Космічні метеори. Проходження космічного проміння через атмосферу землі. Скільки коштує написати твою роботу

Явлення, що спостерігаються у вигляді короткочасних спалахів, що виникають при згорянні в земній атмосфері дрібних метеорних об'єктів (наприклад, уламків комет або астероїдів). Метеори проносяться по небу, іноді залишаючи за собою на кілька секунд вузький слід, що світиться, після чого зникають. У побуті їх нерідко називають зірками, що падають. Довгий час метеори вважалися звичайним атмосферним явищем типу блискавки. Лише наприкінці XVIII століття, завдяки спостереженням тих самих метеорів із різних пунктів, було вперше визначено їх висоти і швидкості. З'ясувалося, що метеори є космічними тілами, які приходять в атмосферу Землі ззовні зі швидкостями від 11 до 72 км/сек, і на висоті близько 80 км згоряють у ній. Серйозно займатися дослідженням метеорів астрономи почали лише у XX столітті.

Розподіл небом і частота появи метеорів найчастіше є рівномірними. Систематично виникають так звані метеорні потоки, метеори яких з'являються приблизно в одній і тій же частині піднебіння протягом певного проміжку часу (зазвичай кілька ночей). Таким потокам надаються назви сузір'їв. Наприклад, метеорний потік, що виникає щорічно приблизно з 20 липня до 20 серпня, називається Персеїдами. Метеорні потоки Лірид (середина квітня) та Леонід (середина листопада) отримали свою назву відповідно від сузір'їв Ліри та Лева. У різні рокиметеоритні потоки виявляють різну активність. Зміна активності метеорних потоків пояснюється нерівномірним розподілом метеорних частинок потоках вздовж еліптичної орбіти, що перетинає земну.

Мал. 2. Метеорний потік Персеїди ()

Спорадичними називаються метеори, що не належать до потоків. У атмосфері Землі протягом доби спалахує загалом близько 108 метеорів яскравіше 5 зіркової величини. Яскраві метеори виникають рідше, слабкі – частіше. Боліди(Дуже яскраві метеори) можуть бути видно навіть вдень. Іноді боліди супроводжуються випаданням метеоритів. Нерідко поява боліда супроводжується досить потужною ударною хвилею, звуковими явищами, і навіть утворенням димового хвоста. Походження та фізична будова великих тіл, що спостерігаються як боліди, ймовірно, досить різна в порівнянні з частинками, що викликають метеорні явища.

Слід розрізняти метеори та метеорити. Метеором називається не сам об'єкт (тобто метеорне тіло), а явище, тобто його слід, що світиться. Це явище називатиметься метеором незалежно від того, чи відлетить метеорне тіло з атмосфери в космічний простір, чи згорить у ній чи впаде на Землю у вигляді метеорита.

Фізична метеорологія – це наука, яка вивчає проходження метеориту через шари атмосфери.

Метеорна астрономія - це наука, яка вивчає походження та еволюцію метеоритів

Метеорна геофізика – це наука, яка вивчає вплив метеорів на атмосферу Землі.

- Тіло космічного походження, що впало на поверхню великого небесного об'єкта.

По своєму хімічного складута структурі метеорити поділяють на три великі групи: кам'яні, або аероліти, залізокам'яні, або сидероліти, та залізні - сидерити. Думка більшості дослідників сходиться у цьому, що у космічному просторі переважають кам'яні метеорити (80-90% від загальної кількості), хоча залізних метеоритів зібрано більше, ніж кам'яних. Відносна кількість різних типівМетеоритів визначити досить складно, оскільки залізні метеорити знаходити легше, ніж кам'яні. Крім того, кам'яні метеорити при проходженні крізь атмосферу зазвичай руйнуються. При вході метеориту в щільні шари атмосфери його поверхня настільки нагрівається, що починає плавитися і випаровуватися. З залізних метеоритів струменя повітря здувають великі краплі розплавленої речовини, при цьому сліди цього здування залишаються, і їх можна спостерігати у вигляді характерних виїмок. Кам'яні метеорити часто подрібнюються, розсипаючи на поверхню Землі цілий дощ із уламків різних розмірів. Залізні метеорити міцніші, але вони іноді розламуються на окремі шматки. Один із найбільших залізних метеоритів, що впав 12 лютого 1947 року в районі Сіхоте-Аліня, був виявлений у вигляді великої кількості окремих уламків, загальна вага яких становить 23 тонни, при цьому, природно, було знайдено не всі уламки. Найбільший з відомих метеоритів, Гоба (у Південно-Західній Африці), являє собою брилу вагою 60 тонн.

Мал. 3. Гоба – найбільший знайдений метеорит ()

Великі метеорити при ударі по Землю зариваються на значну глибину. При цьому в атмосфері Землі на певній висоті космічна швидкість метеорита зазвичай гаситься, після чого загальмувавши, він падає за законами вільного падіння. Що ж станеться при зіткненні із Землею великого метеорита, наприклад, вагою 105-108 т? Такий гігантський об'єкт практично безперешкодно пройшов би крізь атмосферу, і за його падіння стався б найсильніший вибух із утворенням воронки (кратера). Якщо такі катастрофічні явища будь-коли відбувалися, ми мали б знаходити метеоритні кратери лежить на Землі. Такі кратери справді існують. Так, вирва найбільшого, Аризонського, кратера має діаметр 1200 м-коду і глибину близько 200 м-коду. За приблизною оцінкою, його вік становить близько 5 тисяч років. Нещодавно було виявлено ще кілька давніших і зруйнованих метеоритних кратерів.

Мал. 4. Аризонський метеоритний кратер ()

Ударний кратер(Метеоритний кратер) - поглиблення на поверхні космічного тіла, результат падіння іншого тіла меншого розміру

Найчастіше зоряним або метеорним дощем називають метеорний потік великої інтенсивності (з зенітним годинником до тисячі метеорів на годину).

Мал. 5. Зірковий дощ ()

1. Мельчаков Л.Ф., Скатник М.М. Природознавство: навч. для 3,5 кл. середовищ. шк. - 8-ме вид. - М: Просвітництво, 1992. - 240 с.: іл.

2. Бахчієва О.А., Ключникова Н.М., Пятуніна С.К., та ін. Природознавство 5. - М.: Навчальна література.

3. Єськов К.Ю. та ін. Природознавство 5 / За ред. Вахрушєва А.А. - М: Балас

1. Мельчаков Л.Ф., Скатник М.М. Природознавство: навч. для 3,5 кл. середовищ. шк. - 8-ме вид. - М: Просвітництво, 1992. - с. 165, завдання та питання. 3.

2. Як дають назву метеоритним потокам?

3. Чим метеорит відрізняється від метеору?

4. * Уявіть, що ви виявили метеорит і хочете написати про це статтю до журналу. Як виглядала б ця стаття?

Земля, як і інші планети, регулярно відчуває зіткнення з космічними тілами. Зазвичай їх розмір невеликий, трохи більше піщинки, але з 4,6 млрд. років еволюції траплялися і відчутні удари; їх сліди помітні на Землі та інших планет. З одного боку, це викликає природний занепокоєння і бажання передбачати можливу катастрофу, а з іншого - цікавість і спрагу дослідити речовину, що потрапила на Землю: хто знає, з яких космічних глибин вона прибула? Страх і допитливість супроводжують людину з його появи планети. Плодом допитливості, як правило, є звільнення від страху.

