Метеором называют частицы пыли или осколки космических тел (комет или астероидов), которые при входе в верхние слои атмосферы Земли из космоса, сгорают, оставляя после себя полоску света, которую мы наблюдаем. Популярное название метеора это падающая звезда.
Земля, всё время подвергается постоянной бомбардировке объектами из космоса. Они различаются по размеру, от камней весом в несколько килограммов, до микроскопических частиц, весящих меньше миллионной доли грамма. По оценкам некоторых специалистов, Земля в течение года захватывает больше 200 млн. кг различного метеорного вещества. А в сутки вспыхивает около одного миллиона метеоров. Всего лишь десятая часть их массы достигает поверхности в форме метеоритов и микрометеоритов. Остальная часть, сгорает в атмосфере, порождая метеорные следы.
Метеорное вещество входит обычно в атмосферу со скоростью около 15км/сек. Хотя, в зависимости от направления по отношению к движению Земли, скорость может колебаться от 11 до 73км/с. Частицы среднего размера, нагреваясь от трения испаряются, давая вспышку видимого света на высоте около 120км. Оставляя кратковременный след ионизированного газа и гаснут к высоте порядка 70км. Чем больше масса метеорного тела, тем ярче он вспыхивает. Эти следы, сохраняемые 1015 минут, могут отражать радиолокационные сигналы. Поэтому, для обнаружения метеоров, которые слишком слабы для визуального наблюдения (а также метеоров, появляющихся при дневном свете), используют методы радиолокации.
Метеор
Этот метеорит никто не наблюдал при падении. Его космическая природа установлена на основании изучения вещества. Такие метеориты называют находками, и они составляют около половины мировой коллекции метеоритов. Другая половина падения, свежие метеориты, поднятые вскоре после того, как они упали на Землю. К ним относится метеорит Пикскилл, с которого начался наш рассказ о космических пришельцах. Падения имеют для специалистов большой интерес, чем находки: о них можно собрать некоторую астрономическую информацию, а вещество их не изменено земными факторами.
Метеоритам принято давать имена по географическим названиям мест, соседствующих с местом падения или находки. Чаще всего это название ближайшего населенного пункта (например, Пикскилл), но выдающимся метеоритам присваивают более общие имена. Два самых крупных падения XXв. произошли на территории России: Тунгусское и Сихотэ-Алинское.
Метеориты делятся на три больших класса: железные, каменные и железо-каменные. Железные метеориты состоят в основном из никелистого железа. В земных горных породах естественный сплав железа с никелем не встречается, так что присутствие никеля в кусках железа указывает на его космическое (или промышленное!) происхождение.
Включения никелистого железа есть в большинстве каменных метеоритов, поэтому космические камни, как правило, тяжелее земных. Главные же их минералы силикаты (оливины и пироксены). Характерным признаком основного типа каменных метеоритов хондритов является наличие внутри них округлых образований хондр. Хондриты состоят из того же вещества, что и весь остальной метеорит, но выделяются на его срезе в виде отдельных зернышек. Их происхождение пока не вполне ясно.
Третий класс железокаменные метеориты это куски никелистого железа с вкраплениями зерен каменистых материалов.
Вообще метеориты состоят из тех же элементов, что и земные горные породы, но сочетания этих элементов, т.е. минералы, могут быть и такими, какие на Земле не встречаются. Это связано с особенностями образования тел, породивших метеориты.
Среди падений преобладают каменистые метеориты. Значит, таких кусков больше летает в космосе. Что касается находок, то здесь преобладают железные метеориты: они прочнее, лучше сохраняются в земных условиях, резче выделяются на фоне земных горных пород.
Метеориты являются осколками малых планет астероидов, которые населяют в основном зону между орбитами Марса и Юпитера. Астероидов много, они сталкиваются, дробятся, изменяют орбиты друг друга, так что некоторые осколки при своем движении иногда пересекают орбиту Земли. Эти осколки и дают метеориты.
Организовать инструментальные наблюдения падений метеоритов, с помощью которых можно с удовлетворительной точностью вычислить их орбиты, очень трудно: само явление очень редкое и непредсказуемое. В нескольких случаях это удалось сделать, и все орбиты оказались типично астероидными.
Интерес астрономов к метеоритам был вызван в первую очередь тем, что долгое время они оставались единственными образцами внеземного вещества. Но и сегодня, когда вещество других планет и их спутников становится доступным лабораторному исследованию, метеориты не потеряли своего значения. Вещество, составляющее крупные тела Солнечной системы, подвергалось длительному преобразованию: оно плавилось, разделялось на фракции, вновь застывало, образуя минералы, не имеющие уже ничего общего с тем веществом, из которого все образовалось. Метеориты же являются обломками мелких тел, которые такой сложной истории не прошли. Одни из типов метеоритов углистые хондриты вообще представляют собой слабоизмененное первичное вещество Солнечной системы. Изучая его, специалисты узнают, из чего образовались крупные тела Солнечной системы, в том числе и наша планета Земля.
Метеорный поток
Основная часть метеорного вещества в Солнечной системе, обращается вокруг Солнца по определенным орбитам. Характеристики орбит метео
www.studsell.com
Министерство высшего образования
Южно-Уральский Государственный Университет
Кафедра «Физическая химия»
Метеориты и их происхождение
Выполнил студент гр. ЭиУ-265
Кучкин М.Ю.
Проверил доцент каф «ФизХим»
Тепляков Ю.Н.
Челябинск, 2009
ОГЛАВЛЕНИЕ
| Введение | 3 |
| §1. Физические явления, вызываемые метеороидными телами в земной атмосфере | 5 |
| §2. О метеоритных кратерах и о других последствиях падений метеоритов | 7 |
| §3. О составе метеоритного вещества, падающего на земную поверхность | 8 |
| §4. Хондриты | 9 |
| §5. Дифференцированные метеориты | 13 |
| §6. О некоторых важнейших физико-химических методах исследований метеоритов и их результатах | 16 |
| §7. Структура метеоритного вещества и ее связь с происхождением метеоритов | 19 |
| §8. Обломки других планет? | 21 |
| §9. Случаи падения метеоритов на территории России | 23 |
| Заключение | 25 |
| Список литературы | 26 |
| Приложение 1. Отдельные метеориты | 27 |
| Приложение 2. Как узнать метеорит | 30 |
Введение
Наша планета с момента своего образования и до наших дней, в течение уже около 5 млрд. лет, при движении вокруг Солнца испытывает столкновения с разными космическими телами. Тела, размеры которых заключены в пределах от 10-8 см (атом или молекула) и примерно до нескольких сотен метров, принято называть метеороидами. Когда они влетают в земную атмосферу, то из-за трения нагреваются до белого каления и плавления, оставляя за собой светящиеся следы. Согласно научной терминологии эти явления называют метеорами или болидами (в зависимости от масштаба явления), а в народе их часто называют «падающими звездами». Иногда можно наблюдать метеорный дождь — захватывающее зрелище массового или даже одновременного входа в атмосферу метеороидов, движущихся по параллельным траекториям. Если видимые пути метеоров метеорного дождя продолжить назад, то они пересекутся вблизи одной точки неба, называемой радиантом метеорного потока. В отличие от метеорного дождя, метеорным потоком называют массовое появление метеоров примерно в одной и той же области неба в течение некоторого промежутка времени (например, в течение нескольких ночей). Многие метеорные потоки можно наблюдать периодически, в одни и те же месяцы в течение года, на фоне одного и того же созвездия. На этом основании метеорным потокам присваивают названия, образованные от латинских имен тех созвездий, в которых лежат их радианты. Весьма известны такие «звездопады», как Персеиды (в августе), Леониды (в ноябре) и некоторые другие. Например, поток Леонид, наблюдающийся в районе созвездия Льва, известен с 902 г. В разделе «Кометы» говорилось о том, что абсолютное большинство метеорных потоков образовалось в результате распада ядер комет, растерявших самые летучие соединения при неоднократных сближениях с Солнцем. Поэтому в названиях некоторых метеорных потоков используют имена тех комет, с которыми, как было установлено, они связаны (Биэлиды, Джакобиниды и т. п.).
Как справедливо писал в 1819 г. известный химик Петербургской Академии Иван Мухин, «начало преданий о низпадающих из воздуха камнях и железных глыбах теряется в глубочайшем мраке веков протекших». Например, до наших дней сохранились сведения, что Анаксагор и другие древнегреческие мыслители считали метеориты обломками небесной тверди. Это в принципе правильное представление продержалось только до тех пор, пока люди еще верили в существование небесной тверди. В дальнейшем на достаточно длинное время его сменили совершенно другие идеи, которые объясняли происхождение метеоритов любыми причинами, но только не небесными. Но метеориты были известны и за многие сотни и тысячи лет до этого. Известен целый ряд находок орудий первобытных людей, сделанных из метеоритного железа. При случайных находках метеоритного вещества люди едва ли догадывались о его особом происхождении. Исключение лишь составляли находки «небесных камней» сразу после неожиданных и грандиозных зрелищ их падения. Тогда метеориты становились предметами культового или религиозного поклонения. О них слагали легенды, их описывали в летописях, боялись и даже приковывали цепями, чтобы они снова не улетели на небо. проникают в земную атмосферу.
Основы научной меоритики были заложены Эрнстом Хладни, уже достаточно известным к тому времени немецким физиком-акустиком. По совету своего друга, тоже физика Г.Х. Лихтенберга, он занялся сбором и изучением подробных описаний болидов и сравнением этой информации с той, что была известна о найденных камнях. На основе этого исследования Хладни в 1794 г. издал книгу под названием «О происхождении найденной Палласом и других подобных ей железных масс и о некоторых связанных с этим явлениях природы». В этой книге, в частности, обсуждался факт находки в 1772 г. академиком Петербургской академии наук Петром Палласом во время его экспедиции в Сибирь загадочной массы «самородного железа». Масса была обнаружена еще в 1749 г. местным кузнецом Яковом Медведевым и весила более 600 кг. Ее анализ показал, что она состоит из смеси железа с каменистыми включениями и представляет собой редкий тип метеоритов. По имени Палласа метеориты этого типа были названы палласитами. В этой книге и других публикациях Хладни убедительно показал, что Палласово железо и многие другие камни, «упавшие с неба», имеют космическое происхождение.
§1. Физические явления, вызываемые метеороидными телами в земной атмосфере
При входе метеороидного тела в земную атмосферу происходит много интересных явлений, о которых мы только упомянем. Скорость любого космического тела всегда превышает 11,2 км/с и может достигать в земных окрестностях 40 км/с при ее произвольном направлении. Линейная скорость движения Земли при движении вокруг Солнца в среднем составляет 30 км/с, поэтому максимальная скорость столкновения метеороида с земной атмосферой может достигать примерно 70 км/с (на встречных траекториях). Вначале тело вступает во взаимодействие с очень разреженной верхней атмосферой, где расстояния между молекулами газа больше его диаметра. Очевидно, взаимодействия с молекулами верхней атмосферы практически не влияют на скорость и состояние достаточно массивного тела. Но если масса тела мала (сравнима с массой молекулы или на 2-3 порядка ее превышает), то оно может полностью затормозиться уже в верхних слоях атмосферы и будет медленно оседать к земной поверхности под действием силы тяжести. Оказывается, что таким путем, то есть в виде пыли, на Землю выпадает львиная часть твердого космического вещества. Уже подсчитано, что ежедневно на Землю поступает от 100 до 1000 т внеземного вещества, но только 1% от этого количества представлено большими обломками, имеющими возможность долететь до ее поверхности. На движущееся достаточно большое тело действуют три основные силы: торможения, гравитации и выталкивания (Архимедова сила), которые и определяют его траекторию движения. Эффективное торможение наиболее крупных объектов начинается только в плотных слоях атмосферы, на высотах менее 100 км. Движение метеороида, как и любого твердого тела в газовой среде с высокой скоростью, характеризуется числом Маха — отношением скорости тела к скорости звука. Это число на разных высотах полета метеороида бывает разным, но часто превышающим 50. Перед метеороидом образуется ударная волна в виде сильно сжатых и разогретых атмосферных газов. Поверхность самого тела в результате взаимодействия с ними нагревается до плавления и испарения. Набегающие газовые струи разбрызгивают и уносят расплавленный (а иногда и твердый раздробленный) материал с его поверхности. Этот процесс называется абляцией. Раскаленные газы за фронтом ударной волны, а также капельки и частички вещества, уносимые с поверхности тела, светятся и создают явление метеора или болида. При достаточно большой массе тела возникновение болида сопровождается иногда не только ярким свечением, но и разными звуковыми эффектами (громкий хлопок, как при переходе самолетом сверхзвукового барьера, раскаты грома, шипение и т. п.). Если масса тела не слишком мала и не очень велика, а его скорость находится в диапазоне от 11 км/с до 22 км/с (это возможно на «догоняющих» Землю траекториях), то оно успевает затормозиться в атмосфере еще не сгорев. После чего метеороид движется с такой скоростью, при которой абляция уже не эффективна, и может в неизменном виде долететь до земной поверхности. Если масса тела не очень велика, то продолжается дальнейшее уменьшение его скорости до тех пор, пока сила сопротивления воздуха не сравняется с силой тяжести, и начинается его почти вертикальное падение со скоростью 50-150 м/с. С такими скоростями на Землю упало большинство метеоритов. При большой массе метеороид не успевает ни сгореть, ни сильно затормозиться и сталкивается с поверхностью с космической скоростью. В этом случае происходит взрыв, вызванный переходом большой кинетической энергии тела в тепловую, механическую и другие виды энергии, а на земной поверхности образуется взрывной кратер. В результате значительная часть метеорита и подверженной удару земной поверхности плавится и испаряется.
Достаточно часто наблюдается выпадение метеоритных дождей. Они образуются из фрагментов, разрушающихся при падении метеороидов. Наиболее наглядным примером является Сихоте-Алиньский метеоритный дождь. Как показывают расчеты, при снижении твердого тела в плотных слоях земной атмосферы на него действуют огромные аэродинамические нагрузки. Например, для тела, движущегося со скоростью 20 км/с разность давлений на его фронтальную и тыльную поверхности меняется от 100 атм. на высоте 30 км до 1000 атм. на высоте 15 км. Такие нагрузки способны разрушить абсолютное большинство падающих тел. Только наиболее прочные монолитные металлические или каменные метеориты способны их выдержать и долететь до земной поверхности. Сейчас созданы так называемые болидные сети — множество наблюдательных пунктов или обсерваторий, оборудованных специальной техникой, позволяющей осуществлять регистрацию падающих метеороидов и слежение за ними, изучать возникающие при этом явления и оперативно определять координаты возможных падений метеоритов. Они созданы в США, Канаде, Англии, Западной Европе и России и охватывают территории примерно по 106 кв. км.
§2. О метеоритных кратерах и о других последствиях падений метеоритов
Из приведенных описаний метеоритных событий видно, что падения на Землю наиболее крупных метеороидных тел создают опасность для людей и всего, что ими создано, а также земной флоры и фауны. Более того, катастрофические явления, подобные тем, что наблюдались при падении Тунгусского тела, могут создать угрозу всей человеческой цивилизации. Конечно, это может произойти при столкновении с достаточно большим телом, типа астероида или ядра кометы. Земная поверхность хранит многие следы столкновений с крупными космическими телами в виде кратеров больших размеров — так называемых «астроблем» (или «звездных ран»). На сегодняшний день их обнаружено более 230. Размеры самых крупных из них превышают 200 км. Один из наиболее хорошо сохранившихся кратеров (по причине его относительно «молодого» возраста) — это «Каньон дьявола», находящийся в штате Аризона в США. Его диаметр 1240 м, а глубина — 170 м. В 1906 г. геолог Д. Барринджер доказал, что этот кратер имеет ударное происхождение, а не какое-либо еще. При исследованиях кратера было обнаружено около 12 т метеоритного вещества и было установлено, что он возник при падении на Землю примерно 50 тыс. лет назад железо-никелевого метеорита с размером около 60 м, двигавшегося со скоростью 20 км/с.
На земной поверхности практически не осталось древних кратеров с размером менее 1 км по причине постоянной атмосферной и водной эрозии. Значительно больше кратеров по сравнению с земной поверхностью, мы можем наблюдать на Луне и других планетах и их спутниках с более разреженной атмосферой или лишенных ее вообще (Луне, Меркурии, Марсе и др.). Как показывают расчеты, в течение первых 100 млн. лет после своего образования Земля должна была «вычерпать» практически все твердое вещество, двигавшееся в ближайших окрестностях ее орбиты. Однако Земля и сейчас продолжает встречать на своем пути пыль, камни и даже глыбы километровых размеров. Откуда же они берутся? Ответим на этот вопрос чуть ниже, после изложения сведений о составе и структуре метеоритного вещества.
§3. О составе метеоритного вещества, падающего на земную поверхность
Во всем упавшем на землю метеоритном веществе примерно 92% составляют каменные метеориты, 6% — железные и 2% — железо-каменные. Атмосфера является первым «фильтром», через который проходит все падающее на Землю метеоритное вещество. Чем более оно тугоплавкое и прочное, тем больше у него «шансов» попасть на земную поверхность. Еще одним «фильтром» можно назвать селекцию метеоритов при их находках. Очевидно, что любой метеорит тем легче найти на земной поверхности, чем более необычен его внешний вид на фоне земной поверхности. Тридцать лет назад японские ученые неожиданно обнаружили, что наилучшим местом для поиска метеоритов является Антарктида, покрытая большой толщей полярных льдов. Прежде всего, метеориты легко обнаружить на фоне белого льда. И кроме того, метеориты, упавшие на этот континент многие сотни и даже тысячи лет назад, лучше сохраняются в антарктических льдах. В то же время метеориты, оказавшиеся в других местах земной поверхности, подвергаются действию атмосферного выветривания, водной эрозии и других разрушающих факторов и либо разлагаются, либо оказываются погребенными.
Основными компонентами метеоритного вещества являются железо-магнезиальные силикаты и никелистое железо. Иногда бывают обильны и сульфиды железа (троилит и др.). Распространенные минералы, входящие в силикаты метеоритного вещества, — это оливины (Fe, Mg)2SiO4 (от фаялита Fe2SiO4 до форстерита Mg2SiO4) и пироксены (Fe, Mg)SiO3 (от ферросилита FeSiO3 до энстатита MgSiO3) разного состава. Они присутствуют в силикатах либо в виде мелких кристаллов или в виде стекла, либо как смесь с разными пропорциями. На сегодняшний день в метеоритном веществе обнаружено около 300 разных минералов. И хотя их количество в процессе исследований новых метеоритов постепенно увеличивается, но все равно более чем на порядок уступает числу известных земных минералов.
