МЕТЕОРИТЫ И ИХ КЛАССИФИКАЦИЯ

Большинство метеорных тел либо испаряются, либо дробятся в земной атмосфере и достигают земной поверхности в форме очень мелких обломков, не привлекающих к себе внимания. Крупное метеорное тело массой в десяток килограммов и больше может быть замечено на поверхности Земли, особенно если оно состоит из железа и выделяется своей высокой плотностью. Так было найдено много метеоритов, преимущественно тяжелых, массой в сотни и тысячи килограммов. Но, как сказано выше, метеорное тело массой в десяток килограммов пролетает земную атмосферу в виде болида, т. е. очень яркого метеора, со всякого рода световыми и звуковыми явлениями, иногда распадающегося на много самостоятельных кусков, так что создается впечатление о взрыве, дающем множество осколков. Организуемые в районе падения болида поиски приводят к отысканию метеоритов более мелких, чем при случайных находках; кроме того, это в большинстве случаев каменные метеориты, мало отличающиеся по внешнему виду от обычных камней, встречающихся на поверхности Земли. Их распознают потому, что наружная поверхность метеорита, которая подвергалась воздействию атмосферы, бывает обычно покрыта коркой плавления. Но если не искать по горячим следам, метеорит трудно будет найти даже короткое время спустя вследствие процессов выветривания. В настоящее время известно около 3000 метеоритов, из которых половина была обнаружена случайно, а половина — в результате поисков после наблюдавшегося падения.

Находка метеорита представляет большой научный интерес, так как дает в руки исследователя космическое тело, которое можно подвергнуть полному физическому и химическому анализу.

По химическому составу метеориты делятся на три основных класса:

а) железные, или сидериты (плотность около 7,7 г/см3);

б) железо-каменные, или сидеролиты (плотность 5,6—4,7);

в) каменные, или аэролиты (плотность около 3,5).

К четвертому классу относят тектиты — случайно находимые на Земле стеклоподобные образования, по форме напоминающие пуговицы или застывшие капли. Их никогда не обнаруживали после падений метеоритов, и их космическое происхождение не доказано.

Среди метеоритов, отысканных после падения, свыше 90 % принадлежат к каменным и лишь 5—6 % — к железным.

Быть может, и эта оценка завышена: японские ученые, собравшие во льдах Антарктики тысячу метеоритов, нашли среди них лишь один железный. К 1981 г. число обнаруженных ими железных метеоритов достигло девяти. Реже всего встречаются железокаменные (около 2 %). Для железных метеоритов характерна высокая примесь никеля (от 6 до 30 %), образующего с железом сплав со сложной кристаллической структурой. Изредка в них встречаются небольшие каменные включения.

Такие включения часты у железокаменных метеоритов; их сравнивают с рисовой бабкой, содержащей изюм. В структурном отношении железные метеориты отличаются особенностью, которая не встречается у земных горных пород и минералов: если поверхность такого метеорита отшлифовать и протравить слабой кислотой, на ней появляются многочисленные пересекающиеся параллельные группы пластинок-столбиков, получившие название видманштеттеновых фигур. При малой примеси никеля видманштеттеновы фигуры не проявляются, но проявляются перекрещивающиеся в различных направлениях длинные, слегка изогнутые линии, называемые неймановыми линиями. Видманштеттеновы фигуры есть выражение кристаллизации различных модификаций железо-никелевых сплавов. Условия их возникновения не вполне ясны (в земных условиях они не воспроизводятся). Полагают, что они образуются при очень медленном охлаждении от температур ниже +900 °С в условиях очень высоких давлений. Конечно, на шлифованных поверхностях метеоритов хорошо выделяются каменные включения. В железо-каменных метеоритах они бывают иногда столь многочисленны, что трудно сказать, включение это или основа.

Наиболее сложны по строению каменные метеориты. Почти 90 % их составляют хондриты, получившие наименование из-за массы мелких включений — зерен или шариков, называемых хондрами. Хондры состоят из железо-магниевых силикатов, достигают иногда 1 см в поперечнике, имеют радиальное строение с нецентральным пересечением лучей. Состоят они из того же вещества, что и основное тело метеорита, но в земных породах, как форма, никогда не встречаются. Для их образования необходимо быстрое затвердевание основного вещества после расплава.