"ПАДАЮЧІ ЗІРКИ" - МЕТЕОРИ І БОЛІДИ

Міжпланетні об'єкти, розмір яких не перевищує кількох сотень метрів, прийнято називати метеорними тілами, або метеороїдами. Влітаючи з космічною швидкістю в атмосферу планети, вони через зіткнення з молекулами газу сильно нагріваються, дробляться, плавляться, випаровуються і залишають за собою в польоті слід, що світиться секунду-другу. Це атмосферне явище називають метеором. Зазвичай метеори помічають на тлі ясного нічного неба, тому в народі їх називають "зірками, що падають". Видимо яскравість метеорів виражають так само, як яскравість інших небесних об'єктів - в зоряних величинах, ґрунтуючись на суб'єктивному враженні, яке метеор залишає у спостерігача.

Якщо яскравість метеора перевищує -4 m (тобто яскравість Венери), його називають болідом.Найбільш яскраві боліди видно навіть удень; їхній політ іноді супроводжується яскравими спалахами, димним слідом, а часом і потужними звуками. При яскравості понад -6 м на поверхню Землі зазвичай випадає твердий залишок - метеорит. Найбільш вірогідними кандидатами на випадання метеорита є повільні боліди, що не демонструють наприкінці траєкторії різкого спалаху, що означає руйнування.

Якщо кілька незалежних спостерігачів повідомляють точні дані про траєкторію боліду, тобто ймовірність виявити метеорит. Особливу цінність становлять фото- та відеозаписи болідів, точні замальовки їх траєкторій щодо зірок із зазначенням часу та місця спостереження. Цю інформацію слід надсилати до Комітету з метеоритів РАН:
117975 Москва, вул. Косигіна, 19; тел. 939-02-05, [email protected]або в
International Meteor Organization (IMO) Fireball Data Centre (Saarbrucker Str. 8, D-40476 Duesseldorf, Німеччина); [email protected].
Додаткову інформацію можна знайти в Інтернеті (http://www.imo.net).

Зіркопади - метеорні дощі

Іноді можна спостерігати метеорний дощ- захоплююче видовище майже одночасного масового входу в атмосферу метеороїдів, що рухаються паралельними траєкторіями. На відміну від метеорного дощу, метеорним потокомназивають множинну появу метеорів приблизно в одній і тій же області неба протягом більшого проміжку часу, наприклад, протягом декількох ночей. Якщо видимі шляхи цих метеорів продовжити назад, вони перетнуться поблизу однієї точки неба, званої радіантомметеорного потоку.

Багато метеорних потоків можна спостерігати періодично, в ті самі дні року, на тлі одного і того ж сузір'я. На цій підставі метеорним потокам надають назви, утворені від латинських імен тих сузір'їв, в яких лежать їхні радіанти. Багатьом знайомі такі "зіркопади", як Персеїди (у серпні), Леоніди (у листопаді) та деякі інші. Наприклад, потік Леоніди, що спостерігається в районі сузір'я Лева, відомий з 902 року.

У розділі "Комети" йдеться про те, що абсолютна більшість метеорних потоків утворилася в результаті розпаду ядер комет, які втратили летючі сполуки при неодноразових зближеннях із Сонцем. Тому в назвах деяких метеорних потоків використовують імена тих комет, з якими, як було встановлено, вони пов'язані (Біеліди, Джакобініди тощо).

Початок метеоритних досліджень

Як слушно писав у 1819 р. відомий хімік Петербурзької Академії наук Іван Мухін, "початок переказів про скидаючі з повітря камені і залізні брили втрачається в глибокій темряві століть, що пройшли".

Метеорити відомі людині вже багато тисяч років. Виявлено знаряддя первісних людей, виготовлені з метеоритного заліза. Випадково знаходячи метеорити, люди навряд чи здогадувалися про їхнє особливе походження. Виняток становили знахідки "небесного каміння" відразу після грандіозного видовища їх падіння. Тоді метеорити ставали предметами релігійного поклоніння. Про них складали легенди, їх описували в літописах, боялися і навіть приковували ланцюгами, щоб знову не полетіли на небо.

Збереглися відомості, що Анаксагор (див., наприклад, книгу І.Д. Рожанського "Анаксагор", с. 93-94) вважав метеорити уламками Землі або твердих небесних тіл, а інші давньогрецькі мислителі – уламками небесної тверді. Ці, в принципі, правильні уявлення протрималися доти, доки люди ще вірили у існування небесної тверді чи твердих небесних тіл. Потім на довгий час їх змінили зовсім інші ідеї, які пояснювали походження метеоритів будь-якими причинами, але не небесними.

Основи наукової метеоритики заклав Ернст Хладні (1756-1827), вже досить відомий на той час німецький фізик-акустик. За порадою свого друга, фізика Г.Х. Ліхтенберга, він зайнявся збором та вивченням описів болідів та порівнянням цієї інформації з тією, що була відома про знайдені камені. В результаті цієї роботи Хладні в 1794 р. видав книгу "Про походження знайденої Палласом та інших подібних до неї залізних мас і про деякі пов'язані з цим явища природи". У ній, зокрема, обговорювався загадковий зразок "самородного заліза", виявлений 1772 р. експедицією академіка Петра Палласа і згодом доставлений до Петербурга з Сибіру. Як виявилося, ця маса була знайдена ще 1749 р. місцевим ковалем Яковом Медведєвим і спочатку важила близько 42 пудів (близько 700 кг). Аналіз показав, що вона складається із суміші заліза з кам'янистими включеннями і є рідкісним типом метеориту. На честь Палласа метеорити цього були названі палласитами. У книзі Хладні переконливо доведено, що Палласове залізо і багато інших каменів, що "впали з неба", мають космічне походження.

Метеорити ділять на "впалі" та "знайдені". Якщо хтось бачив, як метеорит падав крізь атмосферу і потім його справді виявили на землі (подія рідкісна), то такий метеорит називають "упавшим". Якщо ж його було знайдено випадково й упізнано як " космічний прибулець " (що притаманно залізних метеоритів), його називають " знайденим " . Метеоритам дають імена назви місць, де їх знайшли.

Випадки падіння метеоритів біля Росії

Найстаріша запис про падіння метеорита біля Росії виявлено Лаврентьевской літописі 1091 р., але він дуже докладна. Натомість у XX столітті в Росії відбулася низка великих метеоритних подій. Насамперед (як хронологічно, а й у масштабу явища) це падіння Тунгуського метеорита, що сталося 30 червня 1908 р. (за новим стилем) у районі річки Підкам'яна Тунгуська. Зіткнення цього цього тіла із Землею призвело до найсильнішого вибуху в атмосфері на висоті близько 8 км. Його енергія (~10 16 Дж) була еквівалентна вибуху 1000 атомних бомб, подібним до скинутої на Хіросіму в 1945 р. Виникла при цьому ударна хвиля кілька разів обійшла земну кулю, а в районі вибуху повалила дерева в радіусі до 40 км від епіцентру загибелі великої кількості оленів. На щастя, це грандіозне явище сталося у безлюдному районі Сибіру і майже ніхто з людей не постраждав.

