Солнечная система

В зависимости от толщины L камаситовых пластинок (которая связана с общим содержанием никеля) октаэдриты делят на следующие структурные подгруппы: весьма грубоструктурные (L>3,3 мм.), грубоструктурные (1,3

У некоторых железных метеоритов, имеющих низкое содержание никеля (6—8%), видманштеттеновы фигуры не проявляются. Такие метеориты состоят как бы из одного монокристалла камасита. Называют их гексаэдритами, так как они обладают в основном кубической кристаллической решеткой. Иногда встречаются метеориты со структурой промежуточного типа, которые называются гексаоктаэдритами. Существуют также железные метеориты, вообще не имеющие упорядоченной структуры — атакситы (в переводе «лишенные порядка»), в которых содержание никеля может меняться в широких пределах: от 6 до 60%.

Накопление данных о содержании сидерофильных элементов в железных метеоритах позволило создать также их химическую классификацию. Если в n-мерном пространстве, осями которого служат содержания разных сидерофильных элементов (Ga, Ge, Ir, Os, Pd и др.), точками отметить положения разных железных метеоритов, то сгущения этих точек (кластеры) будут соответствовать таким химическим группам. Среди почти 500 известных сейчас железных метеоритов по содержанию Ni, Ga, Ge и Ir четко выделяются 16 химических групп (IA, IB, IC, IIА, IIВ, IIС, IID, IIЕ, IIIA, IIIB, IIIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB). Поскольку 73 метеорита в такой классификации оказались аномальными (их выделяют в подгруппу неклассифицированных), то существует мнение, что есть и другие химические группы — возможно их более 50, но они пока недостаточно представлены в коллекциях.

Химические и структурные группы железных метеоритов связаны неоднозначно. Но метеориты из одной химической группы, как правило, имеют похожую структуру и некоторую характерную толщину камаситовых пластинок. Вероятно, метеориты каждой химической группы формировались в близких температурных условиях, быть может, даже в одном родительском теле.

Методы изучения метеоритов и их результаты

При нагревании чистого кристаллического железа температура фазового превращения камасит (α-фаза)→тэнит (γ-фаза) составляет 910°С. При типичных средних концентрациях никеля в железных метеоритах (7—14%) превращение γ→α начинается при более низких температурах (650—750°С). При падении температуры в тэните появляется камасит в виде тонких листков, или пластинок, ориентированных вдоль граней октаэдра — четырех плоскостей с эквивалентным расположением атомов. Поэтому железные метеориты в процессе (γ→α)-превращения приобретают октаэдритовую структуру, отражающую направления преимущественного роста пластин камасита.

В зависимости от направления распила метеорита по отношению к октаэдритовой ориентировке его пластин видманштеттеновы фигуры имеют разный рисунок. Сами же пластины в сечении выглядят как балки. Чем меньше содержание никеля в исходном тэните, тем выше температура, при которой начинается фазовое превращение и тем дольше длится рост камаситовых пластин, и тем более толстыми они оказываются к концу роста. Этим объясняется, почему метеориты с высоким содержанием никеля являются тонкоструктурными, а метеориты с низким его содержанием — грубоструктурными, вплоть до образования сплошного монокристалла камасита толщиной до 50 см, как у гексаэдритов.

В конце 1950-х гг. в железных метеоритах советские исследователи обнаружили методом электронного микрозондирования специфический М-образный профиль распределения никеля в сечении тэнитовых слоев, находящихся между камаситовыми. В 1960-х гг. Дж. Голстейн, В. Бухвальд и др. показали, что этот профиль образуется также при (γ→α)-превращениях в никелистом железе при его остывании. Он возникает из-за разной скорости диффузии никеля в камасите и тэните (в камасите она в 100 раз больше) и более низкой растворимости никеля в камасите, чем в тэните. Это открытие дало астрономам новый метод реконструкции истории метеоритов.

