Солнечная система гораздо моложе Вселенной (ее возраст всего 4,5 млрд. лет, тогда как возраст Вселенной 10-15 млрд. лет), а это значит, что она образовалась из более древнего вещества, имевшего свою предысторию. Однако до 1969 г. это «ископаемое» вещество не удавалось обнаружить ни в метеоритах, ни на планетах. Теоретически предполагалось, что на ранних стадиях эволюции Солнечная система была горячей, и доисторическое, первичное, твердое вещество должно было испариться. Поэтому считалось, что далекое прошлое Солнечной системы кануло в Лету.
Как же распознать это ископаемое вещество? По его возрасту, а еще надежнее — по изотопному составу. Звезды непрерывно перерабатывают химические элементы, а затем выбрасывают вещество в межзвездную среду, где оно служит сырьем, из которого рождаются новые поколения звезд. Как элементный, так и изотопный состав выброшенного вещества меняется от звезды к звезде в зависимости от ее массы, температуры и стадии эволюции. Изотопный состав — особенно надежный критерий, поскольку он подвержен влиянию лишь очень небольшого числа процессов (помимо ядерных реакций), причем в ограниченных, надежно предсказуемых пределах. Поэтому ученые ведут поиск вещества с необычным изотопным составом, который не поддается объяснению с помощью известных или вероятных процессов, протекающих в Солнечной системе.
Первые следы ископаемого вещества были обнаружены в 1969 г. Д. Блэком и Р. Пепином из Миннесотского университета при изучении изотопного состава инертного газа неона в углистых хондритах — простейших метеоритах, ничем не примечательных на вид камнях темно-серого цвета. Из большого количества обычного неона они выделили изотоп неон-22. Учитывая малую распространенность и необычные свойства инертных газов, нельзя было исключить его локальное происхождение.
В 1973 г. Р. Клейтон, Л. Гроссман и Т. Маэда из Чикагского университета установили, что в некоторых минералах в углистом хондрите Альенде относительное содержание кислорода-16 примерно на 5% выше, чем обычного кислорода. Эти авторы исключили локальное происхождение кислорода-16 и пришли к выводу, что он образовался при ядерных реакциях в звездах и каким-то путем попал в метеорит. Затем последовали другие открытия, и теперь известны 19 химических элементов с аномальным содержанием изотопов в углистых хондритах.
Очевидно, Солнцу не удалось окончательно «порвать со своим прошлым». Некоторое количество ископаемого вещества сохранилось в более холодных областях ранней Солнечной системы. Задача состоит в том, чтобы отыскать следы этого древнего вещества и по ним расшифровать процессы звездного нуклеосинтеза и межзвездной химии. Углерод принес особенно богатый урожай «ископаемых составляющих»: к настоящему времени открыты по крайней мере четыре его формы. Они были обнаружены только благодаря тому, что оказались связаны с «аномальными» инертными газами или водородом.
Опишем метеориты, в которых наблюдаются подобные аномалии. Углистые хондриты Известно около 40 углистых хондритов, они составляют примерно 4% всех найденных метеоритов и подразделяются на три основных типа, обозначаемые C1, С2 и СЗ в зависимости от минералогического состава и содержания летучих веществ, таких, как Н20, углерод и азот (при переходе от типа С1 к типу СЗ содержание летучих веществ падает).
Температура их образования (т. е. температура, при которой они перестали взаимодействовать с газом протосолнечной туманности — облака, из которого сконденсировались тела Солнечной системы), растет от С1 к СЗ. Если температура увеличивалась к центру туманности, то углистые хондриты типа С1 должны были образоваться на самой ее окраине. (Они возникли при температуре 360 К, а температура образования углистых хондритов типа СЗ примерно на 60 К выше.) Все углистые хондриты претерпели изменения еще в те времена, когда они входили в состав своих родительских тел, вероятно астероидов. Хондриты типа С1 и С2 подверглись действию жидкой воды, а типа СЗ — повторному нагреву до температуры примерно 600 К.
Углистые хондриты имеют мелкозернистую структуру, в которую вкраплены многочисленные более грубые включения. Размеры частиц мелкозернистой структуры — от 10/-6 до 10/4 см, они состоят из силикатов, углеродсодержащих соединений и богаты летучими веществами. Размеры более крупных частиц составляют от 0,1 до 1 см; они бедны летучими веществами, некоторые из них представляют собой хондры — круглые образования, похожие на дробинки, другие имеют неправильную форму, однако минералогический состав частиц одинаков: оливины [(Mg, Fe)2Si04], пироксены [(Mg, Fe)Si03], троилит (FeS), железоникелевые сплавы. Кроме того, имеются тугоплавкие включения минералов, богатых кальцием, алюминием и титаном, но бедных кремнием.
