Rommeteorer. Passering av kosmiske stråler gjennom jordens atmosfære. Hvor mye koster det å skrive oppgaven?

Fenomener observert i form av kortvarige blink som oppstår under forbrenning av små meteoriske objekter (for eksempel fragmenter av kometer eller asteroider) i jordens atmosfære. Meteorer strekker seg over himmelen, noen ganger etterlater de en smal glødende sti i noen sekunder før de forsvinner. I hverdagen kalles de ofte stjerneskudd. I lang tid ble meteorer ansett som et vanlig atmosfærisk fenomen som lyn. Først på slutten av 1700-tallet, takket være observasjoner av de samme meteorene fra forskjellige punkter, ble deres høyder og hastigheter først bestemt. Det viste seg at meteorer er kosmiske kropper som kommer inn i jordens atmosfære fra utsiden med hastigheter fra 11 km/sek til 72 km/sek, og brenner opp i den i en høyde på omtrent 80 km. Astronomer begynte seriøst å studere meteorer først på 1900-tallet.

Fordelingen over himmelen og hyppigheten av forekomst av meteorer er ofte ikke ensartet. Såkalt meteorbyger, meteorer som dukker opp på omtrent samme del av himmelen over en viss tidsperiode (vanligvis flere netter). Slike bekker får navn på konstellasjoner. For eksempel kalles meteorskuren som forekommer årlig fra omtrent 20. juli til 20. august Perseidene. Meteorregnene Lyrid (midten av april) og Leonid (midten av november) henter navnene fra henholdsvis stjernebildene Lyra og Leo. I forskjellige år meteorittbyger viser forskjellige aktiviteter. Endringen i aktiviteten til meteorregn forklares med den ujevne fordelingen av meteorpartikler i bekkene langs den elliptiske banen som skjærer jordens.

Ris. 2. Perseid-meteorregn ()

Meteorer som ikke tilhører byger kalles sporadiske. I gjennomsnitt blusser rundt 108 meteorer lysere enn 5. størrelsesorden opp i jordens atmosfære i løpet av dagen. Lyse meteorer forekommer sjeldnere, svake oftere. Ildkuler(veldig lyse meteorer) kan være synlige selv om dagen. Noen ganger blir ildkuler ledsaget av meteorittfall. Ofte er utseendet til en ildkule ledsaget av en ganske kraftig sjokkbølge, lydfenomener og dannelsen av en røykhale. Opprinnelsen og den fysiske strukturen til de store kroppene observert som ildkuler vil sannsynligvis være ganske annerledes sammenlignet med partiklene som forårsaker meteoriske fenomener.

Det er nødvendig å skille mellom meteorer og meteoritter. En meteor er ikke selve objektet (det vil si meteorlegemet), men fenomenet, det vil si dens lysende sti. Dette fenomenet vil bli kalt en meteor uavhengig av om meteorlegemet flyr vekk fra atmosfæren og ut i verdensrommet, brenner opp i det eller faller til jorden i form av en meteoritt.

Fysisk meteorologi er vitenskapen som studerer en meteoritts passasje gjennom lagene i atmosfæren.

Meteorastronomi er vitenskapen som studerer opprinnelsen og utviklingen til meteoritter

Meteorgeofysikk er vitenskapen som studerer virkningen av meteorer på jordens atmosfære.

- kropp kosmisk opprinnelse, falt på overflaten av et stort himmellegeme.

På min egen måte kjemisk oppbygning og strukturmeteoritter er delt inn i tre store grupper: stein, eller aerolitter, jern-stein, eller siderolitter, og jern - sideritter. De fleste forskeres mening er enig i at steinmeteoritter dominerer i verdensrommet (80-90 % av totalen), selv om det er samlet inn flere jernmeteoritter enn steinmeteoritter. Relativ mengde forskjellige typer Meteoritter er ganske vanskelig å identifisere, siden jernmeteoritter er lettere å finne enn steinmeteoritter. I tillegg blir steinmeteoritter vanligvis ødelagt når de passerer gjennom atmosfæren. Når en meteoritt kommer inn i de tette lagene i atmosfæren, blir overflaten så varm at den begynner å smelte og fordampe. Luftstråler blåser bort store dråper smeltet materiale fra jernmeteoritter, mens spor etter denne blåsingen blir igjen og kan observeres i form av karakteristiske hakk. Steinete meteoritter brytes ofte opp og sprer en dusj av fragmenter av forskjellige størrelser på jordens overflate. Jernmeteoritter er mer holdbare, men noen ganger brytes de i separate deler. En av de største jernmeteorittene, som falt 12. februar 1947 i Sikhote-Alin-regionen, ble oppdaget i form av et stort antall individuelle fragmenter, hvis totale vekt er 23 tonn, og selvfølgelig ikke alle fragmentene ble funnet. Den største kjente meteoritten, Goba (i Sørvest-Afrika), er en blokk som veier 60 tonn.

Ris. 3. Goba - den største meteoritten funnet ()

Store meteoritter graver seg ned til en betydelig dybde når de treffer jorden. I dette tilfellet, i jordens atmosfære i en viss høyde, blir den kosmiske hastigheten til en meteoritt vanligvis slukket, hvoretter den, etter å ha bremset ned, faller i henhold til lovene om fritt fall. Hva vil skje i en kollisjon med jorden? stor meteoritt for eksempel veie 105-108 tonn? En slik gigantisk gjenstand ville passere gjennom atmosfæren nesten uhindret, og når den falt, ville det oppstå en kraftig eksplosjon med dannelsen av en trakt (krater). Hvis slike katastrofale hendelser noen gang skjedde, bør vi finne meteorittkratere på jordoverflaten. Slike kratere finnes virkelig. Dermed har trakten til det største, Arizona, krateret en diameter på 1200 m og en dybde på omtrent 200 m. Ifølge et grovt estimat er alderen omtrent 5 tusen år. For ikke lenge siden ble flere eldgamle og ødelagte meteorittkratre oppdaget.

Ris. 4. Arizona meteorittkrater ()

Sjokk krater(meteorkrater) - en fordypning på overflaten kosmisk kropp, resultatet av fallet til en annen mindre kropp.

Oftest kalles en meteorregn med høy intensitet (med et senittimetall på opptil tusen meteorer i timen) en stjerne eller meteorregn.

Ris. 5. Stjerneregn ()

1. Melchakov L.F., Skatnik M.N. Naturhistorie: lærebok. for 3,5 karakterer gj.sn. skole - 8. utg. - M.: Utdanning, 1992. - 240 s.: ill.

2. Bakhchieva O.A., Klyuchnikova N.M., Pyatunina S.K., et al. Naturhistorie 5. - M.: Pedagogisk litteratur.

3. Eskov K.Yu. og andre Naturhistorie 5 / Utg. Vakhrusheva A.A. - M.: Balass

1. Melchakov L.F., Skatnik M.N. Naturhistorie: lærebok. for 3,5 karakterer gj.sn. skole - 8. utg. - M.: Utdanning, 1992. - s. 165, oppgaver og spørsmål. 3.

2. Hvordan heter meteorbyger?

3. Hvordan skiller en meteoritt seg fra en meteor?

4. * Tenk deg at du har oppdaget en meteoritt og ønsker å skrive en artikkel om den for et magasin. Hvordan ville denne artikkelen se ut?

Jorden, som andre planeter, opplever regelmessig kollisjoner med kosmiske kropper. Vanligvis er størrelsen liten, ikke mer enn et sandkorn, men over 4,6 milliarder år med evolusjon har det vært betydelige innvirkninger; sporene deres er synlige på overflaten av jorden og andre planeter. På den ene siden forårsaker dette naturlig bekymring og et ønske om å forutse en mulig katastrofe, og på den andre siden nysgjerrighet og tørst etter å utforske stoffet som har falt til jorden: hvem vet fra hvilke kosmiske dyp det kom? Frykt og nysgjerrighet har fulgt mennesket siden det dukket opp på planeten. Frukten av nysgjerrighet er vanligvis frigjøring fra frykt.

