Метеорит - тело космического происхождения, упавшее на поверхность крупного небесного объекта.
    Большинство найденных метеоритов имеют вес от нескольких граммов до нескольких килограммов (крупнейший из найденных метеоритов - Гоба, вес которого, по подсчетам, составлял около 60 тонн). Полагают, что в сутки на Землю падает 5-6 тонн метеоритов, или 2 тысячи тонн в год.
    Космическое тело размером до нескольких метров, летящее по орбите и попадающее в атмосферу Земли, называется метеорным телом, или метеороидом. Более крупные тела называются астероидами.
    Явления, порождаемые при прохождении метеорными телами через атмосферу Земли, носят названия метеоров; особо яркие метеоры называют болидами.
    Твердое тело космического происхождения, упавшее на поверхность Земли, называется метеоритом.
    На месте падения крупного метеорита может образоваться кратер (астроблема). Один из самых известных кратеров в мире - Аризонский. Предполагается, что наибольший метеоритный кратер на Земле - Кратер Земли Уилкса (диаметр около 500 км).
    Другие названия метеоритов: аэролиты, сидеролиты, уранолиты, метеоролиты, бэтилиямы, небесные, воздушные, атмосферные или метеорные камни и т. д.

Метеорит Вилламетт

МЕТЕОРИТЫ

    Аналогичные падению метеорита явления на других планетах и небесных телах обычно называются просто столкновениями между небесными телами.
    В январе 2010 года научному сообществу были предложены следующие определения:

    Метеорит: природный твердый объект размером больше чем 10 мкм, происходящий от небесного тела, который был доставлен природным путем от материнского тела, на котором объект был сформирован, в область вне доминирующего гравитационного влияния материнского тела, и который позже столкнулся с природным телом или телом искусственного происхождения, имеющим размеры большие чем объект (даже если это то же самое материнское тело, от которого объект отделился). Климатические процессы не влияют на статус объекта как метеорита до тех пор, пока остается что-либо распознаваемое в его изначальных минералах или структуре. Объект теряет статус метеорита, если он объединяется с более крупным 'камнем', который сам становится метеоритом.
    Микрометеорит: метеорит размером от 10 мкм до 2 мм.

    Метеорное тело входит в атмосферу Земли на скорости от 11 до 72 км/с. На такой скорости начинается его разогрев и свечение. За счет абляции (обгорания и сдувания набегающим потоком частиц вещества метеорного тела) масса тела, долетевшего до поверхности, может быть меньше, а в некоторых случаях значительно меньше его массы на входе в атмосферу. Например, небольшое тело, вошедшее в атмосферу Земли на скорости 25 км/с и более, сгорает почти без остатка. При такой скорости вхождения в атмосферу из десятков и сотен тонн начальной массы до поверхности долетает всего несколько килограммов или даже граммов вещества. Следы сгорания метеорного тела в атмосфере можно найти на протяжении почти всей траектории его падения.
    Если метеорное тело не сгорело в атмосфере, то по мере торможения оно теряет горизонтальную составляющую скорости. Это приводит к изменению траектории падения от часто почти горизонтальной в начале до практически вертикальной в конце. По мере торможения, свечение метеорного тела падает, оно остывает (часто свидетельствуют, что метеорит при падении был теплый, а не горячий).
    Кроме того, может произойти разрушение метеорного тела на фрагменты, что приводит к выпадению метеоритного дождя. Разрушение некоторых тел носит катастрофический характер, сопровождаясь мощными взрывами, и нередко не остается макроскопических следов метеоритного вещества на земной поверхности, как это было в случае с Тунгусским болидом. Предполагается, что такие метеориты могут представлять собой отмершие кометы.
    При соприкосновении метеорита с земной поверхностью на больших скоростях (порядка 2000-4000 м/с) происходит выделение большого количества энергии, в результате метеорит и часть горных пород в месте удара испаряются, что сопровождается мощными взрывными процессами, формирующими крупный округлый кратер, намного превышающий размеры метеорита, а большой объем горных пород испытывает импактный метаморфизм. Хрестоматийным примером этому служит Аризонский кратер.

АРИЗОНСКИЙ КРАТЕР

    При небольших скоростях (порядка сотен м/с) столь значительного выделения энергии не наблюдается, диаметр образующегося ударного кратера сравним с размерами самого метеорита, и даже крупные метеориты могут хорошо сохраниться, как например метеорит Гоба.


