Многие не могут отличить метеорит от метеора, и я уже не говорю о том, что никто не знает, что такое метеороиды. И то, что болид, на самом деле, это не только гоночная машина в "Формуле-1", но и небесное явление.
Лично я (автор статьи) начал свою дорогу в метеоритику ещё со школьной скамьи, после того, как одним зимним вечером, обернувшись на страшный треск позади себя обнаружил очень яркий болид, даже немного зеленоватого цвета. Правда тогда я ещё не знал, что это было за такое красивое зрелище. И буквально на следующий день сидел в библиотеке в поисках литературы по данной тематике. Собственно это событие и подтолкнуло меня в мир астрономии в целом.
В данном цикле статей я полностью раскрою эти понятия и всё, что с ними связано. Будет интересно, вот увидите!
Выпадение метеоритов
Земля при своём движении по орбите пересекает орбиты начиная с космической пыли и заканчивая мелкими (иногда крупными) осколками астероидов (метеороиды). Правда нельзя утверждать, что это только раздробленные астероиды, это также могут быть и кусочки кометного вещества. С этим вопросом мы разберёмся немного попозже.
Космическая пыль, размеры которой могут быть от нескольких молекул, до 0.2 мкм, ежедневно оседает на Землю от 60 до 100 тонн. Таким образом в среднем ежегодно выпадает около 25-40 тыс. тонн [1]. Но необходимо помнить, что не все микрометеориты (метеориты) выпадают на Землю. Дело в том, что метеороиды входя в плотные слои атмосферы Земли начинают нагреваться за счёт трения до высоких температур, достигая температур плавления. Белое каление в виде яркой полоски, возникающей в небе называют метеором (т.е. это явление свечения в небе от вхождение метеороида в атмосферу Земли на большой скорости). Если небесный камень достаточно крупных размеров или весьма крепкий, то он выпадает на землю в виде метеорита и не сгорает в атмосфере Земли. Итак, мы разобрались, в чём отличие между метеороидом, метеором и метеоритом [2].
Существует три способа сбора метеоритного вещества (микрометеоритов): атмосферные сборы, сборы осадков и астрономические наблюдения. Атмосферные сборы осуществляются с самолётов, воздушных зондов, но это дорогостоящий метод. Куда проще собирать метеориты с поверхности Земли. Но тогда возникают трудности из-за смешивания метеорного вещества с вулканическими породами.
Сбор осадков положили начало Меррей и Ренард, после обнаружения чёрных магнитных "космических шариков" в глубоководных глинах, собранных в 1876 г. экспедицией "Челленджер" [2]. Химический анализ позволяет отличить вулканические частицы от метеоритных.
Но химический анализ отдельных частиц - весьма кропотливая работа. Поэтому для ускорения процесса пользуются косвенным методом по обнаружению некоторых сидерофильных элементов (например иридия), содержание которого в изобилии в метеорном веществе, чем в земной коре. Также по наличию в составе радиоактивно изотопа Al-26.
По поводу иридия - существует очень красивая гипотеза, почему примерно 65 млн. лет назад вымерла практически вся флора и фауна тех времен - плавающие и летающие рептилии, динозавры, водоросли и весь планктон. Правда вымерли они не в одно мгновение, а примерно за 200 лет, что обнаруживается в осадочных породах глубоководных океанических отложений [3].
Одна из гипотез вымирания всего живого на планете была выдвинута в 1980 г. группой американских исследователей из Калифорнийского университета, работающей под руководством Луиса Альвареза. Согласно этой гипотезы 65 млн. лет назад была катастрофа, связанная с падением на Землю астероида поперечником порядка 10 км [3].