"FALLENDE STJERNER" - METEORRER OG BOLIDES

Interplanetære objekter hvis størrelse ikke overstiger flere hundre meter kalles vanligvis meteoroider, eller meteoroider. Når de flyr med kosmisk hastighet inn i planetens atmosfære, på grunn av kollisjoner med gassmolekyler, blir de veldig varme, knuser, smelter, fordamper og etterlater seg et glødende spor i et sekund eller to under flukt. Dette atmosfæriske fenomenet kalles meteor. Meteorer blir vanligvis sett mot en klar nattehimmel, og det er derfor de populært kalles "stjerneskudd". Den tilsynelatende lysstyrken til meteorer uttrykkes på samme måte som lysstyrken til andre himmelobjekter - i stjernestørrelse, basert på det subjektive inntrykket meteoren etterlater på observatøren.

Hvis lysstyrken til en meteor overstiger -4 m (dvs. lysstyrken til Venus), kalles den ildkule. De lyseste ildkulene er synlige selv om dagen; flukten deres er noen ganger ledsaget av lyse blink, et spor av røyk og noen ganger kraftige lyder. Ved en lysstyrke på mer enn -6 m faller vanligvis en fast rest på jordens overflate - meteoritt. De mest sannsynlige kandidatene for et meteorittfall er langsomme ildkuler som ikke viser et skarpt blink på slutten av banen, noe som indikerer ødeleggelse.

Hvis flere uavhengige observatører rapporterer nøyaktige data om ildkulens bane, er det en sjanse for å oppdage en falt meteoritt. Av spesiell verdi er foto- og videoopptak av ildkuler, nøyaktige skisser av banene deres i forhold til stjernene, som indikerer tid og sted for observasjon. Denne informasjonen skal sendes til RAS-komiteen for meteoritter:
117975 Moskva, st. Kosygina, 19; tlf. 939-02-05, [e-postbeskyttet] eller inn
International Meteor Organization (IMO) Fireball Data Center (Saarbrucker Str. 8, D-40476 Düsseldorf, Tyskland; [e-postbeskyttet].
Ytterligere informasjon finnes på Internett (http://www.imo.net).

Stjernefall - meteorbyger

Noen ganger kan du se meteor regn- et fantastisk skue med nesten samtidig masseinntreden i atmosfæren av meteoroider som beveger seg langs parallelle baner. I motsetning til en meteorregn, meteor regn refererer til flere forekomster av meteorer i omtrent samme område på himmelen over en lengre periode, for eksempel over flere netter. Hvis de synlige banene til disse meteorene fortsettes bakover, vil de krysse hverandre nær ett punkt på himmelen, kalt strålende meteor regn.

Mange meteorregn kan observeres med jevne mellomrom, på de samme dagene i året, mot bakteppet av det samme stjernebildet. På dette grunnlaget får meteorregn navn avledet fra de latinske navnene på stjernebildene der strålene deres ligger. Mange mennesker er kjent med slike "stjernefall" som Perseidene (i august), Leonidene (i november) og noen andre. For eksempel har Leonid-dusjen, observert i området til stjernebildet Leo, vært kjent siden 902.

Avsnittet "Kometer" sier at det store flertallet av meteorregn ble dannet som et resultat av oppløsningen av kometkjerner, som mistet de mest flyktige forbindelsene under gjentatte tilnærminger til solen. Derfor bruker navnene på noen meteorregn navnene på de kometene som de har blitt funnet å være assosiert med (bielider, jakobinider, etc.).

Begynnelsen av meteorittforskning

Som den berømte kjemikeren ved St. Petersburgs vitenskapsakademi Ivan Mukhin med rette skrev i 1819, "begynnelsen på legender om steiner og jernblokker som faller fra luften er tapt i det dypeste mørket i århundrer som har gått."

Meteoritter har vært kjent for mennesket i mange tusen år. Verktøy fra primitive mennesker laget av meteorittjern har blitt oppdaget. Når folk ved et uhell fant meteoritter, visste de knapt om deres spesielle opphav. Unntaket var oppdagelsen av "himmelske steiner" umiddelbart etter det storslåtte synet av deres fall. Deretter ble meteoritter gjenstander for religiøs tilbedelse. Det ble skrevet legender om dem, de ble beskrevet i kronikker, de ble fryktet og til og med lenket for at de ikke skulle fly bort til himmelen igjen.

Det er bevart informasjon om at Anaxagoras (se for eksempel boken av I.D. Rozhansky "Anaxagoras", s. 93-94) anså meteoritter for å være fragmenter av jorden eller fast stoff himmellegemer, og andre gamle greske tenkere - fragmenter av himmelhvelvet. Disse, i prinsippet, riktige ideer varte så lenge folk fortsatt trodde på eksistensen av himmelhvelvingen eller solide himmellegemer. Så, i lang tid, ble de erstattet av helt andre ideer som forklarte opprinnelsen til meteoritter av noen grunner, men ikke himmelske.

Grunnlaget for vitenskapelig meteoritikk ble lagt av Ernst Chladni (1756-1827), allerede en ganske kjent tysk akustisk fysiker på den tiden. Etter råd fra sin venn, fysiker G.Kh. Lichtenberg begynte han å samle og studere beskrivelser av ildkuler og sammenligne denne informasjonen med det som var kjent om steinene som ble funnet. Som et resultat av dette arbeidet ga Chladni i 1794 ut boken "Om opprinnelsen til jernmassene funnet av Pallas og andre lignende jernmasser og om noen beslektede naturfenomener." Spesielt i den ble en mystisk prøve av "innfødt jern" diskutert, oppdaget i 1772 av ekspedisjonen til akademiker Peter Pallas og deretter brakt til St. Petersburg fra Sibir. Som det viste seg, ble denne massen funnet tilbake i 1749 av den lokale smeden Yakov Medvedev og veide opprinnelig rundt 42 pund (omtrent 700 kg). Analyse viste at den består av en blanding av jern med steinete inneslutninger og er en sjelden type meteoritt. Til ære for Pallas ble meteoritter av denne typen kalt pallasitter. Chladnis bok beviser overbevisende at Pallas jern og mange andre steiner som "falt fra himmelen" er av kosmisk opprinnelse.

Meteoritter er delt inn i "falt" og "funnet". Hvis noen så en meteoritt falle gjennom atmosfæren og deretter faktisk ble oppdaget på jorden (en sjelden hendelse), så kalles meteoritten en "falt" meteoritt. Hvis den ble funnet ved en tilfeldighet og identifisert som en "romvesen" (som er typisk for jernmeteoritter), kalles den "funnet". Meteoritter er oppkalt etter stedene de ble funnet.

Tilfeller av meteorittfall i Russland

Den eldste registreringen av en meteoritt som falt på russisk territorium ble funnet i Laurentian Chronicle fra 1091, men den er ikke særlig detaljert. Men på 1900-tallet skjedde en rekke store meteoritthendelser i Russland. Først av alt (ikke bare kronologisk, men også når det gjelder omfanget av fenomenet) er fallet av Tunguska-meteoritten, som skjedde 30. juni 1908 (ny stil) i området ved Podkamennaya Tunguska-elven. Kollisjonen av denne kroppen med Jorden førte til en kraftig eksplosjon i atmosfæren i en høyde av ca. 8 km. Dens energi (~10 16 J) tilsvarte en eksplosjon på 1000 atombomber, lik den som ble sluppet på Hiroshima i 1945. Den resulterende sjokkbølgen sirklet rundt kloden flere ganger, og i eksplosjonen felte trær innenfor en radius på opptil 40 km fra episenteret og førte til døden av et stort antall hjort. Heldigvis skjedde dette enorme fenomenet i et øde område i Sibir, og nesten ingen mennesker ble skadet.