§4. Хондриты
Наиболее многочисленные каменные метеориты делятся на две большие группы: хондриты и ахондриты. Хондриты получили свое название из-за наличия в них необычных включений сферической или эллиптической формы — хондр — на более темном фоне, который называется матрицей. Хондры можно видеть на поверхности разлома метеорита, но лучше всего они заметны на полированной поверхности его распила. Размеры хондр могут быть различны — от микроскопических до сантиметровых. Занимаемый ими объем иногда достигает 50% объема метеорита. И хондры и матрица практически не отличаются по составу и состоят в основном из мелкокристаллических железо-магнезиальных силикатов и стекол. Однако по структуре хондры все же состоят в основном из кристаллического вещества. На этом основании некоторыми учеными высказывается идея о кристаллизации хондр из расплава. Содержание никелистого железа в хондритах не превышает 30%, и присутствует оно в виде мелких частиц неправильной или сферической формы. В целом вещество хондритов сравнительно плотное (от 2 до 3,7 г/см3), хотя и хрупкое. Достаточно лишь небольшого усилия для того, чтобы раскрошить в руках хондритовый метеорит. Удивительно то, что хондры до сих пор обнаружены только в метеоритах. Их происхождение пока остается загадкой, поскольку неизвестны механизмы их возникновения. Другой важной особенностью хондритов является их предельно простой элементный состав. Если не учитывать самые летучие элементы (H, He, O и некоторые другие), то получается, что состав хондритов очень близок к элементному составу Солнца. Причем такая близость прослеживается не только по основным элементам, но и по примесным, также являющимися важными геохимическими индикаторами. Примесные элементы делятся на три группы: литофильные (Se, Sr, Rb, Ba, Ce, Cs, Th, U и др.), халькофильные (Cu, Zn, Sn, Pb, Ag, Hg, Cd, In и др.) и сидерофильные (Ga, Ge, Ru, Pt, Pd, Os, Ir, Rh и др.), которые обнаруживают сродство с минералами, богатыми кислородом, серой и железом соответственно. В частности, горные породы Земли, прошедшие магматическую дифференциацию, содержат в основном литофильные примесные элементы. Халькофильные элементы встречаются на земной поверхности только в ограниченных областях рудных месторождений, а сидерофильные практически отсутствуют. Оказалось, что в хондритовых метеоритах примесные элементы разных групп присутствуют в тех же пропорциях (с незначительными вариациями), что и на Солнце. Это означает, что хондриты образовались из вещества солнечного состава и не проходили дифференциацию. В то же время, очевидно, что они эпизодически подвергались нагреванию, хотя и не очень сильному, поэтому в них произошли некоторые структурные и минералогические изменения, называемые тепловым метаморфизмом.
Хондриты четко делятся на три больших класса по форме содержания железа, точнее по степени его окисленности. Хондритам этих классов дали следующие названия и обозначения: энстатитовые (Е), обыкновенные (О) и углистые (С). В том же порядке в них увеличивается содержание окисленного (двух- и трехвалентного) железа. Все хондриты были еще поделены на шесть петрологических типов, в которых постепенно усиливаются структурные и минералогические проявления теплового метаморфизма (от 1 до 6 типа). В наиболее распостраненнй классификации большинство хондритов относят (по составу преобладающих силикатных минералов) к двум большим группам — L и H.
а) Углистые хондриты
Углистые хондриты (обозначаемые буквой «C» — от английского слова carbonaceous — углистый) — самые темные, чем и оправдывают свое название. Они содержат много железа, но почти все оно находится в связанном состоянии в силикатах. Темную окраску углистым хондритам придают в основном минерал магнетит (Fe3O4), а также небольшие количества графита, сажи и органических соединений. Эти метеориты содержат также значительную долю водосодержащих минералов или гидросиликатов (серпентин, хлорит, монтмориллонит и ряд других). C-хондриты представляют собой неметаморфизованное или слабо метаморфизованное вещество. В настоящее время углистые хондриты делятся на четыре группы (CI, CM, CO и CV) на основании постепенного изменения их свойств (эта классификация была предложена Дж. Вассоном в 70-х годах). В каждой из этих групп есть метеориты — наиболее типичные представители, свойства которых принимаются в качестве эталонных. При обозначении этих групп к латинской букве «C» добавляется еще индекс, соответствующий первой букве названия метеорита — типичного представителя данной группы. (Следует заметить, что каждому найденному метеориту обычно присваивают имя в соответствии с названием той географической местности, где он был найден). В упомянутых группах углистых хондритов CI, CM, CO, CV типичными представителями являются соответственно метеориты Ivuna, Мигеи (метеорит, найденный на Украине, в Николаевской области), Ornans и Vigarano. Несколько раньше (в 1956 г.) Г. Вииком было предложено деление углистых хондритов на три группы (CI, CII и CIII), упоминания о которых можно иногда встретить в литературе. Используемые нами (вслед за Вассоном) группы CI и CM полностью соответствуют группам CI и CII классификации Виика, а группы CO и CV можно рассматривать как составляющие группы CIII. В CI-хондритах гидратированные силикаты занимают преобладающую часть объема. Их рентгеновские исследования показали, что преобладающим силикатом является септехлорит (общая формула септехлоритов Y6(Z4O10)(OH)8, где Y = Fe2+, Mg; Z = Si, Al, Fe3+). Причем, все гидросиликаты находятся в аморфной форме, то есть в форме стекла. Дегидратированных силикатов (пироксенов, оливинов и др, которые появляются при температурах более 100° C) здесь вообще нет. CI-метеориты представляют собой исключение среди хондритов, поскольку их вещество вообще не содержит хондр, а состоит как бы из одной матрицы. Это подтверждает идею о кристаллизации хондр из расплавленного вещества, поскольку исследования показывают, что вещество CI-хондритов не подвергалось плавлению. Оно считается наиболее неизмененным, по сути первичным веществом Солнечной системы, сохранившимся с момента конденсации протопланетного облака. Именно этим объясняется высокий интерес ученых к CI-метеоритам. В CM-хондритах содержится уже только 10-15% связанной воды (в составе гидросиликатов), а в виде хондр присутствует 10-30% пироксена и оливина. В CO- и CV-хондритах содержится только около 1% воды в связанном состоянии и преобладают пироксены, оливины и другие дегидратированные силикаты. В небольших количествах в них имеется и никелистое железо. Присутствие гидросиликатов заметно снижает плотность углистых хондритов: от 3,2 г/см3 в CV до 2,2 г/см3 в CI-метеоритах.
б) Обыкновенные хондриты
Обыкновенные хондриты названы так потому, что они встречаются наиболее часто в имеющихся метеоритных коллекциях (Рис. 2). Они включают в себя три химические группы: H, L и LL (H, L — первые буквы от английских слов high — высокий и low — низкий). Метеориты этих групп похожи по ряду свойств, но отличаются по общему содержанию железа и сидерофильных элементов (H > L > LL) и по отношению окисленного железа к металлическому (LL > L > H). Хондриты группы H охватывают петрологические типы от 3 до 6, а хондриты групп L и LL относятся к петрологическим типам 3-7. Структурные и минералогические особенности О-хондритов свидетельствуют, что эти метеориты испытали тепловой метаморфизм при температурах примерно от 400° C (для низкого петрологического типа 3) до более 950° C (для типа 7) и при ударных давлениях до 1000 атм. (нарастающих при увеличении температуры). По сравнению с более «правильными» хондрами углистых хондритов хондры обыкновенных чаще имеют неправильную форму и заполнены обломочным материалом. Общее содержание железа в О-хондритах по группам меняется в следующих пределах: 18-22% (LL), 19-24% (L), 25-30% (Н). Количество металлического железа также увеличивается от группы LL к L и далее — к H.
в) Энстатитовые хондриты
В энстатитовых (или Е-) хондритах железо находится в основном в металлической фазе, то есть в свободном состоянии (при нулевой валентности). В то же время в их силикатных соединениях железа содержится очень мало. Практически весь пироксен в них представлен в виде энстатита (откуда и появилось название данного метеоритного класса). Структурные и минералогические особенности энстатитовых хондритов показывают, что они испытывали тепловой метаморфизм при максимальных (для хондритов) температурах, примерно в диапазоне от 600° C до 1000° C. Как следствие, Е-хондриты по сравнению с другими хондритами являются наиболее восстановленными и содержат наименьшее количество летучих соединений. В этой группе выделяются 3 петрологических типа (Е4, Е5 и Е6), в которых прослеживается нарастание признаков теплового метаморфизма. Было также обнаружено, что в Е-хондритах имеют место широкие вариации содержаний железа и серы в зависимости от петрологического типа. На этом основании некоторые ученые делят их еще на типы I (куда входят Е4 и Е5) и II (Е6). Хондры в энстатитовых хондритах погружены в темную мелкодисперсную матрицу, имеют неправильные очертания и заполнены обломочным материалом.
§5. Дифференцированные метеориты
а) Ахондриты
Менее многочисленная группа каменных метеоритов (около 10%) — ахондриты. В этих метеоритах нет хондр и они химически не похожи на хондриты, то есть имеют несолнечный состав. Ахондриты составляют ряд от почти мономинеральных оливиновых или пироксеновых пород до объектов, сходных по структуре и химическому составу с земными и лунными базальтами. Они бедны железом и сидерофильными примесными элементами, в них разное содержание Fe, Mg и Ca. В сновном эти метеориты похожи на изверженные породы Земли и Луны, прошедшие магматическую дифференциацию. Предполагается, что ахондриты образовались из исходного вещества хондритового состава в одном процессе дифференциации, который дал и железные метеориты, которые обсудим несколько ниже. Ахондриты делят на группы по минералогическому составу. Название каждой из групп соответствует либо названию основного минерала, либо названию метеорита, который можно считать типичным представителем данной группы: обриты (97 вес. % составляет ортоэнстатит), уреилиты (85 вес. % оливина), диогениты (95 вес. % ортопироксена), говардиты (40-80% ортопироксена) и эвкриты (40-80% пижонита).
Кроме ахондритов, дифференцированными метеоритами являются еще железные и железокаменные метеориты. Они вызывают значительный интерес ученых не только потому, что падают на земную поверхность реже хондритов. Они представляют и другой этап эволюции вещества в Солнечной системе. В то время как в хондритах записана история аккумуляции вещества в допланетном облаке и при образовании планетезималей, дифференцированные метеориты «запечатлели» последовательность процессов, протекавших в родительских телах метеоритов, и их внутреннюю структуру. Железные метеориты раньше считались частью разрушенного ядра одного большого родительского тела размером с Луну или больше. Но, как теперь известно, они представляют множество химических групп, которые в большинстве случаев свидетельствуют в пользу кристаллизации вещества этих метеоритов в ядрах разных родительских тел астероидных размеров (порядка нескольких сотен километров). Другие же из этих метеоритов, возможно, представляют собой образцы отдельных сгустков металла, который был рассеян в родительских телах. Есть и такие, которые несут доказательства неполного разделения металла и силикатов, как железо-каменные метеориты.
б) Железо-каменные метеориты
В железо-каменных метеоритах имеется два типа, которые отличаются по химическим и структурным свойствам: паласиты и мезосидериты. Палласитами называются те метеориты, силикаты которых состоят из кристаллов магнезиального оливина или их обломков, заключенных в сплошной матрице из никелистого железа. Мезосидеритами называют те железо-каменные метеориты, силикаты которых придставляют собой в основном перекристаллизованные смеси из разных силикатов, входящие также в ячейки металла.
в) Железные метеориты
Железные метеориты почти целиком состоят из никелистого железа и содержат небольшие количества минералов в виде включений. Никелистое железо представляет собой твердый раствор никеля в железе FeNi. При высоком содержании никеля (30-50%) никелистое железо находится в основном в форме тэнита (g -фаза) — минерала с гранецентрированной ячейкой кристаллической решетки, при низком (6-7%) содержании никеля в метеорите никелистое железо состоит почти из одного камасита (a -фаза) — минерала с объемно-центрированной ячейкой решетки. Большинство железных метеоритов имеет удивительную структуру: они состоят из четырех систем параллельных камаситовых пластин (по-разному ориентированных) с прослойками, состоящими из тэнита, на фоне из тонкозернистой смеси камасита и тэнита. Толщина пластин камасита может быть разной — от долей миллиметра до сантиметра, но для каждого метеорита характерна своя толщина пластин. Если полированную поверхность распила железного метеорита протравить раствором кислоты, то проявится его характерная внутрення структура в виде «видманштеттеновых фигур». Эти фигуры были названы в честь А. де Видманштеттена, который наблюдал их первым в 1808 г. Видманштеттеновы фигуры были обнаружены только в метеоритах и, как впоследствии выяснено, связаны с необычайно медленным (в течение миллионов лет) процессом остывания никелистого железа и фазовыми превращениями в его монокристаллах. До начала 50-х гг. железные метеориты классифицировали исключительно по их структуре. Метеориты, имеющие видманштеттеновы фигуры, стали называть октаэдритами, поскольку составляющие эти фигуры камаситовые пластины располагаются в плоскостях, образующих октаэдр. В зависимости от толщины l камаситовых пластинок (которая связана с валовым содержанием никеля) октаэдриты делят на следующие структурные подгруппы: весьма грубоструктурные (l > 3,3 мм), грубоструктурные (1,3 < l < 3,3), среднеструкткрные (0,5 < l < 1,3), тонкоструктурные (0,2 < l < 0,5), весьма тонкоструктурные (l < 0,2), плесситовые (l < 0,2). У некоторых железных метеоритов, имеющих низкое содержание никеля (6-8%), видманштеттеновы фигуры не проявляются. Такие метеориты состоят как бы из одного монокристалла камасита. Называют их гексаэдритами, так как они обладают в основном кубической кристаллической решеткой. Иногда встречаются метеориты со структурой промежуточного типа, которые называются гекса-октаэдритами. Существуют также железные метеориты, вообще не имеющие упорядоченной структуры — атакситы (в переводе «лишенные порядка»), в которых содержание никеля может меняться в широких пределах: от 6 до 60%.
Накопление данных о содержании сидерофильных элементов в железных метеоритах позволило создать также их химическую классификацию. Если в n-мерном пространстве, осями которого служат содержания разных сидерофильных элементов (Ga, Ge, Ir, Os, Pd и др.), точками отметить положения разных железных метеоритов, то сгущения этих точек или кластеры и будут соответствовать таким химическим группам. Среди почти 500 известных сейчас железных метеоритов по содержанию Ni, Ga, Ge и Ir четко выделяются 16 химических групп (IA, IB, IC, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, IIIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB). Поскольку 73 метеорита в такой классификации оказались аномальными (они выделяются в подгруппу неклассифицированных), то некоторые ученые высказывают мнение, что есть и другие химические группы — их возможно более 50, но они недостаточно представлены на Земле. Химические и структурные группы железных метеоритов связаны неоднозначно. Но метеориты из одной химической группы, как правило, имеют похожую структуру и некоторую характерную толщину камаситовых пластинок. Это свидетельствует о том, что структура метеоритов одной и той же химической группы формировалась в близких температурных условиях и, возможно, в одном и том же родительском теле.
§6. О некоторых важнейших физико-химических методах исследований метеоритов и их результатах
При нагревании чистого кристаллического железа температура фазового превращения камасит (a -фаза) R тэнит (g -фаза) составляет 910° C. При типичных средних концентрациях никеля в железных метеоритах (7-14 вес.%) g R a -превращение в них начинается при более низких температурах — 650-750° C. При падении температуры в тэните появляется камасит в виде тонких листков, или пластинок, ориентированных вдоль граней октаэдра — четырех плоскостей с эквивалентным расположением атомов. Поэтому железные метеориты в процессе g R a -превращения приобретают октаэдритовую структуру, отражающую направления преимущественного роста пластин камасита. В зависимости от направления распила метеорита по отношению к октаэдритовой ориентировке его пластин видманшеттеновы фигуры имеют тот или иной рисунок. Сами же пластины в сечении выглядят как балки. Чем меньше содержание никеля в исходном тэните, тем при более высокой температуре начинается фазовое превращение и тем дольше длится рост камаситовых пластин и тем более толстыми они оказываются к концу роста. Это позволяет объяснить почему метеориты с высоким содержанием никеля являются тонкоструктурными, а метеориты с низким его содержанием — грубоструктурными, вплоть до образования сплошного монокристалла камасита (порядка 50 см), как у гексаэдритов. В конце 50-х гг. советскими исследователями методом электронного микрозондирования был обнаружен специфический М-образный профиль распределения никеля в сечении тэнитовых слоев (находящихся между камаситовыми) железных метеоритов. Как выяснилось при более подробных исследованиях, выполненных в 60-х гг. Дж. Голстейном, В. Бухвальдом и другими, этот профиль образуется также при -g R a превращениях в никелистом железе при его остывании. Он возникает из-за разной скорости диффузии никеля в камасите и тэните (в камасите в 100 раз больше) и более низкой растворимости никеля в камасите, чем в тэните. На основе модельных расчетов профилей никеля в тените при разных его начальных содержаниях и других параметрах и сравнения этих профилей с измеренными удалось оценить скорости остывания вещества железных метеоритов в недрах родительских тел, а затем и размеры этих тел. Дж. Вудом в то же время был предложен еще один метод оценки скорости остывания — по ширине тэнитовой пластины и концентрации никеля в ее центре по отношению к среднему содержанию никеля в метеорите. Оба эти метода дали совпадающие результаты. Было установлено, что вещество октаэдритов в интервале температур 600-400° C остывало со скоростью около 1-10° C за 106 лет, а в некоторых случаях и медленнее. Аналогичный результат был получен и для железо-каменных метеоритов, металл которых имеет также октаэдритовую структуру. Более того, изучение металлических частиц, присутствующих в метеоритах других классов, показало, что в них также есть тэнит и камасит. Дж. Вуду удалось применить к хондритам его методику, разработанную для железных метеоритов, и также оценить их скорости остывания. Неожиданно оказалось, что большинство хондритов остывало со скоростью близкой к скорости охлаждения железных метеоритов: около 10° за 106 лет в интервале температур 550-450° C. Такое длительное остывание вещества самых разных метеоритов означает, что в момент нагревания и в течение длительного последующего периода времени (десятки и сотни миллионов лет) они находились глубоко в недрах их родительских тел. Проведенные расчеты показали, что для теплозащитного слоя с низкой теплопроводностью (каким, например, является каменистое вещество с хондритовым составом) его толщина должна была составлять 70-200 км. Из полученного результата следует, что минимальный минимальный диаметр первичных родительских тел метеоритов разных классов мог составлять 140-400 км, а это в точности соответствует размерам крупных астероидов. Таким образом, полученная об основной массе известных метеоритов информация свидетельствует о том, что их родительскими телами были крупные астероиды и о том, что недра последних (по крайней мере некоторых из них) были расплавленными. Для этого температура их недр должна была достигнуть по крайней мере 1200-1400° C (для вещества хондритового состава). Источниками нагрева недр астероидов могли быть либо радиоактивные элементы (например, короткоживущий изотоп Al26, с периодом полураспада 0,76х106 лет, который при распаде выделяет много энергии и превращается в Mg26), либо индуктивные токи, которые могли возникнуть в некоторых астероидных телах при мощном выбросе ионизованного вещества молодым Солнцем. Но с этими гипотезами до сегодняшнего дня не все ясно, поскольку для них пока не находят достаточно подтверждений. Лишь очень малое количество метеоритов из земных коллекций не имеют признаков пребывания в недрах родительских тел.