Основанием этой гипотезы явилось повышенное содержания иридия на Земле. Как известно, земная кора обеднена иридием и так называемыми сидерофильными элементами. К ним также относится группа переходных химических элементов, относящихся в основном к VIII группе (3 d — 5 d) периодической системы элементов (Fe, Со, Ni, Ru, Rh, Pd, Os, lr, Pt) и некоторые соседние элементы (Mo, Re). Но иридий может также быть привнесен на Землю от разлетевшейся оболочки сверхновой звезды. Но от сверхновой должны быть привнесены и другие радиоактивные изотопы, например плутоний-244, причём в определенной пропорции, а именно на каждые 100 атомов иридия, должен быть 1 атом плутония-244. Но в глинах, обогащенных иридием, изотопа плутония-244 обнаружено не было, с учётом того, что период полураспада плутония-244 около 80.5 млн. лет и больше половины в таком случае его должно было сохранится в осадочных породах, чего не наблюдается. Стало быть гипотеза о взрыве сверхновой оказалась несостоятельной.
Также есть аргумент в пользу астероидного происхождения иридия, заключающееся в том, что иридий состоит из двух изотопов иридия-191 и иридия-193, причём в определенном соотношении (373:627), если у него происхождения из солнечной системы. Если бы его происхождение было от взрыва сверхновой, соотношение должно быть совсем иное. Наблюдается в исследованиях первое соотношение, что лишний раз подтверждает гипотезу.
Где же выпал 10 километровый астероид? На этот счёт Фред Уипл выдвинул блестящую гипотезу. Астероид такого размера должен был оставить на Земле кратер, размером 100-150 км. Но именно такого кратера на Земле не наблюдается. Поэтому Уипл предположил, что астероид упал в океан (и это логично, ведь моря и океаны занимают 2/3 всей поверхности Земли). Астероид легко преодолел водную преграду и вошел в земную кору, достигнув жидкую и горячую астеносферу. Если это произошло неподалеку от океанического рифта, то из образовавшейся трещины должна была изливаться жидкая магма, остыв которая должна была образовать остров. И этим островом оказалась Исландия! Все факты говорят об этом. На расстоянии 12-15 км. имеется океанический рифт, возраст острова как раз около 65 млн. лет и более того, породы обогащены пресловутым иридием! Все факты подводят нас к тому, что астероид упал в то место, где сейчас расположено островное государство Исландия [3].
Несмотря на то, что ежегодно выпадает в среднем около 40 тыс. тонн метеоритного вещества, всё равно это ничтожная доля, чтобы сколь-нибудь изменить состав земной породы и привнести заметный и существенный вклад в увеличении массы Земли. По расчётам ученых за всё геологическое время содержание метеоритного вещества менее 0.01% изменило состав пород Земли. Но надо отметить, что не все геологическое время выпадение было одинаковым. Первые 1 млрд. лет , когда было протопланетное облако и метеоритного и астероидного вещества было много, выпадение было самое интенсивное. Об этом узнали по кратерам на Луне [2].
Основные типы метеоритов
Все метеориты можно разделить на три главные категории:
- Железные (сидериты)
- Железокаменные (сидеролиты)
- Каменные (аэролиты)
Железные метеориты представлены в виде так называемой видманштеттеновой структурой (см. рис. 1)- это разновидность металлографической структуры сплавов в металловедении и метеоритике, отличающаяся геометрически правильным расположением элементов структуры в виде пластин, полигонов или игл внутри составляющих сплав кристаллических зёрен.
Основной состав железных метеоритов - это никелевое железо. Никель является важной составляющей вещества железных метеоритов, представляющих собой сплавы железа, никеля и кобальта. Но присутствие никеля в их составе в значительной степени определяет свойства этой группы метеоритов. Железо и никель в железных метеоритах образуют две минеральные фазы: камасит и тэнит. Камасит содержит 5-7% никеля, формируя широкие полосы видманштеттеновых фигур (лучеподобных структур), которые отчётливо видны на спилах образцов, протравленных 5% раствором азотной кислоты и спирта. В следующем параграфе я подробнее распишу, каким таким магическим чудом образуются красивые видманштеттеновые узоры.
В железокаменных метеоритах установлено два химически, структурно и генетически различных типов вещества: палласиты (см. рис. 2) - состоящие из кристаллов магнезиального оливина ([Fe, Mg]2SiO4), вкрапленные в железо-никелевую матрицу.