На жаль, через війни та революції дослідження району Тунгуського вибуху почалося лише через 20 років. На подив вчених, вони не виявили в епіцентрі жодних, навіть незначних уламків тіла, що впало. Після багаторазових та ретельних досліджень Тунгуської події більшість фахівців вважають, що вона була пов'язана з падінням на Землю ядра невеликої комети.

Дощ кам'яних метеоритів випав 6 грудня 1922 р. поблизу села Царів (нині Волгоградської області). Але його сліди було виявлено лише влітку 1979 р. Зібрано 80 осколків загальною вагою 1,6 тонни площі близько 15 кв. км. Вага найбільшого фрагмента склала 284 кг. Це найбільший за масою кам'яний метеорит, знайдений у Росії, і третій у світі.

До найбільших, які спостерігалися під час падіння метеоритів, належить Сихоте-Алинский. Він упав 12 лютого 1947 р. на Далекому Сході на околицях хребта Сіхоте-Алінь. Викликаний ним сліпучий болід спостерігали вдень (близько 11 год. ранку) в Хабаровську та інших місцях у радіусі 400 км. Після зникнення боліда лунали гуркіт і гул, відбувалися струси повітря, а пиловий слід, що залишився, повільно розсіювався близько двох годин. Місце падіння метеорита швидко виявили за даними спостереження боліда з різних пунктів. Туди негайно вирушила експедиція Академії наук СРСР під проводом акад. В.Г. Фесенкова та Є.Л. Крінова – відомих дослідників метеоритів та малих тіл Сонячної системи. Сліди падіння були добре видно на тлі снігового покриву: 24 кратери діаметром від 9 до 27 м і безліч дрібних воронок. Виявилося, що метеорит ще в повітрі розпався і випав у вигляді залізного дощу на площі близько 3 кв. км. Усі знайдені 3500 уламків складалися із заліза з невеликими включеннями силікатів. Найбільший фрагмент метеориту має масу 1745 кг, а загальна маса всієї знайденої речовини склала 27 т. За розрахунками початкова маса метеороїду була близькою до 70 тонн, а розмір - близько 2,5 м. Завдяки щасливому випадку цей метеорит також впав у ненаселеному районі, і ніхто не постраждав.

І нарешті, про останні події. Одне також сталося біля Росії, в Башкирії, поблизу м. Стерлітамак. Дуже яскравий болід спостерігали 17 травня 1990 о 23 год 20 хв. Очевидці повідомили, що на кілька секунд стало ясно, як удень, пролунали грім, тріск і шум, від яких задзвеніли шибки. Відразу після цього на заміському полі виявили кратер діаметром 10 м і глибиною 5 м, але знайшли лише два відносно невеликі фрагменти залізного метеориту (вагою 6 і 3 кг) і багато дрібних. На жаль, при розробці цього кратера за допомогою екскаватора було пропущено більший фрагмент цього метеориту. І лише через рік діти виявили у відвалах ґрунту, витягнутого екскаватором з кратера, основну частину метеориту вагою 315 кг.

20 червня 1998 р., близько 17 години у Туркменії, поблизу міста Куня-Ургенч вдень за ясної погоди впав хондритовий метеорит. Перед цим спостерігався дуже яскравий болід, причому на висоті 10-15 км стався спалах, який можна порівняти за яскравістю із Сонцем, пролунав звук вибуху, гуркіт і тріск, які були чутні на відстань до 100 км. Основна частина метеорита вагою 820 кг впала на бавовняне поле всього за кілька десятків метрів від людей, що працювали на ньому, утворивши воронку діаметром 5 м і глибиною 3,5 м.

Фізичні явища, спричинені польотом метеороїда в атмосфері

Швидкість тіла, падаючого Землю здалеку, поблизу її завжди перевищує другу космічну швидкість (11,2 км/с). Але вона може бути і значно більшою. Швидкість руху Землі орбітою становить 30 км/с. Перетинаючи орбіту Землі, об'єкти Сонячної системи може мати швидкість до 42 км/с (= 2 1/2 x 30 км/с).

Тому на зустрічних траєкторіях метеороїд може зіткнутися із Землею зі швидкістю до 72 км/с.

При вході метеороїда в земну атмосферу відбувається багато цікавих явищ, про які ми лише згадаємо. Спочатку тіло вступає у взаємодію з дуже розрідженою верхньою атмосферою, де відстані між молекулами газу більші за розмір метеороїду. Якщо тіло масивне, це ніяк не впливає на його стан і рух. Але якщо маса тіла не набагато перевищує масу молекули, то воно може повністю загальмуватися вже в верхніх шарахатмосфери і повільно осідатиме до земної поверхні під дією сили тяжіння. Виявляється таким шляхом, тобто у вигляді пилу, на Землю потрапляє основна частка твердої космічної речовини. Підраховано, що щодня на Землю надходить близько 100 т позаземної речовини, але лише 1% цієї маси представлено великими тілами, які мають можливість долетіти до поверхні.

Помітне гальмування великих об'єктів починається у щільних шарах атмосфери на висотах менше 100 км. Рух твердого тіла у газовому середовищі характеризується числом Маха (М) - ставленням швидкості тіла до швидкості звуку у газі. Число М для метеороїду змінюється з висотою, але зазвичай не перевищує М = 50. Перед метеороїдом утворюється ударна хвиля у вигляді сильно стисненого та розігрітого атмосферного газу. Взаємодіючи з нею, поверхня тіла нагрівається до плавлення і навіть випаровування. Газові струмені, що набігають, розбризкують і виносять з поверхні розплавлений, а іноді і твердий роздроблений матеріал. Цей процес називають абляцією.

Розпечені гази за фронтом ударної хвилі, а також крапельки та частинки речовини, що несуть з поверхні тіла, світяться і створюють явище метеору чи боліду. При великій масі тіла явище боліда супроводжується не тільки яскравим свіченням, але часом і звуковими ефектами: гучною бавовною, як від надзвукового літака, гуркотом грому, шипінням, і т. п. Якщо маса тіла не надто велика, а його швидкість знаходиться в діапазоні від 11 км/с до 22 км/с (це можливо на траєкторіях, що "наздоганяють" Землю), то воно встигає загальмуватися в атмосфері. Після цього метеороїд рухається з такою швидкістю, коли абляція вже не ефективна, і він може в незмінному вигляді долетіти до земної поверхні. Гальмування в атмосфері може повністю погасити горизонтальну швидкість метеороїду, і подальше його падіння відбуватиметься майже вертикально зі швидкістю 50-150 м/с, коли сила тяжіння порівнюється з опором повітря. З такими швидкостями Землю впала більшість метеоритів.

При дуже великій масі (більше 100 т) метеороїд не встигає згоріти, ні сильно загальмуватися; він ударяється об поверхню з космічною швидкістю. Відбувається вибух, викликаний переходом великої кінетичної енергії тіла в теплову, і земної поверхні утворюється вибуховий кратер (рис. 1). В результаті значна частина метеориту та навколишні породи плавляться та випаровуються.