Рассчитывая профили никеля в тэните при разных его начальных содержаниях и сравнивая их с измеренными в метеоритах, удается оценить скорости остывания вещества железных метеоритов в недрах родительских тел, а следовательно, и размеры этих тел. Дж. Вуд предложил еще один метод оценки скорости остывания — по ширине тэнитовой пластины и концентрации никеля в ее центре по отношению к среднему содержанию никеля в метеорите. Оба эти метода дали совпадающие результаты. Оказалось, что вещество октаэдритов в интервале температур 600—400°С остывало со скоростью 1—10°С за миллион лет, а иногда и медленнее. Аналогичный результат получился и для железо-каменных метеоритов, металл которых также имеет октаэдритовую структуру.

Более того, изучение металлических частиц, присутствующих в метеоритах других классов, показало, что в них также есть тэнит и камасит. Дж. Вуд применил свою методику, разработанную для железных метеоритов, к хондритам и оценил скорость их остывания. Неожиданно оказалось, что большинство хондритов остывало примерно с той же скоростью, что и железные метеориты: около 10°С за миллион лет в интервале температур 550—450°С. Такое длительное остывание вещества самых разных метеоритов означает, что после разогрева оно находилось глубоко в недрах родительских тел от десятков до сотен миллионов лет.

Расчеты показали, что для обеспечения столь медленного остывания толщина защитного слоя с низкой теплопроводностью (как у каменистого вещества с хондритовым составом) должна составлять 70—200 км. Значит, минимальный диаметр первичных родительских тел метеоритов разных классов был около 140—400 км., а это в точности соответствует размерам крупных астероидов.

Итак, родительскими телами большинства метеоритов были крупные астероиды, причем у некоторых недра были расплавлены, что требовало температуры не менее 1200—1400°С (для вещества хондритового состава). Источником нагрева астероидов могли быть либо радиоактивные элементы (например, изотоп ²⁶Аl, который с периодом полураспада 760 тыс. лет превращается в ²⁶Mg, выделяя много энергии), либо индуктивные токи, которые мог возбуждать в астероидах мощный звездный ветер молодого Солнца. Но пока это гипотезы, не получившие надежного подтверждения. К тому же, некоторое количество метеоритов из научных коллекций не имеют признаков пребывания в недрах родительских тел.

Эпоху вторичного разогрева некоторых метеоритов можно определить с помощью гелий-аргонового метода. Он основан на измерении содержания Не и Аr, возникающих в веществе при радиоактивном распаде, соответственно, Th и ⁴⁰К. При низкой температуре эти газы удерживаются веществом, но при высокой начинают из него просачиваться (диффундировать). Причем диффузия гелия начинается при температуре выше 200°С, а аргона — выше 300°С. Определив соотношение радиоактивных изотопов и благородных газов, можно определить время, прошедшее от эпохи последнего разогрева образца до температур, выше указанных, до наших дней.

Можно оценить и период самостоятельного существования метеороида, давшего конкретный метеорит, т.е. интервал времени от дробления родительского тела до падения метеорита на Землю. Этот космический возраст метеорита определяют по плотности треков, оставленных в его веществе космическими частицами солнечного или галактического происхождения. Они не проникают глубоко, а задерживаются в слое толщиной около 1 м. Если от родительского тела откалывается обломок и некоторое время самостоятельно живет в межпланетном пространстве, то его космический возраст определяется возрастом наиболее «свежей» его стороны. Оказалось, что космические возрасты различаются у метеоритов разных классов. В частности, для энстатитовых хондритов удалось измерить два достаточно молодых возраста: 7 и 20 млн. лет. А некоторые железо-никелевые по «космическим» часам намного старше: им около 700 млн. лет. Тем не менее, нельзя исключить, что наиболее насыщенная треками космических частиц поверхность хондритов частично разрушается при прохождении земной атмосферы, что может привести к ложной оценке разницы в их возрасте по сравнению с более прочными железными метеоритами.

Абсолютный возраст метеоритов определяют рубидиевостронциевым методом: при распаде долгоживущего изотопа ⁸⁷Rb образуется стабильный ⁸⁷Sr; измеряя его содержание по отношению к стабильному изотопу ⁸⁶Sr, находят возраст метеорита. Он оказывается в пределах 4,5—4,7 млрд. лет, как и у земных пород.

