Образование метеоритов

Возраст и интервалы времени образования метеоритов

Возраст и интервалы времени образования метеоритов. Возраст образования метеоритов, т.е. время, когда они приобрели свой нынешний минеральный состав, определяется рубидий-стронциевым методом изохрон  или другими способами. В большинстве случаев этот возраст составляет от 4,3 до 4,7 млрд. лет. Это близко к оценке возраста Солнечной системы по данным об изотопах свинца .
Дополнительным доказательством того, что метеориты достигли своего современного состояния на ранних этапах эволюции Солнечной системы, служат оценки величины интервала времени образования, т.е. промежутка времени между возникновением определенных радиоактивных изотопов и их включением в метеориты. Полагают, что эти изотопы образовались в сверхновой незадолго до появления Солнечной туманности. Главный интерес для нас представляют изотопы с коротким периодом полураспада: 244рц Пр0дукты деления, в том числе некоторые изотопы ксенона, период полураспада 82 млн. лет; i29j129\е-период полураспада 16,4 млн. лет; 26А1 26Mg-период полураспада 0,72 млн. лет.

Если какой-то из этих материнских изотопов был включен в минерал раньше, чем он распался до незначительных количеств, то последующий распад приводит к появлению некоторого количества дочернего изотопа, которое можно обнаружить как изотопную аномалию. Метод можно проиллюстрировать на примере изотопа 26А1.
У алюминия есть только один стабильный изотоп (27А1), который должен был синтезироваться одновременно с 26А1 , так что если при образовании того или иного минерала в его составе было какое-то количество алюминия, то он должен содержать как 27А1, так 26А1 в соотношении, пропорциональном прошедшему времени. Рассмотрим несколько различных минералов, образовавшихся одновременно, но содержащих разное количество А1 и Mg.

Предположим, что в одном минерале алюминия нет; тогда отношение 26Mg/24Mg в нем будет соответствовать времени образования, и коэффициент пропорциональности не должен, следовательно, меняться, так как минерал не содержал радиоактивного 26А1. На диаграмме зависимости 26Mg/24Mg от26Al/24Mg  это будет соответствовать точке А. Предположим, что второй минерал содержал и А1, и Mg: в момент образования этого минерала соотношение изотопов соответствовало точке Вх, находящейся на одном уровне с точкой А.

Но поскольку минерал содержал как изотоп 27А1, так и изотоп 26А1 (на диаграмме не показан), отношение 26Mg/24Mg со временем должно было расти и достигнуть конечной величины В2, когда практически весь 26А1 распался. Другие минералы с различными соотношениями Al/Mg попадают на диаграмме на ту же самую прямую. Если же, напротив, все минералы образовались после того, как 26А1 полностью распался, то они сохранят первоначальное отношение 26Mg/24Mg и на диаграмме попадут на горизонтальную линию. Таким образом, чем круче линия, тем меньше времени должно было пройти до момента образования алюминия перед его включением в минерал. Соотношение между 27А1 и 26А1, возникающее в момент синтеза, можно оценить на основании теории нуклеосинтеза , и тогда по наклону линии можно рассчитать интервал образования: крутой наклон означает, что этот интервал был коротким.

Они были первыми минералами

Они были первыми минералами, конденсировавшимися в охлаждающемся паре, и их можно, вероятно, считать очень ранними конденсатами, возникшими в Солнечной туманности.
Из этого результата вытекает ряд важных следствий. Во-первых, столь короткий интервал означает, что образование Солнечной системы связано с синтезом элементов; по этому поводу было высказано предположение, что сверхновая и синтезировала некоторые элементы, и послужила спусковым механизмом для образования Солнечной системы . Во-вторых, включение даже малых количеств короткоживущих радиоактивных изотопов, особенно 26А1, в состав только что образовавшихся планет и астероидов должно было дать столько тепла, сколько хватило бы для того, чтобы их расплавить.

Малые значения интервала образования, полученные на основе учета 26А1, противоречат оценкам (около 100 млн. лет), сделанным по 244Ри и 1291. Такое расхождение можно объяснить, предположив, что два последних радиоактивных изотопа образованы более ранней сверхновой, когда межзвездное облако, из которого затем возникло Солнце, проходило предыдущий спиральный рукав, а это было, вероятно, на 100 млн. лет раньше.

Хотя о метеоритах многое еще не известно

Хотя о метеоритах многое еще не известно, думается, что уже сейчас можно сделать следующие выводы:
а)    По всей петроструктуре хондриты совершенно не похожи ни на какие земные породы ; для образования хондритов требовались совсем другие условия. Эти условия отвечают ранним стадиям развития Солнечной туманности.
б)    Углистые метеориты наиболее близки по составу к веществу Солнечной туманности : они потеряли только наиболее летучие элементы. Поэтому представляется логичным считать их возникновение той начальной точкой, от которой шло формирование состава Земли. Такое предположение приводит к хондритовой модели Земли .
в)    Метеориты образуются при столкновении астероидов.
г)    Дифференцированные метеориты сформировались в недрах малых планет, или астероидов, достаточно нагретых, чтобы там произошло расслоение с образованием железного ядра, силикатной мантии и переходной области между ними. При последующем расколе в результате столкновения возникли железные метеориты, ахондриты и железокаменные метеориты.

падение метеорита видео: