МЕТЕОРИТЫ

Метеориты - тела, упавшие на поверхность Земли из межпланетного пространства; представляют собой остатки метеорных тел, не разрушившихся полностью при движении в земной атмосфере. При вторжении в атмосферу с космич. скоростью (15-20 км/с) метеорное тело в результате трения о воздух сильно нагревается и начинает ярко светиться (явление болида). В атмосфере метеорные тела тормозятся и разрушаются в результате дробления и абляции - расплавления, разбрызгивания и частичного испарения вещества. Поверхность найденных на Земле М. имеет характерные вмятины (регмаглипты) и покрыта окисной плёнкой - корой плавления. Если крупное метеорное тело достигает поверхности Земли с высокой скоростью (свыше 3- 4 км/с), то происходит взрыв М. и выброс грунта с образованием кратера. На земном шаре известно свыше сотни структур (кратеров) метеоритного происхождения от 0,2 до 100 км поперечником. На многих телах Солнечной системы, не имеющих заметной атмосферы (Луне, Меркурии, ряде спутников планет), поверхность испещрена метеоритными кратерами. 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)