Сложная история метеоритного вещества

Существует еще один важный аргумент в пользу астероидного происхождения большинства метеоритов. Вещество метеоритов во многих случаях представляет сложный конгломерат материалов, которые могли возникнуть в разных, иногда даже несовместимых условиях. Часто примитивные по составу углистые хондриты содержат включения материалов, свойственных обыкновенным, энстатитовым или даже железным метеоритам, и наоборот. Удивительный образец такого вещества представляет метеорит Кайдун массой 850 г., упавший 3 декабря 1980 г. на территорию советской военной базы в Йемене. В нем обнаружены частицы трех типов углистых хондритов, обыкновенного хондрита, двух энстатитовых хондритов, а также водно-измененные частицы металлического железа. Вероятно, это фрагмент тела, имевшего весьма сложную историю.

Такую структуру метеоритов не удавалось объяснить до 1970-х гг. К счастью, при изучении доставленных на Землю образцов лунного грунта (1969—1972 гг.) оказалось, что в большинстве случаев он представляет собой смесь вещества из разных областей лунной поверхности. Лунный грунт многократно перемешан ударами бомбардирующих Луну метеоритов. То же должно происходить и с веществом на поверхности астероидов. Космические снимки астероидов Гаспра, Ида, Матильда и Эрос подтверждают, что их форма неправильная, а поверхность покрыта множеством кратеров. Очевидно, это результат соударений астероидов между собой и с более мелкими телами. По этой причине поверхность астероидов, как и лунная, покрыта слоем раздробленного вещества — реголитом. В настоящую эпоху средняя относительная скорость астероидов в главном поясе, определяемая характером их орбит, составляет около 5 км/с. При такой скорости каждый килограмм вещества несет кинетическую энергию около 10⁷ Дж. В момент столкновения большая часть этой энергии переходит в тепло, что приводит к взрыву, плавлению и испарению значительной части вещества соударяющихся тел. При такой скорости удара давление взрыва достигает 1,5 Мбар. Значительная часть энергии переходит в механическую энергию ударных волн и идет на дробление, разбрасывание или, наоборот, уплотнение (в зависимости от направления и расстояния от места взрыва) окружающего вещества астероида.

В истории Солнечной системы был период, когда сравнительно спокойное, с относительными скоростями менее 1 км/с, движение астероидов главного пояса подверглось сильным возмущениям со стороны растущего Юпитера, а сами эти тела, имевшие разный состав на разных гелиоцентрических расстояниях, были сильно «перемешаны». На соседних или пересекающихся орбитах оказались астероиды разных типов, имеющие существенно разный состав вещества. В процессе их столкновений и дроблений в поверхностных слоях многих астероидов накапливались материалы, возникшие в разных физико-химических условиях. Родительское тело метеорита Кайдун, например, могло двигаться по сильно вытянутой орбите, сталкиваясь на своем пути с телами разного состава и как бы «собирая» образцы их вещества. Не исключено, что этим родительским телом был не астероид с аномальной орбитой, а ядро кометы, исчерпавшее запас летучих соединений.

Расчет показывает, что при образовании крупного кратера на астероиде размером около 200 км. примерно 85% выброшенного взрывом вещества не в состоянии преодолеть притяжение астероида (хотя скорость убегания с его поверхности составляет всего 50 м/с). Рождение ударного кратера на астероиде сопровождается образованием кратковременной «атмосферы» из камней и пыли, которая через некоторое время оседает и покрывает всю его поверхность. Толщина этого слоя зависит от силы удара и, соответственно, объема выброшенного вещества. Трещины, возникающие при все новых падениях тел на астероид, могут его постепенно фрагментировать (если он достаточно крупный) и последующие падения тел уже будут происходить в раздробленный материал. Чем сильнее астероид раздроблен и разрыхлен, тем быстрее в нем затухают колебания. При этом энергия падающего тела поглощается в меньшем объеме, сопровождаясь более мощными эффектами. Скорее всего при таком ударном «уплотнении» разнородного вещества на поверхностях астероидов в течение десятков и сотен миллионов лет формировались некоторые образцы, упавшие в виде метеоритов на Землю.

