| dbo:abstract
|
- حبيبات ما قبل المجموعة الشمسية أو معادن ما قبل الشمس أو غبار النجوم هي بلورات صغيرة تشكل جزءًا من مصفوفة حبيبات دقيقة من النيازك البدائية يفترض أنها كانت موجودة قبل تكوين النظام الشمسي. تعطي تفاعلات الانصهار النجمي الذي حدثت داخل كل نجم قبل الشمس، لكل حبيبة تركيبًا نظيريًا فريدًا لهذا النجم الأم، والذي يختلف عن التركيب النظيري لمادة نظامنا الشمسي وكذلك عن المتوسط المجري. غالبًا ما تكون بصمة هذه التواقيع النظيرية عمليات نووية فيزيائية فلكية محددة جدًا حدثت داخل النجم الأم، وأثبتت أصلها قبل القطب. (ar)
- Präsolare Minerale, oft auch präsolare Körner oder Sternenstaub genannt, sind winzige Kristalle, die Teil der feinkörnigen Matrix primitiver Meteoriten sind und bereits vor („prä-“) der Bildung des Sonnensystems existierten. Vermutlich entstanden sie in Supernovaexplosionen oder in der Umgebung roter Riesensterne. Später wurden sie Teil der Molekülwolke, von der sich letztlich der solare Nebel separierte und zum Sonnensystem zusammenstürzte. Den Kollaps des solaren Nebels und die darauffolgende Bildung von Planetesimalen, von welchen die primitiven Meteorite abstammen, haben die präsolaren Minerale vermutlich überstanden, weil sie aus widerstandsfähigen, refraktären Mineralen bestehen. Von den unterschiedlichen Arten präsolarer Kristalle konnten bisher identifiziert werden:
* Diamant (C)
* Graphit (C)
* Moissanit (SiC)
* (TiC, Titancarbid)
* (Si3N4, Siliciumnitrid)
* Korund (Al2O3)
* Spinell (MgAl2O4)
* Hibonit ((Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)
* Rutil (TiO2) Bereits Mitte der 1960er Jahre wurden Edelgase mit ungewöhnlichen Isotopenverhältnissen in primitiven Meteoriten gefunden. Dies führte bereits damals zu dem Schluss, dass es präsolare Minerale sind, die in diesen Meteoriten als Träger dieser Edelgase fungieren. Aber erst 1987 konnten winzige Diamanten und Moissanitkörner als Träger ermittelt werden. Da die Sonnenmaterie eine einigermaßen homogene isotopische Zusammensetzung hat, beweisen die zusätzlich aufgefundenen Isotopenanomalien in den Mineralen die präsolare Herkunft dieser außergewöhnlichen Kristalle. Präsolare Diamanten haben nur eine Größe von wenigen Nanometern, weswegen sie auch Nanodiamanten genannt werden. Obwohl Nanodiamanten, neben Moissanitkristallen, die ersten entdeckten präsolaren Kristalle waren, ist relativ wenig über sie bekannt. Die übrigen präsolaren Kristalle haben eine typische Größe im Mikrometerbereich und sind deshalb einfacher zu untersuchen. Untersucht werden präsolare Kristalle hauptsächlich mittels
* Elektronenmikroskopie (SEM/TEM) und
* Massenspektrometrie (Edelgas-Massenspektrometrie, Resonanzionisations-Massenspektrometrie (RIMS), Sekundärionen-Massenspektrometrie/SIMS inkl. NanoSIMS). Im Januar 2020 veröffentlichten Wissenschaftler in der Fachzeitschrift PNAS Forschungsergebnisse, denen zufolge Moissanit-Partikel des im Murchison-Meteoriten enthaltenen Sternenstaubs vor etwa sieben Milliarden Jahren entstanden und der Meteorit damit präsolare Minerale enthält – das älteste Material, das bis dato auf der Erde gefunden wurde. (de)