С помощью гелиево-аргонового метода удалось определить время вторичного нагревания некоторых метеоритов до высоких температур (если это было). Метод основан на измерении количеств He и Ar, оставшихся в веществе после распада соответственно тория и радиоактивного K40. Если при низких температурах эти газы удерживаются веществом, то при высоких начинают из него просачиваться или диффундировать. Причем диффузия гелия начинается при температуре выше 200° C, а аргона — при нагревании вещества выше 300° C. Нагрев до указанных температур и выше родительские тела метеоритов или сами метеороидные тела могли испытать, не только при упоминавшемся радиоактивном разогреве недр, но и при сильных столкновениях с другими объектами или при их сближении с Солнцем. Такое время или возраст для некоторых энстатитовых хондритов получается около 600 млн. лет, что согласуется и с длительным периодом их остывания от высоких температур.
Можно также оценить и время самостоятельного существования метеороида, в который входил тот или иной метеорит, то есть длительность интервала времени от дробления его родительского тела до падения метеорита на земную поверхность. Это их так называемый космический возраст, который можно определить по плотности треков, оставленных в веществе метеорита космическими частицами. Космические частицы (солнечного и галактического происхождения) не могут проникать глубоко в вещество и задерживаются в слое толщиной около 1 м. Если от какого-либо астероида тела откалывается обломок и продолжает свое независимое движение в космическом пространстве, то космический возраст этого обломка будет определяться возрастом его наиболее «свежей» грани или стороны. После выполнения ряда измерений оказалось, что космические возрасты получаются различными для метеоритов разных классов. В частности, для энстатитовых хондритов удалось измерить два достаточно молодых возраста — 7 и 20 млн. лет. В то же время, железоникелевые по «космическим» часам намного старше — им около 700 млн. лет. Если же говорить об абсолютном возрасте метеоритов, то он определяется рубидиево-стронциевым методом (при распаде долгоживущего радиоактивного изотопа Rb87 образуется стабильный изотоп Sr87; измерение содержания в веществе Sr87 по отношению к стабильному изотопу Sr86 позволяет найти возраст метеорита). Он оказывается в пределах 4,5-4,7 млрд. лет, как и у земных пород.
§7. Структура метеоритного вещества и ее связь с происхождением метеоритов
Есть еще один важный аргумент, подтверждающий астероидное происхождение большинства метеоритов. Исследование состава и структуры метеоритов показывает, что их вещество во многих случаях представляет собой сложный конгломерат материалов, которые могли возникнуть в разных, иногда даже несовместимых условиях. Часто примитивные по составу углистые хондриты содержат включения материалов, свойственных обыкновенным, энстатитовым или даже железным метеоритам и наоборот. Удивительным образцом подобного вещества является метеорит Кайдун, упавший 3 декабря 1980 г. на территорию советской военной базы в Йемене (его масса составила около 850 г.). В этом метеорите были обнаружены частицы трех типов углистых хондритов, обыкновенного хондрита, двух энстатитовых хондритов, а также водно-измененные частицы металлического железа. Кайдун, вероятно, представляет собой фрагмент тела, имевшего сложную и длительную историю. Такую структуру метеоритов было трудно объяснить вплоть до 60-х гг. Но подробное изучение доставленных на Землю образцов лунного грунта показало, что они представляют собой смеси частиц из разных мест лунной поверхности. Высокая кратерированность лунной поверхности показывает, что лунный грунт образовался при многократном перемешивании вещества под ударами падавших на Луну небесных тел. То же самое должно происходить и с веществом на поверхности астероидов. Космические снимки 951 Гаспры, 243 Иды, 253 Матильды и других астероидов (см. раздел «Астероиды») подтверждают, что их поверхности также покрыты большим количеством кратеров, а формы тел неправильные. Очевидно, что это результат частых соударений астероидов между собой и с более мелкими объектами. По этой причине поверхность астероидов, как и лунная, оказывается покрыта слоем раздробленного вещества — реголитом. В настоящую эпоху средняя относительная скорость астероидов в главном поясе, определяемая по дисперсии их орбит, составляет около 5 км/с. При такой скорости каждый грамм астероидного вещества несет кинетическую энергию около 1,3х1011 эрг. В момент столкновения большая часть кинетической энергии переходит в тепловую, что приводит к взрыву, плавлению и испарению значительной части вещества соударяющихся тел. При такой скорости давление в эпицентре взрыва достигает 1,5 Мбар или около 1,5 млн. атмосфер. Остальная часть кинетической энергии переходит в механическую энергию ударных волн и идет на дробление, разбрасывание или, наоборот, уплотнение (в зависимости от направления и расстояния от эпицентра взрыва) окружающего вещества астероида. Как упоминалось в разделе «Астероиды», в истории Солнечной системы был период, когда сравнительно медленное (со скоростями менее 1 км/с) движение астероидных тел в главном поясе подверглось большим возмущениям, а сами эти тела, имеющие разный состав на разных гелиоцентрических расстояниях, были сильно «перемешаны». Это был период ускоренного роста зародыша Юпитера, когда он интенсивно выбрасывал из своей зоны оставшиеся планетезимали, в том числе в пояс астероидов. Таким образом на соседних или пересекающихся орбитах могли оказаться астероиды разных типов, имеющие существенно разный состав вещества. В процессе их столкновений и дроблений в поверхностных слоях многих астероидов накапливались материалы, возникшие в разных физико-химических условиях. Родительское тело метеорита Кайдун, например, могло двигаться по сильно вытянутой орбите, сталкиваясь на своем пути с телами разного состава и как бы «собирая» образцы их вещества. Можно предполагать, что таким родительским телом мог быть не только астероид с аномальной орбитой, но и ядро кометы, исчерпавшее запас летучих соединений.
Расчеты показывают, что при образовании крупного кратера на астероиде, например, с поперечником около 200 км примерно 85% выброшенных взрывом с его поверхности обломков не в состоянии преодолеть притяжение астероида, то есть их скорости не превышают скорость убегания, которая в данном случае оказывается равной 50 м/с. Другими словами, возникновение ударного кратера на астероиде сопровождается образованием кратковременной «атмосферы» из камней и пыли, которая через некоторое время оседает и покрывает всю его поверхность. Толщина этого слоя зависит от силы удара и, соответственно, объема выброшенного вещества. Трещины, возникающие при все новых падениях тел на астероид, могут его постепенно фрагментировать (если он достаточно крупный) и последующие падения тел уже будут происходить в раздробленный материал. Чем сильнее астероид раздроблен и разрыхлен, тем быстрее в нем затухают ударные волны. При этом энергия падающего тела поглощается в меньшем объеме, сопровождаясь более мощными эффектами. Скорее всего при таком ударном «уплотнении» разнородного вещества на поверхностях астероидов в течение десятков и сотен миллионов лет формировались некоторые образцы, упавшие в виде метеоритов на Землю.
§8. Обломки других планет?
В последнее время выяснилось, что при падении крупных метеороидов на Землю, Луну и другие планеты вследствие передачи части кинетической энергии сталкивающихся тел их обломкам, скорости последних могут превышать скорости убегания для этих планет. Например, для того, чтобы преодолеть поле тяготения Земли, необходима скорость более 11 км/с, для Марса эта скорость равна 5 км/с, а для Луны — 2,4 км/с. Таким путем осколки планет могут попадать в космическое пространство, некоторое время там блуждать, а затем в результате захвата гравитационным полем какой-то из планет, выпадать на нее в виде метеоритов. Таким образом соседние планеты земной группы могут «обмениваться» своим веществом. Это подтверждает ряд фактов.
а) Лунные и марсианские метеориты
При сравнении доставленных на Землю лунных образцов с группой похожих на них метеоритов оказалось, что это практически одно и то же вещество. Кроме того, в земных метеоритных коллекциях давно были известны метеориты, которые резко отличались по характеристикам от других, но были в основном похожи между собой. Их условно назвали SNC (по первым буквам имен их типичных представителей — Shergotty, Nakhla и Chassigny, которые происходят от названий тех населенных пунктов, где их нашли). Сейчас имеется 12 таких метеоритов и считается, что они попали на Землю с Марса. Оказалось, что химический состав газа и его изотопные отношения в одном из метеоритов этой группы, EETA 79001, совпали с такими же данными для атмосферы Марса, которые были получены аппаратами «Викинг», работавшими на марсианской поверхности в 1976-1978 гг.
б) Окаменелости древней марсианской жизни?
Один марсианский метеорит, ALH 84001 (который нашли в Антарктиде в районе Алан Хилс; его вес составил 1,9 кг), отнесенный также к группе SNC, вызвал настоящую сенсацию. В процессе изучения вещества ALH 84001 ученые расшифровали интересную историю. Этот метеорит возник из жидкой магмы 4,5 млрд. лет назад, когда Марс только формировался. После чего, 3,9 млрд. лет назад, его вещество подверглось сильному удару, оставившему многочисленные трещины. Еще более мощный удар 16 млн. лет назад выбросил этот метеорит с поверхности Марса в космос, где он находился до встречи с Землей. И, наконец, 13 тыс. лет назад он упал на льды Антарктиды, где пролежал до наших дней. После 1,5-летних тщательных исследований этого метеорита группа американских ученых в августе 1996 г. выступила с заявлением, что в нем возможно присутствие древних окаменелостей биологического, но не земного происхождения. Этот вывод был сделан не в утвердительной форме, а скорее это было указание на имеющуюся возможность. Вблизи поверхности метеорита обнаружено множество овальных, а иногда удлиненных червеобразных образований, похожих на окаменелые колонии древнейших земных бактерий (см. Рис. 4). Но их размеры, составляющие 10-100 нм, в среднем в 10 раз меньше длины света видимого диапазона, и в 100-1000 раз меньше типичных земных бактерий. Их удалось увидеть только благодаря электронному микроскопу. В бактериях таких размеров из-за дифракции света невозможен фотосинтез и должен быть другой источник энергии. Кроме того, в их малом объеме невозможно размещение аппарата наследственности (ДНК/РНК) и других клеточных механизмов. В них не были обнаружены и следы клеточных мембран, удерживающих протоплазму. Также неясно, почему эти микроокаменелости оказались в изверженной породе (которая была разогрета до плавления), а не в осадочной. Есть и другие аргументы в пользу биологической природы окаменелостей метеорита ALH 84001. Вблизи них обнаружены заметные количества полициклических ароматических углеводородов — органических соединений, которые обычно образуются после разложения погибших микроорганизмов. Там имеются также отложения карбонатов, окислов, сульфидов и сульфатов железа, которые сопутствуют земным биологическим окаменелостям. По одним оценкам возраст карбонатных соединений в ALH 84001 оказывается около 3,6 млрд., что соответствует периоду, когда климат Марса был благоприятен для возникновения жизни. Но по другим возраст тех же отложений составляет всего 1,39 млрд. лет, когда на Марсе уже установился значительно более холодный климат. Чрезвычайный интерес представляет изотопный состав карбонатов метеорита. Земные бактерии обладают способностью в процессе жизнедеятельности «сортировать» изотопы используемых химических элементов. В результате этого в следах бактерий изотопа C13 оказывается меньше, чем в природных материалах. Как раз это и обнаружено в ALH 84001 и, вероятно, является наиболее убедительным доводом в пользу биологического происхождения его окаменелостей. Эти экстраординарные результаты заставили ученых по-новому взглянуть на идею о панспермии (о распространении во Вселенной микроскопических зародышей жизни), которая ранее подвергалась многими уничтожающей критике.
§9. Случаи падения метеоритов на территории России
Во всем мире сохранились описания многих случаев падений метеоритов. На территории России самая древняя запись о падении метеорита сделана в Лаврентьевской летописи в 1091 г., но она не очень подробна. В XX веке в России произошел целый ряд крупных метеоритных событий. К ним относят, в первую очередь (не только в хронологическом порядке, но и по масштабам явления), падение Тунгусского метеорита 30 июня 1908 г. в районе реки Подкаменная Тунгусска. Столкновение этого этого тела с Землей привело к сильнейшему взрыву в атмосфере на высоте около 8 км. По современным расчетам энергия этого взрыва была эквивалентна энергии 1000 атомных бомб, подобным сброшенной американцами на японский город Хиросиму в 1945 г. Возникшая при этом взрывная волна несколько раз обошла земной шар, а в ближайшей области земной поверхности она повалила деревья в радиусе до 40 км от эпицентра взрыва и привела к гибели большого количества оленей. К счастью, это грандиозное явление произошло в безлюдном районе Сибири и почти никто из людей не пострадал. Только один эвенк, подброшенный ударной волной, при падении сломал руку. К сожалению, по причине войн и революций в России, последовавших за этим, исследование района падения Тунгусского тела началось только через 20 лет. К большому удивлению ученых, им не удалось обнаружить в эпицентре этого явления никаких, даже самых незначительных, обломков упавшего тела. И сейчас, после многократных и тщательных исследований Тунгусского события большинство ученых склоняется к мнению, что оно было связано с падением на Землю ядра небольшой кометы.
Дождь каменных метеоритов выпал 6 декабря 1922 г. вблизи села Царев Волгоградской области. Но его следы были обнаружены только летом 1979 г. Было собрано 80 осколков общим весом 1,6 тонны на площади около 15 кв. км. А вес самого большого упавшего фрагмента составил 284 кг. Это самый большой по массе каменный метеорит, найденный в России, и третий в мире.
К числу самых крупных, наблюдавшихся при падении метеоритов, относится Сихоте-Алиньский. Он упал 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке в окрестностях хребта Сихоте-Алинь. Вызванный им ослепительный болид наблюдали в дневное время (около 11 часов утра) в Хабаровске и многих других местах в радиусе 400 км. После исчезновения болида раздавались грохот и гул, происходили сотрясения воздуха, а оставшийся пылевой след медленно рассеивался около двух часов. Место падения метеорита было быстро обнаружено по сведениям о наблюдениях болида из разных пунктов. Туда немедленно выехала экспедиция Академии наук СССР, которую возглавили академик В.Г. Фесенков и Е.Л. Кринов — известные исследователи метеоритов и малых тел Солнечной системы. Следы падения метеорита были хорошо видны на фоне снежного покрова и представляли собой 24 кратера с размерами от 9 до 27 м и огромное количество воронок. Оказалось, что метеорит еще в воздухе распался и выпал в виде «железного дождя» на площади около 3 кв. км. Все найденные 3500 обломков состояли из железа с небольшими включениями силикатов. Самый крупный фрагмент метеорита имел массу 1745 кг, а общая масса всего найденного вещества составила 27 т. Ученые рассчитали, что начальная масса метеороида была близка к 70 тоннам, а его размер — около 2,5 м. По счастливой случайности этот метеорит также упал в ненаселенном районе и никто не пострадал.
И наконец, о самых последних метеоритных событиях. Одно из них также произошло на территории России, точнее, в Башкирии, у города Стерлитамак. Очень яркий болид наблюдался 17 мая 1990 г. в 23 часа 20 минут. Его очевидцы сообщили, что на несколько секунд стало светло, как днем, раздались гром, треск и шум, от которых зазвенели стекла в окнах домов. Сразу после этого на загородном поле обнаружили кратер диаметром 10 м и глубиной 5 м, но нашли только два относительно небольших фрагмента железного метеорита (весом 6 и 3 кг) и много мелких. И только год спустя дети обнаружили поблизости основную часть метеорита весом 315 кг. И совсем недавно, 20 июня 1998 г., в Туркмении, вблизи города Куня-Ургенч, в дневное время при ясной погоде упал каменный метеорит. Перед его падением на земную поверхность в атмосфере наблюдался очень яркий болид. Причем на высоте 10-15 км произошла вспышка, превышающая или сравнимая по яркости с Солнцем, раздался звук взрыва, грохот и треск, которые были слышны на расстояние до 100 км. Основная часть метеороида с весом 820 кг упала на хлопковое поле, образовав воронку диаметром 5 м и глубиной 3,5 м.
Заключение
Среди ученых до сих пор продолжаются дискуссии о соответствии метеоритов разных классов тем или иным типам астероидов. В частности о том, почему оптические характеристики наиболее многочисленных астероидов S-типа не совпадают с теми же характеристиками наиболее часто падающих на Землю хондритов, и о других проблемах взаимосвязи метеоритов и астероидов. Но самое главное, до сих пор уверенно не решена небесно-механическая проблема транспортировки вещества из пояса астероидов к земной орбите. Большинство ученых сейчас все же склонны считать, что наиболее вероятными источниками падающих на земную поверхность метеоритов являются астероиды, сближающиеся с Землей (это т.н. Атонцы, Аполлонцы и Амурцы ). Однако все они достаточно мелкие — не более нескольких десятков километров. Самые большие среди них 1036 Ганимед и 433 Эрос, средние диаметры которых составляют 38,5 и 22 км соответственно. И все же популяция сближающихся с Землей астероидов еще изучена недостаточно для того, чтобы можно было уверенно ее считать основным источником метеоритного вещества.
Куда бы ни вывели нас тернистые пути познания в будущем, но уже сейчас очевидно, что метеориты — это один из важнейших источников информации о прошлом, настоящем и будущем нашей планетной системы, а быть может, и других миров.