Главная составляющая хондритов оливины: магнезиальный оливин и железный оливин пироксены и железо-никелевые сплавы. Особую группу составляют углистые хондриты, отличающиеся присутствием углерода в составе углеводородов и более сложных органических соединений (конечно, в очень небольших количествах) и в виде угля или графита. Они содержат также много (до 15 %) магнетита , много сернистого железа и много кристаллизационной воды (до 20 %). Указания на присутствие в углистых хондритах органических форм биологического происхождения не подтвердились. В углистых хондритах обнаружены органические вещества, такие как гетероциклические соединения, а также аминокислоты, в том числе небелковые, которые не встречаются в живых организмах Земли. Обнаружен был, кроме того, формальдегид, Который может служить исходным материалом для образования углеводов, если такой метеорит попадает на планету, лишенную органики.

Многочисленные осколки крупного углистого хондрита — Мурчисоновского метеорита — содержат сложные и разнообразные аминокислоты, чье абиогенное происхождение не доказано. Это может быть земное загрязнение.

Меньшую часть каменных метеоритов составляют ахондриты. Они имеют тот же химический состав, что и обычные хондриты, но лишены хондр и очень бедны никелем.

Сравнение хондритов с земными горными породами показывает, что те и другие содержат примерно одинаковое количество кислорода (конечно, связанного) и кремния при резком избытке в метеоритах магния, железа и никеля, а в земной коре — алюминия, натрия, калия и кальция. Можно предположить, что каменные метеориты близки по составу к недрам Земли. Там, в частности, под влиянием высокой температуры и давления железо могло дифференцироваться. Оно скопилось в центре Земли и образовало ее ядро.

Относительное содержание различных элементов в хондритах, особенно в углистых, лежит в основе современных представлений о распространенности различных химических элементов в космосе. Конечно, оно должно быть пополнено в отношении легких газов (Н, Не, N, С и т. д.), которые не могли удержаться в метеоритах, но широко распространены в звездном и межзвездном веществе (ср. таблицу 15). Есть предположение, что самую неизменную составную часть хондритов составляют так называемые филлосиликаты, т. е. те же железосодержащие оливины в форме субмикроскопических бляшек или хлопьев (при длине 0,1 мкм их толщина ~ 0,01 мкм), суммарно составляющих 65 % массы метеорита, тогда как магнетиты, , — более поздние образования — составляют лишь 15 % массы. Отсюда выводится содержание железа относительно кремния 0,53±0,06, как характерное для первоначального вещества Солнечной системы.

Помимо особенностей химического состава многие структурные особенности метеоритов, сверх уже упоминавшихся, указывают на то, что в прошлом они входили в состав более или менее крупных космических тел, где подвергались действию высокого давления и умеренно высокой температуры. Такими телами скорее всего могут быть астероиды, тем более, что у многих метеоритов орбита до встречи с Землей имела все черты сходства с орбитами короткопериодических астероидов. Последние, как известно, имеют афелии в области пояса астероидов, а перигелии — в окрестностях или внутри земной орбиты. Следует отметить также, что отражательная способность метеоритов (в изломе, т. е. в местах, не покрытых корой плавления) находим в себе полную аналогию у астероидов и у спутников планет. Хорошим примером этому может служить хондритовый метеорит Фарминтон, чей возраст облучения космическими лучами (см. дальше), т. е. возраст отдельного существования, не превышает 25 000 лет. Его орбита, по которой он влетел в земную атмосферу в 1890 г., очень сходна с орбитами астероидов группы Аполлона (см. § 34), пересекающих орбиту Земли. Осколок одного из таких астероидов мог породить более или менее крупный метеорит в сравнительно недавнем прошлом. Стоит отметить еще, что отражательная способность метеорита Фарминтон сходна с той, что обнаружена у астероидов этой группы.

С другой стороны, как подтверждение родства метеоритных потоков с астероидами, стоит отметить, что поток Геминид имеет орбиту, которая в части геометрических элементов почти точно совпадает с астероидом 1983ТВ из группы Аполлона.

Предполагают, что возможен другой путь образования хондритов среди каменных метеоритов. Они образовались из вещества первоначальной газопылевой прародительницы Солнечной системы путем аккреции при температуре около 1100 К. При этом образовывалась каменная основа метеорита, а потом в нее внедрялись летучие вещества при . После этого на протяжении существования в течение 4,5—4,7 млрд лет сохранялся их первоначальный состав и морфология вплоть до наших дней. А железные метеориты претерпевали еще кристаллизацию Fe—Ni-сплавов без явного участия высоких температур.

Метеорные тела, не достигающие поверхности Земли, связаны, по-видимому, с кометным веществом. Это относится прежде всего к метеорам из метеорных потоков (см. с. 593). Быть может, они полностью сгорают в атмосфере из-за рыхлой структуры (плотность ~ 1 г/см3).