Dessverre, på grunn av kriger og revolusjoner, begynte studiet av Tunguska-eksplosjonsområdet bare 20 år senere. Til forskernes overraskelse fant de ikke noe, selv det mest ubetydelige, rusk ved episenteret falt kropp. Etter gjentatte og grundige studier av Tunguska-hendelsen, tror de fleste eksperter at den var assosiert med fallet av kjernen til en liten komet til jorden.

En dusj av steinmeteoritter falt 6. desember 1922 nær landsbyen Tsarev (nå Volgograd-regionen). Men spor etter det ble oppdaget først sommeren 1979. 80 fragmenter med en totalvekt på 1,6 tonn ble samlet over et område på rundt 15 kvadratmeter. km. Vekten av det største fragmentet var 284 kg. Dette er den største steinmeteoritten i massevis funnet i Russland, og den tredje i verden.

Blant de største meteorittene som er observert i løpet av høsten, er Sikhote-Alinsky. Den falt 12. februar 1947 i Fjernøsten i nærheten av Sikhote-Alin-ryggen. Den blendende ildkulen den forårsaket ble observert på dagtid (omtrent kl. 11.00) i Khabarovsk og andre steder innenfor en radius på 400 km. Etter at ildkulen forsvant, kom det et brøl og et bulder, luftstøt oppsto, og det gjenværende støvsporet forsvant sakte i omtrent to timer. Stedet der meteoritten falt ble raskt oppdaget basert på informasjon om observasjonen av ildkulen fra forskjellige punkter. En ekspedisjon av USSR Academy of Sciences under ledelse av Academician dro umiddelbart derfra. V.G. Fesenkova og E.L. Krinova - kjente forskere av meteoritter og små kropper i solsystemet. Spor etter fallet var godt synlige mot bakgrunnen av snødekket: 24 kratere med en diameter på 9 til 27 m og mange små kratere. Det viste seg at meteoritten gikk i oppløsning mens den fortsatt var i luften og falt i form av "jernregn" over et område på rundt 3 kvadratmeter. km. Alle de 3500 fragmentene som ble funnet besto av jern med små inneslutninger av silikater. Det største fragmentet av meteoritten har en masse på 1745 kg, og den totale massen av hele stoffet som ble funnet var 27 tonn. Ifølge beregninger var den opprinnelige massen til meteoroiden nær 70 tonn, og størrelsen var omtrent 2,5 m. Ved en heldig tilfeldighet falt også denne meteoritten i et ubebodd område, og ingen skade skjedd.

Og til slutt, om de siste hendelsene. En av dem skjedde også på Russlands territorium, i Bashkiria, nær byen Sterlitamak. En veldig lys ildkule ble observert 17. mai 1990 klokken 23:20. Øyenvitner rapporterte at det i noen sekunder ble lyst som dag, det ble hørt torden, knitring og støy som fikk vindusrutene til å rasle. Umiddelbart etter dette ble det oppdaget et krater med en diameter på 10 m og en dybde på 5 m i et landfelt, men kun to relativt små fragmenter av en jernmeteoritt (vekt 6 og 3 kg) og mange små ble funnet. Dessverre, da man gravde ut dette krateret med en gravemaskin, ble et større fragment av denne meteoritten savnet. Og bare et år senere oppdaget barna hoveddelen av meteoritten som veide 315 kg i dumpene med jord som ble fjernet av en gravemaskin fra krateret.

Den 20. juni 1998, rundt klokken 17 i Turkmenistan, nær byen Kunya-Urgench, falt en kondritisk meteoritt i løpet av dagen i klart vær. Før dette ble det observert en veldig lys ildkule, og i en høyde på 10-15 km var det et blink som i lysstyrke kan sammenlignes med solen, det var en lyd av en eksplosjon, et brøl og en sprekk som kunne høres på avstand opp til 100 km. Hoveddelen av meteoritten, som veide 820 kg, falt på et bomullsfelt bare noen få titalls meter fra menneskene som jobbet i den, og dannet et krater med en diameter på 5 m og en dybde på 3,5 m.

Fysiske fenomener forårsaket av en meteoroids flukt i atmosfæren

Hastigheten til et legeme som faller til jorden langveis fra, nær overflaten, overstiger alltid den andre kosmiske hastigheten (11,2 km/s). Men det kan være mye mer. Hastigheten til jordens bane er 30 km/s. Når de krysser jordens bane, kan solsystemobjekter ha hastigheter på opptil 42 km/s (= 2 1/2 x 30 km/s).

Derfor, på motsatte baner, kan meteoroiden kollidere med jorden med en hastighet på opptil 72 km/s.

Når en meteoroid kommer inn i jordens atmosfære, oppstår det mange interessante fenomener, som vi bare skal nevne. Til å begynne med samhandler kroppen med en svært sjeldnet øvre atmosfære, hvor avstandene mellom gassmolekylene er større enn størrelsen på meteoroiden. Hvis kroppen er massiv, påvirker ikke dette tilstanden og bevegelsen på noen måte. Men hvis kroppens masse ikke er mye større enn massen til molekylet, så kan den bremse helt ned allerede i øvre lag atmosfæren og vil sakte legge seg til jordens overflate under påvirkning av tyngdekraften. Det viser seg at på denne måten, det vil si i form av støv, faller hoveddelen av fast kosmisk materie på jorden. Det er anslått at rundt 100 tonn utenomjordisk materie kommer inn i jorden hver dag, men bare 1 % av denne massen er representert av store kropper som har evnen til å nå overflaten.

Merkbar retardasjon av store objekter begynner i tette lag av atmosfæren, i høyder mindre enn 100 km. Bevegelsen til et fast legeme i et gassholdig miljø er preget av Mach-tallet (M) - forholdet mellom kroppens hastighet og lydhastigheten i gassen. Mach-tallet for en meteoroide varierer med høyden, men overstiger vanligvis ikke M = 50. En sjokkbølge dannes foran meteoroiden i form av høyt komprimert og oppvarmet atmosfærisk gass. I samspill med det, varmes overflaten av kroppen opp til smelting og jevn fordampning. De innkommende gassstrålene sprayer og frakter bort smeltet og noen ganger fast knust materiale fra overflaten. Denne prosessen kalles ablasjon.

Varme gasser bak sjokkbølgefronten, samt dråper og materiepartikler som føres bort fra kroppens overflate, gløder og skaper fenomenet en meteor eller ildkule. Med en stor kroppsmasse ledsages fenomenet en ildkule ikke bare av en lys glød, men noen ganger også av lydeffekter: et høyt smell, som om fra supersoniske fly, bulder av torden, susing, etc. Hvis kroppens masse ikke er for stor, og hastigheten er i området fra 11 km/s til 22 km/s (dette er mulig på baner som "henter" jorden ), så klarer den å bremse ned i atmosfæren. Etter dette beveger meteoroiden seg med en slik hastighet at ablasjonen ikke lenger er effektiv, og den kan nå jordoverflaten uendret. Bremsing i atmosfæren kan fullstendig slukke den horisontale hastigheten til meteoroiden, og dens videre fall vil skje nesten vertikalt med en hastighet på 50-150 m/s, hvor tyngdekraften sammenlignes med luftmotstand. De fleste meteoritter falt til jorden med slike hastigheter.

Med en veldig stor masse (mer enn 100 tonn) rekker ikke meteoroiden verken å brenne opp eller bremse nevneverdig; den treffer overflaten i kosmisk hastighet. En eksplosjon oppstår, forårsaket av omdannelsen av stor kinetisk energi i kroppen til termisk energi, og et eksplosjonskrater dannes på jordoverflaten (fig. 1). Som et resultat smelter og fordamper en betydelig del av meteoritten og de omkringliggende bergartene.

Tap er ofte observert meteorbyger. De er dannet av fragmenter av meteoroider som blir ødelagt når de faller. Et eksempel er Sikhote-Alin meteorregn. Som beregninger viser, når et fast legeme går ned i de tette lagene av jordens atmosfære, virker enorme aerodynamiske belastninger på det. For eksempel, for en kropp som beveger seg med en hastighet på 20 km/s, varierer trykkforskjellen på dens fremre og bakre overflate fra 100 atm. i en høyde på 30 km opp til 1000 atm. i en høyde av 15 km. Slike laster er i stand til å ødelegge de aller fleste fallende kropper. Bare de mest holdbare monolitiske metall- eller steinmeteorittene er i stand til å motstå dem og nå jordens overflate.