- Los granos presolares son materia sólida interestelar en forma de diminutos granos sólidos que se originaron en un momento anterior a la formación del Sol (presolar: antes del Sol). Los estudiosos de los meteoritos a menudo usan el término para denominar al polvo cósmico, granos que se originaron dentro de una sola estrella y que se extraen de los meteoritos para su estudio. Sin embargo, debido a que la mayoría de los granos interestelares no son polvo estelar de una sola estrella, al proceder de la materia de nubes interestelares acumulada a partir de partículas más pequeñas de diferentes procedencias, la mayoría de los granos presolares tampoco son polvo de estrella propiamente dicho. Lógicamente, todo el polvo de estrella corresponde a granos presolares; pero no todos los granos presolares están formados por el polvo de una única estrella. Sin embargo, esta terminología confusa está muy arraigada entre los meteoritistas del siglo XXI, que prefieren usar los términos indistintamente, por lo que es mejor vivir con ambos usos o escribir granos de polvo de estrella presolar para designar con propiedad al polvo de estrella. Los granos de polvo estelar presolares se forman dentro de los gases de salida y enfriamiento de cada estrella presolar temprana. La nucleosíntesis estelar que tuvo lugar dentro de cada estrella presolar da a sus gránulos una composición isotópica exclusiva de esa estrella madre, que difiere de la composición isotópica de la materia de nuestro sistema solar, así como del promedio galáctico. Estas firmas isotópicas, a menudo identifican (como si fueran una huella dactilar) procesos nucleares astrofísicos muy específicos que tuvieron lugar dentro de la estrella madre, y demuestran su origen presolar. (es)
- Presolar grains are interstellar solid matter in the form of tiny solid grains that originated at a time before the Sun was formed. Presolar stardust grains formed within outflowing and cooling gases from earlier presolar stars. The stellar nucleosynthesis that took place within each presolar star gives to each granule an isotopic composition unique to that parent star, which differs from the isotopic composition of our solar system's matter as well as from the galactic average. These isotopic signatures often fingerprint very specific astrophysical nuclear processes that took place within the parent star and prove their presolar origin. (en)
- 태양전입자(太陽前粒子, 영어: presolar grains)는 태양이 형성되기 전의 시대에 형성된 작은 고체 입자상의 성간물질을 말한다. 태양이 태어나기 이전에 있던 항성으로부터 유출되어 냉각된 기체 중에서 형성되었다. 태양계 형성 이전의 항성에서 일어난 항성 핵합성은 태양계나 은하계 평균과는 다른, 그 연성(連星)에 고유한 동위 원소 조성을 각각의 입자에 부여한다. 이러한 동위 원소 조성은 연성에서 일어난 매우 특이한 천체물리학적 핵과정을 나타내며 연성의 기원을 입증한다. (ko)
- プレソーラー粒子またはプレソーラーグレイン (Presolar grains) とは、 太陽が形成される前の時代に形成された小さな固体粒子状の星間物質のこと。太陽が生まれる以前にあった恒星から流出し冷却されたガスの中で形成された。 太陽系形成以前の恒星で起きた恒星内元素合成は、太陽系や天の川銀河平均とは異なる、その親星に固有の同位体組成をそれぞれの粒子に与える。 これらの同位体組成は、親星の中で起こった非常に特異な天体物理学的な核過程を示すものであり、親星の起源を証明する。 (ja)
- Досонячні зерна (англ. presolar grains) — крихти (від нм до мкм) тугоплавких мінералів, які конденсувались довкола помираючих зір до появи Сонця та залишались незмінними після формування Сонячної системи, включені до «примітивних» метеоритів. Досонячні зерна (ДСЗ ) є «зоряним пилом» (англ. stardust), що конденсувався з газів у давніх викидах із зір чи з наднових і став частиною міжзоряного середовища, з якого потім, близько 4,6 млрд років тому сформувалась Сонячна система. Ці зерна зоряного пилу майже незмінними пройшли через низку руйнівних середовищ та процесів: спалах батьківської зорі; її довкілля; міжзоряне середовище; гравітаційний колапс молекулярної хмари; формування сонячної системи; сонячну туманність; включення до батьківського тіла метеоритів, де вони перебували ~4,5 млрд років; розділення тіла; вхід в атмосферу Землі. Більша