Нерідко спостерігається випадання метеоритних дощів. Вони утворюються з фрагментів метеороїдів, що руйнуються при падінні. Прикладом може бути Сихоте-Алінський метеоритний дощ. Як показують розрахунки, при зниженні твердого тіла у щільних шарах земної атмосфери на нього діють величезні аеродинамічні навантаження. Наприклад, для тіла, що рухається зі швидкістю 20 км/с, різниця тисків на його фронтальну і тильну поверхні змінюється від 100 атм. на висоті 30 км. до 1000 атм. на висоті 15 км. Такі навантаження здатні зруйнувати абсолютну більшість падаючих тіл. Тільки найбільш міцні монолітні металеві або кам'яні метеорити здатні витримати їх і долетіти до земної поверхні.

Вже кілька десятиліть існують так звані болідні мережі – системи спостережних пунктів, обладнаних спеціальними фотокамерами для реєстрації метеорів та болідів. За цими знімками оперативно обчислюються координати можливого місця падіння метеоритів та їх пошук. Такі мережі були створені у США, Канаді, Європі та СРСР і охоплюють території приблизно по 10 6 кв. км.

Про метеоритні кратери та інші наслідки падінь метеоритів

Зустрічі Землі з великими метеороїдами створюють небезпеку для людей і всього, що ними створено, а також для земної флори та фауни. Більше того, катастрофічні події, подібні до Тунгуського, можуть створити загрозу всієї людської цивілізації. Звичайно, це може статися тільки при зіткненні з досить великим тілом типу астероїда або ядра комети. Земна поверхня зберігає сліди таких зіткнень як кратерів великих розмірів - про " астроблем " (тобто. " зоряних ран " ). Їх вже виявлено понад 230. Діаметри найбільших їх перевищують 200 км (Рис. 1). Один з кратерів, що добре збереглися (внаслідок його відносної молодості) - "Каньйон диявола" в штаті Арізона (США). Його діаметр 1240 м, а глибина – 170 м. У 1906 р. геолог Д. Баррінджер довів, що цей кратер має ударне походження. При його дослідженні було виявлено близько 12 т метеоритної речовини та встановлено, що вона виникла приблизно 50 тис. років тому при падінні залізо-нікелевого метеориту розміром близько 60 м, що летів зі швидкістю 20 км/с.

Мал. 1. Кратер Баррінжер ударного походження з діаметром 1240 м і глибиною 170 м, який утворився близько 50000 тис. років тому при падінні залізного метеорита розміром 30-50 м. Кратер знаходиться поблизу міста Вінслоу (штат Арізона, США):

а) загальний вигляд кратера із літака;

б) панорама кратера.

б) панорама кратера.

Через атмосферну та водну ерозію на Землі практично не залишилося стародавніх кратерів розміром менше 1 км. Значно краще і довше зберігаються метеоритні кратери на Місяці, Меркурії, Марсі та інших планетах та супутниках з розрідженою атмосферою або взагалі без неї. Як показують розрахунки, протягом перших 100 млн. років після свого утворення Земля "вичерпала" практично всю тверду речовину, що рухалася на околиці її орбіти. Однак Земля і зараз продовжує зустрічати на своєму шляху пил, каміння та навіть брили кілометрових розмірів. Звідки вони беруться? Ми відповімо на це питання, але спочатку познайомимося зі складом та структурою метеоритної речовини.

Склад та будова метеоритної речовини

Серед падаючої на Землю метеоритної речовини за кількістю падінь приблизно 92% складають кам'яні метеорити, 6% залізні та 2% залізо-кам'яні (або відповідно 85, 10 та 5% за масою).

Атмосфера служить першим "фільтром", крізь який має пройти метеоритна речовина. Чим більше воно тугоплавке та міцне, тим більше у нього шансів потрапити на земну поверхню. Ще одним фільтром можна вважати селекцію метеоритів за їх знахідок. Чим сильніший метеорит виділяється на тлі земної поверхні, тим легше його знайти. Тридцять років тому японські вчені виявили, що найкращим місцем для пошуку метеоритів є Антарктида. По-перше, метеорит легко виявити на тлі. білого льоду. По-друге, у льодах вони краще зберігаються. Метеорити, що впали в інших місцях Землі, піддаються дії атмосферного вивітрювання, водної ерозії та інших руйнівних факторів; тому вони або розкладаються, або виявляються похованими.

Основними компонентами метеоритної речовини є залізо-магнезіальні силікати та нікелісте залізо. Іноді бувають рясні та сульфіди заліза (троїліт та ін.). Поширені мінерали, що входять в силікати метеоритної речовини, - це олівін (Fe, Mg) 2 SiO 4 (від фаяліту Fe 2 SiO 4 до форстериту Mg 2 SiO 4) та піроксени (Fe, Mg)SiO 3 (від феросиліту FeSiO 3 MgSiO 3) різного складу. Вони присутні в силікатах або у вигляді дрібних кристалів або скла або як суміш з різними пропорціями. На сьогоднішній день у метеоритній речовині виявлено близько 300 різних мінералів. І хоча їх кількість у процесі досліджень нових метеоритів поступово збільшується, але все одно більш ніж на порядок поступається числу відомих земних мінералів.

Хондрити

Найбільш численні кам'яні метеорити ділять на дві групи: хондрити та ахондрити. Хондрити названі так через наявність незвичайних включень сферичної або еліптичної форми - хондр, включених у темнішу речовину - матрицю (Рис. 2). Хондр можна бачити на поверхні розлому метеорита, але найкраще вони помітні на полірованій поверхні його розпилу. Розмір хондр буває від мікроскопічних до сантиметрових. Іноді вони займають до 50% обсягу метеориту. Хондр і матриця практично не відрізняються за складом і складаються в основному з дрібнокристалічних залізо-магнезіальних силікатів і скла. Але структура хондр переважно кристалічна. На цій підставі деякі фахівці вважають, що хондри кристалізувалися з розплаву. Вміст нікелістого заліза в хондритах не перевищує 30%, і присутній у вигляді дрібних частинок неправильної або сферичної форми. Загалом речовина хондритів порівняно щільна (2,0 - 3,7 г/см 3 ), але крихка. Достатньо невеликого зусилля для того, щоб розфарбувати в руках хондрітовий метеорит. Дивно, що хондри досі виявлені лише у метеоритах. Їхнє походження поки що залишається загадкою, оскільки невідомі механізми їх виникнення.

Мал. 2. Простий хондрит, знайдений у районі Алан Хіллс Антарктиди.

Мал. 2. Простий хондрит, знайдений у районі Алан Хіллс Антарктиди. Речовина цього метеорита містить сфероїдальні включення міліметрового розміру - хондри, що складаються із суміші роздроблених мінералів, що утворилися в протопланетній туманності близько 4,55 млрд років тому.

Інший важливою особливістю хондритів є їх гранично простий елементний склад. Якщо не враховувати летючі елементи (H, He, O і деякі інші), то виходить, що склад хондритів дуже близький до елементного складу Сонця. Причому така близькість простежується не лише за основними елементами, а й за домішковими, а також службовцями важливими індикаторами. Домішні елементи ділять на три групи: літофільні (Se, Sr, Rb, Ba, Ce, Cs, Th, U та ін), халькофільні (Cu, Zn, Sn, Pb, Ag, Hg, Cd, In та ін.) та сидерофільні (Ga, Ge, Ru, Pt, Pd, Os, Ir, Rh та ін); вони демонструють спорідненість з мінералами, багатими киснем, сіркою та залізом відповідно. Зокрема, гірські породи Землі, що пройшли магматичну диференціацію, містять переважно літофільні домішкові елементи. Халькофільні елементи зустрічаються на земній поверхні лише в обмежених областях рудних родовищ, а сидерофільні практично відсутні. Виявилося, що у хондритових метеоритах домішкові елементи різних групприсутні у тих самих пропорціях (з незначними варіаціями), як і Сонце. Це означає, що хондрити утворилися з речовини сонячного складута не проходили диференціацію. В той же час, очевидно, що вони епізодично піддавалися нагріванню, хоч і не дуже сильному, тому в них відбулися деякі структурні та мінералогічні зміни, які називають тепловим метаморфізмом.