Список литературы
1. Рожанский И.Д. Анаксагор. М: Наука, 1972
2. Гетман В.С. Внуки Солнца. М: Наука, 1989.
3. Флейшер М. Словарь минеральных видов. М: «Мир», 1990, 204 с.
4. Симоненко А.Н. Метеориты — осколки астероидов. М: Наука, 1979.
5. Интернет-ресурс astronews.prao.ru/ — энциклопедия, данные об открытиях, исследованиях.
6. В качестве ознакомления интернет-карта падений метеоритов maps.google.com/?q=http://googis.info/load/0-0-0-658-20
Приложение 1. Отдельные метеориты
Омолон — железокаменный метеорит весом 250000 грамм. Метеорит упал 16 мая 1981 года в 5 час. 10 мин. по местному времени в Магаданской области в бассейне реки Омолон. Был найден оленеводом Иваном Тынавьи.
Abee — энстатитовый метеорит весом 107000 граммов. Упал 10 июня 1952 года в Канаде.
Agen — метеорит-хондрит весом 30000 граммов.
Alfianello — метеорит-хондрит весом 228000 граммов.
Allende — крупнейший углистый метеорит, найденный на Земле. Химический состав: 23,6 % железо, 15,9 % кремний, 14,9 % магний, кальций 1,9 %, 1,7 % алюминий, 1,2 % никель, 0,5 % углерод, 0,35 % хром, 0,15 % марганец, фосфор 0,11 %; 900 частей на миллион титан, следы ванадия. Упал в Чиуауа, Мексика, в 1:05 ночи 8 февраля 1969 года. При падении разбился на множество осколков, которые выпали на территории 50 × 10 км. Общая масса около 5 тонн, 3 тонны были собраны и находятся в различных музеях и институтах мира. В институте Вернадского РАН хранятся осколки общим весом 11 740 граммов.
Anthony — метеорит-хондрит весом 20000 грамм.
Armel — каменный метеорит, обычный хондрит весом 9200 грамм. Обнаружен единым куском во время вспашки в округе Юма (Колорадо, США). Название является официальным. Впервые опубликован в Метеоритном бюллетене № 49 (Москва) в 1970.
Ashmore — метеорит-хондрит весом 55400 граммов. Обнаружен 15 февраля 1969 года в районе Ashmore, Техас.
Bansur — метеорит-хондрит весом 42100 граммов.
Barratta — первый найденный в Австралии метеорит-хондрит. Вес — 203000 граммов. Согласно одной из версий, метеорит был найден в 1859 году австралийским скотоводом, согласно другой — прохожим в 1845 году недалеко от станции Барратта. Тем не менее считается, что «Barratta» является первым метеоритом, обнаруженным европейцами в Австралии. Диаметр крупнейшего куска метеорита составлял 76 см, толщина 30 см и вес — около 100—150 кг. Общественности он был представлен в апреле 1871 года правительственным астрономом Расселом, который подтвердил его внеземное происхождение. Впоследствии один из кусков метериота был передан в Сиднейскую обсерваторию, а оттуда был перемещён в Австралийский музей. Первое научное описание «Barratta» было сделано в 1845 году. Всего имеется пять кусков метеорита (66 кг, 14 кг, 22 кг, 22 кг, 80 кг), которые были найдены между 1845 и 1889 годами. Первые три куска хранятся в Австралийском музее, остальные два — в одном из музеев Чикаго (США), хотя небольшие кусочки метеорита были распространены и по другим музеям мира.
Bath — метеорит-хондрит весом 21000 граммов.
Beaver — метеорит-хондрит весом 25 628 граммов. Найден в США в штате Оклахома в округе Бивер. В честь округа, в котором найден, и получил своё имя. Известен также под названием «Тюремный метеорит, отслуживший 40 лет в тюрьме». Такое название он получил, потому что прослужил почти 40 лет в качестве упора для двери в тюрьме округа, пока в 1981 году его не обнаружил Джим Весткот. Ему удалось «купить» метеорит за подходящую замену, что оказалось не так уж просто, поскольку в близлежащей местности не было камней. В конце концов ему удалось выменять метеорит за застывший кусок цемента.
Bencubbin — железокаменный метеорит весом 118300 граммов.
Bjurbole — метеорит-хондрит весом 330000 граммов
Bledsoe — метеорит-хондрит весом 30500 граммов.
Bondoc — железокаменный метеорит весом 888000 граммов.
Boxhole — железный метеорит весом 82000 граммов.
Breitscheid — метеорит-хондрит весом 39000 граммов.
Buenaventura — железный метеорит весом 113600 граммов.
Calliham — метеорит-хондрит весом 40000 граммов.
Chico — метеорит-хондрит весом 103600 граммов.
Hoba — крупнейший из найденных метеоритов. Также является самым большим на Земле куском железа природного происхождения. Этот железистый метеорит весом в 60 тонн и объёмом в 9 м³ был найден в Намибии в 1920 возле Хрутфонтейна. Название свое получил от Hoba West Farm, где, собственно, его и обнаружил владелец фермы. По его словам, он наткнулся на метеорит, когда вспахивал одно из своих полей. В 1920 году масса метеорита составляла 66 тонн, но эрозия, научные исследования и вандализм сделали свое дело — метеорит «похудел» до 60-ти тонн. Это побудило правительство Намибии в марте 1955 объявить метеорит национальным памятником, чтобы оградить от посягательств вандалов. В 1985 году Rossing Uranium Ltd. передала правительству Намибии средства для усиления мер по охране метеорита от вандалов. В 1987 владелец фермы Hoba West пожертвовал метеорит и землю, на которой он находится, государству. После этого правительство в этом месте открыло туристический центр. Каждый год на метеорит приезжают посмотреть тысячи туристов. Акты вандализма сошли на нет.
Приложение 2. Как узнать метеорит?
За год на поверхность Земли падает не менее тысячи метеоритов, но в руки учёных попадают немногие. Практически все они найдены случайно. Известно три основных класса метеоритов. Железные представляют собой монолитные куски железоникелевого сплава. Железокаменные напоминают металлическую губку, заполненную силикатным веществом. На Земле такие горные породы не встречаются. Каменные метеориты узнать труднее. Надёжно это сделать могут только специалисты. Однако простейшие признаки метеоритов указать можно.
1. Большая плотность: метеориты тяжелее, чем, например, гранит или осадочные породы
2. На поверхности метеоритов часто видны регмаглипты — сглаженные углубления, напоминающие вмятины пальцев на глине.
3. Иногда ориентированная форма: метеорит похож на затупленную головку снаряда.
4. На свежих экземплярах видна темная, тонкая (толщиной около 1 мм) кора плавления.
5. Излом чаще всего серого цвета, на котором иногда заметны маленькие (размером около 1 мм) шарики — хондры.
6. У большинства на пришлифованном разрезе видны вкрапления металлического железа.
7. Заметна намагниченность: стрелка компаса заметно отклоняется.
8. С течением времени окисляются на воздухе, приобретая бурый, ржавый цвет.
9. У железных метеоритов на полированном и протравленном кислотой разрезе часто проявляются видманштеттеновы фигуры — крупные кристаллы металла.
Полезно знать также, чего у метеоритов не бывает.
1. Метеориты никогда не проплавляются насквозь подобно шлаку и не имеют внутри пузырьков, пусто каверн.
2. Отсутствует слоистость, нередко наблюдающаяся у сланце песчаников, яшмовидных пород.
3. Hет карбонатных пород вроде мела, известняка, доломита.
4. Не встречаются окаменелости: раковины, отпечатки ископаемой фауны и т. п.
5. У метеоритов не бывает крупной кристаллической структуры, подобной граниту
6. Падают метеориты не горячими и не могут вызвать ожогов, загораний.
7. Падение происходит почти вертикально, так что в форточку метеориты влететь не могут.
8. Если вы видели болид, значит, метеорит выпал далеко от вас, за много километров. Так что по соседству eго искать не стоит.
Метеориты представляют собой очень большую научную ценность, так как являются внеземным веществом. В случае находки их нужно обязательно сохранить и передать в научные учреждения. Академии наук России премирует лиц, передавших ей метеориты. Если возникает необходимость проверить метеоритное происхождение какого-либо образца, то следует отколоть или отпилить кусочек 50-100 г и отправить его по адресу: 117313, Москва, улица Марии Ульяновой, 3, Комитет по метеоритам АН РФ.
www.ronl.ru
Министерство высшего образования
Южно-Уральский Государственный Университет
Кафедра «Физическая химия»
Метеориты и их происхождение
Выполнил студент гр. ЭиУ-265
Кучкин М.Ю.
Проверил доцент каф «ФизХим»
Тепляков Ю.Н.
Челябинск, 2009
ОГЛАВЛЕНИЕ
| Введение | 3 |
| §1. Физические явления, вызываемые метеороидными телами в земной атмосфере | 5 |
| §2. О метеоритных кратерах и о других последствиях падений метеоритов | 7 |
| §3. О составе метеоритного вещества, падающего на земную поверхность | 8 |
| §4. Хондриты | 9 |
| §5. Дифференцированные метеориты | 13 |
| §6. О некоторых важнейших физико-химических методах исследований метеоритов и их результатах | 16 |
| §7. Структура метеоритного вещества и ее связь с происхождением метеоритов | 19 |
| §8. Обломки других планет? | 21 |
| §9. Случаи падения метеоритов на территории России | 23 |
| Заключение | 25 |
| Список литературы | 26 |
| Приложение 1. Отдельные метеориты | 27 |
| Приложение 2. Как узнать метеорит | 30 |
Введение
Наша планета с момента своего образования и до наших дней, в течение уже около 5 млрд. лет, при движении вокруг Солнца испытывает столкновения с разными космическими телами. Тела, размеры которых заключены в пределах от 10-8 см (атом или молекула) и примерно до нескольких сотен метров, принято называть метеороидами. Когда они влетают в земную атмосферу, то из-за трения нагреваются до белого каления и плавления, оставляя за собой светящиеся следы. Согласно научной терминологии эти явления называют метеорами или болидами (в зависимости от масштаба явления), а в народе их часто называют «падающими звездами». Иногда можно наблюдать метеорный дождь — захватывающее зрелище массового или даже одновременного входа в атмосферу метеороидов, движущихся по параллельным траекториям. Если видимые пути метеоров метеорного дождя продолжить назад, то они пересекутся вблизи одной точки неба, называемой радиантом метеорного потока. В отличие от метеорного дождя, метеорным потоком называют массовое появление метеоров примерно в одной и той же области неба в течение некоторого промежутка времени (например, в течение нескольких ночей). Многие метеорные потоки можно наблюдать периодически, в одни и те же месяцы в течение года, на фоне одного и того же созвездия. На этом основании метеорным потокам присваивают названия, образованные от латинских имен тех созвездий, в которых лежат их радианты. Весьма известны такие «звездопады», как Персеиды (в августе), Леониды (в ноябре) и некоторые другие. Например, поток Леонид, наблюдающийся в районе созвездия Льва, известен с 902 г. В разделе «Кометы» говорилось о том, что абсолютное большинство метеорных потоков образовалось в результате распада ядер комет, растерявших самые летучие соединения при неоднократных сближениях с Солнцем. Поэтому в названиях некоторых метеорных потоков используют имена тех комет, с которыми, как было установлено, они связаны (Биэлиды, Джакобиниды и т. п.).
Как справедливо писал в 1819 г. известный химик Петербургской Академии Иван Мухин, «начало преданий о низпадающих из воздуха камнях и железных глыбах теряется в глубочайшем мраке веков протекших». Например, до наших дней сохранились сведения, что Анаксагор и другие древнегреческие мыслители считали метеориты обломками небесной тверди. Это в принципе правильное представление продержалось только до тех пор, пока люди еще верили в существование небесной тверди. В дальнейшем на достаточно длинное время его сменили совершенно другие идеи, которые объясняли происхождение метеоритов любыми причинами, но только не небесными. Но метеориты были известны и за многие сотни и тысячи лет до этого. Известен целый ряд находок орудий первобытных людей, сделанных из метеоритного железа. При случайных находках метеоритного вещества люди едва ли догадывались о его особом происхождении. Исключение лишь составляли находки «небесных камней» сразу после неожиданных и грандиозных зрелищ их падения. Тогда метеориты становились предметами культового или религиозного поклонения. О них слагали легенды, их описывали в летописях, боялись и даже приковывали цепями, чтобы они снова не улетели на небо. проникают в земную атмосферу.
Основы научной меоритики были заложены Эрнстом Хладни, уже достаточно известным к тому времени немецким физиком-акустиком. По совету своего друга, тоже физика Г.Х. Лихтенберга, он занялся сбором и изучением подробных описаний болидов и сравнением этой информации с той, что была известна о найденных камнях. На основе этого исследования Хладни в 1794 г. издал книгу под названием «О происхождении найденной Палласом и других подобных ей железных масс и о некоторых связанных с этим явлениях природы». В этой книге, в частности, обсуждался факт находки в 1772 г. академиком Петербургской академии наук Петром Палласом во время его экспедиции в Сибирь загадочной массы «самородного железа». Масса была обнаружена еще в 1749 г. местным кузнецом Яковом Медведевым и весила более 600 кг. Ее анализ показал, что она состоит из смеси железа с каменистыми включениями и представляет собой редкий тип метеоритов. По имени Палласа метеориты этого типа были названы палласитами. В этой книге и других публикациях Хладни убедительно показал, что Палласово железо и многие другие камни, «упавшие с неба», имеют космическое происхождение.
§1. Физические явления, вызываемые метеороидными телами в земной атмосфере
При входе метеороидного тела в земную атмосферу происходит много интересных явлений, о которых мы только упомянем. Скорость любого космического тела всегда превышает 11,2 км/с и может достигать в земных окрестностях 40 км/с при ее произвольном направлении. Линейная скорость движения Земли при движении вокруг Солнца в среднем составляет 30 км/с, поэтому максимальная скорость столкновения метеороида с земной атмосферой может достигать примерно 70 км/с (на встречных траекториях). Вначале тело вступает во взаимодействие с очень разреженной верхней атмосферой, где расстояния между молекулами газа больше его диаметра. Очевидно, взаимодействия с молекулами верхней атмосферы практически не влияют на скорость и состояние достаточно массивного тела. Но если масса тела мала (сравнима с массой молекулы или на 2-3 порядка ее превышает), то оно может полностью затормозиться уже в верхних слоях атмосферы и будет медленно оседать к земной поверхности под действием силы тяжести. Оказывается, что таким путем, то есть в виде пыли, на Землю выпадает львиная часть твердого космического вещества. Уже подсчитано, что ежедневно на Землю поступает от 100 до 1000 т внеземного вещества, но только 1% от этого количества представлено большими обломками, имеющими возможность долететь до ее поверхности. На движущееся достаточно большое тело действуют три основные силы: торможения, гравитации и выталкивания (Архимедова сила), которые и определяют его траекторию движения. Эффективное торможение наиболее крупных объектов начинается только в плотных слоях атмосферы, на высотах менее 100 км. Движение метеороида, как и любого твердого тела в газовой среде с высокой скоростью, характеризуется числом Маха — отношением скорости тела к скорости звука. Это число на разных высотах полета метеороида бывает разным, но часто превышающим 50. Перед метеороидом образуется ударная волна в виде сильно сжатых и разогретых атмосферных газов. Поверхность самого тела в результате взаимодействия с ними нагревается до плавления и испарения. Набегающие газовые струи разбрызгивают и уносят расплавленный (а иногда и твердый раздробленный) материал с его поверхности. Этот процесс называется абляцией. Раскаленные газы за фронтом ударной волны, а также капельки и частички вещества, уносимые с поверхности тела, светятся и создают явление метеора или болида. При достаточно большой массе тела возникновение болида сопровождается иногда не только ярким свечением, но и разными звуковыми эффектами (громкий хлопок, как при переходе самолетом сверхзвукового барьера, раскаты грома, шипение и т. п.). Если масса тела не слишком мала и не очень велика, а его скорость находится в диапазоне от 11 км/с до 22 км/с (это возможно на «догоняющих» Землю траекториях), то оно успевает затормозиться в атмосфере еще не сгорев. После чего метеороид движется с такой скоростью, при которой абляция уже не эффективна, и может в неизменном виде долететь до земной поверхности. Если масса тела не очень велика, то продолжается дальнейшее уменьшение его скорости до тех пор, пока сила сопротивления воздуха не сравняется с силой тяжести, и начинается его почти вертикальное падение со скоростью 50-150 м/с. С такими скоростями на Землю упало большинство метеоритов. При большой массе метеороид не успевает ни сгореть, ни сильно затормозиться и сталкивается с поверхностью с космической скоростью. В этом случае происходит взрыв, вызванный переходом большой кинетической энергии тела в тепловую, механическую и другие виды энергии, а на земной поверхности образуется взрывной кратер. В результате значительная часть метеорита и подверженной удару земной поверхности плавится и испаряется.
Достаточно часто наблюдается выпадение метеоритных дождей. Они образуются из фрагментов, разрушающихся при падении метеороидов. Наиболее наглядным примером является Сихоте-Алиньский метеоритный дождь. Как показывают расчеты, при снижении твердого тела в плотных слоях земной атмосферы на него действуют огромные аэродинамические нагрузки. Например, для тела, движущегося со скоростью 20 км/с разность давлений на его фронтальную и тыльную поверхности меняется от 100 атм. на высоте 30 км до 1000 атм. на высоте 15 км. Такие нагрузки способны разрушить абсолютное большинство падающих тел. Только наиболее прочные монолитные металлические или каменные метеориты способны их выдержать и долететь до земной поверхности. Сейчас созданы так называемые болидные сети — множество наблюдательных пунктов или обсерваторий, оборудованных специальной техникой, позволяющей осуществлять регистрацию падающих метеороидов и слежение за ними, изучать возникающие при этом явления и оперативно определять координаты возможных падений метеоритов. Они созданы в США, Канаде, Англии, Западной Европе и России и охватывают территории примерно по 106 кв. км.