I flere tiår har det vært såkalte ildkulenettverk - systemer med observasjonsposter utstyrt med spesielle kameraer for opptak av meteorer og ildkuler. Fra disse bildene blir koordinatene til et mulig meteorittnedslagssted raskt beregnet og søkt etter. Slike nettverk ble opprettet i USA, Canada, Europa og USSR og dekker territorier på omtrent 10 6 kvadratmeter. km.

Om meteorittkratere og andre konsekvenser av meteorittfall

Møter av jorden med store meteoroider skaper en fare for mennesker og alt de skaper, så vel som for jordens flora og fauna. Dessuten kan katastrofale hendelser som Tunguska utgjøre en trussel mot hele den menneskelige sivilisasjonen. Dette kan selvsagt bare skje i en kollisjon med en tilstrekkelig stor kropp, som for eksempel en asteroide eller kometkjerne. Jordens overflate lagrer spor etter slike kollisjoner i form av store kratere - de såkalte "astroblemes" (dvs. "stjernesår"). Mer enn 230 av dem er allerede oppdaget. Diametrene til de største av dem overstiger 200 km (fig. 1). Et av de godt bevarte kratrene (på grunn av sin relative ungdom) er Devil's Canyon i Arizona (USA). Diameteren er 1240 m og dybden er 170 m. I 1906 beviste geolog D. Barringer at dette krateret er av støtopprinnelse. Under studien ble det oppdaget rundt 12 tonn meteorittstoff, og det ble fastslått at det oppsto for omtrent 50 tusen år siden under fallet av en jern-nikkel-meteoritt på omtrent 60 m størrelse, som flyr med en hastighet på 20 km/s.

Ris. 1. Sperrekrater av støtopprinnelse med en diameter på 1240 m og en dybde på 170 m, som ble dannet for rundt 50 000 tusen år siden ved fallet av en jernmeteoritt som måler 30-50 m. Krateret ligger i nærheten av byen fra Winslow (Arizona, USA):

a) generell oversikt over krateret fra et fly;

b) panorama av krateret.

b) panorama av krateret.

På grunn av atmosfærisk og vannerosjon er det praktisk talt ingen eldgamle kratere som er mindre enn 1 km store igjen på jorden. Meteorkratere på Månen, Merkur, Mars og andre planeter og satellitter med tynn atmosfære eller uten i det hele tatt blir bevart mye bedre og lenger. Som beregninger viser, i løpet av de første 100 millioner årene etter dannelsen, "skrapte jorden ut" nesten all den faste substansen som beveget seg i nærheten av dens bane. Jorden fortsetter imidlertid å møte støv, steiner og til og med kilometerstore blokker på sin vei. Hvor kommer de fra? Vi vil svare på dette spørsmålet, men først vil vi bli kjent med sammensetningen og strukturen til meteorittstoff.

Sammensetning og struktur av meteorittstoff

Blant meteorittmaterialet som faller til jorden, etter antall fall, er omtrent 92% steinmeteoritter, 6% er jern og 2% er jernstein (eller henholdsvis 85, 10 og 5% av massen).

Atmosfæren fungerer som det første "filteret" som meteorittstoff må passere gjennom. Jo mer ildfast og holdbar den er, jo mer sannsynlig er det å nå jordoverflaten. Et annet filter kan betraktes som utvalget av meteoritter når de blir funnet. Jo mer en meteoritt skiller seg ut mot bakgrunnen av jordoverflaten, jo lettere er den å finne. For 30 år siden oppdaget japanske forskere at det beste stedet å finne meteoritter var Antarktis. For det første er meteoritten lett å få øye på mot bakgrunnen hvit is. For det andre er de bedre bevart i is. Meteoritter som faller andre steder på jorden er utsatt for atmosfærisk forvitring, vannerosjon og andre destruktive faktorer; Det er derfor de enten brytes ned eller ender opp med å begraves.

Hovedkomponentene i meteorittstoffet er jern-magnesiumsilikater og nikkeljern. Noen ganger er det også rikelig med jernsulfider (troilit, etc.). Vanlige mineraler inkludert i silikatene av meteorittstoff er oliviner (Fe, Mg) 2 SiO 4 (fra fayalitt Fe 2 SiO 4 til forsteritt Mg 2 SiO 4) og pyroksener (Fe, Mg) SiO 3 (fra ferrosilitt FeSiO 3 til enstatitt MgSiO 4) 3) av ulik sammensetning. De finnes i silikater enten i form av små krystaller eller glass, eller som en blanding i varierende proporsjoner. Til dags dato har rundt 300 forskjellige mineraler blitt oppdaget i meteorittstoff. Og selv om antallet øker gradvis i prosessen med å forske på nye meteoritter, er det fortsatt mer enn en størrelsesorden mindre enn antallet kjente terrestriske mineraler.

Kondritter

De mest tallrike steinmeteorittene er delt inn i to grupper: kondritter og akondritter. Kondritter er så navngitt på grunn av tilstedeværelsen av uvanlige inneslutninger av sfærisk eller elliptisk form - kondruler, inkludert i en mørkere substans - matrisen (fig. 2). Kondruler kan sees på overflaten av en meteoritts brudd, men de er best sett på den polerte overflaten av snittet. Størrelsen på kondruler varierer fra mikroskopiske til centimeter. Noen ganger opptar de opptil 50 % av volumet til meteoritten. Kondrulene og matrisen er praktisk talt ikke forskjellige i sammensetning og består hovedsakelig av finkrystallinske jern-magnesiumsilikater og glass. Men strukturen til kondruler er hovedsakelig krystallinsk. På dette grunnlaget mener noen eksperter at kondruler krystalliserte fra en smelte. Innholdet av nikkeljern i kondritter overstiger ikke 30%, og det er tilstede i form av små partikler med uregelmessig eller sfærisk form. Generelt er stoffet i kondritter relativt tett (2,0 - 3,7 g/cm3), men skjørt. En liten innsats er nok til å knuse en kondritisk meteoritt i hendene dine. Det er overraskende at kondruler så langt bare er funnet i meteoritter. Deres opprinnelse er fortsatt et mysterium, siden mekanismene for deres forekomst er ukjente.

Ris. 2. En vanlig kondritt funnet i Alan Hills-regionen i Antarktis.

Ris. 2. En vanlig kondritt funnet i Alan Hills-regionen i Antarktis. Stoffet til denne meteoritten inneholder sfæroidale inneslutninger av millimeterstørrelse - kondruler, bestående av en blanding av knuste mineraler, dannet i en protoplanetarisk tåke for omtrent 4,55 milliarder år siden.

Et annet viktig trekk ved kondritter er deres ekstremt enkle elementære sammensetning. Hvis vi ikke tar hensyn til de mest flyktige grunnstoffene (H, He, O og noen andre), viser det seg at sammensetningen av kondritter er veldig nær Solens elementære sammensetning. Dessuten kan slik nærhet spores ikke bare i hovedelementene, men også i urenhetselementene, som også tjener som viktige indikatorer. Urenhetselementer er delt inn i tre grupper: litofile (Se, Sr, Rb, Ba, Ce, Cs, Th, U, etc.), kalkofile (Cu, Zn, Sn, Pb, Ag, Hg, Cd, In, etc.). ) og siderofil (Ga, Ge, Ru, Pt, Pd, Os, Ir, Rh, etc.); de viser en affinitet for mineraler rike på henholdsvis oksygen, svovel og jern. Spesielt bergarter på jorden som har gjennomgått magmatisk differensiering inneholder hovedsakelig litofile sporelementer. Kalkofile elementer finnes på jordoverflaten bare i begrensede områder med malmforekomster, og siderofile elementer er praktisk talt fraværende. Det viste seg at i kondritiske meteoritter, sporstoffer ulike grupper er tilstede i samme proporsjoner (med mindre variasjoner) som i solen. Dette betyr at kondritter ble dannet fra materie solsammensetning og gjennomgikk ikke differensiering. Samtidig er det åpenbart at de av og til ble utsatt for oppvarming, selv om de ikke var veldig sterke, og derfor skjedde det noen strukturelle og mineralogiske endringer i dem, kalt termisk metamorfose.