Хондрити чітко поділяються на три великі класи за формою вмісту заліза, точніше за ступенем його окислення. Хондритам цих класів дали такі назви та позначення: енстатитові (Е), звичайні (О) та вуглисті (С). У тому порядку в них збільшується вміст окисленого (двох- і трехвалентного) заліза. Усі хондрити поділені на шість петрологічних типів, у яких поступово посилюються структурні та мінералогічні прояви теплового метаморфізму (від 1-го до 6-го типу).

Вуглисті хондрити

Кутисті хондрити (що позначаються буквою "C", від англ. carbonaceous - кутистий) - найтемніші, чим і виправдовують свою назву. Вони містять багато заліза, але воно майже повністю перебуває у зв'язаному стані у силікатах. Темне забарвлення вуглистим хондритам в основному надає мінерал магнетит (Fe 3 O 4), а також невеликі кількості графіту, сажі та органічних сполук. Ці метеорити містять також значну частку водомістких мінералів або гідросилікатів (серпентин, хлорит, монтморилоніт та ряд інших).

Дж. Вассон запропонував у 1970-х роках розділити вуглисті хондрити на чотири групи (CI, CM, CO та CV) на підставі поступової зміни їх властивостей. У кожній групі є типовий еталонний метеорит, перша літера імені якого додається до індексу "C" при позначенні групи. Типовими представниками у згаданих групах є метеорити Ivuna, Мігеї (знайдено в Україні, у Миколаївській обл.), Ornans та Vigarano. Дещо раніше, в 1956 р. Г. Віїк запропонував розподіл кучерявих хондритів на три групи (CI, CII і CIII), згадки про які можна іноді зустріти в літературі. Групи Вассона CI та CM повністю відповідають групам CI та CII Вііка, а групи CO та CV можна розглядати як складові групи CIII.

У CI-хондритах гідратовані силікати займають більшу частину обсягу. Їхні рентгенівські дослідження показали, що переважним силікатом є септехлорит (загальна формула септехлоритів Y 6 (Z 4 O 10)(OH) 8 , де Y = Fe 2+ , Mg; Z = Si, Al, Fe 3+). Причому всі гідросилікати знаходяться в аморфній формі, тобто у формі скла. Дегідратованих силікатів (піроксенів, олівінів та ін, які з'являються при температурах понад 100°C), тут взагалі немає. CI-метеорити є винятком серед хондритів, оскільки їхня речовина взагалі не містить хондр, а складається як би з однієї матриці. Це підтверджує ідею про кристалізацію хондр із розплавленої речовини, оскільки дослідження показують, що речовина CI-хондритів не піддавалася плавленню. Воно вважається найбільш незміненим, по суті, первинною речовиною Сонячної системи, що збереглася з моменту конденсації протопланетної хмари. Саме цим пояснюється високий інтерес вчених до CI-метеоритів.

У CM-хондритах міститься лише 10-15% зв'язаної води (у складі гідросилікатів), а у вигляді хондр присутній 10-30% піроксену та олівіну.

У CO- і CV-хондритах міститься всього 1% води у зв'язаному стані та переважають піроксени, олівін та інші дегідратовані силікати. У невеликих кількостях у них є й нікелісте залізо. Присутність гідросилікатів помітно знижує щільність кулистих хондритів: від 3,2 г/см 3 у CV до 2,2 г/см 3 у CI-метеоритах.

Звичайні хондрити

Звичайні хондрити названі так тому, що вони зустрічаються найчастіше в метеоритних колекціях (рис. 2). Вони включають три хімічні групи: H, L і LL (H - від англ. high, високий; L - від low, низький). Метеорити цих груп схожі по ряду властивостей, але відрізняються за загальним вмістом заліза та сидерофільних елементів (H > L > LL) та по відношенню до окисленого заліза до металевого (LL > L > H). Хондрити групи H охоплюють петрологічні типи від 3 до 6, а хондрити груп L і LL відносяться до петрологічним типам 3-7.

Структурні та мінералогічні особливості О-хондритів свідчать, що ці метеорити зазнали теплового метаморфізму при температурах приблизно від 400°C (для низького петрологічного типу 3) до понад 950°C (для типу 7) та при ударних тисках до 1000 атм. (наростаючих зі збільшенням температури). Порівняно з більш "правильними" хондрами кутистих хондритів хондри звичайних частіше мають неправильну форму і заповнені уламковим матеріалом. Загальний вміст заліза в О-хондритах за групами змінюється у межах: 18-22% (LL), 19-24% (L), 25-30% (Н). Кількість металевого заліза також збільшується від групи LL L і далі - H.

Енстатитовіхондрити

В енстатитових (Е) хондритах залізо знаходиться в основному в металевій фазі, тобто у вільному стані (при нульовій валентності). У той же час у їх силікатних сполуках заліза міститься дуже мало. Практично весь піроксен в них представлений у вигляді енстатиту (звідки назва цього класу). Структурні та мінералогічні особливості енстатитових хондритів показують, що вони відчували тепловий метаморфізм при максимальних (для хондритів) температурах приблизно в діапазоні від 600°C до 1000°C. Як наслідок, Е-хондрити в порівнянні з іншими хондритами є найбільш відновленими і містять найменшу кількість летких сполук.

У цій групі виділяються 3 петрологічні типи (Е4, Е5 і Е6), в яких простежується наростання ознак теплового метаморфізму. Було також виявлено, що у Е-хондритах мають місце широкі варіації вмісту заліза та сірки залежно від петрологічного типу. На цій підставі деякі вчені ділять їх ще на типи I (куди входять Е4 та Е5) та ІІ (Е6). Хондри в енстатитових хондритах занурені в темну дрібнодисперсну матрицю, мають неправильні контури та заповнені уламковим матеріалом.

Диференційовані метеорити

Ахондрити

Менш численна групакам'яних метеоритів (близько 10%) – ахондрити. Вони не мають хондр і вони хімічно не схожі на хондрити, оскільки мають несонячний склад. Ахондрити складають ряд від майже мономінеральних олівінових або піроксенових порід до об'єктів, подібних за структурою та хімічним складом із земними та місячними базальтами. Вони бідні залізом та сидерофільними домішковими елементами, у них дещо різний вміст Fe, Mg та Ca. У сновному ці метеорити схожі на вивержені породи Землі та Місяця, що пройшли магматичну диференціацію.

Передбачається, що ахондрити утворилися з вихідної речовини хондритового складу в процесі диференціації, який дав і залізні метеорити. Ахондрити ділять на групи за мінеральним складом. Назва кожної з груп відповідає або назві основного мінералу, або назві метеориту, який можна вважати типовим представником цієї групи: обриті (97% за вагою становить ортоенстатит), уреіліти (85% олівін), діогеніти (95% ортопіроксену), говардити (40- 80% ортопіроксену) та евкрити (40-80% піжоніту).