§2. О метеоритных кратерах и о других последствиях падений метеоритов
Из приведенных описаний метеоритных событий видно, что падения на Землю наиболее крупных метеороидных тел создают опасность для людей и всего, что ими создано, а также земной флоры и фауны. Более того, катастрофические явления, подобные тем, что наблюдались при падении Тунгусского тела, могут создать угрозу всей человеческой цивилизации. Конечно, это может произойти при столкновении с достаточно большим телом, типа астероида или ядра кометы. Земная поверхность хранит многие следы столкновений с крупными космическими телами в виде кратеров больших размеров — так называемых «астроблем» (или «звездных ран»). На сегодняшний день их обнаружено более 230. Размеры самых крупных из них превышают 200 км. Один из наиболее хорошо сохранившихся кратеров (по причине его относительно «молодого» возраста) — это «Каньон дьявола», находящийся в штате Аризона в США. Его диаметр 1240 м, а глубина — 170 м. В 1906 г. геолог Д. Барринджер доказал, что этот кратер имеет ударное происхождение, а не какое-либо еще. При исследованиях кратера было обнаружено около 12 т метеоритного вещества и было установлено, что он возник при падении на Землю примерно 50 тыс. лет назад железо-никелевого метеорита с размером около 60 м, двигавшегося со скоростью 20 км/с.
На земной поверхности практически не осталось древних кратеров с размером менее 1 км по причине постоянной атмосферной и водной эрозии. Значительно больше кратеров по сравнению с земной поверхностью, мы можем наблюдать на Луне и других планетах и их спутниках с более разреженной атмосферой или лишенных ее вообще (Луне, Меркурии, Марсе и др.). Как показывают расчеты, в течение первых 100 млн. лет после своего образования Земля должна была «вычерпать» практически все твердое вещество, двигавшееся в ближайших окрестностях ее орбиты. Однако Земля и сейчас продолжает встречать на своем пути пыль, камни и даже глыбы километровых размеров. Откуда же они берутся? Ответим на этот вопрос чуть ниже, после изложения сведений о составе и структуре метеоритного вещества.
§3. О составе метеоритного вещества, падающего на земную поверхность
Во всем упавшем на землю метеоритном веществе примерно 92% составляют каменные метеориты, 6% — железные и 2% — железо-каменные. Атмосфера является первым «фильтром», через который проходит все падающее на Землю метеоритное вещество. Чем более оно тугоплавкое и прочное, тем больше у него «шансов» попасть на земную поверхность. Еще одним «фильтром» можно назвать селекцию метеоритов при их находках. Очевидно, что любой метеорит тем легче найти на земной поверхности, чем более необычен его внешний вид на фоне земной поверхности. Тридцать лет назад японские ученые неожиданно обнаружили, что наилучшим местом для поиска метеоритов является Антарктида, покрытая большой толщей полярных льдов. Прежде всего, метеориты легко обнаружить на фоне белого льда. И кроме того, метеориты, упавшие на этот континент многие сотни и даже тысячи лет назад, лучше сохраняются в антарктических льдах. В то же время метеориты, оказавшиеся в других местах земной поверхности, подвергаются действию атмосферного выветривания, водной эрозии и других разрушающих факторов и либо разлагаются, либо оказываются погребенными.
Основными компонентами метеоритного вещества являются железо-магнезиальные силикаты и никелистое железо. Иногда бывают обильны и сульфиды железа (троилит и др.). Распространенные минералы, входящие в силикаты метеоритного вещества, — это оливины (Fe, Mg)2SiO4 (от фаялита Fe2SiO4 до форстерита Mg2SiO4) и пироксены (Fe, Mg)SiO3 (от ферросилита FeSiO3 до энстатита MgSiO3) разного состава. Они присутствуют в силикатах либо в виде мелких кристаллов или в виде стекла, либо как смесь с разными пропорциями. На сегодняшний день в метеоритном веществе обнаружено около 300 разных минералов. И хотя их количество в процессе исследований новых метеоритов постепенно увеличивается, но все равно более чем на порядок уступает числу известных земных минералов.
§4. Хондриты
Наиболее многочисленные каменные метеориты делятся на две большие группы: хондриты и ахондриты. Хондриты получили свое название из-за наличия в них необычных включений сферической или эллиптической формы — хондр — на более темном фоне, который называется матрицей. Хондры можно видеть на поверхности разлома метеорита, но лучше всего они заметны на полированной поверхности его распила. Размеры хондр могут быть различны — от микроскопических до сантиметровых. Занимаемый ими объем иногда достигает 50% объема метеорита. И хондры и матрица практически не отличаются по составу и состоят в основном из мелкокристаллических железо-магнезиальных силикатов и стекол. Однако по структуре хондры все же состоят в основном из кристаллического вещества. На этом основании некоторыми учеными высказывается идея о кристаллизации хондр из расплава. Содержание никелистого железа в хондритах не превышает 30%, и присутствует оно в виде мелких частиц неправильной или сферической формы. В целом вещество хондритов сравнительно плотное (от 2 до 3,7 г/см3), хотя и хрупкое. Достаточно лишь небольшого усилия для того, чтобы раскрошить в руках хондритовый метеорит. Удивительно то, что хондры до сих пор обнаружены только в метеоритах. Их происхождение пока остается загадкой, поскольку неизвестны механизмы их возникновения. Другой важной особенностью хондритов является их предельно простой элементный состав. Если не учитывать самые летучие элементы (H, He, O и некоторые другие), то получается, что состав хондритов очень близок к элементному составу Солнца. Причем такая близость прослеживается не только по основным элементам, но и по примесным, также являющимися важными геохимическими индикаторами. Примесные элементы делятся на три группы: литофильные (Se, Sr, Rb, Ba, Ce, Cs, Th, U и др.), халькофильные (Cu, Zn, Sn, Pb, Ag, Hg, Cd, In и др.) и сидерофильные (Ga, Ge, Ru, Pt, Pd, Os, Ir, Rh и др.), которые обнаруживают сродство с минералами, богатыми кислородом, серой и железом соответственно. В частности, горные породы Земли, прошедшие магматическую дифференциацию, содержат в основном литофильные примесные элементы. Халькофильные элементы встречаются на земной поверхности только в ограниченных областях рудных месторождений, а сидерофильные практически отсутствуют. Оказалось, что в хондритовых метеоритах примесные элементы разных групп присутствуют в тех же пропорциях (с незначительными вариациями), что и на Солнце. Это означает, что хондриты образовались из вещества солнечного состава и не проходили дифференциацию. В то же время, очевидно, что они эпизодически подвергались нагреванию, хотя и не очень сильному, поэтому в них произошли некоторые структурные и минералогические изменения, называемые тепловым метаморфизмом.
Хондриты четко делятся на три больших класса по форме содержания железа, точнее по степени его окисленности. Хондритам этих классов дали следующие названия и обозначения: энстатитовые (Е), обыкновенные (О) и углистые (С). В том же порядке в них увеличивается содержание окисленного (двух- и трехвалентного) железа. Все хондриты были еще поделены на шесть петрологических типов, в которых постепенно усиливаются структурные и минералогические проявления теплового метаморфизма (от 1 до 6 типа). В наиболее распостраненнй классификации большинство хондритов относят (по составу преобладающих силикатных минералов) к двум большим группам — L и H.
а) Углистые хондриты
Углистые хондриты (обозначаемые буквой «C» — от английского слова carbonaceous — углистый) — самые темные, чем и оправдывают свое название. Они содержат много железа, но почти все оно находится в связанном состоянии в силикатах. Темную окраску углистым хондритам придают в основном минерал магнетит (Fe3O4), а также небольшие количества графита, сажи и органических соединений. Эти метеориты содержат также значительную долю водосодержащих минералов или гидросиликатов (серпентин, хлорит, монтмориллонит и ряд других). C-хондриты представляют собой неметаморфизованное или слабо метаморфизованное вещество. В настоящее время углистые хондриты делятся на четыре группы (CI, CM, CO и CV) на основании постепенного изменения их свойств (эта классификация была предложена Дж. Вассоном в 70-х годах). В каждой из этих групп есть метеориты — наиболее типичные представители, свойства которых принимаются в качестве эталонных. При обозначении этих групп к латинской букве «C» добавляется еще индекс, соответствующий первой букве названия метеорита — типичного представителя данной группы. (Следует заметить, что каждому найденному метеориту обычно присваивают имя в соответствии с названием той географической местности, где он был найден). В упомянутых группах углистых хондритов CI, CM, CO, CV типичными представителями являются соответственно метеориты Ivuna, Мигеи (метеорит, найденный на Украине, в Николаевской области), Ornans и Vigarano. Несколько раньше (в 1956 г.) Г. Вииком было предложено деление углистых хондритов на три группы (CI, CII и CIII), упоминания о которых можно иногда встретить в литературе. Используемые нами (вслед за Вассоном) группы CI и CM полностью соответствуют группам CI и CII классификации Виика, а группы CO и CV можно рассматривать как составляющие группы CIII. В CI-хондритах гидратированные силикаты занимают преобладающую часть объема. Их рентгеновские исследования показали, что преобладающим силикатом является септехлорит (общая формула септехлоритов Y6(Z4O10)(OH)8, где Y = Fe2+, Mg; Z = Si, Al, Fe3+). Причем, все гидросиликаты находятся в аморфной форме, то есть в форме стекла. Дегидратированных силикатов (пироксенов, оливинов и др, которые появляются при температурах более 100° C) здесь вообще нет. CI-метеориты представляют собой исключение среди хондритов, поскольку их вещество вообще не содержит хондр, а состоит как бы из одной матрицы. Это подтверждает идею о кристаллизации хондр из расплавленного вещества, поскольку исследования показывают, что вещество CI-хондритов не подвергалось плавлению. Оно считается наиболее неизмененным, по сути первичным веществом Солнечной системы, сохранившимся с момента конденсации протопланетного облака. Именно этим объясняется высокий интерес ученых к CI-метеоритам. В CM-хондритах содержится уже только 10-15% связанной воды (в составе гидросиликатов), а в виде хондр присутствует 10-30% пироксена и оливина. В CO- и CV-хондритах содержится только около 1% воды в связанном состоянии и преобладают пироксены, оливины и другие дегидратированные силикаты. В небольших количествах в них имеется и никелистое железо. Присутствие гидросиликатов заметно снижает плотность углистых хондритов: от 3,2 г/см3 в CV до 2,2 г/см3 в CI-метеоритах.
б) Обыкновенные хондриты
Обыкновенные хондриты названы так потому, что они встречаются наиболее часто в имеющихся метеоритных коллекциях (Рис. 2). Они включают в себя три химические группы: H, L и LL (H, L — первые буквы от английских слов high — высокий и low — низкий). Метеориты этих групп похожи по ряду свойств, но отличаются по общему содержанию железа и сидерофильных элементов (H > L > LL) и по отношению окисленного железа к металлическому (LL > L > H). Хондриты группы H охватывают петрологические типы от 3 до 6, а хондриты групп L и LL относятся к петрологическим типам 3-7. Структурные и минералогические особенности О-хондритов свидетельствуют, что эти метеориты испытали тепловой метаморфизм при температурах примерно от 400° C (для низкого петрологического типа 3) до более 950° C (для типа 7) и при ударных давлениях до 1000 атм. (нарастающих при увеличении температуры). По сравнению с более «правильными» хондрами углистых хондритов хондры обыкновенных чаще имеют неправильную форму и заполнены обломочным материалом. Общее содержание железа в О-хондритах по группам меняется в следующих пределах: 18-22% (LL), 19-24% (L), 25-30% (Н). Количество металлического железа также увеличивается от группы LL к L и далее — к H.
в) Энстатитовые хондриты
В энстатитовых (или Е-) хондритах железо находится в основном в металлической фазе, то есть в свободном состоянии (при нулевой валентности). В то же время в их силикатных соединениях железа содержится очень мало. Практически весь пироксен в них представлен в виде энстатита (откуда и появилось название данного метеоритного класса). Структурные и минералогические особенности энстатитовых хондритов показывают, что они испытывали тепловой метаморфизм при максимальных (для хондритов) температурах, примерно в диапазоне от 600° C до 1000° C. Как следствие, Е-хондриты по сравнению с другими хондритами являются наиболее восстановленными и содержат наименьшее количество летучих соединений. В этой группе выделяются 3 петрологических типа (Е4, Е5 и Е6), в которых прослеживается нарастание признаков теплового метаморфизма. Было также обнаружено, что в Е-хондритах имеют место широкие вариации содержаний железа и серы в зависимости от петрологического типа. На этом основании некоторые ученые делят их еще на типы I (куда входят Е4 и Е5) и II (Е6). Хондры в энстатитовых хондритах погружены в темную мелкодисперсную матрицу, имеют неправильные очертания и заполнены обломочным материалом.
§5. Дифференцированные метеориты
а) Ахондриты
Менее многочисленная группа каменных метеоритов (около 10%) — ахондриты. В этих метеоритах нет хондр и они химически не похожи на хондриты, то есть имеют несолнечный состав. Ахондриты составляют ряд от почти мономинеральных оливиновых или пироксеновых пород до объектов, сходных по структуре и химическому составу с земными и лунными базальтами. Они бедны железом и сидерофильными примесными элементами, в них разное содержание Fe, Mg и Ca. В сновном эти метеориты похожи на изверженные породы Земли и Луны, прошедшие магматическую дифференциацию. Предполагается, что ахондриты образовались из исходного вещества хондритового состава в одном процессе дифференциации, который дал и железные метеориты, которые обсудим несколько ниже. Ахондриты делят на группы по минералогическому составу. Название каждой из групп соответствует либо названию основного минерала, либо названию метеорита, который можно считать типичным представителем данной группы: обриты (97 вес. % составляет ортоэнстатит), уреилиты (85 вес. % оливина), диогениты (95 вес. % ортопироксена), говардиты (40-80% ортопироксена) и эвкриты (40-80% пижонита).
Кроме ахондритов, дифференцированными метеоритами являются еще железные и железокаменные метеориты. Они вызывают значительный интерес ученых не только потому, что падают на земную поверхность реже хондритов. Они представляют и другой этап эволюции вещества в Солнечной системе. В то время как в хондритах записана история аккумуляции вещества в допланетном облаке и при образовании планетезималей, дифференцированные метеориты «запечатлели» последовательность процессов, протекавших в родительских телах метеоритов, и их внутреннюю структуру. Железные метеориты раньше считались частью разрушенного ядра одного большого родительского тела размером с Луну или больше. Но, как теперь известно, они представляют множество химических групп, которые в большинстве случаев свидетельствуют в пользу кристаллизации вещества этих метеоритов в ядрах разных родительских тел астероидных размеров (порядка нескольких сотен километров). Другие же из этих метеоритов, возможно, представляют собой образцы отдельных сгустков металла, который был рассеян в родительских телах. Есть и такие, которые несут доказательства неполного разделения металла и силикатов, как железо-каменные метеориты.
б) Железо-каменные метеориты
В железо-каменных метеоритах имеется два типа, которые отличаются по химическим и структурным свойствам: паласиты и мезосидериты. Палласитами называются те метеориты, силикаты которых состоят из кристаллов магнезиального оливина или их обломков, заключенных в сплошной матрице из никелистого железа. Мезосидеритами называют те железо-каменные метеориты, силикаты которых придставляют собой в основном перекристаллизованные смеси из разных силикатов, входящие также в ячейки металла.
в) Железные метеориты
Железные метеориты почти целиком состоят из никелистого железа и содержат небольшие количества минералов в виде включений. Никелистое железо представляет собой твердый раствор никеля в железе FeNi. При высоком содержании никеля (30-50%) никелистое железо находится в основном в форме тэнита (g -фаза) — минерала с гранецентрированной ячейкой кристаллической решетки, при низком (6-7%) содержании никеля в метеорите никелистое железо состоит почти из одного камасита (a -фаза) — минерала с объемно-центрированной ячейкой решетки. Большинство железных метеоритов имеет удивительную структуру: они состоят из четырех систем параллельных камаситовых пластин (по-разному ориентированных) с прослойками, состоящими из тэнита, на фоне из тонкозернистой смеси камасита и тэнита. Толщина пластин камасита может быть разной — от долей миллиметра до сантиметра, но для каждого метеорита характерна своя толщина пластин. Если полированную поверхность распила железного метеорита протравить раствором кислоты, то проявится его характерная внутрення структура в виде «видманштеттеновых фигур». Эти фигуры были названы в честь А. де Видманштеттена, который наблюдал их первым в 1808 г. Видманштеттеновы фигуры были обнаружены только в метеоритах и, как впоследствии выяснено, связаны с необычайно медленным (в течение миллионов лет) процессом остывания никелистого железа и фазовыми превращениями в его монокристаллах. До начала 50-х гг. железные метеориты классифицировали исключительно по их структуре. Метеориты, имеющие видманштеттеновы фигуры, стали называть октаэдритами, поскольку составляющие эти фигуры камаситовые пластины располагаются в плоскостях, образующих октаэдр. В зависимости от толщины l камаситовых пластинок (которая связана с валовым содержанием никеля) октаэдриты делят на следующие структурные подгруппы: весьма грубоструктурные (l > 3,3 мм), грубоструктурные (1,3 < l < 3,3), среднеструкткрные (0,5 < l < 1,3), тонкоструктурные (0,2 < l < 0,5), весьма тонкоструктурные (l < 0,2), плесситовые (l < 0,2). У некоторых железных метеоритов, имеющих низкое содержание никеля (6-8%), видманштеттеновы фигуры не проявляются. Такие метеориты состоят как бы из одного монокристалла камасита. Называют их гексаэдритами, так как они обладают в основном кубической кристаллической решеткой. Иногда встречаются метеориты со структурой промежуточного типа, которые называются гекса-октаэдритами. Существуют также железные метеориты, вообще не имеющие упорядоченной структуры — атакситы (в переводе «лишенные порядка»), в которых содержание никеля может меняться в широких пределах: от 6 до 60%.
Накопление данных о содержании сидерофильных элементов в железных метеоритах позволило создать также их химическую классификацию. Если в n-мерном пространстве, осями которого служат содержания разных сидерофильных элементов (Ga, Ge, Ir, Os, Pd и др.), точками отметить положения разных железных метеоритов, то сгущения этих точек или кластеры и будут соответствовать таким химическим группам. Среди почти 500 известных сейчас железных метеоритов по содержанию Ni, Ga, Ge и Ir четко выделяются 16 химических групп (IA, IB, IC, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, IIIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB). Поскольку 73 метеорита в такой классификации оказались аномальными (они выделяются в подгруппу неклассифицированных), то некоторые ученые высказывают мнение, что есть и другие химические группы — их возможно более 50, но они недостаточно представлены на Земле. Химические и структурные группы железных метеоритов связаны неоднозначно. Но метеориты из одной химической группы, как правило, имеют похожую структуру и некоторую характерную толщину камаситовых пластинок. Это свидетельствует о том, что структура метеоритов одной и той же химической группы формировалась в близких температурных условиях и, возможно, в одном и том же родительском теле.