Второй тип железокаменных метеоритов - это мезосидериты (см. рис. 3). Это более менее перекристаллизованные смеси силикатов, входящих в ячейки металла (металлической матрицы).
Из каменных метеоритов можно выделить два вида: хондриты и ахондриты. Самые многочисленные из каменных, и вообще в принципе из всех метеоритов - это хондриты (см. рис. 4). Они получили своё название от миллиметровых сферических или овальных силикатных объектов (хондр) [3]. Далее мы рассмотрим более подробно все типы метеоритов.
Хондриты
Хондриты - это каменные (силикатные) метеориты, являющиеся агломератами, по составу очень сходные с солнечным составом (по нелетучим элементам). Химически в состав этого широкого типа метеоритов входят следующие элементы:
Как видно из таблицы, здесь представлен очень широкий список химических элементов таблицы Менделеева, в том числе и летучих элементов, таких как S, H, C, O. Но Вы должны понимать, что процентное отношения вхождения в состав хондритов многих элементов ничтожно мало. Основную группу составляют Si, Fe, Mg, Mn, Al, Ni, Ca и Ti.
Согласно этим данным все хондриты разделяют на три класса, а те в свою очередь на группы. По современной классификации выделяют 3 класса хондритов:
- Обыкновенные - обозначение O
- Углистые - обозначение C
Также отдельно особняком идут K и R хондриты, как отдельные весьма редкие классы [4].
Энстатитовые бывают EH и EL, в зависимости от содержания железа и кремния (отношение металлического железа к общему железу, и отношение содержания никеля к общему железу).
Обыкновенные в свою очередь делятся на три группы, а именно (по классификации Прайора)
- H - оливин-бронзитовые
- L - оливин-гиперстеновые
- LL - амфотериты
Углистые имеют более широкое разделение по группам, выделяют 4 группы (это исторически первые группы, по современным данным этих групп уже 8, ниже мы рассмотрим все группы и подгруппы хондритов более подробно) - CI, CM, CO и CV. Они обозначены по первым буквам названия типичных метеоритов: Ивуна, Мигея, Орнанс и Вигарано. Ещё есть другое подразделение по Виику: CI, CII и CIII. Причём аналогом CI является CI, CII - CM и наконец CIII - CO и CV. Но в этой статье будем придерживаться именно первой классификации [3].
Теперь давайте всё сведём в классификационную таблицу, приведя минералогические свойства, которые часто используются для классификации хондритовых метеоритов от Krot et al. (2005). Содержание фаялита в обычных хондритах приведено в Nakamura et al. (2011). Средние диаметры хрящей приведены по данным Friedrich et al. (2015).
Дадим расшифровку некоторых столбцов из этой таблицы.
CAIs
Высокотемпературные конденсаты (корунд, перовскит, мелилит, шпинель, диопсид, анортит) являются основными компонентами включений, богатых кальцием и алюминием (CAIs), которые представляют собой тугоплавкие включения, встречающиеся почти во всех хондритовых метеоритах (например, MacPherson et al., 2005). Тугоплавкие включения в основном содержат минералы с высокими температурами испарения (Connolly, 2005). CAI имеют диаметр порядка от мм до сантиметра. CAI, как правило, имеют самый старый расчетный возраст любого анализируемого материала из нашей Солнечной системы. Макферсон и др. (2005) отмечают, что CAI, должно быть, были изолированы от туманного газа, иначе они восстановили бы равновесие с охлаждающим газом и потенциально образовали бы новые минеральные фазы. Макферсон и др. (2005) также отмечают, что большинство CAI (и, возможно, все) были переработаны из их первоначального состава с помощью таких процессов, как плавление, которые изменили исходный материал-предшественник.
CAI обычно подразделяются на типы A, B и C (Scott and Krot, 2005). Тип А богат мелилитом и шпинелью. CAI типа A также подразделяются на пушистые и компактный. Пушистые CAI типа A имеют гораздо более сложную структуру и подвергаются большему нагреву (Kornacki and Cohen, 1983). CAI типа B состоят из пироксена, мелилита, шпинели и иногда плагиоклазового полевого шпата. Существуют также форстерит содержащие породы типа В. CAI типа C бедны мелилитом и пироксеном –богатый плагиоклаз.