Обломки других планет?

То, о чем рассказывается в этом параграфе, казалось бы, противоречит только что сказанному о «мягкости» метеоритных ударов. Выясняется, космическая бомбардировка может не только «нежно перемешивать» грунт планет и астероидов, но и выбрасывать его в космос, перенося с одной планеты на другую. В этих вопросах еще мало ясности, но результаты неожиданных находок заставляют относиться к ним очень серьезно.

Чтобы преодолеть тяготение Земли (даже без учета сопротивления атмосферы), необходима скорость более 11,2 км/с, для Марса это 5 км/с, а для Луны 2,4 км/с. Только при такой или большей стартовой скорости осколки планет могут попадать в космическое пространство и, блуждая там, захватываться другими планетами. Еще недавно такой процесс казался невозможным. Но, похоже, астрономы недооценили фантазию природы. Сейчас многие специалисты уверены, что на Земле найдены осколки Луны и Марса. Возможно, удары крупных метеоритов действительно могут «запускать» частицы планет в космос.

Лунные и марсианские метеориты

При сравнении доставленных на Землю образцов Луны с группой похожих на них метеоритов оказалось, что это практически одно и то же вещество. Сегодня уже нет сомнений, что задолго до космических полетов в метеоритных коллекциях «пылились» образцы лунного грунта. Правда, чтобы доказать это, нужно было слетать на Луну.

Кроме того, среди метеоритов была выделена группа, которая резко отличается по характеристикам от других, но ее члены схожи между собой. Эту группу назвали SNC, по первым буквам имен их типичных представителей — метеоритов Shergotty, Nakhla и Chassigny. Сейчас известно около 30 таких метеоритов и считается, что они попали на Землю с Марса. На это указывает химический и, что очень важно, изотопный состав микроскопических пузырьков газа в одном из метеоритов этой группы, ЕЕТА 79001, совпадающий с составом атмосферы Марса, измеренным зондами «Викинг» в 1976 г. (см. подробнее в гл. «Марс».)

Окаменелости древней марсианской жизни?

Один из «марсианских» метеоритов, ALH 84001 массой 1,9 кг., найденный в Антарктиде в районе Алан Хилс и отнесенный к группе SNC, вызвал настоящую сенсацию. Изучение вещества ALH 84001 открыло его интереснейшую историю. Вещество этого метеорита возникло из жидкой магмы 4,5 млрд. лет назад, когда Марс еще только формировался. Затем, 3,9 млрд. лет назад, вещество подверглось сильному удару, оставившему многочисленные трещины. Еще более мощный удар 16 млн. лет назад выбросил его с поверхности Марса в космос, где оно и находилось до встречи с Землей. И, наконец, 13 тыс. лет назад метеорит упал на льды Антарктиды, где пролежал до наших дней.

Но самое интересное не в этом: после 1,5-летних исследований группа американских ученых в августе 1996 г. сообщила, что в этом метеорите, возможно, присутствуют древние окаменелости внеземного биологического происхождения. Вблизи поверхности метеорита было обнаружено множество овальных образований, похожих на окаменелые колонии древнейших земных бактерий. Но их размеры (10—100 нм.) в 100—1000 раз меньше, чем у типичных земных бактерий.

В течение нескольких лет этот метеорит скрупулезно изучали специалисты разных наук. Появилось множество аргументов как за, так и против «биологической» гипотезы (см. подробнее в гл. «Марс»). Эти исследования заставили ученых по-новому взглянуть на идею панспермии (распространения во Вселенной микроскопических зародышей жизни), которая многие годы подвергалась критике. Может быть метеориты и есть те самые переносчики жизни, которые доставили ее откуда-то на Землю?

О нерешенных проблемах

До сих пор продолжаются дискуссии о соответствии метеоритов разных классов астероидам разного типа. В частности о том, почему оптические характеристики наиболее многочисленных астероидов S-типа не совпадают с теми же характеристиками наиболее часто падающих на Землю хондритов.

