Meteority

Po sovr. predstavleniyam, M. yavl. oblomkami roditel'skih tel - asteroidov, peresekayushih orbitu Marsa. Vychislennye orbity ryada M., padenie k-ryh bylo sfotografirovano, pokazali, chto afelii meteoritnyh orbit nahodyatsya v oblasti poyasa asteroidov. Predpolagaetsya, chto nesk. M. treh redkih tipov yavl. oskolkami porod marsianskoi poverhnosti, a odin unikal'nyi M. - kusok lunnogo regolita..

Issledovanie veshestva M. pozvolyaet sdelat' ryad vyvodov ob evolyucii Solnechnoi sistemy. Dannye analiza izotopnogo, him. i mineral'nogo sostava M., a takzhe struktury M. pokazali, chto meteoritnoe veshestvo preterpelo sushestvennye izmeneniya so vremeni svoego obrazovaniya iz protoplanetnoi materii, no vmeste s tem sohranilo ryad osobennostei, otrazhayushih razlichnye etapy evolyucii Solnechnoi sistemy. Eto ustanovleno po opredeleniyam vozrasta M.- datirovke sobytii, povliyavshih na fiz.-him. sv-va meteoritnogo veshestva.

Ris. 1. Krivaya raspada radioaktivnogo izotopa 129I v Solnechnoi sisteme. Uchastok I - postuplenie v protoplanetnoe oblako novyh yader 129I; II - prekrashenie dobavki novyh yader; III - obrazovanie tel Solnechnoi sistemy: planety razogrevayutsya, 129I raspadaetsya s obrazovaniem 129He, k-ryi uskol'zaet iz goryachih planet; IV - planety ostyli, nachali uderzhivat' radiogennye gazy. Zadavaya A i V (kolichestvo uderzhannogo 129He), mozhno rasschitat' interval S.

Odnoi iz harakteristik M. yavl. vremennoi interval obrazovaniya meteoritnogo veshestva - vremya mezhdu momentom prekrasheniya postupleniya novyh elementov v protoplanotnoe gazovo-pylevoe oblako i momentom ostyvaniya roditel'skih tel meteoritov do temp-ry, kogda eti tela stanovyatsya sposobnymi uderzhivat' gazy - produkty raspada korotkozhivushih radioaktivnyh izotopov. Vremennoi interval obrazovaniya tel Solnechnoi sistemy iz protoplanetnogo oblaka, vychislennyi po reakciyam radioaktivnogo raspada Xe i Xe (po kolichestvu ishodnyh i konechnyh produktov raspada v M.), sostavlyaet 50-200 mln. let (ris. 1). Dr. harakteristika M. - vremya, protekshee ot nachala him. frakcionirovaniya meteoritnogo veshestva v roditel'skih telah (frakcionirovanie privelo k izmeneniyu otnositel'nogo obiliya elementov: Rb/Sr, U/Pb i dr.). Etot vozrast sostavlyaet 4,5-4,6 mlrd. let, on opredelen po reakciyam raspada Sr i Pb (sm. Kosmohronologiya yadernaya). S etoi velichinoi soglasuetsya maks. vozrast gazouderzhaniya - vremya, protekshee s momenta ostyvaniya veshestva M. nizhe temperatur, kogda mogli nachat' nakaplivat'sya radiogennye inertnye gazy. Opredeleniya etogo vozrasta po reakciyam Ar i U, ThNe dayut znacheniya 3,5- 4,5 mlrd. let. Nek-rye M. imeyut znachitel'no men'shee vremya gazouderzhaniya (ok. 0,6 mlrd. let), chto mozhno ob'yasnit' polnoi poterei gazov (⁴⁰Ag i ⁴Ne) v moment katastrofich. stolknoveniya v kosmich. prostranstve ih roditel'skih tel, privedshego k sil'nomu razogrevu veshestva. Nakonec, rassmatrivayut eshe radiacionnyi (kosmicheskii) vozrast M. - vremya nakopleniya v M. produktov yadernyh reakcii ego veshestva s kosmicheskimi luchami. Takoi process mozhet proishodit' lish' posle drobleniya roditel'skih tel, sozdavshego usloviya dlya pryamogo, vozdeistviya kosmich. luchei na veshestvo M. Radiac. vozrasty M. raznyh tipov, opredelennye po kosmogennym izotopam ³H, ³He, ²¹Ne, ²⁶Al, ³⁶Ar, ³⁸Ar, ⁵³Mn, ⁶⁰Co i dr.), sostavlyayut ot nesk. do soten mln. let.

