Астроминералогия (англ.
Astromineralogy) - одно из перспективных направлений современной
минералогии, возникшее на стыке минералогии, физики и астрономии.
Задачами астроминералогии являются: изучение минералов и
минерального состава астероидов, метеоров и других небесных тел, астрономическая
спектроскопия астероидов, комет, метеоров и пыли околозвёздной среды в целом.
Так, исследования НАСА показали, что некоторая доля частиц
космической пыли образовалась раньше Солнечной системы, и в данном
виде космической пыли присутствуют следы таких минералов, как
корунд, алмаз и муассанит (природный карбид кремния SiC). Анализ
свойств зёрен минерала муассанита, найденных в Мерчисонском углеродистом хондритовом метеорите,
выявил аномальное изотопное соотношение углерода и кремния, что
указывает на происхождение минерала муассанита за пределами
Солнечной системы: 99 % зёрен SiC образовалось около богатых
углеродом звёзд, принадлежащих к асимптотической ветви гигантов.
Карбид кремния можно часто обнаружить вокруг таких звезд по их
ИК-спектрам (J.Kelly, 2009).
Космическая
пыль является обязательным компонентом среды, в которой движутся
планеты Солнечной системы и, очевидно, других систем.
Концентрация частиц более или менее постоянна и составляет 10-22
г/см3, или одна частица на 10 км3, и лишь вблизи метеоритных
потоков, являющихся продуктами распада комет, она повышается
почти на пять порядков. Предполагается, по данным
спектроскопических исследований, что каменные частицы космической пыли
имеют ортопироксеновый и оливиновый состав. Обнаружены
углеводородные частицы, но минеральные фазы не определены;
предполагаются графит, алмаз, кристаллические ароматические
углеводороды. Значительные объемы космической пыли захватываются
полем земного тяготения и оседают на Землю. В атмосфере Земли
постоянно присутствует 1-2 млн. т космической пыли и предполагается, что поступающая на Землю
космическая пыль представляет собой главным образом остатки протопланетного
облака и комет и частично - продукты дробления астероидов.
О минеральном составе комет
можно судить по спектроскопическим данным и по составу
и свойствам космической пыли, поступающей на Землю. Ядра комет, в которых
значительная часть вещества находится в кристаллическом
состоянии, состоят в основном из обычного льда и
закристаллизовавшихся (замерзших) летучих соединений,
цементирующих силикатные частицы. Как и у всех остальных комет,
при приближении к Солнцу с поверхности ядра кометы Галлея
начинают сублимироваться летучие вещества с малой температурой
кипения, такие как вода, моноксид, оксид углерода, метан, азот
и, возможно, другие замёрзшие газы. Этот процесс приводит к
образованию комы, которая может в поперечнике достигать 100 000
км. Испарение этого грязного льда высвобождает пылевые частицы,
которые относятся газом от ядра. Молекулы газов в коме поглощают
солнечный свет и переизлучают его затем на разных длинах волн
(это явление называется флуоресценцией), а пылевые частицы
рассеивают солнечный свет в различных направлениях без изменения
длины волны. Оба эти процесса приводят к тому, что кома
становится видимой для стороннего наблюдателя. Действие
солнечного излучения на кому приводит к образованию хвоста
кометы.
2 июля 1985 года ракетой-носителем «Ариан-1» была
запущена автоматическая межпланетная станция «Джотто». Целью
запуска аппарата «Джотто» был пролёт мимо ядра кометы Галлея и
его изучение, и в ночь с 13 на 14 марта 1986 г. аппарат прошёл
на расстоянии в 596 км от ядра кометы. По полученным с «Джотто»
данным было определено, что ядро кометы Галлея имеет
неправильную форму и размеры примерно 15х8х8 км, и покрыто
«пылевой корой».10 июля 1992 года. «Джотто» пролетел совсем
близко от кометы Григга-Скьеллерупа - на расстоянии около 200
км. Изотопный анализ частиц межпланетной пыли, взятой из
различных источников, свидетельствуют, что некоторые космические
минеральные частицы старше, чем 4,5 млрд-летний возраст
Солнечной системы.
Недавно открытый минерал меридианит (2007 г.)
первоначально был зафиксирован на Марсе по
спектроскопическим и фотографическим данным в реголитах в районе
кратера Гусева и Меридиане планум [Peterson R.C. et al, 2007], и
уже позднее меридианит был найден на Земле, в холодных рассольных растворах на
старом руднике Баскви в Британской Колумбии (Канада).
Другой "космический" новый минерал браунлиит (англ.
brownleeite), кубический силицид марганца MnSi, был обнаружен в
2008 г. в виде зёрен до 100 × 600 мкм. с оливином, энстатитом,
форстеритом, сульфидами Fe и Ni. Браунлиит был открыт
исследователями Космического центра Джонсона в Хьюстоне при
анализе потока частиц межпланетной пыли (или ВПЛ, пи-Пуппидов),
который, как полагают, был связан с кометой 26P/Grigg-Skjellerup.
Размер частиц исходного материала в образцах космической пыли
менее 0.0025 мм, и это первый минерал, добытый из хвоста кометы. Ещё
в 1990 году Скотт Мессенджер (Scott Messenger) из космического центра
Джонсона (Johnson Space Center) предложил новый метод сбора
космических пылевых частиц, доставленных космическими объектами,
в том числе и кометой Григга-Шьеллерупа. Разработка аппаратуры и
её установка на сверхвысотный самолёт-лабораторию ER-2 заняли
более 10 лет - первый материал из хвоста кометы был добыт только
в 2003 г. Для сбора пылевого вещества кометы 26P/Grigg-Skjellerup
был использован стратосферный самолёт-разведчик Lockheed U-2,
переоборудованный в научно-исследовательскую модификацию ER-2.
Однако и этого оказалось недостаточно: полученные в ходе
эксперимента частицы были крошечными - менее трёх десятитысячных
долей см. Для их детального исследования был построен новый
трансмиссионный электронный микроскоп и разработаны уникальные
методики анализа - эти исследования заняли ещё пять лет. В своём
пресс-релизе NASA сообщает, что обнаруженный минерал химически
представляет собой силицид марганца и назван браунлитом в честь
Дональда Браунли (Donald E. Brownlee), который первым начал
проводить исследования межпланетного вещества. По мнению
соавтора исследования Линдсей Келлер (Lindsay Keller) из центра
Джонсона, обнаруженный материал весьма необычен и был, вероятно,
сформирован вне Солнечной системы ещё до образования планет.
Камень или иное твёрдое
тело космического происхождения размером более 10 мкм, упавшее на
поверхность Земли, называется метеоритом. По составу метеориты бывают
каменные (хондриты, углистые хондриты, обыкновенные хондриты,
энстатитовые хондриты, ахондриты), железо-каменные (палласиты,
мезосидериты) и железные. Чаще других встречаются каменные
метеориты, они состоят в основном из минералов класса силикатов - оливинов
(от фаялита до форстерита) и пироксенов. Большинство найденных метеоритов
имеют вес от нескольких граммов до нескольких килограммов (крупнейший
из найденных метеоритов - Гоба, вес которого, по подсчетам,
составлял около 60 тонн). Предположительно, за сутки на Землю
падает 5-6 тонн метеоритов, или 2 тысячи тонн в год. Метеориты
представляют собой наиболее примитивные, почти не измененные
остатки протопланетного вещества. Слагающие их минералы на
миллиарды лет древнее, чем в земных породах. Следовательно,
данные о минералогии метеоритов представляют особый интерес для
развития космогенетических представлений. Специфической особенностью
минерального состава метеоритов является широкая
распространенность никелистого железа, весьма редкого на Земле,
и очень низкое содержание кварца, доминирующего в земных
условиях. Ряд минералов, известных лишь в метеоритах, на Земле
пока не найден: перрит (Ni, Fe)5 (Si, Р)2, нинингерит (Mg, Fe,
Mn)S, осборнит TiN, синоит Si2K20, юриит NaCr(Si2Oe) и др. Все
метеоритные минералы характеризуются ярко выраженными
типоморфными особенностями (Юшкин, 1982).
С другой стороны,
в кристаллах минералов и толщах пород фиксируются и на
протяжении миллиардов лет геологической истории сохраняются
признаки, характеризующие не только эволюцию планеты Земля, но и
её взаимодействие с космосом, с другими небесными объектами и
космическими явлениями (Жабин, 1982).