§6. О некоторых важнейших физико-химических методах исследований метеоритов и их результатах
При нагревании чистого кристаллического железа температура фазового превращения камасит (a -фаза) R тэнит (g -фаза) составляет 910° C. При типичных средних концентрациях никеля в железных метеоритах (7-14 вес.%) g R a -превращение в них начинается при более низких температурах — 650-750° C. При падении температуры в тэните появляется камасит в виде тонких листков, или пластинок, ориентированных вдоль граней октаэдра — четырех плоскостей с эквивалентным расположением атомов. Поэтому железные метеориты в процессе g R a -превращения приобретают октаэдритовую структуру, отражающую направления преимущественного роста пластин камасита. В зависимости от направления распила метеорита по отношению к октаэдритовой ориентировке его пластин видманшеттеновы фигуры имеют тот или иной рисунок. Сами же пластины в сечении выглядят как балки. Чем меньше содержание никеля в исходном тэните, тем при более высокой температуре начинается фазовое превращение и тем дольше длится рост камаситовых пластин и тем более толстыми они оказываются к концу роста. Это позволяет объяснить почему метеориты с высоким содержанием никеля являются тонкоструктурными, а метеориты с низким его содержанием — грубоструктурными, вплоть до образования сплошного монокристалла камасита (порядка 50 см), как у гексаэдритов. В конце 50-х гг. советскими исследователями методом электронного микрозондирования был обнаружен специфический М-образный профиль распределения никеля в сечении тэнитовых слоев (находящихся между камаситовыми) железных метеоритов. Как выяснилось при более подробных исследованиях, выполненных в 60-х гг. Дж. Голстейном, В. Бухвальдом и другими, этот профиль образуется также при -g R a превращениях в никелистом железе при его остывании. Он возникает из-за разной скорости диффузии никеля в камасите и тэните (в камасите в 100 раз больше) и более низкой растворимости никеля в камасите, чем в тэните. На основе модельных расчетов профилей никеля в тените при разных его начальных содержаниях и других параметрах и сравнения этих профилей с измеренными удалось оценить скорости остывания вещества железных метеоритов в недрах родительских тел, а затем и размеры этих тел. Дж. Вудом в то же время был предложен еще один метод оценки скорости остывания — по ширине тэнитовой пластины и концентрации никеля в ее центре по отношению к среднему содержанию никеля в метеорите. Оба эти метода дали совпадающие результаты. Было установлено, что вещество октаэдритов в интервале температур 600-400° C остывало со скоростью около 1-10° C за 106 лет, а в некоторых случаях и медленнее. Аналогичный результат был получен и для железо-каменных метеоритов, металл которых имеет также октаэдритовую структуру. Более того, изучение металлических частиц, присутствующих в метеоритах других классов, показало, что в них также есть тэнит и камасит. Дж. Вуду удалось применить к хондритам его методику, разработанную для железных метеоритов, и также оценить их скорости остывания. Неожиданно оказалось, что большинство хондритов остывало со скоростью близкой к скорости охлаждения железных метеоритов: около 10° за 106 лет в интервале температур 550-450° C. Такое длительное остывание вещества самых разных метеоритов означает, что в момент нагревания и в течение длительного последующего периода времени (десятки и сотни миллионов лет) они находились глубоко в недрах их родительских тел. Проведенные расчеты показали, что для теплозащитного слоя с низкой теплопроводностью (каким, например, является каменистое вещество с хондритовым составом) его толщина должна была составлять 70-200 км. Из полученного результата следует, что минимальный минимальный диаметр первичных родительских тел метеоритов разных классов мог составлять 140-400 км, а это в точности соответствует размерам крупных астероидов. Таким образом, полученная об основной массе известных метеоритов информация свидетельствует о том, что их родительскими телами были крупные астероиды и о том, что недра последних (по крайней мере некоторых из них) были расплавленными. Для этого температура их недр должна была достигнуть по крайней мере 1200-1400° C (для вещества хондритового состава). Источниками нагрева недр астероидов могли быть либо радиоактивные элементы (например, короткоживущий изотоп Al26, с периодом полураспада 0,76х106 лет, который при распаде выделяет много энергии и превращается в Mg26), либо индуктивные токи, которые могли возникнуть в некоторых астероидных телах при мощном выбросе ионизованного вещества молодым Солнцем. Но с этими гипотезами до сегодняшнего дня не все ясно, поскольку для них пока не находят достаточно подтверждений. Лишь очень малое количество метеоритов из земных коллекций не имеют признаков пребывания в недрах родительских тел.
С помощью гелиево-аргонового метода удалось определить время вторичного нагревания некоторых метеоритов до высоких температур (если это было). Метод основан на измерении количеств He и Ar, оставшихся в веществе после распада соответственно тория и радиоактивного K40. Если при низких температурах эти газы удерживаются веществом, то при высоких начинают из него просачиваться или диффундировать. Причем диффузия гелия начинается при температуре выше 200° C, а аргона — при нагревании вещества выше 300° C. Нагрев до указанных температур и выше родительские тела метеоритов или сами метеороидные тела могли испытать, не только при упоминавшемся радиоактивном разогреве недр, но и при сильных столкновениях с другими объектами или при их сближении с Солнцем. Такое время или возраст для некоторых энстатитовых хондритов получается около 600 млн. лет, что согласуется и с длительным периодом их остывания от высоких температур.
Можно также оценить и время самостоятельного существования метеороида, в который входил тот или иной метеорит, то есть длительность интервала времени от дробления его родительского тела до падения метеорита на земную поверхность. Это их так называемый космический возраст, который можно определить по плотности треков, оставленных в веществе метеорита космическими частицами. Космические частицы (солнечного и галактического происхождения) не могут проникать глубоко в вещество и задерживаются в слое толщиной около 1 м. Если от какого-либо астероида тела откалывается обломок и продолжает свое независимое движение в космическом пространстве, то космический возраст этого обломка будет определяться возрастом его наиболее «свежей» грани или стороны. После выполнения ряда измерений оказалось, что космические возрасты получаются различными для метеоритов разных классов. В частности, для энстатитовых хондритов удалось измерить два достаточно молодых возраста — 7 и 20 млн. лет. В то же время, железоникелевые по «космическим» часам намного старше — им около 700 млн. лет. Если же говорить об абсолютном возрасте метеоритов, то он определяется рубидиево-стронциевым методом (при распаде долгоживущего радиоактивного изотопа Rb87 образуется стабильный изотоп Sr87; измерение содержания в веществе Sr87 по отношению к стабильному изотопу Sr86 позволяет найти возраст метеорита). Он оказывается в пределах 4,5-4,7 млрд. лет, как и у земных пород.
§7. Структура метеоритного вещества и ее связь с происхождением метеоритов
Есть еще один важный аргумент, подтверждающий астероидное происхождение большинства метеоритов. Исследование состава и структуры метеоритов показывает, что их вещество во многих случаях представляет собой сложный конгломерат материалов, которые могли возникнуть в разных, иногда даже несовместимых условиях. Часто примитивные по составу углистые хондриты содержат включения материалов, свойственных обыкновенным, энстатитовым или даже железным метеоритам и наоборот. Удивительным образцом подобного вещества является метеорит Кайдун, упавший 3 декабря 1980 г. на территорию советской военной базы в Йемене (его масса составила около 850 г.). В этом метеорите были обнаружены частицы трех типов углистых хондритов, обыкновенного хондрита, двух энстатитовых хондритов, а также водно-измененные частицы металлического железа. Кайдун, вероятно, представляет собой фрагмент тела, имевшего сложную и длительную историю. Такую структуру метеоритов было трудно объяснить вплоть до 60-х гг. Но подробное изучение доставленных на Землю образцов лунного грунта показало, что они представляют собой смеси частиц из разных мест лунной поверхности. Высокая кратерированность лунной поверхности показывает, что лунный грунт образовался при многократном перемешивании вещества под ударами падавших на Луну небесных тел. То же самое должно происходить и с веществом на поверхности астероидов. Космические снимки 951 Гаспры, 243 Иды, 253 Матильды и других астероидов (см. раздел «Астероиды») подтверждают, что их поверхности также покрыты большим количеством кратеров, а формы тел неправильные. Очевидно, что это результат частых соударений астероидов между собой и с более мелкими объектами. По этой причине поверхность астероидов, как и лунная, оказывается покрыта слоем раздробленного вещества — реголитом. В настоящую эпоху средняя относительная скорость астероидов в главном поясе, определяемая по дисперсии их орбит, составляет около 5 км/с. При такой скорости каждый грамм астероидного вещества несет кинетическую энергию около 1,3х1011 эрг. В момент столкновения большая часть кинетической энергии переходит в тепловую, что приводит к взрыву, плавлению и испарению значительной части вещества соударяющихся тел. При такой скорости давление в эпицентре взрыва достигает 1,5 Мбар или около 1,5 млн. атмосфер. Остальная часть кинетической энергии переходит в механическую энергию ударных волн и идет на дробление, разбрасывание или, наоборот, уплотнение (в зависимости от направления и расстояния от эпицентра взрыва) окружающего вещества астероида. Как упоминалось в разделе «Астероиды», в истории Солнечной системы был период, когда сравнительно медленное (со скоростями менее 1 км/с) движение астероидных тел в главном поясе подверглось большим возмущениям, а сами эти тела, имеющие разный состав на разных гелиоцентрических расстояниях, были сильно «перемешаны». Это был период ускоренного роста зародыша Юпитера, когда он интенсивно выбрасывал из своей зоны оставшиеся планетезимали, в том числе в пояс астероидов. Таким образом на соседних или пересекающихся орбитах могли оказаться астероиды разных типов, имеющие существенно разный состав вещества. В процессе их столкновений и дроблений в поверхностных слоях многих астероидов накапливались материалы, возникшие в разных физико-химических условиях. Родительское тело метеорита Кайдун, например, могло двигаться по сильно вытянутой орбите, сталкиваясь на своем пути с телами разного состава и как бы «собирая» образцы их вещества. Можно предполагать, что таким родительским телом мог быть не только астероид с аномальной орбитой, но и ядро кометы, исчерпавшее запас летучих соединений.
Расчеты показывают, что при образовании крупного кратера на астероиде, например, с поперечником около 200 км примерно 85% выброшенных взрывом с его поверхности обломков не в состоянии преодолеть притяжение астероида, то есть их скорости не превышают скорость убегания, которая в данном случае оказывается равной 50 м/с. Другими словами, возникновение ударного кратера на астероиде сопровождается образованием кратковременной «атмосферы» из камней и пыли, которая через некоторое время оседает и покрывает всю его поверхность. Толщина этого слоя зависит от силы удара и, соответственно, объема выброшенного вещества. Трещины, возникающие при все новых падениях тел на астероид, могут его постепенно фрагментировать (если он достаточно крупный) и последующие падения тел уже будут происходить в раздробленный материал. Чем сильнее астероид раздроблен и разрыхлен, тем быстрее в нем затухают ударные волны. При этом энергия падающего тела поглощается в меньшем объеме, сопровождаясь более мощными эффектами. Скорее всего при таком ударном «уплотнении» разнородного вещества на поверхностях астероидов в течение десятков и сотен миллионов лет формировались некоторые образцы, упавшие в виде метеоритов на Землю.
§8. Обломки других планет?
В последнее время выяснилось, что при падении крупных метеороидов на Землю, Луну и другие планеты вследствие передачи части кинетической энергии сталкивающихся тел их обломкам, скорости последних могут превышать скорости убегания для этих планет. Например, для того, чтобы преодолеть поле тяготения Земли, необходима скорость более 11 км/с, для Марса эта скорость равна 5 км/с, а для Луны — 2,4 км/с. Таким путем осколки планет могут попадать в космическое пространство, некоторое время там блуждать, а затем в результате захвата гравитационным полем какой-то из планет, выпадать на нее в виде метеоритов. Таким образом соседние планеты земной группы могут «обмениваться» своим веществом. Это подтверждает ряд фактов.
а) Лунные и марсианские метеориты
При сравнении доставленных на Землю лунных образцов с группой похожих на них метеоритов оказалось, что это практически одно и то же вещество. Кроме того, в земных метеоритных коллекциях давно были известны метеориты, которые резко отличались по характеристикам от других, но были в основном похожи между собой. Их условно назвали SNC (по первым буквам имен их типичных представителей — Shergotty, Nakhla и Chassigny, которые происходят от названий тех населенных пунктов, где их нашли). Сейчас имеется 12 таких метеоритов и считается, что они попали на Землю с Марса. Оказалось, что химический состав газа и его изотопные отношения в одном из метеоритов этой группы, EETA 79001, совпали с такими же данными для атмосферы Марса, которые были получены аппаратами «Викинг», работавшими на марсианской поверхности в 1976-1978 гг.
б) Окаменелости древней марсианской жизни?
Один марсианский метеорит, ALH 84001 (который нашли в Антарктиде в районе Алан Хилс; его вес составил 1,9 кг), отнесенный также к группе SNC, вызвал настоящую сенсацию. В процессе изучения вещества ALH 84001 ученые расшифровали интересную историю. Этот метеорит возник из жидкой магмы 4,5 млрд. лет назад, когда Марс только формировался. После чего, 3,9 млрд. лет назад, его вещество подверглось сильному удару, оставившему многочисленные трещины. Еще более мощный удар 16 млн. лет назад выбросил этот метеорит с поверхности Марса в космос, где он находился до встречи с Землей. И, наконец, 13 тыс. лет назад он упал на льды Антарктиды, где пролежал до наших дней. После 1,5-летних тщательных исследований этого метеорита группа американских ученых в августе 1996 г. выступила с заявлением, что в нем возможно присутствие древних окаменелостей биологического, но не земного происхождения. Этот вывод был сделан не в утвердительной форме, а скорее это было указание на имеющуюся возможность. Вблизи поверхности метеорита обнаружено множество овальных, а иногда удлиненных червеобразных образований, похожих на окаменелые колонии древнейших земных бактерий (см. Рис. 4). Но их размеры, составляющие 10-100 нм, в среднем в 10 раз меньше длины света видимого диапазона, и в 100-1000 раз меньше типичных земных бактерий. Их удалось увидеть только благодаря электронному микроскопу. В бактериях таких размеров из-за дифракции света невозможен фотосинтез и должен быть другой источник энергии. Кроме того, в их малом объеме невозможно размещение аппарата наследственности (ДНК/РНК) и других клеточных механизмов. В них не были обнаружены и следы клеточных мембран, удерживающих протоплазму. Также неясно, почему эти микроокаменелости оказались в изверженной породе (которая была разогрета до плавления), а не в осадочной. Есть и другие аргументы в пользу биологической природы окаменелостей метеорита ALH 84001. Вблизи них обнаружены заметные количества полициклических ароматических углеводородов — органических соединений, которые обычно образуются после разложения погибших микроорганизмов. Там имеются также отложения карбонатов, окислов, сульфидов и сульфатов железа, которые сопутствуют земным биологическим окаменелостям. По одним оценкам возраст карбонатных соединений в ALH 84001 оказывается около 3,6 млрд., что соответствует периоду, когда климат Марса был благоприятен для возникновения жизни. Но по другим возраст тех же отложений составляет всего 1,39 млрд. лет, когда на Марсе уже установился значительно более холодный климат. Чрезвычайный интерес представляет изотопный состав карбонатов метеорита. Земные бактерии обладают способностью в процессе жизнедеятельности «сортировать» изотопы используемых химических элементов. В результате этого в следах бактерий изотопа C13 оказывается меньше, чем в природных материалах. Как раз это и обнаружено в ALH 84001 и, вероятно, является наиболее убедительным доводом в пользу биологического происхождения его окаменелостей. Эти экстраординарные результаты заставили ученых по-новому взглянуть на идею о панспермии (о распространении во Вселенной микроскопических зародышей жизни), которая ранее подвергалась многими уничтожающей критике.
§9. Случаи падения метеоритов на территории России
Во всем мире сохранились описания многих случаев падений метеоритов. На территории России самая древняя запись о падении метеорита сделана в Лаврентьевской летописи в 1091 г., но она не очень подробна. В XX веке в России произошел целый ряд крупных метеоритных событий. К ним относят, в первую очередь (не только в хронологическом порядке, но и по масштабам явления), падение Тунгусского метеорита 30 июня 1908 г. в районе реки Подкаменная Тунгусска. Столкновение этого этого тела с Землей привело к сильнейшему взрыву в атмосфере на высоте около 8 км. По современным расчетам энергия этого взрыва была эквивалентна энергии 1000 атомных бомб, подобным сброшенной американцами на японский город Хиросиму в 1945 г. Возникшая при этом взрывная волна несколько раз обошла земной шар, а в ближайшей области земной поверхности она повалила деревья в радиусе до 40 км от эпицентра взрыва и привела к гибели большого количества оленей. К счастью, это грандиозное явление произошло в безлюдном районе Сибири и почти никто из людей не пострадал. Только один эвенк, подброшенный ударной волной, при падении сломал руку. К сожалению, по причине войн и революций в России, последовавших за этим, исследование района падения Тунгусского тела началось только через 20 лет. К большому удивлению ученых, им не удалось обнаружить в эпицентре этого явления никаких, даже самых незначительных, обломков упавшего тела. И сейчас, после многократных и тщательных исследований Тунгусского события большинство ученых склоняется к мнению, что оно было связано с падением на Землю ядра небольшой кометы.
Дождь каменных метеоритов выпал 6 декабря 1922 г. вблизи села Царев Волгоградской области. Но его следы были обнаружены только летом 1979 г. Было собрано 80 осколков общим весом 1,6 тонны на площади около 15 кв. км. А вес самого большого упавшего фрагмента составил 284 кг. Это самый большой по массе каменный метеорит, найденный в России, и третий в мире.
