon, silikon ve metallerden oluştuğu görülüyor. Ve kabuk esas olarak çekirdeğin yüzeyinde donmuş, yıldızlararası uzayın "derin donması" koşulları altında kristalleşen gazlı elementlerden oluşur ve bu yaklaşık 10 kelvin, hidrojen ve oksijendir. Ancak moleküllerin daha karmaşık safsızlıkları da vardır. Bunlar, gezinme sırasında yüzeyindeki bir toz zerresine veya oluşumuna yapışan amonyak, metan ve hatta çok atomlu organik moleküllerdir. Elbette bu maddelerin bazıları, örneğin ultraviyole radyasyonun etkisi altında yüzeyinden uçup gider, ancak bu süreç tersine çevrilebilir - bazıları uçup gider, diğerleri donar veya sentezlenir.

Eğer bir galaksi oluştuysa, o zaman içindeki tozun nereden geldiği prensip olarak bilim adamları için açıktır. En önemli kaynakları, kütlelerinin bir kısmını kaybederek kabuğunu çevredeki boşluğa "döken" novalar ve süpernovalardır. Ek olarak, kırmızı devlerin genişleyen atmosferinde toz da doğar ve buradan radyasyon basıncıyla tam anlamıyla süpürülür. Yıldızların standartlarına göre serin atmosferlerinde (yaklaşık 2,5 - 3 bin kelvin), oldukça fazla sayıda nispeten karmaşık molekül vardır.
Ancak burada henüz çözülmemiş bir gizem var. Tozun yıldızların evriminin bir ürünü olduğuna her zaman inanılmıştır. Yani yıldızların doğması, bir süre var olması, yaşlanması ve son süpernova patlamasında toz üretmesi gerekiyor. Ama önce ne geldi; yumurta mı yoksa tavuk mu? Bir yıldızın doğuşu için gerekli olan ilk toz veya bir nedenden dolayı tozun yardımı olmadan doğan ilk yıldız yaşlandı, patladı ve ilk tozu oluşturdu.
Başlangıçta ne oldu? Sonuçta 14 milyar yıl önce Büyük Patlama meydana geldiğinde Evrende sadece hidrojen ve helyum vardı, başka element yoktu! İşte o zaman onlardan ilk galaksiler, devasa bulutlar ve içlerinde uzun bir yaşam yolundan geçmek zorunda olan ilk yıldızlar ortaya çıkmaya başladı. Yıldızların çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonlar, daha karmaşık kimyasal elementleri "pişirmiş", hidrojen ve helyumu karbon, nitrojen, oksijen vb. kabuk. Bu kütlenin daha sonra soğuması, soğuması ve sonunda toza dönüşmesi gerekiyordu. Ancak Büyük Patlama'dan 2 milyar yıl sonra bile ilk galaksilerde toz vardı! Teleskoplar kullanılarak bizimkinden 12 milyar ışıkyılı uzaklıktaki galaksilerde keşfedildi. Aynı zamanda 2 milyar yıl, bir yıldızın tüm yaşam döngüsü için çok kısa bir süre; bu süre zarfında yıldızların çoğunun yaşlanmaya vakti yok. Genç Galaksi'de tozun nereden geldiği, eğer orada hidrojen ve helyumdan başka bir şey yoksa, bu bir sırdır.

Saate bakan profesör hafifçe gülümsedi.

Ancak bu gizemi evde çözmeye çalışacaksınız. Görevi yazalım.

Ev ödevi.

1. Hangisinin önce geldiğini tahmin etmeye çalışın, ilk yıldız mı yoksa toz mu?

Ek görev.

1. Her türlü toz hakkında rapor verin (yıldızlararası, gezegenler arası, gezegenler arası, galaksiler arası)

2. Deneme. Kendinizi kozmik tozu incelemekle görevlendirilmiş bir bilim adamı olarak hayal edin.

3. Resimler.

Ev yapımı öğrenciler için ödev:

1. Uzayda neden toza ihtiyaç duyulur?

Ek görev.

