Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Ракета Boeing Delta II с космическим кораблем Stardust в ожидании запуска. В январе 2004 года Stardust близко столкнулась с кометой Wild 2, а также собрала межзвездную пыль, содержащую досолнечные межзвездные зерна.

Пресолнечные зерна - это межзвездное твердое вещество в форме крошечных твердых частиц, которые возникли еще до образования Солнца . Пресолнечные зерна звездной пыли образовались в исходящих и охлаждающих газах от более ранних пресолнечных звезд.

Звездный нуклеосинтез , которые имели место в каждой досолнечной звезды придает каждую гранулу в изотопный состав , уникальный для этой родительской звезды, которая отличается от изотопного состава нашей Солнечной системы этого дела, а также от среднего галактического. Эти изотопные сигнатуры часто указывают на очень специфические астрофизические ядерные процессы [1], которые происходили внутри родительской звезды, и доказывают их пресолнечное происхождение. [2] [3]

Терминология [ править ]

Метеоритики часто используют этот термин для обозначения звездной пыли , зерен, которые возникли внутри одной звезды и которые они извлекают из метеоритов для изучения. Поскольку большинство межзвездных зерен не являются звездной пылью от одной звезды, однако, являясь веществом межзвездных облаков, аккрецированным более мелкими досолнечными зернами, большинство досолнечных зерен также не являются звездной пылью. По логике, вся звездная пыль - это досолнечные зерна; но не все досолнечные зерна являются звездной пылью. Эта сбивающая с толку терминология прочно укоренилась среди метеоритов 21 века, которые предпочитают использовать эти термины как взаимозаменяемые, поэтому в обоих случаях следует использовать или использовать выражение « досолнечные зерна звездной пыли» для обозначения звездной пыли .

История [ править ]

В 1960-х годах было обнаружено, что благородные газы неон [4] и ксенон [5] имеют необычные изотопные отношения в примитивных метеоритах; их происхождение и тип материи, которая их содержала, оставались загадкой. Эти открытия были сделаны путем испарения основной массы метеорита в масс-спектрометре , чтобы подсчитать относительное содержание изотопов очень небольшого количества благородных газов, захваченных в виде включений. В 1970-х годах аналогичные эксперименты обнаружили больше компонентов захваченных изотопов ксенона. [6]Были выдвинуты конкурирующие предположения о происхождении изотопных компонентов ксенона, все в рамках существующей парадигмы, согласно которой изменения были созданы процессами в первоначально однородном облаке солнечного газа.

Новая теоретическая основа для интерпретации была выдвинута в 1970-х годах, когда Дональд Д. Клейтон отверг распространенное среди метеоритиков мнение о том, что Солнечная система возникла как однородный горячий газ. [7] Вместо этого он предсказал, что необычный, но предсказуемый изотопный состав будет обнаружен в термически конденсированных межзвездных зернах, которые конденсировались во время потери массы от звезд разных типов. Он утверждал, что такие зерна существуют повсюду в межзвездной среде. [7] [8] В первых работах Клейтона, в которых использовалась эта идея в 1975 году, была изображена межзвездная среда, населенная частицами сверхновых, которые богаты радиогенными изотопами Ne и Xe, которые определили потухшую радиоактивность. [9] Клейтон определил несколько различных типов предсолнечных зерен звездной пыли, которые, вероятно, будут обнаружены: звездная пыль от красных гигантских звезд, суноконы (аббревиатура от SU per NO va CON densates) от сверхновых , небконы от конденсации туманностей за счет аккреции газообразных атомов и молекул холодного облака и новаконы. от новой конденсации. [7] Несмотря на энергичное и непрерывное активное развитие этой картины, предположения Клейтона не подкреплялись другими в течение десяти лет, пока такие зерна не были обнаружены в метеоритах.

