Вот уже более 100-ти лет прошло со дня Великой Тунгусской Катастрофы, разыгравшейся 30 июня 1908 года над глухой сибирской тайгой. Бесчисленное число экспедиций побывало на месте Космической Трагедии. И тем не менее, до самого последнего времени не было обнаружено ни малейшего осколка того загадочного тела, которое в роковой для себя день вошло в плотные слои атмосферы нашей матушки Земли. Лишь силикатные и железные шарики, найденные в слоях торфа 1908 года, да огромное количество поваленного леса явно были связаны с этим событием. И как следствие, классической гипотезой этого явления стало столкновение небольшой кометы с Землей. Но…
Но самым последним результатом исследования тунгусского феномена стало открытие твердых частиц, вонзившихся в смолу деревьев, росших на месте катастрофы. Эти частицы несут в себе явные «подписи» важнейших химических элементов, характерных для каменных метеоритов. Взрыв тунгусского тела образовал бесчисленное количество этих, переносимых по воздуху частиц, и некоторые из них были захвачены смолой, как доисторические насекомые в янтаре. Итальянские ученые
Джузеппе Лонго и Менотти Галл и (Университет города Болонья) применили сканирующий электронный микроскоп для исследования тысяч твердых частиц, «вмороженных» в тунгусскую смолу с 1885 по 1930 год (возраст определялся по кольцам деревьев). Ученые нашли аномально большое количество частиц, соответствующих 1908 году.Они содержали железо, кальций, алюминий, кремний, золото, медь, титан и другие элементы, присущие «нормальным» каменным метеоритам.
Данные исследования подтверждают предыдущие изыскания, намекающие на астероидное происхождение тунгусского объекта. Однако его истинная природа все еще остается спорной, так как не было обнаружено ни существенных осколков метеорита, ни метеоритных кратеров.
//www.youtube.com/watch?v=tXQx-2a0o3M
//www.youtube.com/watch?v=UZhAZ9Ots-A
]]>Уместно теперь прямо спросить: какой свет проливают эти данные на различные модели аккреции? Низкие содержания как летучих, так и сидерофильных элементов позволяют предположить, что на Луне сконцентрировались высокотемпературные конденсаты, и, таким образом, Луна представляет собой крупный, но загрязненный примесями аналог включений метеорита Allende.
Даже если Луна имеет металлическое ядро, все равно ее отношение Fe/Si должно быть ниже, чем у Земли, и все эти данные, взятые в совокупности, можно было бы использовать как доказательство неоднородного состава Солнечной туманности во время аккреции планет. Такой вывод был бы особенно логичен, если считать, что Луна образовалась независимо и была захвачена Землей; однако более популярно представление о том, что оба тела формировались совместно, причем аккреция Луны происходила, вероятно, из «отстойного» кольца, возникшего вокруг Земли. В этом случае, как подчеркивает Браун, валовой состав Луны может быть похож на состав мантии Земли после потери летучих и сидерофильных элементов.
Если Луна действительно образовалась из кольцевого скопления обедненного летучими силикатного материала, располагавшегося вокруг растущей Земли, в которой развивалось также обогащенное сидерофильными элементами ядро, то геохимия обоих тел, взятых вместе, может быть объяснена, исходя из представления о первично однородной хондритовой массе. Какая-то часть этой массы либо не участвовала в аккреции, либо была потеряна после нее. Масса Луны составляет только 1,2% массы Земли, поэтому ее обособление едва ли может повлиять на оценки первоначального состава Земли. Следовательно, пока мы не получим более определенных сведений о происхождении Луны, наши знания о ее геохимии нельзя использовать для решительного выбора между различными моделями аккреции.
Но вместе взятые Земля и Луна имеют, по видимому, валовой хондритовый состав, обедненный всеми летучими веществами, включая щелочные элементы.
В последующих разделах приводятся те немногочисленные данные по Марсу, Венере и Меркурию, которые имеют отношение к моделям аккреции планет. В принципе изучение этих планет имеет самое прямое отношение к выбору моделей, но разрозненные имеющиеся данные приводят к очень сложным и запутанным построениям.