Залізні та залізо-кам'яні метеорити

Крім ахондритів, диференційованими метеоритами є ще залізні та залізо-кам'яні метеорити. Вони викликають значний інтерес не тільки тому, що падають на Землю рідше за хондрити. Вони також є інший етап еволюції речовини Сонячної системи. У той час як у хондритах записана історія акумуляції речовини в допланетній хмарі та при утворенні планетезималей, диференційовані метеорити зняли послідовність процесів, що протікали в батьківських тілах метеоритів, та їхню внутрішню структуру. Залізні метеорити раніше вважали частиною зруйнованого ядра одного великого батьківського тіла розміром із Місяць чи більше.

Але тепер відомо, що вони представляють безліч хімічних груп, які у більшості випадків свідчать на користь кристалізації речовини цих метеоритів у ядрах різних батьківських тіл астероїдних розмірів (близько кількох сотень кілометрів). Інші ж із цих метеоритів, можливо, є зразками окремих згустків металу, який був розсіяний у батьківських тілах. Є й такі, що несуть докази неповного поділу металу та силікатів, як залізо-кам'яні метеорити.

Залізо-кам'яні метеорити

Залізо-кам'яні метеорити ділять на два типи, що відрізняються хімічними та структурними властивостями: паласити та мезосидерити. Палласитами називають ті метеорити, силікати яких складаються з кристалів магнезіального олівіну або їх уламків, укладених у суцільній матриці з нікелістого заліза. Мезосидеритами називають залізо-кам'яні метеорити, силікати яких є переважно перекристалізовані суміші з різних силікатів, що входять також в осередки металу.

Залізні метеорити

Залізні метеорити майже повністю складаються з нікелістого заліза і містять невелику кількість мінералів у вигляді включень. Нікелісте залізо (FeNi) – це твердий розчин нікелю в залозі. При високому вмісті нікелю (30-50%) нікелисте залізо знаходиться в основному у формі теніту (g-фаза) - мінералу з гранецентрованим осередком кристалічної решітки, при низькому (6-7%) вмісті нікелю в метеориті нікелисте залізо складається майже з камаситу ( a -фаза) - мінералу з об'ємно-центрованим осередком решітки.

Більшість залізних метеоритів мають дивовижну структуру: вони складаються з чотирьох систем паралельних камаситових пластин (по-різному орієнтованих) з прошарками, що складаються з тениту, на тлі тонкозернистої суміші камасіту і тениту. Товщина пластин камасіту може бути різною - від часток міліметра до сантиметра, але для кожного метеорита характерна своя товщина пластин.

Якщо поліровану поверхню розпилу залізного метеориту протрує розчином кислоти, то проявиться його характерна внутрішня структурау вигляді "відманштеттенових фігур" (Рис. 3). Названі вони на честь А. де Відманштеттена, який спостерігав їх першим у 1808 р. Такі фігури виявляються лише в метеоритах і пов'язані з надзвичайно повільним (протягом мільйонів років) процесом остигання нікелістого заліза та фазовими перетвореннями у його монокристалах.

Мал. 3. Залізний метеорит (октаедрит IIIA) "Багдад".

Мал. 3. Залізний метеорит (октаедрит IIIA) "Багдад", знайдений у штаті Арізона (США) в 1959 р. На спилі метеорита видно велику структуру відманшеттену.

До початку 1950-х років. залізні метеорити класифікували виключно за їхньою структурою. Метеорити, що мають видманштеттенова фігури, стали називати октаедритами, оскільки складові ці фігури камаситові пластини розташовуються в площинах, що утворюють октаедр.

Залежно від товщини L камаситових пластинок (яка пов'язана із загальним вмістом нікелю) октаедрити ділять на такі структурні підгрупи: грубоструктурні (L > 3,3 мм), грубоструктурні (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 деяких залізних метеоритів, що мають низький вміст нікелю (6-8%), видманштеттенові фігури не виявляються. Такі метеорити складаються як би з одного монокристалу камасіту. Називають їх гексаедритами, так як вони мають в основному кубічні кристалічні грати. Іноді зустрічаються метеорити зі структурою проміжного типу, які називаються гексаоктаедритами. Існують також залізні метеорити, які взагалі не мають упорядкованої структури - атаксити (у перекладі "позбавлені порядку"), в яких вміст нікелю може змінюватися в широких межах: від 6 до 60%.

Накопичення даних про вміст сидерофільних елементів у залізних метеоритах дозволило створити також їх хімічну класифікацію. Якщо в n-мірному просторі, осями якого служать зміст різних сидерофільних елементів (Ga, Ge, Ir, Os, Pd та ін), точками відзначити положення різних залізних метеоритів, то згущення цих точок (кластери) будуть відповідати таким хімічним групам. Серед майже 500 відомих зараз залізних метеоритів за вмістом Ni, Ga, Ge та Ir чітко виділяються 16 хімічних груп (IA, IB, IC, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, IIIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB). Оскільки 73 метеорити в такій класифікації виявилися аномальними (їх виділяють у підгрупу некласифікованих), то існує думка, що є й інші хімічні групи, можливо їх – понад 50, але вони поки що недостатньо представлені в колекціях.

Хімічні та структурні групи залізних метеоритів пов'язані неоднозначно. Але метеорити з однієї хімічної групи зазвичай мають схожу структуру і деяку характерну товщину камаситових пластинок. Ймовірно, метеорити кожної хімічної групи формувалися в близьких температурних умовах, можливо, навіть в одному батьківському тілі.

Методи вивчення метеоритів та їх результати

При нагріванні чистого кристалічного заліза температура фазового перетворення камасит (a-фаза) R теніт (g-фаза) становить 910°C. При типових середніх концентраціях нікелю в залізних метеоритах (7-14%) g R a перетворення починається при нижчих температурах (650-750°C). При падінні температури в тените з'являється камасит як тонких листків, чи пластинок, орієнтованих уздовж граней октаэдра - чотирьох площин з еквівалентним розташуванням атомів. Тому залізні метеорити в процесі g R a -перетворення набувають октаедритової структури, що відображає напрямки переважного зростання пластин камасіту.

Залежно від напрямку розпилу метеорита по відношенню до октаедритового орієнтування його пластин видманшеттенові фігури мають різний малюнок. Самі ж пластини у перерізі виглядають як балки. Чим менший вміст нікелю у вихідному тените, тим вище температура, при якій починається фазове перетворення і тим довше триває зростання камаситових пластин, і тим товстішими вони виявляються до кінця зростання. Цим пояснюється, чому метеорити з високим вмістом нікелю є тонкоструктурними, а метеорити з низьким його вмістом - грубоструктурними, аж до утворення суцільного монокристалу камасіту завтовшки до 50 см, як у гексаедритів.

Наприкінці 1950-х років. у залізних метеоритах радянські дослідники виявили методом електронного мікрозондування специфічний М-подібний профіль розподілу нікелю в перерізі тенітових шарів між камаситовими. У 1960-х роках. Дж. Голстейн, В. Бухвальд та ін. показали, що цей профіль утворюється також при g R a -перетвореннях в нікелістому залозі при його охолодженні. Він виникає через різну швидкість дифузії нікелю в камаситі і тените (у камасіті вона в 100 разів більше) і нижчої розчинності нікелю в камаситі, ніж у теніті. Це відкриття дало астрономам новий метод реконструкції історії метеоритів.