частина зерен у метеоритах сформована хімічними та фізичними процесами, що відбувалися вже після утворення Сонячної системи. Але досонячні зерна існували ще в батьківській молекулярній хмарі газу та пилу, гравітаційний колапс якої поклав початок формуванню Сонця та планет. Тому ДСЗ з «примітивних» (первинних) метеоритів, які сьогодні вивчають у лабораторіях, є старішими від Сонячної системи. Сьогодні ДСЗ являють собою незначні чи домішкові складові в зразках зібраних на Землі метеоритів та міжпланетних пилових частинок. Досонячні зерна ідентифікують на основі притаманного їм аномального ізотопного складу, який істотно відрізняється від такого у всій іншій речовині Сонячної системи, але є типовим для атмосфер їхніх батьківських зір на відповідному етапі еволюції. Оскільки ДСЗ по суті є затверділими зразками окремих зір на відповідному етапі їх еволюції, то вони залишаються єдиним способом «спостерігати» співвідношення ізотопів елементів у зорях, які утворилися, еволюціонували та зникли ще до появи Сонячної системи. Можливість точно виміряти притаманні цим зорям ізотопні співвідношення в хімічних елементах робить ці досонячні тугоплавкі мінерали найкращим інструментом для вивчення еволюції та структури їх батьківських зір; галактичної хімічної еволюції; механізмів нуклеосинтезу та кінетики конденсації пилу. Перш ніж потрапити в сонячну туманність, ДСЗ мали пройти через міжзоряне середовище, отже, вони можуть слугувати для вивчення фізичної та хімічної обробки зерен у міжзоряному середовищі . Виділення перших досонячних зерен 1987 року ознаменувало собою появу нової галузі лабораторної астрофізики. Ізотопні, елементні та структурні вимірювання досонячних зерен дозволяють отримати нові знання про хімічні та ізотопні складові окремих зір з такою точністю, яка не досяжна для астрономічних спостережень. (uk)
- Досолнечные зёрна, называемые также межзвёздные зёрна или досолнечные реликты — частицы минералов, которые конденсировались вокруг умирающих звёзд до появления Солнца и оставались неизменными после формирования Солнечной системы; включены в состав первичных («примитивных») метеоритов. Мелкодисперсные частицы имеют размеры от нескольких нанометров до нескольких микрометров. Наиболее крупное обнаруженное досолнечное зерно имеет размер 30 мкм. Оно состоит из карбида кремния (SiC) и было обнаружено в Мурчисонском метеорите, упавшем в сентябре 1969 года в Австралии. Это зерно названо «Bonanza». Возраст досолнечных зёрен в составе этого метеорита составляет примерно 5—7 млрд лет — это старейшие твёрдые вещества на Земле. Досолнечные зёрна являются «звёздной пылью», которая конденсировалась из газов в выбросах из древних звёзд или из сверхновых и стала частью межзвёздной среды, из которой около 4,6 млрд лет назад сформировалась Солнечная система. Эти зёрна звёздной пыли пережили ряд разрушительных сред и процессов: взрыв и окружающую среду родительской звезды; межзвёздную среду; гравитационный коллапс молекулярного облака и формирование Солнечной системы; Солнечную туманность; включение почти полностью неизменными в родительское тело метеоритов, где они находились около 4,5 млрд лет; разделение тела и вхождение в атмосферу Земли. Большая часть зёрен в метеоритах была сформирована химическими и физическими процессами, происходившими уже после образования Солнечной системы, тогда как метеоритные досолнечные зёрна существовали ещё в родительском молекулярном облаке газа и