Первое недвусмысленное следствие существования звездной пыли в метеоритах было сделано в лаборатории Эдварда Андерса в Чикаго [10], который с помощью традиционной масс-спектрометрии обнаружил, что изотопные содержания ксенона содержатся в нерастворимом в кислоте углеродистом остатке, оставшемся после того, как массив метеорита выпал. растворение в кислотах почти точно соответствовало предсказаниям для изотопного ксенона в красной гигантской звездной пыли. [8]Тогда казалось очевидным, что зерна звездной пыли содержались в нерастворимом в кислоте остатке Андерса. Найти настоящие зерна звездной пыли и задокументировать их было гораздо сложнее, поскольку требовалось найти частицы и показать, что их изотопы соответствуют изотопам внутри звезды красного гиганта. Последовало десятилетие интенсивных экспериментальных поисков в попытке выделить отдельные зерна этих носителей ксенона. Но что действительно было необходимо для обнаружения звездной пыли, так это масс-спектрометр нового типа, который мог бы измерять меньшее количество атомов в одном зерне. В нескольких лабораториях пытались продемонстрировать такой прибор, пытаясь продемонстрировать ионные зонды для распыления. Но современные ионные зонды должны быть намного лучше технологически.

В 1987 г. было обнаружено, что зерна алмаза [11] и зерна карбида кремния [12] в большом количестве присутствуют в тех же нерастворимых в кислоте остатках, а также содержат большие концентрации благородных газов. Значительные изотопные аномалии, в свою очередь, были измерены путем усовершенствования вторичной ионной масс-спектрометрии (SIMS) в структурных химических элементах этих зерен. [13] Усовершенствованные эксперименты SIMS показали, что изотопы кремния в каждом зерне SiC не имеют отношения изотопов Солнца, а скорее те, которые ожидаются в некоторых звездах красных гигантов. Таким образом, открытие звездной пыли датировано 1987 годом. [12]Чтобы измерить изотопные отношения структурных элементов (например, кремния в зерне SiC) в микроскопических зернах звездной пыли, потребовалось два сложных технологических и научных шага: 1) определение местонахождения зерен звездной пыли микронного размера в огромной массе метеорита; 2) развитие технологии SIMS до достаточно высокого уровня для измерения соотношений изотопов в зернах микронного размера. Эрнст Циннер стал важным лидером в области применения ВИМС для микроскопических зерен. [14] [15]

Пресолнечные зерна метеорита Мерчисон

В январе 2020 года анализ метеорита Мерчисон, обнаруженного в Австралии в 1969 году, показал, что звездная пыль, образовавшаяся 5-7 миллиардов лет назад, старше Солнца Земли, которому 4,6 миллиарда лет, что делает метеор и его звездную пыль самым старым твердым материалом, когда-либо обнаруженным на Земле. [16] [17] [18]

В метеоритах [ править ]

Пресолнечные зерна - это твердое вещество, которое содержалось в межзвездном газе до образования Солнца. Компонент звездной пыли может быть идентифицирован в лаборатории по аномальному изотопному содержанию и состоит из тугоплавких минералов, которые пережили коллапс солнечной туманности и последующее образование планетезималей . [19]

Для исследователей метеоритов термин пресолнечные зерна стал обозначать пресолнечные зерна, обнаруженные в метеоритах, которые в основном состоят из звездной пыли . Многие другие типы космической пыли в метеоритах не обнаружены. Пресолнечные зерна звездной пыли составляют лишь около 0,1 процента от общей массы твердых частиц, обнаруженных в метеоритах. Такие зерна являются изотопно-различными материалами , обнаруженными в мелкозернистую матрице из метеоритов , такие как примитивные хондриты . [20] Их изотопные отличия от окружающего метеорита требуют, чтобы они появились раньше Солнечной системы . Кристалличности этих кластеров составляет от микронного размеракристаллы карбида кремния (до 10 13 атомов), вплоть до кристаллов нанометрового алмаза (около 1000 атомов) и неслоистые кристаллы графена, содержащие менее 100 атомов. Огнеупорные зерна достигли своей минеральной структуры за счет термической конденсации в медленно охлаждающихся расширяющихся газах сверхновых и красных звезд- гигантов . [20]

Характеристика [ править ]

Пресолнечные зерна исследуют с помощью сканирующих или просвечивающих электронных микроскопов (SEM / TEM) и масс-спектрометрических методов ( масс-спектрометрия благородных газов, масс-спектрометрия с резонансной ионизацией (RIMS), масс-спектрометрия вторичных ионов (SIMS, NanoSIMS)). Пресолнечные зерна, состоящие из алмазов, имеют размер всего несколько нанометров и поэтому называются наноалмазами. Из-за своего небольшого размера наноалмазы трудно исследовать, и, хотя они являются одними из первых обнаруженных досолнечных зерен, о них известно относительно мало. Типичные размеры других пресолнечных зерен находятся в диапазоне микрометров.