1. Her türlü toz hakkında rapor verin. Okulun eski öğrencileri kuralları hatırlıyor.

2. Deneme. Kozmik tozun ortadan kaybolması.

3. Resimler.

Süpernova SN2010jl Fotoğraf: NASA/STScI

Gökbilimciler ilk kez bir süpernovanın hemen yakınında kozmik tozun oluşumunu gerçek zamanlı olarak gözlemlediler ve bu, iki aşamada meydana gelen bu gizemli fenomeni açıklamalarına olanak sağladı. Araştırmacılar Nature dergisinde bu sürecin patlamadan hemen sonra başladığını ancak uzun yıllar devam ettiğini yazıyor.

Hepimiz yeni gök cisimlerinin yapı malzemesi olan yıldız tozundan, elementlerden yapıldık. Gökbilimciler uzun süredir bu tozun yıldızların patlamasıyla oluştuğunu varsayıyordu. Ancak bunun tam olarak nasıl gerçekleştiği ve aktif aktivitenin gerçekleştiği galaksilerin çevresindeki toz parçacıklarının nasıl yok edilmediği şu ana kadar bir sır olarak kaldı.

Bu soru ilk olarak Şili'nin kuzeyindeki Paranal Gözlemevi'ndeki Çok Büyük Teleskop kullanılarak yapılan gözlemlerle açıklığa kavuşturuldu. Danimarka Aarhus Üniversitesi'nden Christa Gall liderliğindeki uluslararası bir araştırma ekibi, 2010 yılında 160 milyon ışıkyılı uzaklıktaki bir galakside meydana gelen bir süpernovayı inceledi. Araştırmacılar, X-Shooter spektrografını kullanarak SN2010jl katalog numarasını görünür ve kızılötesi ışıkta gözlemleyerek aylarca ve ilk yıllarını harcadılar.

Gall şöyle açıklıyor: "Gözlemsel verileri birleştirdiğimizde, süpernovanın etrafındaki tozdaki farklı dalga boylarının emiliminin ilk ölçümünü yapabildik." "Bu, bu toz hakkında daha önce bilinenden daha fazla bilgi edinmemizi sağladı." Bu, farklı boyutlardaki toz taneciklerini ve bunların oluşumunu daha ayrıntılı olarak incelemeyi mümkün kıldı.

Bir süpernovanın hemen yakınındaki toz iki aşamada oluşur.Fotoğraf: © ESO/M. Kornmesser

Görünen o ki, yıldızın etrafındaki yoğun malzemede milimetrenin binde birinden daha büyük toz parçacıkları nispeten hızlı bir şekilde oluşuyor. Bu parçacıkların boyutları, kozmik toz tanecikleri için şaşırtıcı derecede büyüktür ve bu da onları galaktik süreçler tarafından yok edilmeye karşı dirençli kılar. Kopenhag Üniversitesi'nden ortak yazar Jens Hjorth şöyle ekliyor: "Bir süpernova patlamasından kısa bir süre sonra büyük toz parçacıklarının oluştuğuna dair kanıtlarımız, bunların oluşması için hızlı ve etkili bir yol olması gerektiği anlamına geliyor." bu tam olarak nasıl oluyor?

Ancak gökbilimcilerin zaten gözlemlerine dayanan bir teorileri var. Buna göre toz oluşumu 2 aşamada gerçekleşir:

1. Yıldız patlamadan kısa bir süre önce malzemeyi çevresine iter. Daha sonra süpernova şok dalgası gelir ve yayılır, bunun arkasında serin ve yoğun bir gaz kabuğu oluşturulur; bu, daha önce dışarı atılan malzemeden gelen toz parçacıklarının yoğunlaşıp büyüyebileceği bir ortamdır.
2. İkinci aşamada, süpernova patlamasından birkaç yüz gün sonra, bizzat patlamanın fırlattığı malzeme eklenir ve hızlandırılmış bir toz oluşumu süreci meydana gelir.