    Конечной целью классификации метеоритов является группировка всех образцов, которые имеют общее происхождение от одного идентифицируемого 'материнского тела'. Это тело может быть планетой, астероидом, спутником или иным объектом Солнечной системы, которое существует сейчас или существовало в прошлом (например, уже разрушенный астероид). Тем не менее, за немногими исключениями, современная наука пока не может достичь данной цели, в основном из-за недостаточного объема информации о природе большинства тел Солнечной системы (особенно об астероидах и кометах). Вместо этого современная классификация метеоритов основывается на разделении образцов по группам на основании сходства физических, химических, изотопных и минералогических свойства, что должно свидетельствовать об общем происхождении от одного материнского тела, даже если таковое не известно. Существует возможность того, что несколько групп метеоритов, классифицированных таким образом, могут происходить от одного гетерогенного материнского тела или что одна группа будет содержать компоненты, которые произошли от множества очень сходных, но отличных материнских тел. В этой связи, классификация метеоритов, скорее всего, будет развиваться.

    Традиционная классификация
    Метеориты часто разделяют на три обширные группы, в зависимости от доминирующего состава:

    Минерального материала (каменные метеориты)
    - Хондриты. Группа метеоритов, подвергшихся лишь незначительным изменениям с момента формирования их материнского тела, характеризуются наличием хондры - округлых образований размером в среднем 0,5-1,0 мм, являющихся главным структурным элементом 90% этих метеоритов. Хондры представляют собой быстро затвердевшие капли расплавленного силикатного вещества;
    - Ахондриты. Группа метеоритов, имеющая сложное происхождение, включающее в себя отделение от планеты или астероида.

    Металлического материала (железные метеориты, или сидериты)
    Железные метеориты традиционно включали в себя объекты, имеющие сходную внутреннюю структуру (октаэдриты, гексаэдриты и атакситы), но эти термины сейчас, используются чисто в описательных целях, а сейчас их разделяют по химическому составу.

    Смешанного материала (железно-каменные метеориты)
    - Палласиты (которые, в свою очередь подразделяются на несколько обособленных групп);
    - Мезосидериты.

    Данные категории использовались, по крайней мере, с начала XIX века, но они не имеют особой генетической значимости; это просто традиционный и удобный способ группировки образцов. Так, одна из групп хондритов содержит более 50% металлической фазы по объему, и такие метеориты назывались железно-каменными до тех пор, пока не было обнаружено их родство с хондритами. Некоторые железные метеориты также содержат большое число силикатных вкраплений, но редко описываются как железно-каменные. Тем не менее, данные три категории наиболее широко используются при классификации метеоритов.
    Ниже приведена традиционная классификация по иерархии:

    1) КАМЕННЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    ХОНДРИТЫ: (Недифференцированные метеориты)
    Хондриты - это древнейшая известная материя. Они образовались одновременно с нашей звездой, Солнцем, выкристаллизовавшись в первичной досолнечной туманности в форме сфероподобных образований, так называемых хондр. Хондры сконденсировались вместе с другой досолнечной материей в более мелкие или более крупные куски породы и в последующие 4,5 млрд. лет почти не претерпели изменений.
    По химическому составу хондриты напоминают Солнце, если исключить все летучие элементы, а также гелий и водород. Однако хондриты существенно отличаются по месту кристаллизации в первичной досолнечной туманности и по этому признаку делятся на многочисленные группы и серии.
    Хондриты разделяют на три больших класса в зависимости от степени окисления содержащегося в них железа:

    - энстатитовые (Е),
    - обыкновенные (О),
    - углистые (С).