Ученые давно предполагали, что силикаты, то есть соединения
кремния, на Земле представляющие самый многочисленный класс
минералов, обильно представлены и в космической пыли. Об этом
свидетельствует форма кривой межзвездного поглощения света, в
общих чертах согласующаяся с оптическими свойствами соединений
кремния. Но никто не надеялся без прямого химического анализа
узнать когда-нибудь о точном составе межзвездных пылинок: ученые
считали, что частицы пыли аморфны и лишены четких спектральных
линий. Для обозначения вещества пылинок родился даже особый
термин "астрономические силикаты", словно подчеркивающий
невозможность сопоставления космических и земных минералов.
Другое дело -
кристаллические пылинки. Они, в отличие от аморфных частиц,
обладают спектральными линиями, по которым можно детально
исследовать их химический состав и структуру. И вот в феврале на
совещании в Испании, посвященном спектроскопическим
исследованиям на космической инфракрасной обсерватории ISO, Рене
Ватере (Амстердамский университет, Нидерланды) и его коллеги
сообщили, что в инфракрасных спектрах некоторых околозвездных
оболочек и протопланетных дисков обнаружены именно такие
спектральные линии кристаллов соединений кремния, аналогичных
земным силикатным минералам.
"Рождается новый раздел астрономии - астроминералогия", -
считает Ватере. Конечно, пока она делает лишь первые шаги. В
основе всех силикатов лежат соединения кремния, поэтому спектры
различных кристаллов мало отличаются друг от друга. Пока
достоверно установлено наличие в пылинках лишь двух минералов -
форстерита и энстатита.
Инфракрасные спектры протопланетных дисков, комет и ряда других
космических объектов могут быть использованы для характеристики
минералогии присутствующей в них космической пыли.
Лабораторные измерения оптических констант минералов (комплексного
показателя преломления, из визуального и инфракрасного) + радиационного
моделирования переноса позволяют составить представление о
размерах, форме, минеральном составе и кристалличности пылевых частиц.
Межзвездная среда в целом аморфна, но протопланетные диски и
кометы имеют в своем составе и минералы - кристаллические силикаты,
вследствие того, что пылевые частицы в протопланетных дисках
термически обработаны.
Теоретическое изучение процесса формирования планет имеет долгую
историю. Множество фундаментальных идей о формирования планет
земного типа было выдвинуто Сафроновым (1969) в его классической
монографии "Эволюция протопланетного облака и формирование Земли
и планет". В начале 80-х годов прошлого века появились основные
элементы теории аккреции на ядро для объяснения формирования
газовых гигантов (Мизуно, 1980). Огромное количество новых
данных, полученных в течение последнего десятилетия - включая
наблюдения протопланетных дисков, открытие Пояса Койпера в
Солнечной системе и обнаружение множества внесолнечных планетных
систем - вновь возбудило интерес к этой проблеме. Хотя
наблюдения и подтвердили некоторые предсказания теоретиков, они
также привели к необходимости исследовать новые направления в
теории.
Звезды и сегодня
образуются в Галактике из газа, сосредоточенного в небольших и
плотных ядрах молекулярных облаков. Наблюдения плотных,
маленьких по размерам ядер молекулярных облаков (с размерами
порядка 0.1 пк), которые являются непосредственными
предшественниками формирующихся звезд, показывают градиенты
скорости, равные по порядку величины 1 км/с на 1 пк, наблюдаемые
свойства ядер молекулярных облаков совместимы с формированием
больших дисков размером с Солнечную систему и больше - вокруг
недавно сформировавшихся звезд. Сразу после своего формирования
эти диски могут быть весьма массивны. Утрата газовой компоненты
протопланетных дисков накладывает временной предел на завершение
процесса формирования планет-гигантов и меняет окружающую среду
при формировании планет земного типа. Критический вопрос -
существуют ли в достаточных количествах зёрна
(маленькие камни, пылинки), смешанные с газом, чтобы эффективно поглощать
свободные электроны. Излучение оптически толстых протопланетных
дисков является более сложным: это суммарное излучение оптически
толстых эмиссий чёрного тела диска плюс выбросов от горячего,
оптически тонкого слоя на поверхности диска. И для формирования
планет земного типа, и для формирования планет-гигантов (если
оно происходит путем аккреции на ядро) представляют большой
интерес примесь твердого компонента в диске. Газ, формирующий
протопланетный диск, будет включать в себя межзвездные пылевые
гранулы, состоящие из смеси минералов класса силикатов, графита и
полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). Измерение зависимости
поглощения света в межзвездной среде от длины волны привело к
предположению, что количество пылевых гранул распределяется по
степенному закону в зависимости от их размеров (Mathis, Rumpl &
Nordsieck, 1977). В наиболее горячих внутренних областях диска
центральная температура может быть достаточно высока для
разрушения гранул (от 1000К до 2000К в зависимости от
минерального состава пылинок, из графита или силикатов).