пыли, гравитационный коллапс которого положил начало формированию Солнца и планет. Поэтому досолнечные зёрна из первичных («примитивных») метеоритов, которые сегодня изучаются в лабораториях, старше Солнечной системы. Сегодня досолнечные зёрна идентифицируются как незначительные или примесные составляющие в образцах собранных на Земле метеоритов и межпланетных пылевых частиц. Досолнечные зёрна идентифицируют на основе присущего им аномального изотопного состава, который существенно отличается от такового у всего остального вещества Солнечной системы, но является типичным для атмосфер их родительских звёзд на соответствующем этапе эволюции. Поскольку досолнечные зёрна по сути являются затвердевшими образцами отдельных звёзд на соответствующем этапе их эволюции, они остаются единственным способом «наблюдать» соотношение изотопов элементов в звёздах, которые образовались, эволюционировали и исчезли ещё до появления Солнечной системы. Возможность точно измерить присущие этим звёздам изотопные соотношения в химических элементах делает эти досолнечные тугоплавкие минералы лучшим инструментом для изучения эволюции и структуры их родительских звёзд; галактической химической эволюции; механизмов нуклеосинтеза и кинетики конденсации пыли. Кроме того, поскольку досолнечные зёрна должны были проходить через межзвёздную среду прежде чем быть включёнными в солнечную туманность, они могут служить для изучения физической и химической обработки зёрен в межзвёздной среде. Выделение первых досолнечных зёрен в 1987 году ознаменовало появление новой области лабораторной астрофизики. Изотопные, элементные и структурные измерения досолнечных зёрен позволяют получить новые знания о химических и изотопных составляющих отдельных звёзд с той точностью, которая не достижима для астрономических наблюдений. Досолнечные минералы и минеральные фазы метеоритов
* Наноалмаз — C
* Графит — C
* Зерно металла состава Os79Mo10Ru9Fe2
* — Fe, Ni
* — (FeNi)3C
* Карбид кремния — SiC
* Карбид титана — TiC
* Карбиды труднолетучих металлов — (Zr, Mo, Ti, Ru)C
* Нитрид кремния — α-Si3N4
* Нитрид алюминия — AlN
* Корунд — Al2O3
* Рутил — TiO2
* — Ti2O3
* Оксид Ti — Ti3O5
* фазы TinO2n-1
* Оксид хрома — Cr2O3
* Оксид железа (вюстит-?) — FeO
* SiO2-фаза
* — Сa(Al,Ti)12O19
* Шпинель — MgAl2O4
* Магнетит — Fe3O4
* Хромит — FeCrO4
* — MgCrO4
* Твёрдый раствор шпинели и магнезиохромита — MgAlCrO4
* Силикаты: магнезиальные и железистые и пироксены, аморфные силикатные фазы (ru)
- 太陽前顆粒是起源於太陽形成之前的某個時間裡，就在星際空間形成的微小固體物質。隕石學家經常用這個名詞來表示起源於一顆恆星的顆粒，也就是 "星際塵埃"；他們從隕石中提取這些顆粒進行研究。因為許多的星際塵埃並非來自單獨的一顆恆星，而是由更小的太陽前顆粒在星際雲物質吸積形成，所以大多數的太陽前顆粒也不是星際塵埃。就邏輯而言，所有的星際塵埃都是太陽前顆粒，但不是所有的太陽前顆粒都是星際塵埃；這種令人困惑的術語在21世紀的隕石學中根深蒂固。隕石學家喜歡夾雜（交替）的使用這些術語，因此最好合併這兩者，或者將星際塵埃寫成"太陽前星際顆粒"。 太陽前星際塵埃顆粒在太陽前恆星流動和冷卻的氣體中形成。在每顆太陽前恆星內發生的恆星核合成為每個顆粒提供了不同於我們太陽系和銀河系平均，而是該顆母恆星獨特的同位素組合物。這些同位素特徵是發生在母恆星內部，通常是辨識天體物理核過程的指紋標記，並證明它們的母恆星。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- حبيبات ما قبل المجموعة الشمسية أو معادن ما قبل الشمس أو غبار النجوم هي بلورات صغيرة تشكل جزءًا من مصفوفة حبيبات دقيقة من النيازك البدائية يفترض أنها كانت موجودة قبل تكوين النظام الشمسي. تعطي تفاعلات الانصهار النجمي الذي حدثت داخل كل نجم قبل الشمس، لكل حبيبة تركيبًا نظيريًا فريدًا لهذا النجم الأم، والذي يختلف عن التركيب النظيري لمادة نظامنا الشمسي وكذلك عن المتوسط المجري. غالبًا ما تكون بصمة هذه التواقيع النظيرية عمليات نووية فيزيائية فلكية محددة جدًا حدثت داخل النجم الأم، وأثبتت أصلها قبل القطب. (ar)