Kondritter er tydelig delt inn i tre store klasser i henhold til formen av jerninnhold, mer presist etter graden av oksidasjon. Kondritter av disse klassene ble gitt følgende navn og betegnelser: enstatitt (E), vanlig (O) og karbonholdig (C). I samme rekkefølge øker innholdet av oksidert (divalent og trivalent) jern i dem. Alle kondritter er delt inn i seks petrologiske typer, der de strukturelle og mineralogiske manifestasjonene av termisk metamorfose gradvis øker (fra type 1 til type 6).

Karbonholdige kondritter

Karbonholdige kondritter (betegnet med bokstaven "C", fra engelsk carbonaceous - carbonaceous) er de mørkeste, noe som rettferdiggjør navnet deres. De inneholder mye jern, men det er nesten helt bundet i silikater. Den mørke fargen på karbonholdige kondritter skyldes hovedsakelig mineralet magnetitt (Fe 3 O 4), samt små mengder grafitt, sot og organiske forbindelser. Disse meteorittene inneholder også en betydelig andel vannholdige mineraler eller hydrosilikater (serpentin, kloritt, montmorillonitt og en rekke andre).

J. Wasson foreslo på 1970-tallet å dele karbonholdige kondritter i fire grupper (CI, CM, CO og CV) basert på den gradvise endringen i egenskapene deres. Hver gruppe har en typisk standard meteoritt, den første bokstaven i navnet er lagt til i indeksen "C" når gruppen utpekes. Typiske representanter i de nevnte gruppene er Ivuna, Migei (funnet i Ukraina, Nikolaev-regionen), Ornans og Vigarano-meteoritter. Noe tidligere, i 1956, foreslo G. Wiik å dele karbonholdige kondritter i tre grupper (CI, CII og CIII), som noen ganger kan finnes referanser til i litteraturen. Wassons grupper CI og CM tilsvarer fullt ut Wiicks grupper CI og CII, og gruppene CO og CV kan betraktes som komponenter i gruppe CIII.

I CI-kondritter opptar hydratiserte silikater det meste av volumet. Deres røntgenstudier viste at det dominerende silikatet er septekloritt (den generelle formelen for septekloritt er Y 6 (Z 4 O 10)(OH) 8, hvor Y = Fe 2+, Mg; Z = Si, Al, Fe 3+ ). Dessuten er alle hydrosilikater i amorf form, det vil si i form av glass. Det er ingen dehydrerte silikater (pyroksener, oliviner, etc., som vises ved temperaturer over 100°C) her. CI-meteoritter er et unntak blant kondritter, siden stoffet deres ikke inneholder kondriller i det hele tatt, men består av en enkelt matrise. Dette støtter ideen om at kondruler krystalliserte fra smeltet materiale, siden studier viser at materialet til CI-kondritter ikke gjennomgikk smelting. Det regnes som det mest uendrede, i hovedsak det primære stoffet i solsystemet, bevart fra kondensasjonsøyeblikket av den protoplanetariske skyen. Dette forklarer forskernes høye interesse for CI-meteoritter.

CM-kondritter inneholder bare 10-15% bundet vann (i sammensetningen av hydrosilikater), og 10-30% pyroksen og olivin er tilstede i form av kondruler.

CO- og CV-kondritter inneholder kun 1 % bundet vann og domineres av pyroksener, oliviner og andre dehydrerte silikater. De inneholder også nikkeljern i små mengder. Tilstedeværelsen av hydrosilikater reduserer merkbart tettheten av karbonholdige kondritter: fra 3,2 g/cm 3 i CV til 2,2 g/cm 3 i CI-meteoritter.

Vanlige kondritter

Vanlige kondritter heter det fordi de er de vanligste i meteorittsamlinger (Figur 2). De inkluderer tre kjemiske grupper: H, L og LL (H - fra engelsk høy, høy; L - fra lav, lav). Meteoritter av disse gruppene er like i en rekke egenskaper, men er forskjellige i det totale innholdet av jern og siderofile elementer (H > L > LL) og i forholdet mellom oksidert jern og metallisk (LL > L > H). Gruppe H kondritter spenner over petrologiske typer 3 til 6, mens gruppe L og LL kondritter spenner over petrologiske typer 3 til 7.

Strukturelle og mineralogiske trekk ved O-kondritter indikerer at disse meteorittene opplevde termisk metamorfose ved temperaturer fra omtrent 400°C (for lav petrologisk type 3) til over 950°C (for type 7) og ved sjokktrykk opp til 1000 atm. (øker med økende temperatur). Sammenlignet med de mer "vanlige" kondrittene til karbonholdige kondritter, er vanlige kondritter oftere uregelmessige i form og fylt med skadelig materiale. Det totale jerninnholdet i O-kondrittene varierer etter gruppe innenfor følgende grenser: 18-22 % (LL), 19-24 % (L), 25-30 % (H). Mengden metallisk jern øker også fra gruppe LL til L og videre til H.

Enstatittkondritter

I enstatitt (E) kondritter finnes jern hovedsakelig i metallfasen, det vil si i fri tilstand (ved null valens). Samtidig inneholder silikatforbindelsene deres svært lite jern. Nesten alt av pyroksen i dem presenteres i form av enstatitt (derav navnet på denne klassen). Strukturelle og mineralogiske trekk ved enstatittkondritter indikerer at de opplevde termisk metamorfose ved maksimale temperaturer (for kondritter), fra omtrent 600 °C til 1000 °C. Som en konsekvens er E-kondritter, sammenlignet med andre kondritter, de mest reduserte og inneholder minst mulig flyktige forbindelser.

I denne gruppen skilles det ut 3 petrologiske typer (E4, E5 og E6), hvor det kan spores en økning i tegn på termisk metamorfose. E-kondritter har også vist seg å ha store variasjoner i jern- og svovelinnhold avhengig av petrologisk type. På dette grunnlaget deler noen forskere dem videre inn i type I (som inkluderer E4 og E5) og II (E6). Kondruler i enstatittkondritter er innebygd i en mørk, fin matrise, har uregelmessige konturer og er fylt med skadelig materiale.

Differensierte meteoritter

Akkondritter

Mindre stor gruppe steinmeteoritter (ca. 10 %) er achondritter. De inneholder ikke kondruler og er ikke kjemisk lik kondritter fordi de har en ikke-solsammensetning. Akkondritter spenner fra nesten monominerale olivin- eller pyroksenbergarter til gjenstander som ligner på struktur og kjemisk sammensetning til terrestriske og månebasalter. De er fattige på jern og siderofile urenheter; de har litt forskjellig innhold av Fe, Mg og Ca. Generelt ligner disse meteorittene på magmatiske bergarter på jorden og månen som har gjennomgått magmatisk differensiering.

Det antas at akondrittene ble dannet fra grunnmateriale med kondritisk sammensetning i samme differensieringsprosess som også produserte jernmeteoritter. Akkondritter er delt inn i grupper i henhold til deres mineralsammensetning. Navnet på hver gruppe tilsvarer enten navnet på hovedmineralet eller navnet på meteoritten, som kan betraktes som en typisk representant for denne gruppen: aubritter (97 vekt% er ortoenstatitt), ureiliter (85% olivin), diogenitter (95 % ortopyroksen), howarditter (40- 80 % ortopyroksen) og eukritt (40-80 % due).