К настоящему времени идентифицированы пресолярные зерна, состоящие из следующих минералов:

  • алмаз (С) нанометрового размера зерен (~ 2,6 нм ( 1 / 10000000  в) диаметр) [21] , возможно , образованный осаждением из паровой фазы [22]
  • частицы графита (C) и анионы [23], некоторые с неслоистыми графеновыми ядрами [24]
  • карбид кремния (SiC) размером от субмикронного до микрометрового. Пресолнечный SiC встречается в виде зерен одного политипа или срастания политипа. Наблюдаемые атомные структуры содержат два политипа низшего порядка: гексагональный 2H и кубический 3C (с различной степенью беспорядка дефекта упаковки), а также одномерные неупорядоченные зерна SiC. [25] Для сравнения известно, что синтезированный в наземных лабораториях SiC образует более сотни различных политипов.
  • карбид титана (TiC) и другие карбиды в зернах C и SiC [26]
  • нитрид кремния (Si 3 N 4 )
  • корунд (Al 2 O 3 ) [27]
  • шпинель (MgAl 2 O 4 ) [28]
  • гибонит ((Ca, Ce) (Al, Ti, Mg) 12 O 19 ) [29]
  • оксид титана (TiO 2 )
  • силикатные минералы ( оливин и пироксен )

Информация о звездной эволюции [ править ]

Изучение досолнечных зерен дает информацию о нуклеосинтезе и звездной эволюции . [3] Зерно подшипник изотопных подписей « г-процесс » ( г захват APID нейтронов) и альфа - процесс (альфа - захват) типы нуклеосинтеза полезны при тестировании моделей сверхновых взрыва. [30]

Например, некоторые досолнечные зерна (зерна сверхновой) имеют очень большие избытки кальция-44 , стабильного изотопа кальция, который обычно составляет только 2% от содержания кальция. Кальций в некоторых предсолнечных зернах состоит в основном из 44 Ca, который предположительно является остатками потухшего радионуклида титана-44 , изотопа титана, который образуется в изобилии в сверхновых типа II, таких как SN 1987A, после быстрого захвата четырех альфа-частиц с помощью 28 Si, после того, как обычно начинается процесс горения кремния , но до взрыва сверхновой. Однако 44Период полураспада Ti составляет всего 59 лет, и поэтому он вскоре полностью превращается в 44 Ca. В таких зернах также были обнаружены избытки продуктов распада более долгоживущих, но вымерших нуклидов кальция-41 (период полураспада 99 400 лет) и алюминия-26 (730 000 лет). Изотопные аномалии быстрых процессов этих зерен включают относительные избытки азота-15 и кислорода-18 по сравнению с содержаниями в Солнечной системе, а также избытки нейтронно-богатых стабильных нуклидов 42 Ca и 49 Ti. [31]

Другое досолнечное зерно (AGB звезды зерно) обеспечивает изотопную и физическую информацию о через symptotic г инвариант б ранчо звезда, которые изготовили самую большую часть огнеупорных элементов более легких , чем железо в Галактике. Поскольку элементы в этих частицах были созданы в разное время (и в разных местах) в раннем Млечном Пути, набор собранных частиц дополнительно дает представление о галактической эволюции до образования Солнечной системы. [32]