“Son zamanlarda gökbilimciler patlamadan sonra ortaya çıkan süpernova kalıntılarında çok miktarda toz keşfettiler. Bununla birlikte, aslında süpernovadan kaynaklanan az miktarda toz olduğuna dair kanıtlar da buldular. Yeni gözlemler bu bariz çelişkinin nasıl çözülebileceğini açıklıyor” diye yazıyor Christa Gall.

Kozmik toz

yıldızlararası ve gezegenlerarası uzaydaki madde parçacıkları. Kozmik parçacıkların ışığı soğuran yoğunlaşmaları, Samanyolu fotoğraflarında karanlık noktalar olarak görülebilmektedir. K. p.'nin etkisine bağlı olarak ışığın zayıflaması - sözde. yıldızlararası soğurma veya sönme, farklı uzunluklardaki elektromanyetik dalgalar için aynı değildir λ Bunun sonucunda yıldızların kızarması gözlenir. Görünür bölgede yok oluş yaklaşık olarak orantılıdır. λ-1, yakın ultraviyole bölgede neredeyse dalga boyundan bağımsızdır, ancak 1400 Å civarında ek bir maksimum emilim vardır. Yok oluşun büyük bir kısmı emilimden ziyade ışığın saçılmasından kaynaklanmaktadır. Bu, spektral B sınıfı yıldızların ve tozu aydınlatacak kadar parlak diğer bazı yıldızların etrafında görülebilen, kozmik parçacıklar içeren yansıma bulutsularının gözlemlerinden kaynaklanmaktadır. Bulutsuların parlaklıkları ile onları aydınlatan yıldızların parlaklıkları karşılaştırıldığında tozun albedosunun yüksek olduğu görülmektedir. Gözlemlenen sönme ve albedo, kristal yapının, boyutu 1'den biraz daha küçük olan metallerin karışımıyla dielektrik parçacıklardan oluştuğu sonucuna varmaktadır. µm. Ultraviyole sönüm maksimumu, toz taneciklerinin içinde yaklaşık 0,05 × 0,05 × 0,01 boyutlarında grafit pullarının bulunmasıyla açıklanabilir. µm. Işığın, boyutları dalga boyuyla karşılaştırılabilecek bir parçacık tarafından kırılması nedeniyle, ışık ağırlıklı olarak ileri doğru saçılır. Yıldızlararası absorpsiyon sıklıkla ışığın polarizasyonuna yol açar; bu, toz taneciklerinin özelliklerinin anizotropisi (dielektrik parçacıkların uzun şekli veya grafitin iletkenliğinin anizotropisi) ve bunların uzaydaki düzenli yönelimi ile açıklanır. İkincisi, toz taneciklerini uzun eksenleri alan çizgisine dik olacak şekilde yönlendiren zayıf bir yıldızlararası alanın etkisiyle açıklanmaktadır. Böylece, uzaktaki gök cisimlerinin polarize ışığını gözlemleyerek alanın yıldızlararası uzaydaki yönelimi hakkında karar verilebilir.

Göreceli toz miktarı, Galaktik düzlemdeki ışığın ortalama emiliminden belirlenir - spektrumun görsel bölgesinde 1 kiloParsek başına 0,5'ten birkaç yıldız büyüklüğüne kadar. Toz kütlesi, yıldızlararası madde kütlesinin yaklaşık %1'ini oluşturur. Toz, gaz gibi, eşit olmayan bir şekilde dağılarak bulutlar ve daha yoğun oluşumlar (kürecikler) oluşturur. Küreciklerde toz, yıldızların ışığını koruyan ve gaz atomlarıyla esnek olmayan çarpışmalardan toz tanesinin aldığı enerjiyi kızılötesi olarak yayan bir soğutma faktörü görevi görür. Tozun yüzeyinde atomlar moleküller halinde birleşir: toz bir katalizördür.

S. B. Pikelner.

Büyük Sovyet Ansiklopedisi. - M .: Sovyet Ansiklopedisi. 1969-1978 .

