Метеориты

По совр. представлениям, М. явл. обломками родительских тел - астероидов, пересекающих орбиту Марса. Вычисленные орбиты ряда М., падение к-рых было сфотографировано, показали, что афелии метеоритных орбит находятся в области пояса астероидов. Предполагается, что неск. М. трёх редких типов явл. осколками пород марсианской поверхности, а один уникальный М. - кусок лунного реголита..

Исследование вещества М. позволяет сделать ряд выводов об эволюции Солнечной системы. Данные анализа изотопного, хим. и минерального состава М., а также структуры М. показали, что метеоритное вещество претерпело существенные изменения со времени своего образования из протопланетной материи, но вместе с тем сохранило ряд особенностей, отражающих различные этапы эволюции Солнечной системы. Это установлено по определениям возраста М.- датировке событий, повлиявших на физ.-хим. св-ва метеоритного вещества.

Рис. 1. Кривая распада радиоактивного изотопа 129I в Солнечной системе. Участок I - поступление в протопланетное облако новых ядер 129I; II - прекращение добавки новых ядер; III - образование тел Солнечной системы: планеты разогреваются, 129I распадается с образованием 129Хе, к-рый ускользает из горячих планет; IV - планеты остыли, начали удерживать радиогенные газы. Задавая А и В (количество удержанного 129Хе), можно рассчитать интервал С.

Одной из характеристик М. явл. временной интервал образования метеоритного вещества - время между моментом прекращения поступления новых элементов в протопланотное газово-пылевое облако и моментом остывания родительских тел метеоритов до темп-ры, когда эти тела становятся способными удерживать газы - продукты распада короткоживущих радиоактивных изотопов. Временной интервал образования тел Солнечной системы из протопланетного облака, вычисленный по реакциям радиоактивного распада Xe и Xe (по количеству исходных и конечных продуктов распада в М.), составляет 50-200 млн. лет (рис. 1). Др. характеристика М. - время, протекшее от начала хим. фракционирования метеоритного вещества в родительских телах (фракционирование привело к изменению относительного обилия элементов: Rb/Sr, U/Pb и др.). Этот возраст составляет 4,5-4,6 млрд. лет, он определён по реакциям распада Sr и Pb (см. Космохронология ядерная). С этой величиной согласуется макс. возраст газоудержания - время, протекшее с момента остывания вещества М. ниже температур, когда могли начать накапливаться радиогенные инертные газы. Определения этого возраста по реакциям Ar и U, ThНе дают значения 3,5- 4,5 млрд. лет. Нек-рые М. имеют значительно меньшее время газоудержания (ок. 0,6 млрд. лет), что можно объяснить полной потерей газов (⁴⁰Аг и ⁴Не) в момент катастрофич. столкновения в космич. пространстве их родительских тел, приведшего к сильному разогреву вещества. Наконец, рассматривают ещё радиационный (космический) возраст М. - время накопления в М. продуктов ядерных реакций его вещества с космическими лучами. Такой процесс может происходить лишь после дробления родительских тел, создавшего условия для прямого, воздействия космич. лучей на вещество М. Радиац. возрасты М. разных типов, определённые по космогенным изотопам ³H, ³He, ²¹Ne, ²⁶Al, ³⁶Ar, ³⁸Ar, ⁵³Mn, ⁶⁰Co и др.), составляют от неск. до сотен млн. лет.

По составу М. разделяют на три осн. класса: каменные, железокаменные и железные. По числу падений каменные М. составляют 93,3%, железокаменные - 1,3%, железные - 5,4% (одновременное выпадение неск. осколков одного М. рассматривается как одно падение). Эти классы, в свою очередь, подразделяются на группы и типы по хим. (минеральному) составу и структуре. Наиболее многочисленными среди каменных М. явл. хондриты, в них присутствуют мелкие (до 1-2 мм) силикатные шарики - хондры. Остальные каменные М. хондр не содержат и наз. ахондритами. По количественному отношению ряда хим. элементов (Mg/Si, Ca/Si, Al/Si, Fe/Si, C/Si, S/Si и др.) хондриты и ахондриты подразделяются на группы и отдельные типы, вероятно, отвечающие различным по составу родительским телам. Среди хондритов выделяют группу углистых хондритов (четырёх типов), отличающихся большим содержанием летучих элементов, в т.ч. С, S и воды (количество летучих элементов убывает от типа CI к типам CV и С0). Относительное содержание элементов в углистых хондритах наиболее близко к распространённости элементов в солнечной фотосфере (за исключением водорода и инертных газов), что видно из графика (рис. 2), где распространённость элементов нормирована к Si=1. Ряд различий в составе хондритов свидетельствует о хим. фракционировании метеоритного вещества уже при его конденсации в протопланетном облаке. К типичным для хондритов минералам относятся железомагнезиальные силикаты, а также плагиоклазы, никелистое железо и сульфид железа.

Рис. 2. Относительная распространённость атомов в солнечной фотосфере и в углистых хондритах (распространённость Si=1, светлые кружки - хондриты типа I, тёмные точки типа III).

В отличие от хондритов, вещество к-рых не было существенно затронуто хим. дифференциацией в недрах родительских тел, ахондриты и др. классы М. представляют собой дифференцированный материал. Продуктом этой дифференциации явл., в частности, железные М., состоящие из никелистого железа с включением др. минералов. Высокое содержание Ni в этих М., как и в металлич. включениях хондритов, - 5% Ni и выше - объясняется тем, что Ni целиком концентрируется в металлич. фазе и его миним. содержание (при полном восстановлении Fе) определяется отношением космич. распространённости элементов: Ni/Fe1/20 (по числу атомов). Для железных М. характерна крупнокристаллич. структура, свидетельствующая о чрезвычайно медленном остывании сплава Fe-Ni. Согласно расчетам, скорость остывания никелистого железа в М. составляла ок. 1-100 С за 1 млн. лет. Если считать, что вещество железных метеоритов находилось внутри родительских тел с силикатной оболочкой, то эти тела по размерам должны были быть близки к астероидам (ок. 200300 км поперечником).

Лит.:
Кринов Е.Л., Основы метеоритики, М., 1955; Вуд Дж., Метеориты и происхождение Солнечной системы, пер. с англ., М., 1971; Дьяконова М.И., Харитонова В.Я., Явнель А.А., Химический состав метеоритов, М., 1979; Метеоритные структуры на поверхности планет. Сб. ст., М., 1979.

(А.А. Явнель)