Ахондриты. Из четырех групп метеоритов только ахондриты в чем-то похожи на известные земные породы. Некоторые ахондриты близки к оливиновым базальтам и мелкозернистым перидотитам и, следовательно, могли образоваться только в процессе химической очистки, включающей плавление внутри какого-то тела.
Железокаменные метеориты. Наиболее распространенные метеориты этой группы состоят из железо-никелевой массы с включениями оливина и небольшим количеством других силикатных минералов . Металлическая фаза похожа на то, что наблюдается в октаэдритах, и, вероятно, эти два типа метеоритов связаны между собой.
Минералы дифференцированных метеоритов всех трех типов кристаллизовались при высоких температурах, а в случае железных метеоритов имеются данные о медленномохлаждении. Возможно, это обломки, образовавшиеся в результате столкновения астероидов, что подтверждается чрезвычайно неправильной формой малых астероидов, а также небольшой длительностью существования обнаженной поверхности метеоритов.
Вывод о таком возрасте делается по степени изменения, связанного с бомбардировкой космическими лучами и затрагивающего только обнаженные поверхности. Возраст обнаженных поверхностей бывает гораздо меньше, чем возраст образования вещества метеоритов, и в некоторых случаях составляет только несколько миллионов лет. Часто оказывается, что поверхности метеоритов целого класса имеют один и тот же возраст; это позволяет предположить, что все они возникли при одном столкновении.
Считают, что дифференцированные метеориты происходят, по всей видимости, из астероидов, испытавших когда-то плавление: металлы выпали из расплава, образовав ядро, окруженное силикатной мантией с переходным слоем между ними. Такое тело медленно остывало, а затем было разбито при столкновении на куски, и из трех его слоев получились железные и железокаменные метеориты и ахондриты. Аналогия с соответствующими слоями Земли напрашивается сама собой.
Возраст и интервалы времени образования метеоритов. Возраст образования метеоритов, т.е. время, когда они приобрели свой нынешний минеральны
й 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, 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, 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.
//www.youtube.com/watch?v=VRdgAvwUEj4
]]>Дифференцированные метеориты-железные, железокаменные и ахондриты. Железные метеориты.
У большинства железных метеоритов, когда их распилят, отполируют и протравят кислотой, на обработанных поверхностях обнаруживается решетко- образный узор, который называют видманштеттовыми фигурами . Такой узор возникает в том случае, если при понижении температуры два кристаллизующихся минерала уже не могут полностью смешиваться в твердом виде.
Предположим, атомы двух элементов сходны, но не идентичны (таковы, например, атомы железа и никеля), и поэтому они, каждый в отдельности, образуют кристаллические решетки, слегка отличающиеся одна от другой. При высокой температуре эти два типа атомов могут свободно обмениваться в кристалле вследствие рыхлой упаковки в расширившейся кристаллической решетке. Но при понижении температуры различие между атомами разных типов становится заметным.
Наступает момент, когда энергия всей системы может быть уменьшена путем распределения атомов в две различные решетки с преобладанием разных элементов, даже если при этом в местах стыка решеток не получается хорошего совпадения границ.
Чтобы несовпадение было минимальным, новые решетки растут в материнской решетке вдоль преобладающих направлений в виде пластинок экссолюции (распада твердого раствора). Знакомый петрологам примерпертитовая структура в щелочных полевых шпатах.
Рассмотрим смесь, содержащую, скажем, 10% никеля в железе, при начальной температуре 1000°С . При этой температуре оба элемента полностью смешиваются в твердом растворе, но когда температура падает до точки В, это уже не так. Ниже точки В внутри решетки тэнита (у-фазы никелистого железа) образуется камасит (а-фаза никелистого железа) , имеющий состав Вх. Дальнейшее охлаждение до точки С увеличивает несходство двух кристаллических решеток, хотя доли Ci и С2 должны быть такими, чтобы в общем составе было 10% Ni и 90% Fe.
Камасит образуется внутри тэнита вдоль определенных плоскостей, соответствующих поверхностям октаэдра; поэтому для таких метеоритов иногда используется название «октаэдрит». Поверхности октаэдра (состоящего из двух пирамид, примыкающих основаниями) принадлежат только четырем плоскостям, так как противоположные грани параллельны, и на случайных срезах через кристалл появляются разнообразные видманштеттовы фигуры, похожие, однако, на узоры, которые видны на рис.
Для полного развития пластинок экссолюции необходимо, чтобы у атомов было достаточно времени для перераспределения путем диффузии в твердом состоянии, а поскольку при понижении температуры диффузия замедляется, в конце концов состав кристаллических решеток оказывается «замороженным». Чем быстрее происходит охлаждение, тем выше температура торможения диффузии. Детальное исследование состава пластинок экссолюции в ряде железных метеоритов дает для скорости охлаждения величины порядка 1-10°С за миллион лет.
Такое медленное охлаждение лучше всего объясняется, если предположить, что каждый такой метеорит был частью горячего тела, остывавшего медленно из-за своего размера, а также вследствие изолирующего действия «мантии», состоявшей из силикатов. Расчеты показывают, что диаметр такого тела должен быть порядка нескольких сотен километров, что сравнимо с размерами крупных астероидов.
]]>
Недифференцированные метеориты-хондриты. Хондриты характеризуются присутствием хондр , имеющих грубо такой же состав, что и матрица, в которую они заключены. По-видимому, хондры приобрели свою почти сферическую форму в результате плавления, которое произошло еще до того, как они были заключены в матрицу, хотя в точности неизвестно, как и когда они образовались. Согласно одному из предположений, они конденсировались непосредственно из пара, но это потребовало бы неправдоподобно высоких давлений. По другой гипотезе, имело место ударное плавление зерен или мелких планетезималей, подтверждением чему служит по меньшей мере один известный пример частичного плавления при ударе. Такие соударения происходили, вероятно, на ранней стадии аккреции вещества Солнечной туманности в материнские тела метеоритов.
Хондриты можно классифицировать двумя способами. Первый способ — классификация по составу. На рис. показано, как хондриты можно разбить на дискретные классы, используя в данном случае ноотношения между железом, кислородом и кремнием. Полагают, что эти классы представляют различные материнские тела, находящиеся на разных стадиях окисления и имеющие разные отношения Fe/Si . Вторая классификация-непрерывная и основана на степени перекристаллизации (или «метаморфизма»), которой подвергся метеорит. Например, в некоторых метеоритах хондры видны очень четко, в других-не столь четко, а в третьих они различаются только как «призраки»: кристаллы прорастают через их границы. Вообще говоря, метеориты, прошедшие только низшие ступени метаморфизма, далеки от химического равновесия, т. е. некоторые минералы, входящие в состав этих метеоритов, при достаточном нагреве не могут существовать совместно, и их элементы будут перестраиваться, например
Fe + 4MgSi03+ Fe304 4MgFeSi04.
железо пироксен магнетит оливин
Ван Шмус и Вуд разработали в 1967 г. классификацию хондритов одновременно и по составу, и по степени метаморфизма. Метеориты, располагающиеся в каждой отдельной строке, относятся к одной химически родственной серии с возрастанием метаморфизма слева направо. Соответственно те метеориты, которые помещены слева, изменены в наименьшей степени и рассматриваются как наиболее «примитивный», т.е. первичный, материал. Углистые (углеродистые) хондриты отличаются от других типов значительным содержанием кристаллизованной (связанной) воды, углеродных соединений и серы, но малым содержанием свободных металлов. На рис. видно, что это наиболее окисленная группа метеоритов с высокими значениями отношения Fe/Si. Углистые хондриты испытали самый слабый по сравнению с другими метеоритами метаморфизм, потому что они потеряли бы свои более летучие компоненты, если бы были нагреты всего лишь до 180°С. Метеориты же, помещенные в колонку 6, испытали воздействие температур 700-800°С.
Важное значение углистых хондритов заключается в том, что, будучи самыми «примитивными» из метеоритов, они считаются самыми близкими по составу к первоначальной Солнечной туманности. Сопоставление хондритовых и солнечных «обилий» элементов указывает на заметное сходство в относительной распространенности большинства элементов, кроме наиболее летучих. Исключение составляет литий, который, вероятно, уничтожается на Солнце в процессе ядерных реакций .
Это сходство состава подтверждает, что метеориты имеют важное значение для развития представлений о Солнечной системе. Метеориты дают также сведения об изотопных отношениях и о физико-химических условиях в развивающейся Солнечной туманности-сведения, которые нельзя получить, изучая только Солнце.
//www.youtube.com/watch?v=Z_xG_oq39lc
]]>Метеориты играют чрезвычайно важную роль, потому что они, как полагают, являются представителями различных стадий процесса аккреции планет-своего рода «окаменевшими остатками» развивающейся ранней Солнечной системы, какой бы она ни была,-и тем самым дают нам сведения о процессах аккреции, следы которых на планетах были стерты дальнейшими процессами. Считается, в частности, что некоторые метеориты имеют состав, эквивалентный среднему составу Земли (с учетом изменений, вызванных некоторой потерей отдельных элементов), и эта идея привела к хондритовой модели Земли.
По определению метеорит-это кусок внеземного вещества, который прошел через атмосферу Земли и упал на ее поверхность. Метеоры же, напротив, полностью испаряются, создавая явление, известное как «падающие звезды». Помимо того что они значительно меньше метеоритов, они, по мнению большинства ученых, совершенно не связаны с метеоритами и больше упоминаться здесь не будут.
Внезапное появление метеорита, часто сопровождающееся возникновением впечатляющего огненного шара (болида), иногда делало такого «небесного гостя» предметом почитания; например, священный камень мусульман, хранящийся в мечети Кааба в Мекке, считается метеоритом. В других местах первобытные племена использовали металлические метеориты для более практических целей; правда, ковали из них чаще мечи, нежели орала. Фантастические истории, окружающие метеориты, иной раз вызывали у ученых необоснованный скептицизм в отношении их небесного происхождения, так что Эрнст Хладни с явной неохотой опубликовал в 1794 г. свои соображения о том, почему метеориты надо считать внеземной материей. Однако его теория вскоре получила широкое признание.
(Одним из известных скептиков, не веривших этой теории, был Томас Джеф ферсон, который участвовал в составлении проекта 
Американской конституции, а позднее стал президентом. По поводу сообщения о падении метеорита, сделанного двумя профессорами из Йельского университета, Джефферсон заметил: «Проще поверить в то, что профессора-янки врут, чем в то, что камни падают с неба». Однако эта фраза жившего в Виргинии Джефферсона может сказать нам больше о его отношении к американским ученым, чем о метеоритах.)
Принято делить метеориты на четыре большие группы . Железные метеориты состоят более чем на 90% из никеля и железа в виде металлического сплава; каменные метеориты сложены преимущественно силикатными минералами, главным образом такими, которые широко развиты на Земле; железокаменные метеориты обычно наполовину металлические, наполовину силикатные.
Каменные метеориты подразделяются на хондриты, содержащие хондры, и ахондриты, в которых хондры отсутствуют или очень редки и которые в отличие от других трех типов содержат мало свободного металла (< 1%).
В музейных коллекциях представлены в большинстве случаев железные метеориты, но это объясняется тем, что их легче опознать, так как они сильнее отличаются от земных пород. показывает, что на деле 
гораздо шире распространены хондриты. Однако мы не знаем, насколько точно эта таблица отражает распространенность метеоритов в их источнике хотя бы потому, что большинство известных метеоритов выпали только в последние несколько сотен лет.
//www.youtube.com/watch?v=Z_xG_oq39lc
]]>