Отсутствие пыли очень близко от звезды является одним из главных
аргументов против образования горячих юпитеров "на месте", но
радиус разрушения пыли достаточно мал (обычно гораздо меньше 1
а.е.), чтобы изредка приводить к образованию планеты земного
типа или планеты-гиганта. Если газ, составляющий протопланетный
диск, имеет известный элементный состав (например, как у
Солнца), то это хорошая задача для химика - вычислить наиболее
термодинамически устойчивую совокупность химических веществ при
данных давлении и температуре. Изобилие различных минералов, в
т.ч льда, в диске будет вытекать из этой последовательности
конденсаций при условии, что есть достаточно времени для
достижения равновесия химических реакций - это разумное
предположение для горячего внутреннего диска, но в прохладных
внешних частях диска возможны отклонения вследствие замедления
химических реакций и радиального дрейфа газа и пыли. Состав
равновесной смеси больше зависит от температуры, нежели от
давления, таким образом, мы можем примерно предсказать изменение
состава диска в зависимости от радиуса.
В течение
многих лет в науке бытовало представление о том, что синтез
сложных органических молекул, послуживших основой для появления
жизни, происходил на Земле. Однако в последнее время появилось
много доказательств того, что сложные молекулы начали
формироваться гораздо раньше. Об одном из возможных источников
космической органики сообщили в январе на конференции
Американского астрономического общества Сун Квок (Университет
Калгари, Канада) и его коллеги. С помощью космической
инфракрасной обсерватории ISO они обнаружили сложные
углеводородные молекулы в оболочках умирающих звезд.
Канадские ученые проследили рост органических молекул, наблюдая
различные звезды на поздних эволюционных стадиях. Во внешних
слоях старых красных гигантов им удалось обнаружить лишь простые
молекулярные цепочки, состоящие из двух-трех атомов углерода. В
звездах, которые уже начали сбрасывать оболочки, - так
называемых протопланетарных туманностях - цепочки удлиняются, с
тем чтобы в планетарных туманностях замкнуться в кольца,
составляющие основу ароматических соединений.
Согласно расчетам звездной эволюции, в жизни звезды стадию
красного гиганта от планетарной туманности отделяет лишь
несколько тысяч лет. По космическим масштабам это очень
маленький срок, поэтому, как отмечают авторы открытия, возникает
вопрос, как сложные соединения столь стремительно формируются в
газе относительно низкой плотности. Исследователи из Канады
считают, что в планетарных туманностях синтез молекул на
углеводородных кольцах не останавливается, продолжаясь вплоть до
аминокислот, которые на современном оборудовании наблюдать не
удается. Поскольку планетарные туманности в конце концов
рассеиваются в межзвездной среде, не исключено, что часть
синтезированной в них органики может через какое-то время
попасть на вновь образующиеся планеты.
--------------------------
Литература и ссылки:
• Юшкин Н.П. Топоминералогия. - М., изд-во "Недра",
1982.
• Филип Армитедж. Лекции о
формировании и ранней эволюции планетных систем
(www.astronet.ru/db/msg/1223087/)
• H.-P. Gail & A. Tamanai.
Astromineralogy.
• Kelly, Jim. "The
Astrophysical Nature of Silicon Carbide". University College
London. Retrieved 2009-06-06.
• Astromineralogy. Ed. T. Henning, 2nd
ed., 2010. Springer Berlin Heidelberg:
Vol. 815, IX, 329 p, 111 illus. ISBN
978-3-642-13259-9
• Absorption and Scattering of Light by Small Particles. C. F.
Bohren, D. R. Huffman. Wiley, New York: 1983
• Optical properties of cosmic dust analogs: A review. Th.
Henning, H. Mutschke. arXiv:1004.5234v1
• Steve Desch, Melissa
Morris. Astromineralogy of Protoplanetary Disks and other
astrophysical objects. - Arizona State University, http://dusty.la.asu.edu/~desch/presentations/powerpoints/astromineralogy.ppt.
См. также:
•
А.Г. Жабин. Космические
процессы и минералообразование
~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~