Помимо предоставления информации о нуклеосинтезе элементов зерна, твердые зерна предоставляют информацию о физико-химических условиях, при которых они конденсировались, и о событиях, последовавших за их образованием. [32] Например, рассмотрим красных гигантов, которые производят большую часть углерода в нашей галактике. Их атмосфера достаточно прохладна, чтобы происходили процессы конденсации, приводящие к осаждению твердых частиц (т. Е. Множественных скоплений атомов таких элементов, как углерод) в их атмосфере. Это не похоже на атмосферу Солнца , которая слишком горячая, чтобы позволить атомам превращаться в более сложные молекулы. Эти твердые фрагменты вещества затем попадают в межзвездную среду под действием радиационного давления.. Следовательно, частицы, несущие сигнатуру звездного нуклеосинтеза, предоставляют информацию о (i) процессах конденсации в атмосферах красных гигантов, (ii) процессах излучения и нагрева в межзвездной среде и (iii) типах частиц, несущих элементы, которыми мы являемся. через галактику в нашу Солнечную систему. [33]

См. Также [ править ]

  • Околозвездная пыль
  • Космическая пыль
  • Космохимия
  • Внеземные алмазы
  • Внеземные материалы
  • Глоссарий метеоритики
  • Межпланетное облако пыли
  • Список минералов метеорита

Ссылки [ править ]