    В том же порядке в них увеличивается содержание окисленного (двух- и трехвалентного) железа.
    Хондриты также делятся на шесть (в некоторых источниках на семь) петрологических типов, которые отличаются проявлениями теплового метаморфизма.
    Схема петрологических типов предложенная учеными Ван Шмусом (Van Schmus) и Вудом (Wood) на самом деле разделена еще на две минисхемы, описывающие гидрологические изменения (типы 1-2) и тепловой метаформизм (типы 3-6(7)).
    Тип 1 применяется для обозначения хондритов, в которых плохо различимы хондры и в которых содержится большое количество воды и углерода. В последнее время применяется для обозначения метеоритов, перенесших обильное гидрологическое изменение, при котором оливин и пироксен были смешаны с водной составляющей. Такое изменение обычно проходит при температурах 50-150њC, поэтому хондриты первого типа не нагреваются до температур, при которых возможен тепловой метаморфизм. В основном это CI ходриты.
    Тип 2 описывает хондриты, столкнувшиеся с обильным гидрологическим изменением, но с все еще распознаваемыми хондрами и с первичным содержанием оливина и пироксена. В результате гидратации образуется мелкозернистая матрица. Такое изменение происходит при температурах ниже 20њC, поэтому метеориты также не испытывают теплового метаморфизма. В основном это CM и CR хондриты.
    Тип 3 означает низкую степень теплового метаморфизма. Такие метеориты обычно неустойчивы, так как минералы их составляющие могут существовать в различном спектральном составе, отражая особенности образования в большом многообразии условий в солнечной системе (типы 1 и 2 также являются неустойчивыми). Если хондрит остается неизменным ему присваивается тип 3,0. При возрастании петрологического типа от 3,1 до 3,9 в метеорите происходят глубокие минералогические изменения, начиная от пыльной матрицы, постепенно затрагивая крупнозернистые компоненты, например, хондры.
    Типы 4, 5, и 6 это устойчивые метеориты с высокой степенью теплового метаморфизма. Минеральный состав таких метеоритов практически однородный из-за влияния высоких температур. В типе 4 матрица рекристаллизуется и становится более грубой, с большим размером зерна. В хондритах типа 5 хондры становятся расплывчатыми и матрицу практически невозможно обнаружить. В ходритах типа 6 хондры и матрица неразличимы.
    Тип 7 введен некоторыми исследователями для обозначения хондритов (кратковременно) подвергшимся наиболее высоким температурам, которые могли привести к плавлению метеорита. В ученом сообществе пока отсутствует консенсус относительно необходимости типа 7, так как при плавлении метеорита его можно классифицировать как примитивный ахондрит.

    Класс углеродосодержащих хондритов/углистые хондриты (C)
    С-хондриты содержат много железа, которое почти все находится в соединениях силикатов. Благодаря магнетиту (Fe₃O₄), графиту, саже и некоторым органическим соединениям углистые хондриты приобретают темную окраску. также содержат значительное количество гидросиликатов (серпентин, хлорит, монтмориллонит и другие). С-хондриты классифицируются по степени изменения их свойств на группы. При обозначении группы к названию класса добавляется буква эталонного метеорита этой группы. Классификация предложена В 1970-х годах Дж. Вассоном. Гидросиликаты в составе хондритов существенно влияют на их плотность, например, в CV-хондритах около 3,2 г/см³, а в CI-хондритах около 2,2 г/см³.

      Группа хондритов CI (эталон - Ivuna).
      CI-хондриты характеризуются обильным содержанием гидратированных силикатов. Преобладающим является септехлорит.
В CI-хондриты гидросиликаты обычно встречаются в форме стекла (в аморфном состоянии). В CI-метеоритах вообще нет хондр, что является исключением для хондритов. CI-хондриты получили название по месту падения в Ивуне, Танзания. Известно очень немного образцов этих редких метеоритов. Это самые простые и неприглядные метеориты, но и самые интересные. Они почти не имеют видимых хондр, но содержат до 20% воды и множество органических соединений, а также аминокислоты и другие модули жизни. Возможно, они происходят из комет, но совершенно очевидно, что они пришли из внешних областей нашей солнечной системы. Это подтверждается тем фактом, что в процессе своего развития они никогда не подвергались воздействию температуры выше 50 градусов по Цельсию.

      Клан хондритов CM-CO

          Группа хондритов CM (эталон - Мигеи).
          CM-хондриты состоят из 10-15% связанной в составе гидросиликатов воды, и 10-30% пироксена и оливина в хондрах.
Значительно лучше представленная в количественном отношении группа СМ-хондритов получила название по месту падения в Мигеях, Украина. Почти все СМ-хондриты принадлежат к петрологическому классу 2. Они содержат меньше воды, чем CI-хондриты, а в остальном весьма сходны с ними по минералогическому составу. Кроме того, они содержат такие органические соединения, как аминокислоты, но имеют ясно различимые хондры и частые так называемые CAI включения (кальциево-алюминиевые включения). CAI содержат микроскопические алмазы с изотопной сигнатурой, что является признаком их значительно большего возраста по сравнению с нашей солнечной системой. Первоначально метеориты группы СМ могли происходить из комет; возможно, они являются остатками Цереры 1, крупнейшего астероида нашей солнечной системы, который имеет весьма сходный спектр отражения.