Diğer sözlüklerde “Kozmik toz” un ne olduğunu görün:

Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğunlaşmış madde parçacıkları. Modern kavramlara göre kozmik toz, yaklaşık olarak ölçülen parçacıklardan oluşur. Grafit veya silikat çekirdekli 1 µm. Galakside kozmik toz oluşur... ... Büyük Ansiklopedik Sözlük

KOZMİK TOZ, göktaşı tozu ve yıldızlararası madde de dahil olmak üzere Evrenin herhangi bir yerinde bulunan, yıldız ışığını emebilen ve galaksilerde karanlık bulutsular oluşturabilen çok küçük katı madde parçacıklarıdır. Küresel... ... Bilimsel ve teknik ansiklopedik sözlük

KOZMİK TOZ- yıldızlararası uzayda toz ve diğer bulutsuları oluşturan en küçük madde parçacıklarının yanı sıra meteor tozu... Büyük Politeknik Ansiklopedisi

kozmik toz- Uzayda bulunan ve Dünya'ya düşen çok küçük katı madde parçacıkları... Coğrafya Sözlüğü

Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğunlaşmış madde parçacıkları. Modern kavramlara göre kozmik toz, çekirdeği grafit veya silikat olan yaklaşık 1 mikron büyüklüğünde parçacıklardan oluşur. Galakside kozmik toz oluşur... ... ansiklopedik sözlük

Uzayda boyutları birkaç molekülden 0,1 mm'ye kadar değişen parçacıklardan oluşur. Her yıl Dünya gezegenine 40 kiloton kozmik toz çöküyor. Kozmik toz aynı zamanda astronomik konumuyla da ayırt edilebilir, örneğin: galaksiler arası toz, ... ... Vikipedi

kozmik toz- kosminės dulkės statusas T sritis fizika atitikmenys: engl. kozmik toz; yıldızlararası toz; uzay tozu vok. yıldızlararası Staub, m; kosmische Staubteilchen, m rus. kozmik toz, f; yıldızlararası toz, f pranc. poussière cosmique, f; poussière… … Fizikos terminų žodynas

kozmik toz- Atmosferdeki meteorolojik durumların ekoloji ve aplikasyonlarla karşılaştırılması. atitikmenys: ingilizce. kozmik toz vok. kosmischer Staub, m rus. kozmik toz, f... Ekolojik terminų aiškinamasis žodynas

Parçacıklar yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğunlaşarak va'ya dönüştü. Modern göre Fikirlere göre K. p., yaklaşık olarak ölçülen parçacıklardan oluşur. Grafit veya silikat çekirdekli 1 µm. Galakside kozmos, bulutların ve küreciklerin yoğunlaşmasını oluşturur. Aramalar... ... Doğal bilim. ansiklopedik sözlük

Yıldızlararası ve gezegenler arası uzayda yoğunlaşmış madde parçacıkları. Grafit veya silikat çekirdekli yaklaşık 1 mikron boyutunda parçacıklardan oluşur, Galakside yıldızların yaydığı ışığın zayıflamasına neden olan bulutlar oluşturur ve... ... Astronomik Sözlük

Kitabın

• Astronominin 99 sırrı, Serdtseva N.. Bu kitapta astronominin 99 sırrı gizli. Onu açın ve Evrenin nasıl çalıştığını, kozmik tozun neden oluştuğunu ve kara deliklerin nereden geldiğini öğrenin. . Komik ve basit metinler...

Yıldızlararası toz, Evrenin her köşesinde meydana gelen değişen yoğunluktaki süreçlerin bir ürünüdür ve onun görünmez parçacıkları, etrafımızdaki atmosferde uçarak Dünya yüzeyine bile ulaşır.

Doğanın boşluklardan hoşlanmadığı defalarca kanıtlanmıştır. Bize boşluk gibi görünen yıldızlararası uzay aslında gaz ve 0,01-0,2 mikron büyüklüğündeki mikroskobik toz parçacıklarıyla doludur. Bu görünmez unsurların birleşimi, yıldızlardan gelen belirli spektral radyasyon türlerini emebilen, bazen onları dünyevi araştırmacılardan tamamen gizleyebilen, Evrenin bir tür bulutu olan muazzam büyüklükteki nesnelere yol açar.