Jern og steinete jernmeteoritter

I tillegg til akondritter er differensierte meteoritter også jern- og steinete-jernmeteoritter. De tiltrekker seg betydelig interesse, ikke bare fordi de faller til jorden sjeldnere enn kondritter. De representerer også et annet stadium i utviklingen av materie i solsystemet. Mens kondritter registrerer historien om akkumulering av materie i den preplanetariske skyen og under dannelsen av planetesimaler, registrerer differensierte meteoritter sekvensen av prosesser som skjedde i meteorittenes foreldrelegemer og deres indre struktur. Jernmeteoritter ble tidligere antatt å være en del av den ødelagte kjernen til en stor foreldrekropp, på størrelse med Månen eller større.

Men nå er det kjent at de representerer mange kjemiske grupper, som i de fleste tilfeller indikerer krystalliseringen av stoffet til disse meteorittene i kjernene til forskjellige foreldrelegemer av asteroidestørrelser (i størrelsesorden flere hundre kilometer). Andre av disse meteorittene kan være prøver av individuelle metallklumper som ble spredt i deres foreldrekropper. Det er også de som bærer bevis på ufullstendig separasjon av metall og silikater, for eksempel steinete jernmeteoritter.

Stein-jern meteoritter

Stein-jernmeteoritter er delt inn i to typer, forskjellige i kjemiske og strukturelle egenskaper: palassitter og mesosideritter. Pallasitter er de meteorittene hvis silikater består av krystaller av magnesiansk olivin eller deres fragmenter innelukket i en kontinuerlig matrise av nikkeljern. Mesosideritter kalles jernsteinmeteoritter, hvis silikater hovedsakelig er rekrystalliserte blandinger av forskjellige silikater, som også inngår i metallcellene.

Jernmeteoritter

Jernmeteoritter består nesten utelukkende av nikkeljern og inneholder små mengder mineraler i form av inneslutninger. Nikkeljern (FeNi) er en fast løsning av nikkel i jern. Med et høyt nikkelinnhold (30-50%) finnes nikkeljern hovedsakelig i form av taenitt (g-fase) - et mineral med en ansiktssentrert krystallgittercelle; med et lavt (6-7%) nikkelinnhold i meteoritten består nikkeljern nesten av kamacitt ( en -fase) - et mineral med en kroppssentrert gittercelle.

De fleste jernmeteoritter har en overraskende struktur: de består av fire systemer med parallelle kamasittplater (forskjellig orientert) med mellomlag bestående av taenitt, mot en bakgrunn av en finkornet blanding av kamasitt og taenitt. Tykkelsen på kamasittplatene kan variere fra brøkdeler av en millimeter til en centimeter, men hver meteoritt har sin egen platetykkelse.

Hvis den polerte kuttoverflaten til en jernmeteoritt er etset med en sur løsning, er dens karakteristiske intern struktur i form av «Widmanstätten-figurer» (fig. 3). De er navngitt til ære for A. de Widmanstätten, som var den første som observerte dem i 1808. Slike figurer finnes bare i meteoritter og er assosiert med den uvanlig langsomme (over millioner av år) avkjølingsprosessen av nikkeljern og fasetransformasjoner i dens enkeltkrystaller.

Ris. 3. Jernmeteoritt (oktaedritt IIIA) "Baghdad".

Ris. 3. Jernmeteoritt (oktaedritt IIIA) “Baghdad”, funnet i Arizona (USA) i 1959. En stor Widmanschätten-struktur er synlig på snittet av meteoritten.

Helt til tidlig på 1950-tallet. jernmeteoritter ble klassifisert utelukkende etter deres struktur. Meteoritter med Widmanstätten-figurer begynte å bli kalt oktaedritter, siden kamacittplatene som utgjør disse figurene er plassert i fly som danner et oktaeder.

Avhengig av tykkelsen L på kamasittplater (som er relatert til det totale nikkelinnholdet), deles oktaedritter inn i følgende strukturelle undergrupper: svært grovstrukturerte (L > 3,3 mm), grovstrukturerte (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).

Noen jernmeteoritter med lavt nikkelinnhold (6-8%) viser ikke Widmanstätten-mønstre. Slike meteoritter ser ut til å bestå av en enkelt kamacitt-enkrystall. De kalles heksaedritter fordi de har et stort sett kubisk krystallgitter. Noen ganger finner man meteoritter med en mellomliggende type struktur, kalt heksaoktaedritter. Det er også jernmeteoritter som ikke har en ordnet struktur i det hele tatt - ataksitter (oversatt som "mangler rekkefølge"), der nikkelinnholdet kan variere mye: fra 6 til 60%.

Akkumuleringen av data om innholdet av siderofile elementer i jernmeteoritter gjorde det også mulig å lage deres kjemiske klassifisering. Hvis i n-dimensjonalt rom, hvis akser er innholdet av forskjellige siderofile elementer (Ga, Ge, Ir, Os, Pd, etc.), marker posisjonene til forskjellige jernmeteoritter med punkter, så vil konsentrasjonene til disse punktene (klyngene) tilsvarer slike kjemiske grupper. Blant de nesten 500 for tiden kjente jernmeteorittene er 16 kjemiske grupper tydelig skilt ut fra innholdet av Ni, Ga, Ge og Ir (IA, IB, IC, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, IIIC, IIID , IIIE, IIIF, IVA, IVB). Siden 73 meteoritter i denne klassifiseringen viste seg å være unormale (de er klassifisert som uklassifisert), er det en oppfatning at det er andre kjemiske grupper, kanskje mer enn 50, men de er ennå ikke tilstrekkelig representert i samlinger.

De kjemiske og strukturelle gruppene til jernmeteoritter er tvetydig relatert. Men meteoritter fra samme kjemiske gruppe har som regel en lignende struktur og en karakteristisk tykkelse på kamacittplater. Det er sannsynlig at meteoritter av hver kjemisk gruppe ble dannet under lignende temperaturforhold, kanskje til og med i samme morkropp.

Metoder for å studere meteoritter og deres resultater

Når rent krystallinsk jern varmes opp, er temperaturen på fasetransformasjonskamasitt (a-fase) R taenitt (g-fase) 910°C. Ved typiske gjennomsnittlige nikkelkonsentrasjoner i jernmeteoritter (7-14%), begynner g Ra -transformasjonen ved lavere temperaturer (650-750°C). Når temperaturen synker, vises kamasitt i taenitt i form av tynne ark, eller plater, orientert langs oktaederets overflater - fire plan med et tilsvarende arrangement av atomer. Derfor får jernmeteoritter i prosessen med g R en transformasjon en oktaedrittstruktur, som reflekterer retningene for fortrinnsvis vekst av kamasittplater.

Avhengig av skjæringsretningen til meteoritten i forhold til oktaedrittorienteringen til platene, har Widmanschätten-figurene et annet mønster. Selve platene i tverrsnitt ser ut som bjelker. Jo lavere nikkelinnhold i den innledende taenitten, desto høyere temperatur er fasetransformasjonen begynner og jo lenger varer veksten av kamasittplater, og jo tykkere er de ved slutten av veksten. Dette forklarer hvorfor meteoritter med høyt nikkelinnhold er finstrukturerte, og meteoritter med lavt nikkelinnhold er grovstrukturerte, opp til dannelsen av en solid kamasitt-enkelkrystall opptil 50 cm tykk, som heksaedritter.

På slutten av 1950-tallet. I jernmeteoritter oppdaget sovjetiske forskere ved hjelp av elektronmikroprobing en spesifikk M-formet profil av nikkelfordeling i tverrsnittet av taenittlag som ligger mellom kamasittlag. På 1960-tallet J. Golsteyn, W. Buchwald og andre viste at denne profilen også dannes under g R a transformasjoner i nikkeljern under avkjølingen. Det oppstår på grunn av de forskjellige diffusjonshastighetene av nikkel i kamasitt og taenitt (den er 100 ganger større i kamasitt) og den lavere løseligheten til nikkel i kamasitt enn i taenitt. Denne oppdagelsen ga astronomene en ny metode for å rekonstruere historien til meteoritter.

