Дасонечнае зерне карбіду крэмнію (SiC) Х тыпу. Выява атрымана з дапамогай РЭМ пасля NanoSIMS аналізу
**Дасонечныя зярняты**, таксама **міжзорныя зярняты** або **дасонечныя рэлікты** — часцінкі мінералаў, якія кандэнсаваліся вакол паміраючых зорак да з’яўлення Сонца і заставаліся нязменнымі пасля фарміравання Сонечнай сістэмы; уключаны ў склад першасных («прымітыўных») метэарытаў.

Дробнадысперсныя часцінкі, маюць памеры ад некалькіх нанаметраў да некалькіх мікрон (мікраметраў). Найбольш буйное выяўленае дасонечнае зерне мае памер 30 мікрон. Яно складаецца з карбіду крэмнію (SiC) і было выяўлена ў мурчысонскім метэарыце, які ўпаў у верасні 1969 года ў Аўстраліі. Гэта зерне названа Bonanza. Узрост дасонечных зярнят у складзе гэтага метэарыта складае прыкладна 5-7 млрд гадоў — гэта самыя старыя цвёрдыя рэчывы на Зямлі.

Дасонечныя зярняты з’яўляюцца «зорным пылам», які кандэнсаваўся з газаў у выкідах са старажытных зорак або са звышновых і стаў часткай міжзорнага асяроддзя, з якога каля 4,6 млрд гадоў таму сфарміравалася Сонечная сістэма. Гэтыя зярняты зорнага пылу перажылі шэраг разбуральных асяроддзяў і працэсаў: выбух і навакольнае асяроддзе бацькоўскай зоркі; міжзорнае асяроддзе; гравітацыйны калапс малекулярнага воблака і фарміраванне сонечнай сістэмы; сонечную туманнасць; уключэнне амаль цалкам нязменнымі ў бацькоўскае цела метэарытаў, дзе яны знаходзіліся ~ 4,5 млрд гадоў; распад цела і ўваходжанне ў атмасферу Зямлі.

Большая частка зярнят у метэарытах была сфарміравана хімічнымі і фізічнымі працэсамі, што адбываліся ўжо пасля ўтварэння Сонечнай сістэмы, тады як метэарытныя дасонечныя зярняты існавалі яшчэ ў бацькоўскім малекулярным воблаку газу і пылу, гравітацыйны калапс якога даў пачатак фарміраванню Сонца і планет. Таму дасонечныя зярняты з першасных («прымітыўных») метэарытаў, якія сёння вывучаюцца ў лабараторыях, старэйшыя за Сонечную сістэму.

Цяпер дасонечныя зярняты ідэнтыфікуюцца як нязначныя або прымесныя складнікі ва ўзорах сабраных на Зямлі метэарытаў і міжпланетных пылавых часцінак. Дасонечныя зярняты ідэнтыфікуюць на аснове ўласцівага ім анамальнага ізатопнага саставу, які істотна адрозніваецца ад саставу ўсяго астатняга рэчыва Сонечнай сістэмы, але з’яўляецца тыповым для атмасфер іх бацькоўскіх зорак на адпаведным этапе эвалюцыі.

Паколькі дасонечныя зярняты па сутнасці з’яўляюцца зацвярдзелымі ўзорамі асобных зорак на адпаведным этапе іх эвалюцыі, яны застаюцца адзіным спосабам «назіраць» суадносіны ізатопаў элементаў у зорках, якія ўтварыліся, эвалюцыяніравалі і зніклі яшчэ да з’яўлення Сонечнай сістэмы. Магчымасць дакладна вымераць уласцівыя гэтым зоркам ізатопныя суадносіны ў хімічных элементах робіць гэтыя дасонечныя тугаплаўкія мінералы найлепшым інструментам для вывучэння эвалюцыі і структуры іх бацькоўскіх зорак; галактычнай хімічнай эвалюцыі; механізмаў нуклеасінтэзу і кінетыкі кандэнсацыі пылу. Акрамя таго, паколькі дасонечныя зярняты павінны былі праходзіць праз міжзорнае асяроддзе перш чым быць уключанымі ў сонечную туманнасць, яны могуць служыць для вывучэння фізічнай і хімічнай апрацоўкі зярнят ў міжзорным асяроддзі.