Но самое главное, до сих пор уверенно не решена небесномеханическая проблема транспортировки вещества из пояса астероидов к орбите Земли. Считается, что наиболее вероятными источниками метеоритов служат астероиды, сближающиеся с Землей — атонцы, аполлонцы и амурцы (см. разд. «Астероиды»). Однако все они мелкие: крупнейшие из них Ганимед и Эрос имеют средние диаметры 38,5 и 22 км. Вообще, популяция сближающихся с Землей астероидов еще изучена недостаточно, чтобы считать именно их основным источником метеоритного вещества.

Прямое изучение планет и астероидов космическими зондами, начавшееся в наши дни, позволит связать их свойства с детально изученными в лаборатории свойствами метеоритов. Это сделает метеориты еще более ценным свидетелем истории нашей планетной системы, а быть может, и других миров.

Полезно знать:

Комитет по метеоритам находится в ГЕОХИ РАН по адресу: 117975 Москва ул.Косыгина, 19; тел. (495)-939-7070 или 939-0205; электронный адрес: [email protected] Председатель Комитета — проф. Ю.А. Шуколюков (тел. 137-4370)

Посещение Музея внеземного вещества осуществляется по предварительным заявкам (хранитель Музея — А.Я. Скрипник, тел. 939-0205).

Диагностика метеоритов проводится лабораторией космохимии и метеоритики ГЕОХИ РАН, зав. лаб. М.А. Назаров, тел. 939-7070.

Сообщения о наблюдении метеоров и находке метеоритов можно направлять и в международную организацию International Meteor Organization (IMO) Fireball Data Centre (Saarbrucker Str. 8, D-40476 Duesseldorf, Germany; [email protected]).

Дополнительную информацию можно найти на сайте http://www.imo.net.

Литература

Гетман В.С. Внуки Солнца. М.: Наука, 1989.

Иванов А.В. Метеорит Kaidun — образец с Фобоса? // Астрономический Вестник. 2004. Т.38, №2. С. 113-125.

Марочник Л.С. Свидание с кометой Галлея. М.: Наука, 1985.

Муртазов А.К. Экология околоземного космического пространства. М.: Физматлит, 2004.

Назаров М.А. Метеоритная коллекция Российской академии наук // Природа. 1999. № 12, С. 49-58.

Орлов С.В. О природе комет. М.: Изд-во АН СССР, 1960.

Рожанский И.Д. Анаксагор. М.: Наука, 1972.

Симоненко А.Н. Астероиды. М.: Наука, 1985.

Симоненко А.Н. Метеориты — осколки астероидов. М.: Наука, 1979.

Сурдин В.Г. Метеорит с Фобоса? // Природа. 2005. №2. С. 64-65.

Сурдин В.Г. Неуловимая планета. Фрязино: Век-2, 2006.

Тирский Г.А. Взаимодействие космических тел с атмосферами Земли и планет // Соросовский образовательный журнал. 2000. Т. 6, №5. С. 76-82.

Угроза с неба: рок или случайность? Под ред. А.А. Боярчука. М.: Космосинформ, 1999.

Уральская В.С. Объекты внешней области Солнечной системы. Астрономический календарь на 2000 г. М.: Космосинформ, 1999. С.186.

Флейшер М. Словарь минеральных видов. М.: Мир, 1990.

Чурюмов К.И. Кометы и их наблюдение. М.: Наука, 1980.

Шульман Л.М. Ядра комет. М.: Наука, 1987.

Brugge N. SNC-Meteorites: Finds, which are identified as stones from the Mars.

(Детальные данные о «марсианских» метеоритах.)

http:hometown.aol.de/SLVehicles4/SNC/SNC.htm

Данные об авторах

Бережной Алексей Андреевич, кандидат физико-математических наук, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ.

Бусарев Владимир Васильевич, кандидат физико-математических наук, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ.

Ксанфомалити Леонид Васильевич, доктор физико-математических наук, Институт космических исследований РАН.

Сурдин Владимир Георгиевич, кандидат физико-математических наук, доцент, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ.

Холшевников Константин Владиславович, доктор физико-математических наук, профессор. Астрономический институт, Санкт-Петербургский государственный университет.