- 태양전입자(太陽前粒子, 영어: presolar grains)는 태양이 형성되기 전의 시대에 형성된 작은 고체 입자상의 성간물질을 말한다. 태양이 태어나기 이전에 있던 항성으로부터 유출되어 냉각된 기체 중에서 형성되었다. 태양계 형성 이전의 항성에서 일어난 항성 핵합성은 태양계나 은하계 평균과는 다른, 그 연성(連星)에 고유한 동위 원소 조성을 각각의 입자에 부여한다. 이러한 동위 원소 조성은 연성에서 일어난 매우 특이한 천체물리학적 핵과정을 나타내며 연성의 기원을 입증한다. (ko)
- プレソーラー粒子またはプレソーラーグレイン (Presolar grains) とは、 太陽が形成される前の時代に形成された小さな固体粒子状の星間物質のこと。太陽が生まれる以前にあった恒星から流出し冷却されたガスの中で形成された。 太陽系形成以前の恒星で起きた恒星内元素合成は、太陽系や天の川銀河平均とは異なる、その親星に固有の同位体組成をそれぞれの粒子に与える。 これらの同位体組成は、親星の中で起こった非常に特異な天体物理学的な核過程を示すものであり、親星の起源を証明する。 (ja)
- 太陽前顆粒是起源於太陽形成之前的某個時間裡，就在星際空間形成的微小固體物質。隕石學家經常用這個名詞來表示起源於一顆恆星的顆粒，也就是 "星際塵埃"；他們從隕石中提取這些顆粒進行研究。因為許多的星際塵埃並非來自單獨的一顆恆星，而是由更小的太陽前顆粒在星際雲物質吸積形成，所以大多數的太陽前顆粒也不是星際塵埃。就邏輯而言，所有的星際塵埃都是太陽前顆粒，但不是所有的太陽前顆粒都是星際塵埃；這種令人困惑的術語在21世紀的隕石學中根深蒂固。隕石學家喜歡夾雜（交替）的使用這些術語，因此最好合併這兩者，或者將星際塵埃寫成"太陽前星際顆粒"。 太陽前星際塵埃顆粒在太陽前恆星流動和冷卻的氣體中形成。在每顆太陽前恆星內發生的恆星核合成為每個顆粒提供了不同於我們太陽系和銀河系平均，而是該顆母恆星獨特的同位素組合物。這些同位素特徵是發生在母恆星內部，通常是辨識天體物理核過程的指紋標記，並證明它們的母恆星。 (zh)
- Präsolare Minerale, oft auch präsolare Körner oder Sternenstaub genannt, sind winzige Kristalle, die Teil der feinkörnigen Matrix primitiver Meteoriten sind und bereits vor („prä-“) der Bildung des Sonnensystems existierten. Von den unterschiedlichen Arten präsolarer Kristalle konnten bisher identifiziert werden:
* Diamant (C)
* Graphit (C)
* Moissanit (SiC)
* (TiC, Titancarbid)
* (Si3N4, Siliciumnitrid)
* Korund (Al2O3)
* Spinell (MgAl2O4)
* Hibonit ((Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)
* Rutil (TiO2) Untersucht werden präsolare Kristalle hauptsächlich mittels (de)
- Los granos presolares son materia sólida interestelar en forma de diminutos granos sólidos que se originaron en un momento anterior a la formación del Sol (presolar: antes del Sol). Los estudiosos de los meteoritos a menudo usan el término para denominar al polvo cósmico, granos que se originaron dentro de una sola estrella y que se extraen de los meteoritos para su estudio. Sin embargo, debido a que la mayoría de los granos interestelares no son polvo estelar de una sola estrella, al proceder de la materia de nubes interestelares acumulada a partir de partículas más pequeñas de diferentes procedencias, la mayoría de los granos presolares tampoco son polvo de estrella propiamente dicho. Lógicamente, todo el polvo de estrella corresponde a granos presolares; pero no todos los granos presola (es)
- Presolar grains are interstellar solid matter in the form of tiny solid grains that originated at a time before the Sun was formed. Presolar stardust grains formed within outflowing and cooling gases from earlier presolar stars. (en)
- Досолнечные зёрна, называемые также межзвёздные зёрна или досолнечные реликты — частицы минералов, которые конденсировались вокруг умирающих звёзд до появления Солнца и оставались неизменными после формирования Солнечной системы; включены в состав первичных («примитивных») метеоритов. (ru)
- Досонячні зерна (англ. presolar grains) — крихти (від нм до мкм) тугоплавких мінералів, які конденсувались довкола помираючих зір до появи Сонця та залишались незмінними після формування Сонячної системи, включені до «примітивних» метеоритів. Виділення перших досонячних зерен 1987 року ознаменувало собою появу нової галузі лабораторної астрофізики. Ізотопні, елементні та структурні вимірювання досонячних зерен дозволяють отримати нові знання про хімічні та ізотопні складові окремих зір з такою точністю, яка не досяжна для астрономічних спостережень. (uk)
|