Ved å beregne profilene til nikkel i tenitt ved forskjellig startinnhold og sammenligne dem med de målte egenskapene i meteoritter, var det mulig å estimere kjølehastighetene til materialet til jernmeteoritter i dypet av foreldrelegemene, og følgelig størrelsene av disse organene. J. Wood foreslo en annen metode for å estimere kjølehastigheten - basert på bredden på taenittplaten og konsentrasjonen av nikkel i sentrum i forhold til gjennomsnittlig nikkelinnhold i meteoritten. Begge disse metodene ga samsvarende resultater. Det viste seg at stoffet til oktaedritter i temperaturområdet 600-400 ° C avkjølt med en hastighet på 1-10 ° C per million år, og noen ganger langsommere. Et lignende resultat ble oppnådd for jernsteinmeteoritter, hvis metall også har en oktaedrittstruktur.

Dessuten viste studiet av metallpartikler som er tilstede i meteoritter fra andre klasser at de også inneholder taenitt og kamasitt. J. Wood brukte sin teknikk, utviklet for jernmeteoritter, på kondritter og estimerte deres avkjølingshastighet. Uventet viste det seg at de fleste kondrittene avkjølte med omtrent samme hastighet som jernmeteoritter: omtrent 10 ° C per million år i temperaturområdet 550-450 ° C. En så lang avkjøling av stoffet til en rekke meteoritter betyr at under oppvarmingsperioden og titalls til hundrevis av millioner år etter det, var det dypt i dypet av foreldrekroppene.

Beregninger har vist at for å sikre en så langsom avkjøling, bør tykkelsen på det beskyttende laget, selv med svært lav varmeledningsevne (som steinete materiale med en kondritisk sammensetning), være 70-200 km. Dette betyr at minimumsdiameteren til de primære foreldrelegemene til meteoritter av forskjellige klasser var omtrent 140-400 km, og dette tilsvarer nøyaktig størrelsen på store asteroider.

Så foreldrekroppene til de fleste meteoritter var store asteroider, og noen hadde smeltede kjerner, som krevde en temperatur på minst 1200-1400 °C (for et stoff med kondritisk sammensetning). Kilden til oppvarming av asteroidene kan enten være radioaktive elementer (for eksempel Al 26-isotopen, som med en halveringstid på 760 tusen år blir til Mg 26, og frigjør mye energi), eller induktive strømmer som kan eksiteres i asteroidene ved den kraftige stjernevinden til den unge solen. Men så langt er dette hypoteser som ikke har fått pålitelig bekreftelse. I tillegg viser en rekke meteoritter fra vitenskapelige samlinger ikke tegn til å være i dypet av foreldrekroppene.

Epoken med sekundær oppvarming av noen meteoritter ble bestemt ved hjelp av helium-argon-metoden. Den er basert på å måle innholdet av He og Ar, som oppstår i et stoff under det radioaktive forfallet av henholdsvis Th og K 40. Ved lave temperaturer holdes disse gassene tilbake av stoffet, men ved høye temperaturer begynner de å lekke ut av det (diffuse). Dessuten begynner heliumdiffusjon ved temperaturer over 200 °C, og argon - over 300 °C. Foreldrene til meteoritter eller meteoroidene i seg selv kan varmes opp til slike temperaturer ikke bare av energien fra radioaktivt forfall, men også ved kollisjoner med andre kropper eller tilnærming til solen. Denne tiden for noen enstatittkondritter er omtrent 600 millioner år, noe som er i samsvar med den lange perioden med avkjøling fra høye temperaturer. Dette er en annen bekreftelse (foruten petrologisk) på en lang periode med avkjøling av kondritiske meteoritter fra høye temperaturer.

Det er også mulig å estimere perioden med uavhengig eksistens av meteoroiden som ga opphav til en bestemt meteoritt, det vil si tidsintervallet fra fragmenteringen av foreldrekroppen til meteorittens fall til jorden. Dette romalderen En meteoritt bestemmes av tettheten av spor etterlatt i stoffet av kosmiske partikler av sol eller galaktisk opprinnelse. De trenger ikke dypt inn, men dveler i et lag som er omtrent 1 m tykt. Hvis et fragment bryter av fra moderkroppen og lever uavhengig i interplanetarisk rom i noen tid, så bestemmes dens kosmiske alder av alderen til dens mest "friske" side. Det viste seg at de kosmiske aldre av meteoritter er forskjellige ulike klasser. Spesielt for enstatittkondritter var det mulig å måle to ganske unge aldre: 7 og 20 millioner år. Og noen "kosmiske" klokker av jern-nikkel er mye eldre: de er omtrent 700 millioner år gamle. Det kan imidlertid ikke utelukkes at overflaten til kondrittene, som er mest mettet med spor av kosmiske partikler, delvis blir ødelagt når de passerer gjennom jordens atmosfære, noe som kan føre til en feilvurdering av forskjellen i deres alder sammenlignet med mer holdbart jern meteoritter. Den absolutte alderen til meteoritter bestemmes av rubidium-strontium-metoden: forfallet av den langlivede isotopen Rb 87 produserer stabil Sr 87; Ved å måle innholdet i forhold til den stabile isotopen Sr 86, finner man meteorittens alder. Det viser seg å være innenfor området 4,5-4,7 milliarder år, akkurat som for terrestriske bergarter.

Den komplekse historien til meteorittstoff

Det er et annet viktig argument til fordel for asteroideopprinnelsen til de fleste meteoritter. Stoffet til meteoritter representerer i mange tilfeller et komplekst konglomerat av materialer som kunne ha oppstått under forskjellige, noen ganger til og med uforenlige, forhold. Karbonholdige kondritter, som ofte er primitive i sammensetning, inneholder inneslutninger av materialer som er karakteristiske for vanlige, enstatitt- eller til og med jernmeteoritter, og omvendt. Et fantastisk eksempel på et slikt stoff er Kaidun-meteoritten, som veier 850 g, som falt 3. desember 1980 på territoriet til en sovjetisk militærbase i Yemen. Partikler av tre typer karbonholdige kondritter, en vanlig kondritt, to enstatittkondritter, samt vannforandrede partikler av metallisk jern ble funnet i den. Dette er sannsynligvis et fragment av en kropp som hadde en svært kompleks historie.

Denne strukturen av meteoritter var vanskelig å forklare før på 1970-tallet. Men når man studerte prøver av månejord levert til jorden, viste det seg at de ofte er blandinger av stoffer fra forskjellige områder av månens overflate. Månejorden blandes gjentatte ganger av nedslagene fra meteoritter som bombarderer månen. Det samme bør skje med materien på overflaten til asteroider. Satellittbilder av asteroidene 951 Gaspra, 243 Ida, 253 Matilda og 433 Eros bekrefter at formen deres er uregelmessig og overflaten er dekket av mange kratere. Dette er åpenbart et resultat av kollisjoner av asteroider med hverandre og med flere små kropper. Av denne grunn er overflaten til asteroider, som måneoverflaten, dekket med et lag med knust materiale - regolit. I den nåværende epoken er den gjennomsnittlige relative hastigheten til asteroider i hovedbeltet, bestemt av naturen til banene deres, omtrent 5 km/s. Ved denne hastigheten bærer hvert kilo materie kinetisk energi på omtrent 10 7 J. I kollisjonsøyeblikket mest av Denne energien blir til varme, noe som fører til eksplosjon, smelting og fordampning av en betydelig del av stoffet i de kolliderende kroppene. Ved denne støthastigheten når eksplosjonstrykket 1,5 Mbar. En betydelig del av energien blir til mekanisk energi av sjokkbølger og går til å knuse, spre eller omvendt komprimere (avhengig av retningen og avstanden fra eksplosjonsstedet) det omkringliggende stoffet til asteroiden.