Розрахувавши профілі нікелю в тініті при різному його початковому змісті та порівнявши їх з виміряними характеристиками в метеоритах вдалося оцінити швидкості охолодження речовини залізних метеоритів у надрах батьківських тіл, а отже, і розміри цих тіл. Дж. Вуд запропонував ще один метод оцінки швидкості охолодження - за шириною тенітової пластини та концентрації нікелю в її центрі по відношенню до середнього вмісту нікелю в метеориті. Обидва ці методи дали збігаються результати. Виявилося, що речовина октаедритів в інтервалі температур 600-400 ° C остигала зі швидкістю 1-10 ° C за мільйон років, а іноді і повільніше. Аналогічний результат вийшов і для залізо-кам'яних метеоритів, метал яких також має октаедритову структуру.

Більше того, вивчення металевих частинок, присутніх у метеоритах інших класів, показало, що в них також є теніт та камасит. Дж. Вуд застосував свою методику, розроблену для залізних метеоритів, до хондритів та оцінив швидкість їх остигання. Несподівано виявилося, що більшість хондритів остигали приблизно з тією ж швидкістю, що й залізні метеорити: близько 10°С за мільйон років в інтервалі температур 550-450°C. Таке тривале охолодження речовини різних метеоритів означає, що в період розігріву і десятки-сотні мільйонів років після цього воно знаходилося глибоко в надрах батьківських тіл.

Розрахунки показали, що для забезпечення такого повільного остигання товщина захисного шару навіть з дуже низькою теплопровідністю (як у кам'янистої речовини з хондритовим складом) повинна становити 70-200 км. Значить мінімальний діаметр первинних батьківських тіл метеоритів різних класів був близько 140-400 км, а це точно відповідає розмірам великих астероїдів.

Отже, батьківськими тілами більшості метеоритів були великі астероїди, причому деякі надра були розплавлені, що вимагало температури щонайменше 1200-1400°C (для речовини хондритового складу). Джерелом нагрівання астероїдів могли бути радіоактивні елементи (наприклад, ізотоп Al 26 , який з періодом напіврозпаду 760 тис. років перетворюється на Mg 26 , виділяючи багато енергії), або індуктивні струми, які міг збуджувати в астероїдах потужний зірковий вітер молодого Сонця. Але поки що це гіпотези, які не отримали надійного підтвердження. До того ж, кілька метеоритів з наукових колекцій не мають ознак перебування в надрах батьківських тіл.

Епоху вторинного розігріву деяких метеоритів вдалося визначити за допомогою гелій-аргонового методу. Він заснований на вимірюванні вмісту He і Ar, що виникають у речовині при радіоактивному розпаді, відповідно Th і K 40 . При низькій температурі ці гази утримуються речовиною, але за високої починають із неї просочуватися (дифундувати). Причому дифузія гелію починається за температури вище 200°C, а аргону - вище 300°C. Нагріти до таких температур батьківські тіла метеоритів чи самі метеороїди могла як енергія радіоактивного розпаду, а й зіткнення коїться з іншими тілами чи зближення із Сонцем. Такий час для деяких енстатитових хондритів виходить близько 600 млн років, що узгоджується з тривалим періодом їх охолодження від високих температур. Це є ще одним підтвердженням (крім петрологічного) тривалого періоду остигання хондритових метеоритів від високих температур.

Можна оцінити і період самостійного існування метеороїду, який дав конкретний метеорит, тобто інтервал часу від дроблення батьківського тіла до падіння метеориту на Землю. Цей космічний вікметеорита визначають за густиною треків, залишених у його речовині космічними частинками сонячного або галактичного походження. Вони не проникають глибоко, а затримуються в шарі завтовшки близько 1 м. Якщо від батьківського тіла відколюється уламок і деякий час самостійно живе в міжпланетному просторі, то його космічний вік визначається віком "найсвіжішої" його сторони. Виявилося, що космічні віки різняться у метеоритів різних класів. Зокрема, для енстатитових хондритів вдалося виміряти два досить молоді віки: 7 і 20 млн. років. А деякі залізо-нікелеві за "космічними" годинами набагато старші: їм близько 700 млн. років. Тим не менш, не можна виключити, що найбільш насичена треками космічних частинок поверхня хондритів частково руйнується при проходженні земної атмосфери, що може призвести до помилкової оцінки різниці в їхньому віці порівняно з міцнішими залізними метеоритами. Абсолютний вік метеоритів визначають рубідієво-стронцієвим методом: при розпаді довгоживучого ізотопу Rb 87 утворюється стабільний Sr 87; вимірюючи його вміст по відношенню до стабільного ізотопу Sr 86 знаходять вік метеорита. Він виявляється у межах 4,5-4,7 млрд. років, як і в земних порід.

Складна історія метеоритної речовини

Існує ще один важливий аргумент на користь астероїдного походження більшості метеоритів. Речовина метеоритів у багатьох випадках є складним конгломератом матеріалів, які могли виникнути в різних, іноді навіть несумісних умовах. Часто примітивні за складом кутасті хондрити містять включення матеріалів, властивих звичайним, енстатитовим або навіть залізним метеоритам, і навпаки. Дивовижний зразок такої речовини представляє метеорит Кайдун масою 850 г, який 3 грудня 1980 р. впав на територію радянської військової бази в Ємені. У ньому виявлено частинки трьох типів кутистих хондритів, звичайного хондриту, двох енстатитових хондритів, а також водно-змінені частинки металевого заліза. Ймовірно, це фрагмент тіла, який мав дуже складну історію.

Таку структуру метеоритів було важко пояснити аж до 1970-х років. Але щодо доставлених Землю зразків місячного грунту виявилося, що це суміші речовини з різних областей місячної поверхні. Місячний грунт багаторазово перемішаний ударами метеоритів, що бомбардують Місяць. Те саме має відбуватися і з речовиною на поверхні астероїдів. Космічні знімки астероїдів 951 Гаспра, 243 Іда, 253 Матильда і 433 Ерос підтверджують, що їхня форма неправильна, а поверхня вкрита безліччю кратерів. Очевидно, це результат зіткнень астероїдів між собою і з більш дрібними тілами. З цієї причини поверхня астероїдів, як і місячна, покрита шаром роздробленої речовини – реголіт. В даний час середня відносна швидкість астероїдів в головному поясі, що визначається характером їх орбіт, становить близько 5 км/с. За такої швидкості кожен кілограм речовини несе кінетичну енергію близько 10 7 Дж. У момент зіткнення більша частинацієї енергії переходить у тепло, що призводить до вибуху, плавлення і випаровування значної частини речовини тіл, що стікаються. За такої швидкості удару тиск вибуху досягає 1,5 Мбар. Значна частина енергії перетворюється на механічну енергію ударних хвиль і йде дроблення, розкидання чи, навпаки, ущільнення (залежно від напрямку та відстані від місця вибуху) навколишнього речовини астероїда.