  1. ^ Зиннер, Эрнст (1998). «Звездный нуклеосинтез и изотопный состав пресолнечных зерен из примитивных метеоритов». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 26 : 147–188. Bibcode : 1998AREPS..26..147Z . DOI : 10.1146 / annurev.earth.26.1.147 .
  2. ^ Bernatowicz, Thomas J .; Уокер, Роберт М. (1997). «Древняя звездная пыль в лаборатории». Физика сегодня . 50 (12): 26–32. Bibcode : 1997PhT .... 50l..26B . DOI : 10.1063 / 1.882049 .
  3. ^ а б Клейтон, Дональд Д .; Ниттлер, Ларри Р. (2004). «Астрофизика с досолнечной звездной пылью» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Bibcode : 2004ARA & A..42 ... 39C . DOI : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134022 .
  4. ^ Черный, округ Колумбия; Пепин, РО (1969). «Неон в ловушке в метеоритах - II». Письма о Земле и планетах . 6 (5): 395–405. Bibcode : 1969E & PSL ... 6..395B . DOI : 10.1016 / 0012-821X (69) 90190-3 .
  5. ^ Рейнольдс, JH; Тернер, Г. (1964). «Редкие газы в хондрите Ренаццо». Журнал геофизических исследований . 69 (15): 3263–3281. Bibcode : 1964JGR .... 69.3263R . DOI : 10.1029 / JZ069i015p03263 .
  6. ^ Ксенон имеет девять стабильных изотопов, которые различаются по массе, потому что они имеют разное количество нейтронов в их атомных ядрах. Масс-спектрометр регистрирует количество обнаруженных атомов ксенона с атомными массами A = 124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134 и 136. Измеряя их на нескольких ступенях температуры при нагревании образца, было продемонстрировано, что у захваченного ксенона в общей сложности были разные компоненты. Было высказано предположение, что одним из таких компонентов был ксенон, созданный, когда неизвестное сверхтяжелое ядро, которое, как предполагалось, существовало в ранней Солнечной системе, подверглось делению.
  7. ^ a b c Клейтон, Дональд Д. (1978). «Предконденсированная материя: ключ к ранней солнечной системе» . Луна и планеты . 19 (2): 109–137. DOI : 10.1007 / BF00896983 . S2CID 121956963 . 
  8. ^ а б Клейтон, Д. Д.; Уорд, РА (1978). «Исследования S-процессов: содержание изотопов ксенона и криптона» . Астрофизический журнал . 224 : 1000. Bibcode : 1978ApJ ... 224.1000C . DOI : 10.1086 / 156449 .Эта статья была представлена ​​в 1975 году в Геохим. et Cosmochim Acta, но в то время было сочтено, что они не имеют отношения к геохимии. Он был повторно представлен Astrophys J в 1978 году после того, как Эдвард Андерс заявил, что он обнаружил чистый газообразный ксенон s-процесса в углеродистом остатке метеорита.
  9. Перейти ↑ Clayton, DD (1975). «Вымершие радиоактивные объекты: захваченные остатки досолнечных зерен» . Астрофизический журнал . 199 : 765. Bibcode : 1975ApJ ... 199..765C . DOI : 10.1086 / 153750 .
  10. ^ Srinivasan, B .; Андерс, Э. (1978). "Благородные газы в метеорите Мерчисон: возможные реликвии нуклеосинтеза s-процесса". Наука . 201 (4350): 51–56. Bibcode : 1978Sci ... 201 ... 51S . DOI : 10.1126 / science.201.4350.51 . PMID 17777755 . S2CID 21175338 .  
  11. ^ Льюис, Рой S .; Мин, Тан; Вакер, Джон Ф .; Андерс, Эдвард; Сталь, Эрик (1987). «Межзвездные алмазы в метеоритах». Природа . 326 (6109): 160–162. Bibcode : 1987Natur.326..160L . DOI : 10.1038 / 326160a0 . S2CID 4324489 . 
  12. ^ a b Бернатович, Томас; Фраундорф, Гейл; Мин, Тан; Андерс, Эдвард; Вопенка, Бриджит; Зиннер, Эрнст; Фраундорф, Фил (1987). «Доказательства межзвездного SiC в углеродистом метеорите Мюррей» . Природа . 330 (6150): 728–730. Bibcode : 1987Natur.330..728B . DOI : 10.1038 / 330728a0 . S2CID 4361807 . 
  13. ^ Зиннер, Эрнст (1996). «Звездная пыль в лаборатории». Наука . 271 (5245): 41–42. Bibcode : 1996Sci ... 271 ... 41Z . DOI : 10.1126 / science.271.5245.41 . PMID 8539598 . S2CID 32074812 .  
  14. ^ Маккиган, Кевин Д. (2007). "Эрнст Циннер, астроном-каменщик" . Метеоритика и планетология . 42 (7–8): 1045–1054. DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2007.tb00560.x .В специальном выпуске журнала « Метеоритика и планетология» задокументирована роль Зиннера в честь его 70-летия.
  15. ^ Клейтон, Дональд (2016). "Эрнст К. Зиннер" . Физика сегодня . 69 (2): 61–62. Bibcode : 2016PhT .... 69b..61C . DOI : 10.1063 / PT.3.3088 .Зиннер умер в 2015 году в возрасте 78 лет. В его некрологе в феврале 2016 года Дональда Клейтона Physics Today рассказывается больше об отношении Зиннера к открытиям SIMS.
  16. ↑ Стрикленд, Эшли (13 января 2020 г.). «Самый старый материал на Земле был обнаружен в метеорите» . CNN .