Yıldızlararası toz nelerden oluşur?

Bu mikroskobik parçacıklar, yıldızların gaz zarfında oluşan ve tamamen bileşimine bağlı olan bir çekirdeğe sahiptir. Örneğin, karbon yıldızlarının taneciklerinden grafit tozu, oksijen parçacıklarından ise silikat tozu oluşur. Bu onlarca yıl süren ilginç bir süreçtir: Yıldızlar soğudukça moleküllerini kaybederler ve bu moleküller uzaya uçarak gruplar halinde birleşerek toz tanesinin çekirdeğinin temelini oluşturur. Daha sonra hidrojen atomlarından ve daha karmaşık moleküllerden oluşan bir kabuk oluşur. Düşük sıcaklıklarda buz kristalleri şeklinde yıldızlararası toz oluşur. Galakside dolaşan küçük gezginler ısıtıldığında gazın bir kısmını kaybederler, ancak ayrılan moleküllerin yerini yeni moleküller alır.

Konum ve özellikler

Galaksimize düşen tozun büyük kısmı Samanyolu bölgesinde yoğunlaşmıştır. Yıldızların arka planında siyah çizgiler ve lekeler şeklinde öne çıkıyor. Tozun ağırlığı, gazın ağırlığına kıyasla ihmal edilebilecek kadar az ve sadece %1 olmasına rağmen gök cisimlerini bizden gizleyebilmektedir. Parçacıklar birbirlerinden onlarca metre uzakta olmasına rağmen bu miktarda bile en yoğun bölgeler yıldızların yaydığı ışığın %95'ini emer. Sistemimizdeki gaz ve toz bulutlarının boyutu gerçekten çok büyüktür ve yüzlerce ışıkyılı ile ölçülür.

Gözlemler üzerindeki etki

Thackeray kürecikleri arkalarındaki gökyüzü alanını görünmez kılıyor

Yıldızlararası toz, özellikle mavi spektrumda olmak üzere yıldızlardan gelen radyasyonun çoğunu emer ve onların ışıklarını ve polaritelerini bozar. En büyük bozulma, uzak kaynaklardan gelen kısa dalgalarda yaşanır. Gazla karışan mikropartiküller Samanyolu'nda karanlık noktalar olarak görülebiliyor.

Bu faktör nedeniyle Galaksimizin çekirdeği tamamen gizlidir ve yalnızca kızılötesi ışınlarda gözlemlenebilir. Yüksek toz konsantrasyonuna sahip bulutlar neredeyse opak hale gelir, böylece içerideki parçacıklar buzlu kabuklarını kaybetmezler. Modern araştırmacılar ve bilim adamları, bir araya geldiklerinde yeni kuyruklu yıldızların çekirdeğini oluşturduklarına inanıyorlar.

Bilim, toz granüllerinin yıldız oluşum süreçleri üzerindeki etkisini kanıtladı. Bu parçacıklar, çok sayıda kimyasal işlem için katalizör görevi gören metaller de dahil olmak üzere çeşitli maddeler içerir.

Gezegenimiz düşen yıldızlararası toz nedeniyle her yıl kütlesini artırıyor. Elbette bu mikroskobik parçacıklar görünmez ve onları bulup incelemek için okyanus tabanını ve meteorları inceliyorlar. Yıldızlararası tozun toplanması ve dağıtılması, uzay aracının ve görevlerin işlevlerinden biri haline geldi.

Büyük parçacıklar Dünya atmosferine girdiğinde kabuklarını kaybederler ve küçük parçacıklar yıllarca görünmez bir şekilde etrafımızda dönerler. Kozmik toz her yerde bulunur ve tüm galaksilerde benzerdir; gökbilimciler düzenli olarak uzak dünyaların yüzlerindeki karanlık özellikleri gözlemler.