В історії Сонячної системи був період, коли порівняно спокійний, з відносними швидкостями менше 1 км/с, рух астероїдів головного поясу зазнав сильних обурень з боку Юпітера, що росте, а самі ці тіла, що мали різний склад на різних геліоцентричних відстанях, були сильно "перемішані" . На сусідніх або орбітах, що перетинаються, виявилися астероїди різних типів, що мають суттєво різний склад речовини. У процесі зіткнень і дроблень у поверхневих шарах багатьох астероїдів накопичувалися матеріали, що виникли у різних фізико-хімічних умовах. Батьківське тіло метеорита Кайдун, наприклад, могло рухатися сильно витягнутою орбітою, зіштовхуючись своєму шляху з тілами різного складу і хіба що " збираючи " зразки їх речовини. Не виключено, що цим батьківським тілом був не астероїд з аномальною орбітою, а ядро ​​комети, яке вичерпало запас летючих сполук.

Розрахунок показує, що з утворенні великого кратера на астероїді розміром близько 200 км приблизно 85% викинутого вибухом речовини неспроможна подолати тяжіння астероїда (хоча швидкість втікання його поверхні становить лише 50 м/с). Народження ударного кратера на астероїді супроводжується утворенням короткочасної "атмосфери" з каміння та пилу, яка через деякий час осідає і покриває всю його поверхню. Товщина цього шару залежить від сили удару та, відповідно, обсягу викинутої речовини. Тріщини, що виникають при нових падіннях тіл на астероїд, можуть його поступово фрагментувати (якщо він досить великий) і подальші падіння тіл вже відбуватимуться в роздроблений матеріал. Чим сильніше астероїд роздроблений і розпушений, тим швидше у ньому згасають коливання. При цьому енергія падаючого тіла поглинається в меншому обсязі, супроводжуючись потужнішими ефектами. Швидше за все, при такому ударному "ущільненні" різнорідної речовини на поверхнях астероїдів протягом десятків і сотень мільйонів років формувалися деякі зразки, що впали у вигляді метеоритів на Землю.

Уламки інших планет?

Те, про що розповідається в цьому параграфі, здавалося б, суперечить щойно сказаному про "м'якість" метеоритних ударів. З'ясовується, космічна бомбардування може не тільки "ніжно перемішувати" ґрунт планет та астероїдів, але й викидати його в космос, переносячи з однієї планети на іншу. У цих питаннях ще мало ясності, але результати несподіваних знахідок змушують ставитись до них дуже серйозно.

Щоб подолати тяжіння Землі (навіть без урахування опору атмосфери), необхідна швидкість понад 11,2 км/сек, для Марса це 5 км/сек, а для Місяця 2,4 км/сек. Тільки за такої чи більшої стартової швидкості уламки планет можуть потрапляти в космічний простір і, блукаючи там, захоплюватися іншими планетами. Ще недавно такий процес видавався неможливим. Але, схоже, астрономи недооцінили фантазію природи. Зараз багато фахівців упевнені, що на Землі знайдено уламки Місяця та Марса. Можливо, удари великих метеоритів справді можуть "запускати" частки планет у космос.

Місячні та марсіанські метеорити

При порівнянні доставлених на Землю зразків Місяця з групою схожих на них метеоритів виявилося, що це практично одна й та сама речовина. Сьогодні вже немає сумнівів, що задовго до космічних польотів у метеоритних колекціях "пилилися" зразки місячного ґрунту. Щоправда, щоб довести це, треба було злітати на Місяць.

Крім того, серед метеоритів було виділено групу, яка різко відрізняється за характеристиками від інших, але її члени схожі між собою. Цю групу назвали SNC, за першими літерами імен їх типових представників – метеоритів Shergotty, Nakhla та Chassigny. Наразі відомо 12 таких метеоритів і вважається, що вони потрапили на Землю з Марса. На це вказує хімічний і, що дуже важливо, ізотопний склад мікроскопічних бульбашок газу в одному з метеоритів цієї групи, EETA 79001, що збігається зі складом атмосфери Марса, виміряним зондами "Вікінг" в 1976 (див. докладніше в гл. "Марс" .)

Скам'янілості стародавнього марсіанського життя?

Один із "марсіанських" метеоритів, ALH 84001 масою 1,9 кг, знайдений в Антарктиді в районі Алан Хіллс і віднесений до групи SNC, викликав справжню сенсацію (рис. 4). Вивчення речовини ALH 84001 відкрило його цікаву історію. Речовина цього метеорита виникла з рідкої магми 4,5 млрд років тому, коли Марс ще тільки формувався. Потім, 3,9 млрд. років тому, речовина зазнала сильного удару, що залишив численні тріщини. Ще сильніший удар 16 млн. років тому він викинув його з поверхні Марса в космос, де і знаходилося до зустрічі із Землею. І, нарешті, 13 тис. років тому метеорит упав на льоди Антарктиди, де пролежав донині.

Мал. 4. Метеорит ALH 84001 марсіанського походження.

Мал. 4. Метеорит ALH 84001 марсіанського походження, що включає, як вважають деякі вчені, скам'янілі продукти життєдіяльності марсіанських бактерій.

Але найцікавіше не в цьому: після 1,5-річних досліджень група американських вчених у серпні 1996 р. повідомила, що в цьому метеориті, можливо, є стародавні скам'янілості неземного біологічного походження. Поблизу поверхні метеорита було виявлено безліч овальних утворень, схожих на скам'янілі колонії найдавніших земних бактерій. Але їх розміри (10-100 нм) у 100-1000 разів менші, ніж у типових земних бактерій.

Упродовж кількох років цей метеорит скрупульозно вивчали фахівці різних наук. З'явилося безліч аргументів як, так і проти "біологічної" гіпотези (див. докладніше в гол. "Марс"). Ці дослідження змусили вчених по-новому подивитись ідею панспермії (поширення у Всесвіті мікроскопічних зародків життя), яка багато років піддавалася критиці. Може, метеорити і є ті самі переносники життя, які доставили її звідкись на Землю?

Про невирішені проблеми

Досі точаться дискусії щодо відповідності метеоритів різних класів астероїдам різного типу. Зокрема про те, чому оптичні характеристики найбільш численних астероїдів S-типу не збігаються з тими ж характеристиками хондритів, що найчастіше падають на Землю.

Але найголовніше, досі впевнено не вирішено небесно-механічну проблему транспортування речовини з пояса астероїдів до орбіти Землі. Вважається, що найімовірнішими джерелами метеоритів служать астероїди, що зближуються із Землею - атонці, аполлонці та амурці (див. гл. "Астероїди"). Однак усі вони дрібні: найбільші з них 1036 Ганімед та 433 Ерос мають середні діаметри 38,5 та 22 км. Взагалі, популяція астероїдів, що зближуються з Землею, ще вивчена недостатньо, щоб вважати саме їх основним джерелом метеоритної речовини.

Пряме вивчення планет та астероїдів космічними зондами, що почалося в наші дні, дозволить пов'язати їх властивості з детально вивченими в лабораторії властивостями метеоритів. Це зробить метеорити ще більш цінним свідком історії нашої планетної системи, а можливо, й інших світів.

СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ:

Рожанський І.Д. Анаксагор. М: Наука, 1972

Гетьман В.С. Онуки Сонця. М: Наука, 1989.

Флейшер М. Словник мінеральних видів. М: " Світ " , 1990, 204 з.

Симоненко О.М. Метеорити – уламки астероїдів. М: Наука, 1979.