  17. ↑ Вайсбергер, Минди (13 января 2020 г.). «Звездная пыль возрастом 7 миллиардов лет - самый старый материал, найденный на Земле. Некоторые из этих древних зерен на миллиарды лет старше нашего Солнца» . Живая наука . Проверено 13 января 2020 года .
  18. ^ Heck, Philipp R .; и другие. (13 января 2020 г.). "Время жизни межзвездной пыли от возраста воздействия космических лучей досолнечного карбида кремния" . Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 117 (4): 1884–1889. Bibcode : 2020PNAS..117.1884H . DOI : 10.1073 / pnas.1904573117 . PMC 6995017 . PMID 31932423 .  
  19. ^ Lugaro, Мария (2005). Звездная пыль с метеоритов . Мировая научная серия по астрономии и астрофизике. 9 . DOI : 10,1142 / 5705 . ISBN 978-981-256-099-5.
  20. ^ a b Темминг, Мария (13 января 2020 г.). «Эта древняя звездная пыль - самая старая из когда-либо исследованных в лаборатории» . Новости науки . Проверено 14 января 2020 года .
  21. ^ Фраундорф, Фил; Фраундорф, Гейл; Бернатович, Томас; Льюис, Рой; Тан, Мин (1989). «Звездная пыль в ТЕА». Ультрамикроскопия . 27 (4): 401–411. DOI : 10.1016 / 0304-3991 (89) 90008-9 .
  22. ^ Daulton, TL; Eisenhour, DD; Bernatowicz, TJ; Льюис, RS; Buseck, PR (1996). «Генезис пресолнечных алмазов: сравнительное исследование метеоритных и земных наноалмазов с помощью просвечивающей электронной микроскопии высокого разрешения» . Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (23): 4853–4872. Bibcode : 1996GeCoA..60.4853D . DOI : 10.1016 / S0016-7037 (96) 00223-2 .
  23. ^ Bernatowicz, Thomas J .; Ковсик, Раманатх; Гиббонс, Патрик С .; Лоддерс, Катарина; Фегли, Брюс; Амари, Сатико; Льюис, Рой С. (1996). «Ограничения на образование звездных зерен из пресолнечного графита в метеорите Мерчисон». Астрофизический журнал . 472 (2): 760–782. Bibcode : 1996ApJ ... 472..760B . DOI : 10.1086 / 178105 .
  24. ^ Fraundorf, P .; Вакенхут, М. (2002). "Основная структура пресолнечных графитовых луковиц". Астрофизический журнал . 578 (2): L153 – L156. arXiv : astro-ph / 0110585 . Bibcode : 2002ApJ ... 578L.153F . DOI : 10.1086 / 344633 . S2CID 15066112 . 
  25. ^ Daulton, T .; Bernatowicz, TJ; Льюис, RS; Посланник, S .; Stadermann, FJ; Амари, С. (июнь 2002 г.). «Распределение политипов в околозвездном карбиде кремния» . Наука . 296 (5574): 1852–1855. Bibcode : 2002Sci ... 296.1852D . DOI : 10.1126 / science.1071136 . PMID 12052956 . S2CID 208322 .  
  26. ^ Bernatowicz, T .; Amari, S .; Zinner, E .; Льюис, Р. (1991). «Межзвездные зерна в межзвездных зернах». Астрофизический журнал . 373 : L73. Bibcode : 1991ApJ ... 373L..73B . DOI : 10.1086 / 186054 .
  27. ^ Hutcheon, ID; Гус, ГР; Fahey, AJ; Вассерберг, GJ (1994). «Экстремальное обогащение Mg-26 и O-17 в корунде Orgueil: идентификация зерна до солнечного оксида» (PDF) . Письма в астрофизический журнал . 425 (2): L97 – L100. Bibcode : 1994ApJ ... 425L..97H . DOI : 10.1086 / 187319 .
  28. ^ Зиннер, Эрнст; Амари, Сатико; Гиннесс, Роберт; Нгуен, Энн; Stadermann, Франк Дж .; Уокер, Роберт М .; Льюис, Рой С. (2003). «Зерна пресолнечной шпинели из углистых хондритов Мюррей и Мерчисон». Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (24): 5083–5095. Bibcode : 2003GeCoA..67.5083Z . DOI : 10.1016 / S0016-7037 (03) 00261-8 .
  29. ^ Ирландия, Тревор Р. (1990). «Пресолнечные изотопные и химические признаки в гибонитсодержащих тугоплавких включениях из углистого хондрита Мерчисон». Geochimica et Cosmochimica Acta . 54 (11): 3219–3237. Bibcode : 1990GeCoA..54.3219I . DOI : 10.1016 / 0016-7037 (90) 90136-9 .
  30. ^ «Обнаружен самый старый материал на Земле» . bbc.co.uk . 13 января 2020 . Проверено 14 января 2020 года .
  31. ^ Максуин, Гарри; Гэри Р. Хасс (2010). Космохимия (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 139. ISBN 978-0-521-87862-3.
  32. ^ a b Беннетт, Джей (13 января 2020 г.). «Зерна метеорита - самый старый известный твердый материал на Земле» . Смитсоновский журнал . Проверено 14 января 2020 года .
  33. ↑ Старр, Мишель (13 января 2020 г.). «Самый старый из известных материалов на Земле официально старше Солнечной системы» . sciencealert.com . Проверено 14 января 2020 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Пресолнечные исследования зерна
  • Пресолнечные зерна в метеоритах
  • Движущиеся звезды и зыбучие пески досолнечной истории
  • Пресолнечные зерна в метеоритах: обзор и некоторые выводы