Мигеи

УГЛИСТЫЕ ХОНДРИТЫ

          Группа хондритов CO (эталон - Орнан).
          CO-хондриты содержат около 1% связанной воды, и состоят в основном из пироксена, оливина и других дегидратированных силикатов.
          В этих хондритах также встречается небольшое количество никелистого железа.
СО-хондриты названы по месту падения в Орнане, Франция, и петрологически принадлежат к классу 3. По химическому составу они напоминают CV-хондриты, но уже на первый взгляд отличаются от них черным цветом, немногочисленными хондрами и меньшим количеством включений CAI. Кроме того, они содержат ясно различимые включения никелистого железа, которые после полировки выглядят как мерцающие чешуйки.

Орнан

УГЛИСТЫЕ ХОНДРИТЫ

      Клан хондритов CV-CK

          Группа хондритов CV (эталон - Вигарано)
          CV-хондриты содержат около 1% связанной воды, и состоят в основном из пироксена, оливина и других дегидратированных силикатов.
          В этих хондритах также встречается небольшое количество никелистого железа.
CV-хондриты названы по месту падения в Вигарано, Италия, и относятся к петрологическим классам 3 и 4. По структуре и химическому составу они больше напоминают нормальные хондриты, однако, в отличие от них, содержат также следы воды, органических веществ и особенно много больших хондр и CAI, что является типичным признаком группы CV. Самым известным CV-метеоритом является Алленде, упавший в Мексике в 1969 г., незадолго до первой высадки людей на Луну. В то время на Землю выпало почти две тонны этого редкого и столь ценного в научном отношении метеорита, т.е. достаточно не только для всех научных лабораторий, но и для частых коллекционеров!

              Подгруппа хондритов CV-oxA
              Подгруппа хондритов CV-oxB
              Подгруппа хондритов CV-red

          Группа хондритов CK (эталон - Карунда)
CK-хондриты получили название по месту падения в Карунде, Австралия, относятся к петрологическим классам 3-6 и первоначально относились к группе CV. Вследствие высокого содержания магнетита их срезы, как правило, бывают тусклыми и черными, усеянными включениями хондр различных размеров, а иногда и CAI. Кроме того, многие CK-хондриты имеют ударные жилы, жилы породы, оплавившейся под давлением, указывающие на их родительское тело и/или удар. Однако до настоящего времени не удалось точно установить происхождение этой весьма редкой группы метеоритов.

      Клан хондритов CR

          Группа хондритов CR (эталон - Реназзо)
CR-хондриты получили название по месту падения в Реназзо, Италия, и принадлежат к петрологическим классам 2 и 3. Первоначально они были включены в группу СМ, но в настоящее время очевидно, что они образуют отдельную группу. Как правило, они имеют большие, ясно различимые хондры и, в отличие от СМ-хондритов, сравнительно высокое содержание никелистого железа, а также содержат сульфид железа. Спектры отражения CR-хондритов имеют сходство с Палладой 2, вторым по величине астероидом нашей солнечной системы, из которого, возможно, и происходят эти редкие каменноугольные хондриты.

          Группа хондритов CH (High Iron - содержание железа выше, чем у других)
В качестве исключения эта очень маленькая группа каменноугольных хондритов названа не по месту падения, а по характерному признаку: буква 'Н' подразумевает 'High Iron' и означает, что для этой группы характерно высокое содержание никелистого железа, нередко превышающее 50% общей массы! Одного этого факта было бы достаточно для отнесения группы СН к железокаменным метеоритам, однако сходство с группой CR в содержании каменноугольной породы заставило отнести ее к каменноугольным хондритам. Петрологически все известные СН-хондриты принадлежат к группе 3. Кроме того, существует определенная химическая связь между CH,CR и CB-хондритами, которая была доказана находкой метеорита Ишеево, переходного типа между CH и CB хондритами.

          Группа хондритов CB (эталон - Бенкуббин)
В группу Бенкуббинитов, которые иногда также называют CВ-хондриты, входит небольшое число метеоритов, названных по месту падения - Бенкуббин. Помимо углеродного материала, они содержат много железа, что заставило многих исследователей отнести их к железокаменным метеоритам. По химическому составу они очень близки каменноугольным хондритам серий CR и СН-хондритам, поэтому можно полагать, что они образовались в аналогичной зоне перви