Вылучэнне першых дасонечных зярнят у 1987 годзе азнаменавала з’яўленне новай галіны лабараторнай астрафізікі. Ізатопныя, элементныя і структурныя вымярэнні дасонечных зярнят дазваляюць атрымаць новыя веды аб хімічных і ізатопных складніках асобных зорак з дакладнасцю, не дасягальнай для астранамічных назіранняў.

Дасонечныя мінералы і мінеральныя фазы метэарытаў

* Нанаалмаз — C
* Графіт — C
* Зерне металу складу Os79Mo10Ru9Fe2
* Камасіт — Fe, Ni
* Кагеніт — (FeNi)3C
* Карбід крэмнію — SiC
* Карбід тытана — TiC
* Карбіды цяжкалятучых металаў —   
(Zr, Mo, Ti, Ru)C
* Нітрыд крэмнію — α-Si3N4
* Нітрыд алюмінію — AlN
* Карунд — Al2O3
* Рутыл — TiO2
* Тыстарыт — Ti2O3
* Аксід Ti — Ti3O5
* Магнэлі фазы inO2n-1
* Аксід хрому — Cr2O3
* Аксід жалеза (вюсціт-?) — FeO
* SiO2-фаза
* Хібаніт — Сa(Al,Ti)12O19
* Шпінель — MgAl2O4
* Магнетыт — Fe3O4
* Храміт — FeCrO4
* Магнэзіяхраміт — MgCrO4
* Цвёрды раствор шпінелі і магнэзіяхраміту — MgAlCrO4
* Сілікаты: магнэзіяльныя і жалезістыя алівіны і піраксены, аморфныя сілікатныя фазы

Зноскі
------

1. ↑  Hynes K. M. (2010). Microanalytical Investigations of Presolar SiC Grains as Probes of Condensation Conditions in Astrophysical Environments (Ph.D. Dissertation). Washington University. с. 422. doi:10.7936/K7BZ6455
2. 1 2 3  *Иванов А. В. Ярошевский А. А. Иванова М. А.* Минералы метеоритов — новый каталог // *Геохимия*. — 2019. — Т. 64. — № 8. — С. 869—932. — DOI:10.31857/S0016-7525648869-932
3. 1 2  *Устинова Г. К.* О возможном многообразии астрофизических источников метеоритных алмазов // *Вестник Отделения наук о Земле РАН*. — 2009. — № 1 (27). — ISSN 1819-6586.
4. ↑  *Семененко В. П. Гирич А. Л. Ширинбекова С. Н. Горовенко Т. Н. Кичань Н. В.* Генетические типы нанометровых зёрен минералов в метеоритах // *Наносистеми, наноматеріали, нанотехнології*. — 2012. — Т. 10. — № 1. — С. 1—10.
5. ↑
6. ↑
7. 1 2  Maria Lugaro (2005). Stardust from Meteorites: An Introduction to Presolar Grains. World Scientific. ISBN 978-981-256-099-5
8. ↑  Amari S. et al. (2010). Presolar Grain Studies: Recent Progress and Development. AIP Conference Proceedings 1269 (1): 27—34. ISSN 0094243X. doi:10.1063/1.3485148
9. ↑  Nittler L. R. Ciesla F. (2016). Astrophysics with Extraterrestrial Materials. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 54 (1): 53-93. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev-astro-082214-122505
10. ↑  Bernatowicz T. J. Messenger S, Pravdivtseva O, Swan P, and Walker RM (2003). Pristine presolar silicon carbide. Geochimica et Cosmochimica Acta 67 (24): 4679-4691. ISSN 00167037. doi:10.1016/S0016-7037(03)00461-7

Спасылкі
--------

* Presolar Grain Database (англ.)
* SEM Gallery, Presolar SiC grains Архівавана 9 красавіка 2018. (англ.)
* Types of Presolar Grains in Meteorites Архівавана 24 лютага 2014. (англ.)

|  |  |
| --- | --- |
| ⚙️   Слоўнікі і энцыклапедыі | Вялікая кітайская |
| Нарматыўны кантроль | Microsoft: 23307655 |