МЕТЕОРИТ KAIDUN: ОТКУДА ОН ПРИШЕЛ НА ЗЕМЛЮ?

А.В. Иванов ¹, M. Zolensky ².

¹ Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского, ул. Косыгина, 19, Москва, 119991, Россия ( Andrei_Ivanov@geokhi.ru ), ²NASA Johnson Space Center, Houston, TX 77058, USA.

Введение. Метеорит Kaidun (падение 3.12.1980, λ=15њ с.ш., φ=48,3њ в.д.) занимает в мировой метеоритной коллекции особое место. Он характеризуется беспрецедентно широким разнообразием присутствующего в нем метеоритного вещества. О высокой степени разнообразия вещества метеорита свидетельствует богатство его минерального состава - в нем идентифицировано около 60 минералов и минеральных фаз, в том числе ряд ранее не наблюдавшихся в метеоритах или в природе вообще, например, флоренскиит FeTiP - первый фосфид литофильного элемента [1].

Литологический состав метеорита. Основная масса - матрица - метеорита сложена веществом углистого хондрита CR2, идентифицированным на основании минералого-петрографических, химических и изотопных исследований [2-4]. В матрице содержатся многочисленные включения, размеры которых колеблются в широких пределах - от первых десятков микрометров до первых сантиметров. В настоящее время в метеорите идентифицированы следующие типы вещества:

- фрагменты углистых хондритов типа С1, СМ1 и С3 [2-6];

- фрагменты энстатитовых хондритов различных химических групп [2, 7-9], в том числе впервые обнаруженный неравновесный EL3 хондрит и различные ЕН хондриты, содержащие следы небулярных процессов: небулярные конденсаты (Na₂S₂ и другие фазы) и продукты доакреционного водного изменения вещества;

- разнородные энстатитовые агрегаты, несущие следы процессов небулярной конденсации [10, 11];

- многочисленные расплавленные класты [12, 13];

- фрагменты дифференцированного вещества [14-16], в том числе фрагменты богатых щелочами пород.

Kaidun является единственным углистым хондритом, содержащим следы интенсивного ударного воздействия.

Ключом к пониманию происхождения метеорита Kaidun является исключительное многообразие входящих в его состав компонентов, и в первую очередь одновременное присутствие в метеорите многочисленных следов небулярных процессов и продуктов глубокой дифференциации вещества - богатых щелочами пород.

Последние представлены двумя различными фрагментами. Один из них представлен обломком сдвойникованного кристалла альбита размером 1.2х0.7 мм с включениями фторапатита, энигматита, вилкинсонита и арфведсонита [15]. Следует подчеркнуть, что арфведсонит, энигматит и вилкинсонит представлены богатыми магнием разностями, причем два последних минерала по этому параметру, а также по относительно низкому содержанию марганца заметно отличаются от земных представителей.

Вторым из указанных фрагментов является расплавленный класт размером до 3 мм [16]. Характер взаимоотношения класта с вмещающей породой свидетельствует о плавлении его in situ. Основная масса класта состоит из таблитчатых, скелетных и футляровидных кристаллов плагиоклаза со средним составом An₂₂Ab₇₇ в стекловатой массе. Скорость остывания расплава, оцененная по морфологии плагиоклаза [17, 18], составляет примерно 5-10 °С/час. Класт содержит реликтовые зерна фторхлорапатита и двух пироксенов различного состава - авгита En₄₂Fs₂₁Wo₃₆ и пижонита En₄₇Fs₄₃Wo₁₀. По содержанию в образце в целом кремнезема (57.9 мас.%) и суммы щелочей (7.76 мас.%) класт определяется как средняя порода субщелочного состава. Составы пироксенов класта близки составам пироксенов базальтовых шерготтитов.

Изученные класты богатых щелочами пород метеорита Kaidun обладают явным сходством минералогических характеристик (кислый состав плагиоклаза, присутствие фторапатита) и могут быть генетически связаны. На Земле щелочные породы отнюдь не относятся к числу распространенных. Их формирование связывается с процессами крупномасштабной магматической дифференциации вещества. Формирование субщелочного и щелочного кластов метеорита Kaidun, очевидно, также требуют глубокой дифференциации вещества в достаточно крупном родительском теле.

В то же время следует отметить существенные различия в структуре этих кластов. Один из них, кристалл альбита #d4А практически не содержит следов ударного преобразования. Несомненно, скорость встречи этого класта с родительским телом метеорита была очень низкой, практически нулевой. Второй класт, представляющий собой частично расплавленную породу, несет признаки плавления in situ, т.е. был расплавлен в результате ударного события при встрече с родительским телом. Несомненно, скорость встречи образовавшего класт фрагмента с родительским телом метеорита была достаточно высока, порядка нескольких километров в секунду.