К числу самых крупных, наблюдавшихся при падении метеоритов, относится Сихоте-Алиньский. Он упал 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке в окрестностях хребта Сихоте-Алинь. Вызванный им ослепительный болид наблюдали в дневное время (около 11 часов утра) в Хабаровске и многих других местах в радиусе 400 км. После исчезновения болида раздавались грохот и гул, происходили сотрясения воздуха, а оставшийся пылевой след медленно рассеивался около двух часов. Место падения метеорита было быстро обнаружено по сведениям о наблюдениях болида из разных пунктов. Туда немедленно выехала экспедиция Академии наук СССР, которую возглавили академик В.Г. Фесенков и Е.Л. Кринов — известные исследователи метеоритов и малых тел Солнечной системы. Следы падения метеорита были хорошо видны на фоне снежного покрова и представляли собой 24 кратера с размерами от 9 до 27 м и огромное количество воронок. Оказалось, что метеорит еще в воздухе распался и выпал в виде «железного дождя» на площади около 3 кв. км. Все найденные 3500 обломков состояли из железа с небольшими включениями силикатов. Самый крупный фрагмент метеорита имел массу 1745 кг, а общая масса всего найденного вещества составила 27 т. Ученые рассчитали, что начальная масса метеороида была близка к 70 тоннам, а его размер — около 2,5 м. По счастливой случайности этот метеорит также упал в ненаселенном районе и никто не пострадал.
И наконец, о самых последних метеоритных событиях. Одно из них также произошло на территории России, точнее, в Башкирии, у города Стерлитамак. Очень яркий болид наблюдался 17 мая 1990 г. в 23 часа 20 минут. Его очевидцы сообщили, что на несколько секунд стало светло, как днем, раздались гром, треск и шум, от которых зазвенели стекла в окнах домов. Сразу после этого на загородном поле обнаружили кратер диаметром 10 м и глубиной 5 м, но нашли только два относительно небольших фрагмента железного метеорита (весом 6 и 3 кг) и много мелких. И только год спустя дети обнаружили поблизости основную часть метеорита весом 315 кг. И совсем недавно, 20 июня 1998 г., в Туркмении, вблизи города Куня-Ургенч, в дневное время при ясной погоде упал каменный метеорит. Перед его падением на земную поверхность в атмосфере наблюдался очень яркий болид. Причем на высоте 10-15 км произошла вспышка, превышающая или сравнимая по яркости с Солнцем, раздался звук взрыва, грохот и треск, которые были слышны на расстояние до 100 км. Основная часть метеороида с весом 820 кг упала на хлопковое поле, образовав воронку диаметром 5 м и глубиной 3,5 м.
Заключение
Среди ученых до сих пор продолжаются дискуссии о соответствии метеоритов разных классов тем или иным типам астероидов. В частности о том, почему оптические характеристики наиболее многочисленных астероидов S-типа не совпадают с теми же характеристиками наиболее часто падающих на Землю хондритов, и о других проблемах взаимосвязи метеоритов и астероидов. Но самое главное, до сих пор уверенно не решена небесно-механическая проблема транспортировки вещества из пояса астероидов к земной орбите. Большинство ученых сейчас все же склонны считать, что наиболее вероятными источниками падающих на земную поверхность метеоритов являются астероиды, сближающиеся с Землей (это т.н. Атонцы, Аполлонцы и Амурцы ). Однако все они достаточно мелкие — не более нескольких десятков километров. Самые большие среди них 1036 Ганимед и 433 Эрос, средние диаметры которых составляют 38,5 и 22 км соответственно. И все же популяция сближающихся с Землей астероидов еще изучена недостаточно для того, чтобы можно было уверенно ее считать основным источником метеоритного вещества.
Куда бы ни вывели нас тернистые пути познания в будущем, но уже сейчас очевидно, что метеориты — это один из важнейших источников информации о прошлом, настоящем и будущем нашей планетной системы, а быть может, и других миров.
Список литературы
1. Рожанский И.Д. Анаксагор. М: Наука, 1972
2. Гетман В.С. Внуки Солнца. М: Наука, 1989.
3. Флейшер М. Словарь минеральных видов. М: «Мир», 1990, 204 с.
4. Симоненко А.Н. Метеориты — осколки астероидов. М: Наука, 1979.
5. Интернет-ресурс astronews.prao.ru/ — энциклопедия, данные об открытиях, исследованиях.
6. В качестве ознакомления интернет-карта падений метеоритов maps.google.com/?q=http://googis.info/load/0-0-0-658-20
Приложение 1. Отдельные метеориты
Омолон — железокаменный метеорит весом 250000 грамм. Метеорит упал 16 мая 1981 года в 5 час. 10 мин. по местному времени в Магаданской области в бассейне реки Омолон. Был найден оленеводом Иваном Тынавьи.
Abee — энстатитовый метеорит весом 107000 граммов. Упал 10 июня 1952 года в Канаде.
Agen — метеорит-хондрит весом 30000 граммов.
Alfianello — метеорит-хондрит весом 228000 граммов.
Allende — крупнейший углистый метеорит, найденный на Земле. Химический состав: 23,6 % железо, 15,9 % кремний, 14,9 % магний, кальций 1,9 %, 1,7 % алюминий, 1,2 % никель, 0,5 % углерод, 0,35 % хром, 0,15 % марганец, фосфор 0,11 %; 900 частей на миллион титан, следы ванадия. Упал в Чиуауа, Мексика, в 1:05 ночи 8 февраля 1969 года. При падении разбился на множество осколков, которые выпали на территории 50 × 10 км. Общая масса около 5 тонн, 3 тонны были собраны и находятся в различных музеях и институтах мира. В институте Вернадского РАН хранятся осколки общим весом 11 740 граммов.
Anthony — метеорит-хондрит весом 20000 грамм.
Armel — каменный метеорит, обычный хондрит весом 9200 грамм. Обнаружен единым куском во время вспашки в округе Юма (Колорадо, США). Название является официальным. Впервые опубликован в Метеоритном бюллетене № 49 (Москва) в 1970.
Ashmore — метеорит-хондрит весом 55400 граммов. Обнаружен 15 февраля 1969 года в районе Ashmore, Техас.
Bansur — метеорит-хондрит весом 42100 граммов.
Barratta — первый найденный в Австралии метеорит-хондрит. Вес — 203000 граммов. Согласно одной из версий, метеорит был найден в 1859 году австралийским скотоводом, согласно другой — прохожим в 1845 году недалеко от станции Барратта. Тем не менее считается, что «Barratta» является первым метеоритом, обнаруженным европейцами в Австралии. Диаметр крупнейшего куска метеорита составлял 76 см, толщина 30 см и вес — около 100—150 кг. Общественности он был представлен в апреле 1871 года правительственным астрономом Расселом, который подтвердил его внеземное происхождение. Впоследствии один из кусков метериота был передан в Сиднейскую обсерваторию, а оттуда был перемещён в Австралийский музей. Первое научное описание «Barratta» было сделано в 1845 году. Всего имеется пять кусков метеорита (66 кг, 14 кг, 22 кг, 22 кг, 80 кг), которые были найдены между 1845 и 1889 годами. Первые три куска хранятся в Австралийском музее, остальные два — в одном из музеев Чикаго (США), хотя небольшие кусочки метеорита были распространены и по другим музеям мира.
Bath — метеорит-хондрит весом 21000 граммов.
Beaver — метеорит-хондрит весом 25 628 граммов. Найден в США в штате Оклахома в округе Бивер. В честь округа, в котором найден, и получил своё имя. Известен также под названием «Тюремный метеорит, отслуживший 40 лет в тюрьме». Такое название он получил, потому что прослужил почти 40 лет в качестве упора для двери в тюрьме округа, пока в 1981 году его не обнаружил Джим Весткот. Ему удалось «купить» метеорит за подходящую замену, что оказалось не так уж просто, поскольку в близлежащей местности не было камней. В конце концов ему удалось выменять метеорит за застывший кусок цемента.
Bencubbin — железокаменный метеорит весом 118300 граммов.
Bjurbole — метеорит-хондрит весом 330000 граммов
Bledsoe — метеорит-хондрит весом 30500 граммов.
Bondoc — железокаменный метеорит весом 888000 граммов.
Boxhole — железный метеорит весом 82000 граммов.
Breitscheid — метеорит-хондрит весом 39000 граммов.
Buenaventura — железный метеорит весом 113600 граммов.
Calliham — метеорит-хондрит весом 40000 граммов.
Chico — метеорит-хондрит весом 103600 граммов.
Hoba — крупнейший из найденных метеоритов. Также является самым большим на Земле куском железа природного происхождения. Этот железистый метеорит весом в 60 тонн и объёмом в 9 м³ был найден в Намибии в 1920 возле Хрутфонтейна. Название свое получил от Hoba West Farm, где, собственно, его и обнаружил владелец фермы. По его словам, он наткнулся на метеорит, когда вспахивал одно из своих полей. В 1920 году масса метеорита составляла 66 тонн, но эрозия, научные исследования и вандализм сделали свое дело — метеорит «похудел» до 60-ти тонн. Это побудило правительство Намибии в марте 1955 объявить метеорит национальным памятником, чтобы оградить от посягательств вандалов. В 1985 году Rossing Uranium Ltd. передала правительству Намибии средства для усиления мер по охране метеорита от вандалов. В 1987 владелец фермы Hoba West пожертвовал метеорит и землю, на которой он находится, государству. После этого правительство в этом месте открыло туристический центр. Каждый год на метеорит приезжают посмотреть тысячи туристов. Акты вандализма сошли на нет.
Приложение 2. Как узнать метеорит?
За год на поверхность Земли падает не менее тысячи метеоритов, но в руки учёных попадают немногие. Практически все они найдены случайно. Известно три основных класса метеоритов. Железные представляют собой монолитные куски железоникелевого сплава. Железокаменные напоминают металлическую губку, заполненную силикатным веществом. На Земле такие горные породы не встречаются. Каменные метеориты узнать труднее. Надёжно это сделать могут только специалисты. Однако простейшие признаки метеоритов указать можно.
1. Большая плотность: метеориты тяжелее, чем, например, гранит или осадочные породы
2. На поверхности метеоритов часто видны регмаглипты — сглаженные углубления, напоминающие вмятины пальцев на глине.
3. Иногда ориентированная форма: метеорит похож на затупленную головку снаряда.
4. На свежих экземплярах видна темная, тонкая (толщиной около 1 мм) кора плавления.
5. Излом чаще всего серого цвета, на котором иногда заметны маленькие (размером около 1 мм) шарики — хондры.
6. У большинства на пришлифованном разрезе видны вкрапления металлического железа.
7. Заметна намагниченность: стрелка компаса заметно отклоняется.
8. С течением времени окисляются на воздухе, приобретая бурый, ржавый цвет.
9. У железных метеоритов на полированном и протравленном кислотой разрезе часто проявляются видманштеттеновы фигуры — крупные кристаллы металла.
Полезно знать также, чего у метеоритов не бывает.
1. Метеориты никогда не проплавляются насквозь подобно шлаку и не имеют внутри пузырьков, пусто каверн.
2. Отсутствует слоистость, нередко наблюдающаяся у сланце песчаников, яшмовидных пород.
3. Hет карбонатных пород вроде мела, известняка, доломита.
4. Не встречаются окаменелости: раковины, отпечатки ископаемой фауны и т. п.
5. У метеоритов не бывает крупной кристаллической структуры, подобной граниту
6. Падают метеориты не горячими и не могут вызвать ожогов, загораний.
7. Падение происходит почти вертикально, так что в форточку метеориты влететь не могут.
8. Если вы видели болид, значит, метеорит выпал далеко от вас, за много километров. Так что по соседству eго искать не стоит.
Метеориты представляют собой очень большую научную ценность, так как являются внеземным веществом. В случае находки их нужно обязательно сохранить и передать в научные учреждения. Академии наук России премирует лиц, передавших ей метеориты. Если возникает необходимость проверить метеоритное происхождение какого-либо образца, то следует отколоть или отпилить кусочек 50-100 г и отправить его по адресу: 117313, Москва, улица Марии Ульяновой, 3, Комитет по метеоритам АН РФ.
www.ronl.ru
Астероиды.
Метеориты.
Метеоры.
Омск 2009
Содержание
1. Астероид
Определения…………………………………………………3 Астероиды в Солнечной системе………………………….3 Изучение астероидов……………………………………….3 Именование астероидов…………………………………….4Пояс астероидов……………………………………………..5
Размеры и вещественный состав…………………………..5
Самый яркий астероид ……………………………………..6
2. МЕТЕОРИТ
Падение метеоритов………………………………………..8
Типы метеоритов…………………………………………...9
Родительские тела метеоритов…………………………….10
3. МЕТЕОР
Частота появления………………………………………….11
Наблюдение метеоров………………………………………11
Скорость и высота…………………………………………..11
Орбиты………………………………………………………12
Метеорные потоки…………………………………….……12
Болиды………………………………………………………13
Физические процессы………………………………………14
Метеоритная опасность………………………………….…14
Астероид
АСТЕРОИД— небольшое планетоподобное небесное тело Солнечной системы, движущееся по орбите вокруг Солнца. Астероиды, известные также как малые планеты, значительно уступают по размерам планетам.
Определения.Термин астероид (от др.-греч.— «подобный звезде») был введён Уильямом Гершелем на основании того, что эти объекты при наблюдении в телескоп выглядели как точки звёзд — в отличие от планет, которые при наблюдении в телескоп выглядят дисками. Точное определение термина «астероид» до сих пор не является установившимся. Термин «малая планета» (или «планетоид») не подходит для определения астероидов, так как указывает и на расположение объекта в Солнечной системе. Однако не все астероиды являются малыми планетами.
Одним из способов классификации астероидов является определение размера. Действующая классификация определяет астероиды, как объекты с диаметром более 50 м, отделяя их от метеорных тел, которые выглядят как крупные камни, или могут быть ещё меньше. Классификация опирается на утверждение, что астероиды могут уцелеть при входе в атмосферу Земли и достигнуть её поверхности, в то время, как метеоры, как правило, полностью сгорают в атмосфере.
В результате «астероид» можно определить как объект Солнечной системы, состоящий из твёрдых материалов, который по размерам больше метеора.
Астероиды в Солнечной системеНа настоящий момент в Солнечной системе обнаружены десятки тысяч астероидов. По состоянию на 26 сентября 2006 в базах данных насчитывалось 385083 объекта, у 164612 точно определены орбиты и им присвоен официальный номер. 14077 из них на этот момент имели официально утверждённые наименования. Предполагается, что в Солнечной системе может находиться от 1.1 до 1.9 миллиона объектов, имеющих размеры более 1 км. Большинство известных на данный момент астероидов сосредоточено в пределах пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера.
Самым крупным астероидом в Солнечной системе считалась Церера, имеющая размеры приблизительно 975×909 км, однако с 24 августа 2006 года она получила статус карликовой планеты. Два других крупнейших астероида 2 Паллада и 4 Веста имеют диаметр ~500 км. 4 Веста является единственным объектом пояса астероидов, который можно наблюдать невооружённым глазом. Астероиды, движущиеся по другим орбитам, также могут быть наблюдаемы в период прохождения вблизи Земли (например 99942 Апофис).
Общая масса всех астероидов главного пояса оценивается в 3.0-3.6×1021 кг, что составляет всего около 4 % от массы Луны. Масса Цереры — 0.95×1021 кг, то есть около 32 % от общей, а вместе с тремя крупнейшими астероидами 4 Веста (9 %), 2 Паллада (7 %), 10 Гигея (3 %) — 51 %, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную массу.
Изучение астероидовИзучение астероидов началось после открытия в 1781 Уильямом Гершелем планеты Уран. Его среднее гелиоцентрическое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса-Боде.
В конце XVIII века Франц Ксавер (Franz Xaver von Zach) организовал группу, включавшую 24 астрономов. С 1789 эта группа занималась поисками планеты, которая, согласно правилу Тициуса-Боде, должна была находиться на расстоянии около 2,8 астрономических единиц от Солнца — между орбитами Марса и Юпитера. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи координаты проверялись, и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что должно было быть легко замечено.
По иронии судьбы первый астероид, 1 Церера, был обнаружен итальянцем Пиацци, не участвовавшим в этом проекте, случайно, в 1801, в первую же ночь столетия. Три других — 2 Паллада, 3 Юнона и 4 Веста были обнаружены в последующие несколько лет — последний, Веста, в 1807. Ещё через 8 лет бесплодных поисков большинство астрономов решило, что там больше ничего нет, и прекратило исследования.
Однако, Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, и в 1830 возобновил поиск новых астероидов. Пять лет спустя он обнаружил Астрею, первый новый астероид за 38 лет. Он также обнаружил Гебу менее чем через два года. После этого другие астрономы подключились к поискам, и далее обнаруживалось не менее одного нового астероида в год (за исключением 1945).
В 1891 Макс Вольф впервые использовал для поиска астероидов метод астрофотографии, при котором на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии. Этот метод значительно увеличил количество обнаружений по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с 323 Бруция, тогда как до него было обнаружено немногим более 300. Сейчас, век спустя, только несколько тысяч астероидов идентифицировано, пронумеровано и проименовано. Известно об их гораздо большем количестве, однако учёные не очень беспокоятся об их изучении, называя астероиды «космическим сбродом» («vermin of the skies»).
Именование астероидовСначала астероидам давали имена героев римской и греческой мифологии, позднее открыватели получили право называть его как угодно, например — своим именем. Вначале астероидам давались преимущественно женские имена, мужские имена получали только астероиды, имеющие необычные орбиты (например, Икар, приближающийся к Солнцу ближе Меркурия). Позднее и это правило перестало соблюдаться.
Получить имя может не любой астероид, а лишь тот, орбита которого более или менее надёжно вычислена. Были случаи, когда астероид получал имя спустя десятки лет после открытия. До тех пор, пока орбита не вычислена, астероиду даётся порядковый номер, отражающий дату его открытия, например, 1950 DA. Цифры обозначают год, первая буква — номер полумесяца в году, в котором астероид был открыт (в приведённом примере это вторая половина февраля). Вторая буква обозначает порядковый номер астероида в указанном полумесяце, в нашем примере астероид был открыт первым. Так как полумесяцев 24, а английских букв — 26, в обозначении не используются две буквы: I (из-за сходства с единицей) и Z. Если количество астероидов, открытых в течение полумесяца, превысит 24, вновь возвращаются к началу алфавита, приписывая второй букве индекс 2, при следующем возвращении — 3, и т. д.
После получения имени официальное именование астероида состоит из числа (порядкового номера) и названия — 1 Церера, 8 Флора и т. д.