AOAs
Амебоидные агрегаты оливина (AOAs) представляют собой еще один тип тугоплавких включений (например, Komatsu et al., 2001). AOAs - это мелкозернистые объекты неправильной формы, размеры которых сравнимы с хондрами и CAIS. У них есть минералогия форстерита и FeNi плюс огнеупорный компонент (например, диопсид, шпинель, анортит). Минералогия AOAs согласуется с тем, что он является высокотемпературным конденсатом.
Fa
Фаялит — минерал Fe2SiO4, богатый железом крайний член группы оливина (фаялит — форстерит). Название происходит от названия острова Фаял (Азорские острова), где он был впервые обнаружен (Х. Г. Гмелин, 1840). Фаялит, как и оливин распространён среди кислых и щелочных магматических пород, также часто встречается в богатых железом метаморфических породах. Несмотря на относительно высокую твёрдость, в качестве поделочного камня не используется. Растворяется в соляной кислоте с выпадением желеобразного кремнезёма.
Энстатитовые хондриты
Хондриты EH и EL состоят в основном из энстатита, не содержащего FeO, и металлического железа плюс троилит (Keil, 1989). Энстатитовые хондриты имеют более высокое содержание металлического железа, чем Н-хондриты. Хондриты EH имеют более высокое содержание металлического железа, чем L-хондриты (см. рис. 5, диаграмма справа). Металл в EH-хондритах также обогащен Si по сравнению с EL-хондритами. Хондриты EH также имеют меньшие средние размеры хондритов (0,23 мм) по сравнению с хондритами EL (0,5 мм) (Friedrich et al., 2015). Как EH, так и EL-хондриты попадают на земную линию фракционирования [4].
Обыкновенные хондриты
Обычные хондриты в основном состоят из оливина, пироксена и металлического железа (Brearley and Jones, 1998). Обычные хондриты можно дифференцировать в соответствии с их различным химическим составом минералов и различным содержанием металлического железа. H–хондриты имеют самое низкое содержание железа (Fa16– 20, Fs14.5- 18) в своих силикатах (оливин и ортопироксен), L-хондриты имеют несколько более высокое содержание железа (Fa22– 26, Fs19– 22) в их силикатах, а хондриты LL имеют самое высокое содержание железа (Fa26– 32, Fs22- 26) в их силикатах. Кроме того, в H-хондритах наибольшее содержание металлического железа, в L-хондритах - меньшее, а в LL-хондритах - наименьшее (см. рис. 6).
Зерна металлического железа в обычных хондритах обычно имеют диаметр миллиметра или меньше. Эти зерна металлического железа очень хорошо видны в срезах обычных хондритов (рис. 7) из-за их высокой отражающей способности.
Хондры встречаются в изобилии, но CAI малы и редки (таблица 1). Кроме оливина, ортопироксена и металлического железа, обычные хондриты также содержат такие минералы, как клинопироксен, плагиоклазовый полевой шпат и троилит.
Каждая обычная группа хондритов также отображается в определенной области над земной линией фракционирования диаграммы изотопов кислорода (в следующей статье мы подробно рассмотрим эти диаграммы). Либо каждый член каждой обычной группы хондритов происходит из одного и того же родительского тела, либо родительских тел со сходным изотопным составом кислорода. Средние размеры хондритов для обычных хондритов составляют примерно 0,5 мм (Friedrich et al., 2015).
Большое количество обычных образцов хондритов, доступных для изучения, привело к значительным исследованиям этих метеоритов. Изучение метеоритов, таких как неравновесный LL3.00 Semarkona, дает лучшее представление об “оригинальных” характеристиках солнечной туманности [4].
Углистые хондриты
CI хондриты
Хондриты CI названы в честь образца типа Ivuna. Хондриты CI чрезвычайно темные, а также чрезвычайно рыхлые (рис. 8).