Отмеченные различия в структуре двух генетически связанных кластов, обусловленные различной скоростью встречи кластов с родительским телом метеорита Kaidun, очевидно свидетельствуют о том, что это были два различных во времени события.

Происхождение метеорита

Богатые щелочами фрагменты чрезвычайно редки в метеоритах: они обнаружены только в двух из более чем 20 тысяч известных в настоящее время метеоритов - Adzhi-Bogdo [19] и Kaidun. Причем в последнем присутствуют два различных класта этого типа, поступившие в родительское тело в результате двух различных разновременных событий. Представляется невероятным, чтобы такая ситуация возникла случайно. Скорее следует ожидать, что источник богатых щелочами пород - продуктов глубокой дифференциации вещества - находился поблизости от родительского тела Kaidun. Естественно, в масштабах Солнечной системы.

Имеющиеся в настоящее время данные по литологическому составу метеорита Kaidun - в первую очередь состав основной части метеорита, отвечающий углистым хондритам CR2, и присутствие кластов глубоко дифференцированных пород - дают веские основания рассматривать родительское тело метеорита как углисто-хондритовый спутник крупной дифференцированной планеты. Единственными возможными кандидатами такого тела в Солнечной системе являются Фобос и Деймос, спутники Марса. Однако орбита Деймоса удалена от Марса значительно дальше, и вероятность захвата Деймосом выброшенных с Марса обломков значительно меньше. Несомненно, Фобос является основным кандидатом.

Ранее в качестве модели родительского тела Kaidun была предложено некое космическое тело, движение которого в Солнечной системе происходило по сильно вытянутой орбите [20]. Предполагалось, что такое тело могло пройти через различные участки Солнечной системы, собирая, подобно тралу, пробы вещества на своем пути. Было выдвинуто также предположение, что родительским тело метеорита Kaidun может быть крупный астероид углисто-хондритового состава типа Цереры [21].

Следует отметить, что модель космического трала в первом приближении совпадает с наиболее популярной из существующих моделей происхождения Фобоса - моделью небулярного захвата [22].

Эти исследования были поддержаны грантами РФФИ 01-05-64239 (АИ) и Космохимической программы НАСА (MZ).

Литература:

[1] Ivanov A.V. et al. (2000) Amer. Min., 85, 1082-1086;
[2] Ivanov A.V. (1989) Geochim. Intern., 26, no.9, 84-91;
[3] Ivanov A.V. et al. (1987) LPS XVII, 453-454;
[4] Clayton R.N. et al. (1994) LPS 25, 269-270;
[5] Zolensky M.E. et al. (1986) MAPS, 31, 484-493;
[6] Ulyanov A.A. et al. (1994) Meteoritics, 29, 542-543;
[7] Ivanov A.V. et al. (1993) Geochim. Intern., 30 no.3, 11-19;
[8] Ivanov A.V. et al. (1996) MAPS, 31, 131-136;
[9] Ivanov A.V. et al. (1998) Geochim. Intern., 36, no.2, 101-106;
[10] Kurat G. et al. (1997) MAPS, 32, A-76-A77;
[11] Ivanov A.V. et al. (1998) MAPS, 33, A75-A76;
[12] Ivanov A.V. et al. (1996) LPS XXVII, 585-586;
[13] Ivanov A.V. et al. (2000) MAPS, 35, A82-A83;
[14] Migdisova L.F. et al. (2000) Geochim. Intern., 38, Suppl. 3, S369-S374;
[15] Ivanov A.V. et al. (2002) Geochem. Intern., 40, no.7, 694-697.;
[16] Ivanov A.V. et al. (2001) MAPS, 36, A87;
[17] Lofgren G. (1974) Amer. Jour. Sci., 274, 243-273;
[18] Lofgren G. (1980) In: "Physics of magmatic processes" (R.B.Hargraves, ed.), Princeton University Press, Princeton, New Jersey, 487-551;
[19] Bischoff A. et al. (1993) Meteoritics, 28, 570-578;
[20] Ivanov A.V. (1997) MAPS, 32, A65-A66;
[21] Zolensky M. and Ivanov A. (2001) MAPS 36, A233;
[22] Burns J.A. (1992) In: "Mars", eds. Kieffer H.H. et al. Tuscon, Univ. Arisona Press, p.1283-1301.