Po sostavu M. razdelyayut na tri osn. klassa: kamennye, zhelezokamennye i zheleznye. Po chislu padenii kamennye M. sostavlyayut 93,3%, zhelezokamennye - 1,3%, zheleznye - 5,4% (odnovremennoe vypadenie nesk. oskolkov odnogo M. rassmatrivaetsya kak odno padenie). Eti klassy, v svoyu ochered', podrazdelyayutsya na gruppy i tipy po him. (mineral'nomu) sostavu i strukture. Naibolee mnogochislennymi sredi kamennyh M. yavl. hondrity, v nih prisutstvuyut melkie (do 1-2 mm) silikatnye shariki - hondry. Ostal'nye kamennye M. hondr ne soderzhat i naz. ahondritami. Po kolichestvennomu otnosheniyu ryada him. elementov (Mg/Si, Ca/Si, Al/Si, Fe/Si, C/Si, S/Si i dr.) hondrity i ahondrity podrazdelyayutsya na gruppy i otdel'nye tipy, veroyatno, otvechayushie razlichnym po sostavu roditel'skim telam. Sredi hondritov vydelyayut gruppu uglistyh hondritov (chetyreh tipov), otlichayushihsya bol'shim soderzhaniem letuchih elementov, v t.ch. S, S i vody (kolichestvo letuchih elementov ubyvaet ot tipa CI k tipam CV i S0). Otnositel'noe soderzhanie elementov v uglistyh hondritah naibolee blizko k rasprostranennosti elementov v solnechnoi fotosfere (za isklyucheniem vodoroda i inertnyh gazov), chto vidno iz grafika (ris. 2), gde rasprostranennost' elementov normirovana k Si=1. Ryad razlichii v sostave hondritov svidetel'stvuet o him. frakcionirovanii meteoritnogo veshestva uzhe pri ego kondensacii v protoplanetnom oblake. K tipichnym dlya hondritov mineralam otnosyatsya zhelezomagnezial'nye silikaty, a takzhe plagioklazy, nikelistoe zhelezo i sul'fid zheleza.

Ris. 2. Otnositel'naya rasprostranennost' atomov v solnechnoi fotosfere i v uglistyh hondritah (rasprostranennost' Si=1, svetlye kruzhki - hondrity tipa I, temnye tochki tipa III).

V otlichie ot hondritov, veshestvo k-ryh ne bylo sushestvenno zatronuto him. differenciaciei v nedrah roditel'skih tel, ahondrity i dr. klassy M. predstavlyayut soboi differencirovannyi material. Produktom etoi differenciacii yavl., v chastnosti, zheleznye M., sostoyashie iz nikelistogo zheleza s vklyucheniem dr. mineralov. Vysokoe soderzhanie Ni v etih M., kak i v metallich. vklyucheniyah hondritov, - 5% Ni i vyshe - ob'yasnyaetsya tem, chto Ni celikom koncentriruetsya v metallich. faze i ego minim. soderzhanie (pri polnom vosstanovlenii Fe) opredelyaetsya otnosheniem kosmich. rasprostranennosti elementov: Ni/Fe1/20 (po chislu atomov). Dlya zheleznyh M. harakterna krupnokristallich. struktura, svidetel'stvuyushaya o chrezvychaino medlennom ostyvanii splava Fe-Ni. Soglasno raschetam, skorost' ostyvaniya nikelistogo zheleza v M. sostavlyala ok. 1-100 S za 1 mln. let. Esli schitat', chto veshestvo zheleznyh meteoritov nahodilos' vnutri roditel'skih tel s silikatnoi obolochkoi, to eti tela po razmeram dolzhny byli byt' blizki k asteroidam (ok. 200300 km poperechnikom).

Lit.:
Krinov E.L., Osnovy meteoritiki, M., 1955; Vud Dzh., Meteority i proishozhdenie Solnechnoi sistemy, per. s angl., M., 1971; D'yakonova M.I., Haritonova V.Ya., Yavnel' A.A., Himicheskii sostav meteoritov, M., 1979; Meteoritnye struktury na poverhnosti planet. Sb. st., M., 1979.

(A.A. Yavnel')