Хондриты CI преимущественно состоят из мелкозернистых филлосиликатов (Brearley and Jones, 1998). Хондриты CI не содержат интактных хондр или CAI. Из всех известных групп метеоритов хондриты CI имеют элементный состав, наиболее близкий к фотосфере Солнца (Рис. 9) и, как полагают, являются репрезентативными для состава солнечной туманности (например, Anders and Grevesse, 1989; Lodders, 2003). Исключения включают в себя очень летучие элементы и благородные газы, которые, как правило, теряются из метеоритов , обогащаются в фотосфере Солнца. Литий имеет тенденцию разрушаться на Солнце и обогащается в метеоритах относительно Солнца [4].
CM хондриты
CM хондриты названы в честь образца типа Mighei. CM-хондриты содержат большое количество филлосиликатов (Brearley and Jones, 1998). Срезы хондритов CM показывают темную матрицу, содержащую как хондры, так и CAIs (рис. 10). CM-хондриты содержат обильные сростки филлосиликатов и точилинита, который часто называют PCP из-за плохо характеризованной фазы (Mackinnon and Zolensky, 1984).
Наиболее изученным CM-хондритом является Мерчисон (Сефтон, 2002; Сефтон и др., 2004; Шмитт-Копплин и др., 2010) из-за более чем 100 кг материала, который был извлечен. Мерчисон - это фрагмент большого огненного шара, который взорвался недалеко от Мерчисона, Австралия, 28 сентября 1969 года. По счастливой случайности, этот огненный шар упал в то время, когда уже был построен ряд лабораторий для изучения образцов Луны, которые были возвращены на Землю миссиями "Аполлон". "Аполлон-11" был запущен 16 июля 1969 года и 24 июля вернул образцы обратно на Землю. Было обнаружено, что Мерчисон содержит внеземные аминокислоты (Квенволден и др., 1970) и нуклеиновые основания (Хаяцу и др., 1975; Мартинс и др., 2008) [4].
CO хондриты
Хондриты CO названы в честь образца типа Ornans. Хондриты CO в основном состоят из оливина, пироксена, магнетита и сульфидов (Howard et al., 2014). Средние размеры хондритов CO составляют ~0,15 мм (Friedrich et al., 2015) [4].
CV хондриты
Хондриты CV названы в честь образца типа Вигарано. Срезы хондритов CV показывают серую матрицу с обильными хондрами и CAIS. Хондриты CV состоят в основном из оливина (Brearley and Jones, 1998; Bland et al., 2004). Хондриты CV, как правило, имеют более крупные хондры (~ 0,9 мм) и CAIS , чем хондриты CO, а также имеют большую долю матрицы (Hutchison, 2004).
Хондриты CV подразделяются на три подгруппы (CV3red, CV3oxA, CV3oxB) в зависимости от степени окисления, которому подвергся метеорит (Weisberg et al., 1997). Соотношение матрикса и хондры увеличивается с CV3red до CV3oxA и CV3oxB. Красный символ означает восстановленный, ox - окисленный, A - Альенде, а B - Бали. Соотношение металл/магнетит имеет тенденцию к снижению, переходя от CV3red к CV3oxA и CV3oxB. Хондриты CV3oxB также содержат большое количество филлосиликатов. Поскольку Бали-подобные и Альенде-подобные обломки обнаружены в восстановленных CV-хондритах, Крот и др. (2000) утверждают, что все три типа CV-хондритов возникли на одном и том же гетерогенном материнском теле.
Наиболее известным CV-хондритом является Альенде, так как более 100 кг материала было восстановлен, и он содержал обильные CAIS (Mason and Taylor, 1982), которые могли быть изучены по составу и датированы, чтобы дать представление о ранней истории Солнечной Системы. Метеориты Альенде - это осколки большого огненного шара, взорвавшегося над Мексикой, 8 февраля 1969 году. Этот огненный шар произошел до огненного шара Мерчисона и в то время, когда ряд лабораторий готовился к изучению образцов Луны. Альенде считается лучшим и наиболее изученным метеоритом в истории [4].