Det var en periode i solsystemets historie da den relativt rolige, med relative hastigheter på mindre enn 1 km/s, bevegelsen til hovedbelteasteroidene var utsatt for sterke forstyrrelser fra den voksende Jupiter, og disse kroppene selv, som hadde forskjellige komposisjoner ved forskjellige heliosentriske avstander, ble sterkt "blandet" . Asteroider av forskjellig type med vesentlig forskjellig sammensetning av materie havnet i tilstøtende eller kryssende baner. Under deres kollisjoner og fragmentering akkumulerte materialer som oppsto under forskjellige fysisk-kjemiske forhold i overflatelagene til mange asteroider. Foreldrekroppen til Kaidun-meteoritten, for eksempel, kunne bevege seg langs en svært langstrakt bane, kollidere med kropper med forskjellige sammensetninger underveis og som det var "samle" prøver av stoffet deres. Det er mulig at denne morkroppen ikke var en asteroide med en uregelmessig bane, men en kometkjerne som hadde brukt opp sin tilførsel av flyktige forbindelser.

Beregninger viser at når et stort krater dannes på en asteroide som er omtrent 200 km stor, er omtrent 85 % av stoffet som kastes ut av eksplosjonen ikke i stand til å overvinne tyngdekraften til asteroiden (selv om rømningshastigheten fra overflaten bare er 50 m) /s). Fødselen av et nedslagskrater på en asteroide er ledsaget av dannelsen av en kortvarig "atmosfære" av steiner og støv, som etter en tid legger seg og dekker hele overflaten. Tykkelsen på dette laget avhenger av kraften til støtet og følgelig volumet av utkastet stoff. Sprekker som vises når flere kropper faller ned på en asteroide, kan gradvis fragmentere den (hvis den er stor nok), og påfølgende fall av kropper vil allerede forekomme i fragmentert materiale. Jo mer asteroiden er fragmentert og løsnet, jo raskere dør vibrasjonene i den ut. I dette tilfellet absorberes energien til den fallende kroppen i et mindre volum, ledsaget av kraftigere effekter. Mest sannsynlig, med en slik "komprimering" av heterogen materie på overflaten til asteroider over titalls og hundrevis av millioner år, ble det dannet noen prøver som falt som meteoritter til jorden.

Avfall fra andre planeter?

Det som er beskrevet i dette avsnittet ser ut til å motsi det som nettopp ble sagt om "mykheten" til meteorittnedslag. Det viser seg at rombombardement ikke bare kan "skånsomt blande" jorden til planeter og asteroider, men også kaste den ut i verdensrommet og overføre den fra en planet til en annen. Det er fortsatt lite klarhet i disse spørsmålene, men resultatene av uventede funn gjør at vi tar dem veldig alvorlig.

For å overvinne jordens tyngdekraft (selv uten å ta hensyn til atmosfærisk motstand), kreves det en hastighet på mer enn 11,2 km/s; for Mars er det 5 km/s, og for månen 2,4 km/s. Bare ved denne eller høyere starthastighet kan fragmenter av planeter falle ut i verdensrommet og, når de vandrer dit, bli fanget av andre planeter. Inntil nylig virket en slik prosess umulig. Men det ser ut til at astronomer undervurderte naturens fantasi. Nå er mange eksperter sikre på at fragmenter av månen og Mars er funnet på jorden. Kanskje kan nedslagene av store meteoritter faktisk "skyte ut" partikler av planeter ut i verdensrommet.

Måne- og marsmeteoritter

Når man sammenlignet prøver av månen levert til jorden med en gruppe meteoritter som ligner på dem, viste det seg at de var praktisk talt det samme stoffet. I dag er det ikke lenger noen tvil om at lenge før romflyvninger samlet prøver av månejord støv i meteorittsamlinger. Riktignok var det nødvendig å fly til månen for å bevise dette.

I tillegg, blant meteoritter, ble det identifisert en gruppe som skiller seg sterkt i egenskaper fra andre, men medlemmene ligner hverandre. Denne gruppen ble kalt SNC, etter de første bokstavene i navnene til deres typiske representanter - Shergotty-, Nakhla- og Chassigny-meteorittene. Nå er 12 slike meteoritter kjent og det antas at de kom til jorden fra Mars. Dette indikeres av den kjemiske og, svært viktig, isotopiske sammensetningen av mikroskopiske gassbobler i en av meteorittene i denne gruppen, EETA 79001, som sammenfaller med sammensetningen av atmosfæren på Mars målt av Viking-sonderne i 1976 (se mer i kapittelet "Mars" .)

Fossiler fra gammelt liv på mars?

En av "Mars"-meteorittene, ALH 84001 som veide 1,9 kg, funnet i Antarktis i Alan Hills-regionen og tilordnet SNC-gruppen, forårsaket en ekte sensasjon (fig. 4). Å studere stoffet ALH 84001 avslørte dets mest interessante historie. Stoffet til denne meteoritten oppsto fra flytende magma for 4,5 milliarder år siden, da Mars fortsatt dannet seg. Så, for 3,9 milliarder år siden, gjennomgikk stoffet en sterk påvirkning, og etterlot seg mange sprekker. Et enda kraftigere slag for 16 millioner år siden kastet den fra overflaten av Mars ut i verdensrommet, der den befant seg før den møtte jorden. Og til slutt, for 13 tusen år siden, falt en meteoritt på isen i Antarktis, hvor den forble til i dag.

Ris. 4. Meteoritt ALH 84001 av marsopprinnelse.

Ris. 4. ALH 84001-meteoritten er av Mars opprinnelse, inkludert, som noen forskere tror, ​​fossiliserte avfallsprodukter fra Mars-bakterier.

Men dette er ikke det mest interessante: etter 1,5 års forskning rapporterte en gruppe amerikanske forskere i august 1996 at denne meteoritten kan inneholde eldgamle fossiler av overjordisk biologisk opprinnelse. Nær meteorittens overflate ble det oppdaget mange ovale formasjoner, lik fossiliserte kolonier av de eldste terrestriske bakteriene. Men størrelsen deres (10-100 nm) er 100-1000 ganger mindre enn typiske terrestriske bakterier.

I flere år ble denne meteoritten nøye studert av spesialister fra forskjellige vitenskaper. Mange argumenter har dukket opp både for og mot den "biologiske" hypotesen (se mer i kapittelet "Mars"). Disse studiene tvang forskerne til å ta en ny titt på ideen om panspermia (spredningen av mikroskopiske embryoer av liv i hele universet), som hadde blitt kritisert i mange år. Kanskje meteoritter er selve bærerne av liv som brakte det fra et sted til jorden?

Om uløste problemer

Det pågår fortsatt diskusjoner om korrespondansen mellom meteoritter av forskjellige klasser og asteroider av forskjellige typer. Spesielt hvorfor de optiske egenskapene til de mest tallrike asteroidene av S-typen ikke sammenfaller med de samme egenskapene til de hyppigst fallende kondrittene til jorden.

Men viktigst av alt, det himmelmekaniske problemet med å transportere materie fra asteroidebeltet til jordens bane har ennå ikke blitt trygt løst. Det antas at de mest sannsynlige kildene til meteoritter er asteroider som nærmer seg jorden - Atonians, Apollonians og Amurians (se kapittel "Asteroider"). Imidlertid er de alle små: den største av dem, 1036 Ganymede og 433 Eros, har gjennomsnittlige diametre på 38,5 og 22 km. Generelt er bestanden av jordnære asteroider ennå ikke studert nok til å betrakte dem som hovedkilden til meteorittstoff.

Den direkte studien av planeter og asteroider med romsonder, som har begynt i dag, vil gjøre det mulig å koble deres egenskaper med egenskapene til meteoritter studert i detalj i laboratoriet. Dette vil gjøre meteoritter til et enda mer verdifullt vitne til historien til planetsystemet vårt, og kanskje andre verdener.

BIBLIOGRAFI:

Rozhansky I.D. Anaxagoras. M: Nauka, 1972

Getman V.S. Solens barnebarn. M: Nauka, 1989.

Fleisher M. Ordbok over mineralarter. M: "Mir", 1990, 204 s.

Simonenko A.N. Meteoritter er fragmenter av asteroider. M: Nauka, 1979.