Пояс астероидов
Орбиты большинства пронумерованных малых планет (98%) расположены между орбитами планет Марса и Юпитера. Их средние расстояния от Солнца составляют от 2,2 до 3,6 а.е. Они образуют так называемый главный пояс астероидов. Все малые планеты, как и большие, движутся в прямом направлении. Периоды их обращения вокруг Солнца составляют в зависимости от расстояния от трех до девяти лет. Нетрудно сосчитать, что линейная скорость приблизительно равна 20 км/с. Орбиты многих малых планет заметно вытянуты. Эксцентриситеты редко превышают 0,4, но, например, у астероида 2212 Гефест он равен 0,8. Большинство орбит располагается близко к плоскости эклиптики, т.е. к плоскости орбиты Земли. Наклоны обычно составляют несколько градусов, однако бывают и исключения. Так, орбита Цереры имеет наклом 35°, известны и большие наклонения.
Возможно, нам жителям Земли, наиболее важно знать астероиды, орбиты которых близко подходят к орбите нашей планеты. Обычно выделяют три семейства сближающихся с Землей астероидов. Они названы по имени типичных представителей — малых планет: 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962 Атон. К семейству Амура относятся астероиды, орбиты которых в перигелии почти касаются орбиты Земли. «Аполлонцы» пересекают земную орбиту с внешней стороны, их перегелийное расстояние меньше 1 а.е. «Атонцы» имеют орбиты с большой полуосью меньше земной и пересекают земную орбиту изнутри. Представители всех указанных семейств могут встретиться с Землей. Что же касается близких прохождений, то они случаются нередко.
Например, астероид Амур в момент открытия находился в 16,5 млн километров от Земли, 2101 Адонис приблизился на 1,5 млн километров, 2340 Хатхор — на 1,2 млн километров. Астрономы многих обсерваторий наблюдали прохождение мимо Земли астероида 4179 Таутатис. 8 декабря 1992 г. он был от нас на расстоянии 3,6 млн километров.
Основное количество астероидов сосредоточено в главном поясе, но имеется важные исключения. Задолго до открытия первого астероида французский математик Жозеф Луи Лагранж изучал так называемую задачу трех тел, т.е. исследовал, как движутся три тела под действием сил тяготения. Задача очень сложна и в общем виде не решена до сих пор. Однако Лагранжу удалось найти, что в системе трех гравитирующих тел (Солнце — планета — малое тело) существует пять точек, где движение малого тела оказывается устойчивым. Две из этих точек находятся на орбите планеты, образуя с ней и Солнцем равносторонние треугольники.
Спустя много лет, уже в XX в., теоретические построения воплотились в реальность. Вблизи лагранжевых точек на орбите Юпитера было открыто около двух десятков астероидов, которым дали имена героев Троянской войны. Астероиды — «греки» (Ахилл, Аякс, Одиссей и др.) опережают Юпитер на 60°, «троянцы» следуют на таком же расстоянии сзади. Согласно оценкам, число астероидов около точек Лагранжа может достигать нескольких сот.
Размеры и вещественный состав
Чтобы узнать размер какого-либо астрономического объекта (если расстояние до него известно), необходимо измерить угол, под которым он виден с Земли. Однако не случайно астероиды называются малыми планетами. Даже в крупные телескопы при отличных атмосферных условиях, применяя очень сложные, трудоемкие методики, удается получить довольно нечеткие очертания дисков лишь нескольких самых крупных астероидов. Гораздо эффективнее оказался фотометрический метод. Существуют весьма точные приборы, измеряющие блеск, т.е. звездную величину небесного светила. Кроме того, хорошо известна освещенность, создаваемая Солнцем на астероиде. При прочих равных условиях блеск астероида определяется площадью его диска. Необходимо, правда, знать, какую долю света отражает данная поверхность. Эта отражательная способность называется альбедо. Разработаны методы его определения по поляризации света астероидов, а также по различию яркости в видимой области спектра и в инфракрасном диапазоне. В результате измерений и расчетов получены следующие размеры самых крупных астероидов. Считается, что астероидов с диаметрами более 200 км три десятка. Почти все они наверняка известны. Малых планет с поперечниками от 80 до 200 км, вероятно, около 800. С уменьшением размеров число астероидов быстро возрастает. Фотометрические исследования показали, что астероиды сильно различаются по степени черноты вещества, слагающего их поверхность. 52 Европа, в частности, имеет альбедо 0,03. Это соответствует темному веществу, по цвету похожему на сажу. Подобные темные астероиды условно называют углистыми (класс С). Астероиды другого класса условно именуются каменными (S), так как они, по-видимому, напоминают глубинные горные породы Земли. Альбедо S-астероидов значительно выше. К примеру, у 44 Низы оно достигает 0,38. Это самый светлый астероид. Изучение спектров отражения и поляриметрия позволили выделить еще один класс — металлические, или M-астероиды. Вероятно, на их поверхности присутствуют выходы металла, например никелистого железа, как у некоторых метеоритов. С помощью весьма чувствительных фотометров были исследованы периодические изменения яркости астероидов. По форме кривой блеска можно судить о периоде вращения астероида и о положении оси вращения. Периоды встречаются самые разные — от нескольких часов до сотен часов. Изучение кривой блеска позволяет также сделать определенные выводы о форме астероидов. Большинство из них имеет неправильную, обломочную форму. Лишь самые крупные приближаются к шару. Характер изменения блеска некоторых астероидов дает основание предполагать, что у них есть спутники. Некоторые из малых планет, возможно, являются близкими двойными системами или даже перекатыващимися по поверхности друг друга телами. Но достоверные сведения об астероидах могут дать только наблюдения с близкого расстояния — с космических аппаратов. Такой опыт уже имеется. 29 октября 1991 г. американский космический аппарат «Галилео» передал на Землю изображение астероида 951 Гаспра. Снимок сделан с расстояния 16 тыс. километров. На нем хорошо просматриваются угловато-сглаженная форма астероида и его кратерированная поверхность. Уверенно можно определить размеры: 12х16 км. Долгое время не было известно астероидов, орбиты которых целиком лежали бы за пределами орбиты Юпитера. Но в 1977 г. удалось обнаружить такую малую планету — это 2060 Хирон. Наблюдения показали, что его перигелий (ближайшая к Солнцу точка орбиты) лежит внутри орбиты Сатурна, а афелий (точка наибольшего удаления) — почти у самой орбиты Урана, на далеких, холодных и темных окраинах планетной системы. Расстояние до Хирона в перигелии 8,51 а.е., а в афелии — 18,9 а.е. Были обнаружены и более дальные астероиды. Предполагается, что они образуют второй, внешний пояс астероидов (пояс Койпера ).
Самый яркий астероид
Астероид, который кажется самым ярким с Земли — Веста(4). Когда Веста находится на минимально возможном расстоянии от Земли, ее яркость достигает звездной величины 6,5. При очень темном небе Весту можно обнаружить даже невооруженным глазом (это единственный астероид, который вообще можно увидеть невооруженным глазом). Следующий по яркости — самый большой астероид Церера, но его яркость никогда не превышает звездной величины 7,3. Хотя Веста по размерам составляет три пятых от Цереры, она имеет гораздо большую отражательную способность. Веста отражает около 25% падающего на нее солнечного света, в то время как Церера — всего 5%. Веста кажется светлых вулканических пород, которые обладают высокой отражательной способностью. Астероиды с такой отражательной способностью принадлежат к отдельному классу, известному как тип Е (обозначение класса происходит от названия минерала энстатит). Такие астероиды редки, а их отражательная способность лежит в пределах от 30 до 40%. Самый яркий из них — Ниса(44) — имеет звездную величину 9,7, хотя ее поперечник равен всего 68 км.
/>/>/>МЕТЕОРИТ
МЕТЕОРИТ – кусок внеземного вещества, упавший на поверхность Земли; дословно – «камень с неба».
Метеориты – это старейшие из известных минералов (4,5 млрд. лет), поэтому в них должны сохраниться следы процессов, сопровождавших формирование планет. Пока на Землю не были доставлены образцы лунного грунта, метеориты оставались единственными образцами внеземного вещества. Геологи, химики, физики и металлурги собирают и изучают метеориты уже более 200 лет. Из этих исследований возникла наука о метеоритах. Хотя первые сообщения о падении метеоритов появились давно, ученые относились к ним весьма скептически. Разнообразные факты заставили их, в конце концов, поверить в существование метеоритов. В 1800–1803 несколько известных европейских химиков сообщили, что химический состав «метеорных камней» из разных мест падения схож, но отличается от состава земных пород. Наконец, когда в 1803 в Эгле (Франция) разразился ужасный «каменный дождь», усыпавший землю осколками и засвидетельствованный множеством возбужденных очевидцев, Французская академия наук вынуждена была согласиться, что это действительно были «камни с неба». Теперь считается, что метеориты – это фрагменты астероидов и комет.
Метеориты делят на «упавшие» и «найденные». Если человек видел, как метеорит падал сквозь атмосферу и затем действительно обнаружил его на земле (событие редкое), то такой метеорит называют «упавшим». Если же он был найден случайно и опознан, что типично для железных метеоритов, то его называют «найденным». Метеоритам дают имена по названиям мест, где их нашли. В некоторых случаях обнаруживается не один, а несколько осколков. Например, после метеоритного дождя 1912 в Холбруке (шт. Аризона) было собрано более 20 тыс. фрагментов.
Падение метеоритов. До тех пор пока метеорит не достиг Земли, его называют метеороидом. Метеороиды влетают в атмосферу со скоростями от 11 до 30 км/с. На высоте около 100 км из-за трения о воздух метеороид начинает нагреваться; его поверхность раскаляется, и слой толщиной в несколько миллиметров плавится и испаряется. В это время его видно как яркий метеор (см. МЕТЕОР). Расплавленное и испарившееся вещество непрерывно сносится напором воздуха – это называют абляцией. Иногда под напором воздуха метеор дробится на множество фрагментов. Проходя сквозь атмосферу, он теряет от 10 до 90% начальной массы. Тем не менее, внутреняя часть метеора обычно остается холодной, поскольку не успевает прогреться за те 10 с, что длится падение. Преодолевая сопротивление воздуха, небольшие метеориты к моменту удара о землю существенно снижают скорость полета и углубляются в грунт обычно не более чем на метр, а иногда просто остаются на поверхности. Крупные метеориты тормозятся незначительно и при ударе производят взрыв с образованием кратера, такого, например, как в Аризоне или на Луне. Крупнейшим из найденных метеоритов считается железный метеорит Гоба (Южн. Африка), вес которого оценивается в 60 т. Его никогда не сдвигали с того места, где нашли.
Каждый год несколько метеоритов подбирают сразу после их наблюдавшегося падения. К тому же все больше обнаруживают старых метеоритов. В двух местах на востоке шт. Нью-Мексико, где ветер постоянно выдувает почву, было найдено 90 метеоритов. На поверхности испаряющихся ледников в Антарктиде были обнаружены сотни метеоритов. Недавно упавшие метеориты покрыты остеклованной спекшейся коркой, которая темнее внутренней части. Метеориты представляют большой научный интерес; в большинстве крупных естественно-научных музеев и во многих университетах есть специалисты по метеоритам.
<a href=«www.krugosvet.ru/uploads/enc/images/13/1235983156b0d1.jpg» target=""_blank"">/>
МЕТЕОРИТ, возможно, прилетевший с Марса. Обнаружен в Антарктиде в 1984.
Типы метеоритов. Встречаются метеориты из различного вещества. Некоторые в основном состоят из сплава железа и никеля, содержащего до 40% никеля. Среди упавших метеоритов всего 5,7% железных, но в коллекциях их доля значительно больше, поскольку они медленнее разрушаются под влиянием воды и ветра, к тому же их легче обнаружить по внешнему виду. Если отполировать срез железного метеорита и слегка протравить кислотой, то часто на нем можно увидеть кристаллический рисунок из пересекающихся полос, образованный сплавами с различным содержанием никеля. Этот рисунок называют «видманштеттеновы фигуры» в честь А.Видманштеттена (1754–1849), первым наблюдавшего их в 1808.
/>
ЖЕЛЕЗНЫЙ МЕТЕОРИТ из Хенбери (Австралия) является типичным метеоритом металлического типа, многие из которых богаты соединениями, встречающимися в железных рудах.
Каменные метеориты подразделяют на две большие группы: хондриты и ахондриты. Наиболее часто встречаются хондриты, составляя 84,8% от всех упавших метеоритов. Они содержат округлые зерна миллиметрового размера – хондры; некоторые из метеоритов почти целиком состоят из хондр. В земных породах хондры не найдены, но похожие по размеру стекловидные зерна обнаружены в лунном грунте. Химики тщательно изучили их, поскольку химический состав хондр, вероятно, представляет первичное вещество Солнечной системы. Этот стандартный состав называют «космическим обилием элементов». В хондритах определенного типа, содержащих до 3% углерода и 20% воды, усиленно искали признаки биологического вещества, но ни в этих, ни в других метеоритах не обнаружили никаких признаков живых организмов. Ахондриты лишены хондр и по виду напоминают лунную породу.
<a href=«www.krugosvet.ru/uploads/enc/images/13/12359831569c85.jpg» target=""_blank"">/>
МЕТЕОРИТ-АХОНДРИТ
<a href=«www.krugosvet.ru/uploads/enc/images/13/1235983156b650.jpg» target=""_blank"">/>
МЕТЕОРИТ-ХОНДРИТ
Родительские тела метеоритов. Изучение минералогического, химического и изотопного состава метеоритов показало, что они являются осколками более крупных объектов Солнечной системы. Максимальный радиус этих родительских тел оцениваются в 200 км. Примерно такой размер имеют самые крупные астероиды. Оценка основана на скорости остывания железного метеорита, при которой получаются два сплава с никелем, образующие видманштеттеновы фигуры. Каменные метеориты, вероятно, были выбиты с поверхности небольших планет, лишенных атмосферы и покрытых кратерами, как Луна. Космическое излучение разрушило поверхность этих метеоритов так же, как и лунных камней. Тем не менее, химический состав метеоритов и лунных образцов настолько различается, что совершенно очевидно – метеориты прибыли не с Луны. Ученые смогли сфотографировать два метеорита в процессе падения и вычислить по фотографиям их орбиты: оказалось, что эти тела пришли из пояса астероидов. Вероятно, астероиды служат основными источниками метеоритов, хотя некоторые из них могут быть частицами испарившихся комет.
МЕТЕОР
МЕТЕОР. Слово «метеор» в греческом языке использовали для описания различных атмосферных феноменов, но теперь им обозначают явления, возникающие при попадании в верхние слои атмосферы твердых частиц из космоса. В узком смысле «метеор» – это светящаяся полоса вдоль трассы распадающейся частицы. Однако в обиходе этим словом часто обозначают и саму частицу, хотя по-научному она называется метеороидом. Если часть метеороида достигает поверхности, то ее называют метеоритом. В народе метеоры называют «падающими звездами». Очень яркие метеоры называют болидами; иногда этим термином обозначают только метеорные события, сопровождающиеся звуковыми явлениями.
Частота появления. Количество метеоров, которые может увидеть наблюдатель за определенный период времени, не постоянно. В хороших условиях, вдали от городских огней и при отсутствии яркого лунного света, наблюдатель может заметить 5–10 метеоров в час. У большинства метеоров свечение продолжается около секунды и выглядит слабее самых ярких звезд. После полуночи метеоры появляются чаще, поскольку наблюдатель в это время располагается на передней по ходу орбитального движения стороне Земли, на которую попадает больше частиц. Каждый наблюдатель может видеть метеоры в радиусе около 500 км вокруг себя. Всего же за сутки в атмосфере Земли возникают сотни миллионов метеоров. Полная масса влетающих в атмосферу частиц оценивается в тысячи тонн в сутки – ничтожная величина по сравнению с массой самой Земли. Измерения с космических аппаратов показывают, что за сутки на Землю попадает также около 100 т пылевых частиц, слишком мелких, чтобы вызывать появление видимых метеоров.
Наблюдение метеоров. Визуальные наблюдения дают немало статистических данных о метеорах, но для точного определения их яркости, высоты и скорости полета необходимы специальные приборы. Уже около века астрономы используют камеры для фотографирования метеорных следов. Вращающаяся заслонка (обтюратор) перед объективом фотокамеры делает след метеора похожим на пунктирную линию, что помогает точно определять интервалы времени. Обычно с помощью этой заслонки делают от 5 до 60 экспозиций в секунду. Если два наблюдателя, разделенные расстоянием в десятки километров, одновременно фотографируют один и тот же метеор, то можно точно определить высоту полета частицы, длину ее следа и – по интервалам времени – скорость полета.
Начиная с 1940-х годов астрономы наблюдают метеоры с помощью радара. Сами космические частицы слишком малы, чтобы их зарегистрировать, но при полете в атмосфере они оставляют плазменный след, который отражает радиоволны. В отличие от фотографии радар эффективен не только ночью, но также днем и в облачную погоду. Радар замечает мелкие метеороиды, недоступные фотокамере. По фотографиям точнее определяется траектория полета, а радар позволяет точно измерять расстояние и скорость.
Для наблюдения метеоров используют и телевизионную технику. Электронно-оптические преобразователи позволяют регистрировать слабые метеоры. Используются и камеры с ПЗС-матрицами. В 1992 при записи на видеокамеру спортивных соревнований был зафиксирован полет яркого болида, закончившийся падением метеорита.
Скорость и высота. Скорость, с которой метеороиды влетают в атмосферу, заключена в пределах от 11 до 72 км/с. Первое значение – это скорость, приобретаемая телом только за счет притяжения Земли. (Такую же скорость должен получить космический аппарат, чтобы вырваться из гравитационного поля Земли.) Метеороид, прибывший из далеких областей Солнечной системы, вследствие притяжения к Солнцу приобретает вблизи земной орбиты скорость 42 км/с. Орбитальная скорость Земли около 30 км/с. Если встреча происходит «в лоб», то их относительная скорость 72 км/с. Любая частица, прилетевшая из межзвездного пространства, должна иметь еще большую скорость. Отсутствие столь быстрых частиц доказывает, что все метеороиды – члены Солнечной системы.
<a href=«www.krugosvet.ru/uploads/enc/images/13/1235983155c97d.jpg» target=""_blank"">/>
ЯРКИЙ МЕТЕОР из потока Персеид.
Высота, на которой метеор начинает светиться или отмечается радаром, зависит от скорости входа частицы. Для быстрых метеороидов эта высота может превышать 110 км, а полностью частица разрушается на высоте около 80 км. У медленных метеороидов это происходит ниже, где больше плотность воздуха. Метеоры, сравнимые по блеску с ярчайшими звездами, образуются частицами с массой в десятые доли грамма. Более крупные метеороиды обычно разрушаются дольше и достигают малых высот. Они
www.ronl.ru