CR хондриты
Хондриты CR названы в честь образца типа Ренаццо. Хондриты CR содержат большое количество металла (~5-8 об.%) (Scott and Krot, 2014), который часто находится на поверхности хондр, а также обильные филлосиликаты. Одним из самых необычных хондритов CR является Кайдун, который содержит широкий спектр материалов, включая углеродистый хондритовый материал, энстатитовый хондритовый материал и расплавленные обломки. Хондриты CR имеют средние размеры хондр 0,7 мм [4].
CK хондриты
Хондриты CK названы в честь типа Кароонда. Хондриты CK представляют собой наиболее сильно окисленную “безводную” углеродсодержащую группу хондритов (Huber et al., 2006). Эти метеориты относительно свободны от металлического железа, их содержание фаялита составляет ~ Fa30, и они содержат большое количество магнетита и пентландита. Хондриты CK являются единственным типом углеродистых хондритов, которые относятся к петрологическому типу от 3 до 6 (от K3 до K6). (Каллемейн и др., 1991). Хондриты CK имеют ряд минералогических и изотопных сходств с хондритами CV. CK и окисленные хондриты CV3 имеют одинаковый диапазон на CCAM линия (Гринвуд и др., 2010). Хондриты CK и CV3 также имеют сходную минералогию и геохимию основных микроэлементов. Гринвуд и др. (2010) утверждают, что оба хондрита возникли на одном стратифицированном материнском теле с областями CV3red, CV3oxA и на поверхности CV3oxB, а также в более глубоких слоях CK3, CK4, CK5 и CK6, которые движутся к ядру [4].
CB хондриты
Хондриты CB названы в честь типа Бенкуббина (Weisberg et al., 2001). Хондриты CB содержат более ~60 об.% металлического железа. Хондриты CB делятся на подгруппы Cba и CBb на основе ряда различных композиционных и изотопных характеристик (Weisberg et al., 2001). CBa содержит 60 об.% металла, силикатные хондры размером с сантиметр, 5-8% Ni в металле, отсутствие тугоплавких включений и экстремальное обогащение 15N. Хондриты CBb содержат более 70 об.% металла, хондры миллиметрового размера, большой диапазон содержания Ni в металле, присутствуют тугоплавкие включения и меньшее обогащение в 15N. Эти метеориты, по-видимому, образовались в результате ударов из-за наличия областей расплава между металлом и хондрами (Weisberg et al., 2001) [4].
CH хондриты
Хондриты CH - это единственный тип углеродистого хондрита, который не назван в честь образца типа. Вместо этого они названы в честь “высокого металла” из-за их высокой доли металла (~ 20% по объему) (Scott and Krot, 2014). Размер металлических зерен обычно варьируется от мм до сантиметров. Хондриты CH также имеют чрезвычайно малые средние размеры хондр - 0,02 мм (Friedrich et al., 2015).
Хондриты CR, CB (CBa и CBb) и CH являются частью клана метеоритов CR (Крот и др., 2002). Этот клан был предложен, так как эти метеориты имеют много минералогического и изотопного сходства, в том числе очень богаты металлами, имеют одинаковое солнечное соотношение Co / Ni, обеднены умеренно летучими литофильными (любящими кислород) элементами, имеющие объемные изотопные составы кислорода, которые попадают на линию смешивания, имеющие большие обогащения 15N и имеющие бедные железом безводные основные силикаты и содержащие очень гидратированную матрицу [4].
Продолжение статьи читайте в следующей части. Спасибо за прочтение первой части.
Использованная литература
- Космическая пыль - статья из Википедии
- Р.Т. Додд "Метеориты. Петрология и геохимия.", Москва "Мир", 1986 г., 386 стр.
- Симоненко А.Н. "Астероиды или тернистые пути исследований", Москва "Наука", 1985 г. 207 стр.
- Thomas H. Burbine "Asteroids. Astronomical and Geological Bodies", Cambridge CB2 8BS, United Kingdom, 2017, 410 pages.