Происхождение метеоритов

     Статья  К. П. Станюковича и В. В. Федынского, опубликованная в «Докладах Академии наук СССР», по праву и в настоящее  время считается классической работой  по проблеме образования кратеров на планетах в результате метеоритных  ударов. Она развивает результаты дипломной работы Станюковича на более новой основе. В 1946 г. независимо друг от друга Л. И. Седов и К. П. Станюкович вывели очень важное соотношение, связывающее давление на фронте ударной  волны и энергию взрыва. Кроме  того, в 1945 г. была опубликована совместная работа Л. Д. Ландау и К. П. Станюковича  по теории нестационарных процессов, из которой можно было вычислить  среднюю скорость масс, выброшенных  при взрыве, и распределение скоростей  выбросов. Были опубликованы за это  время и результаты некоторых экспериментальных работ по взрывам. Все эти результаты были использованы в работе К. П. Станюковича и В. В. Федынского.

     В этой работе был сделан важный прогноз  о том, что кратеры, подобные лунным, должны быть на Марсе, астероидах и  вообще на всех телах Солнечной системы, лишенных атмосферы. Лишь через три  года аналогичный прогноз сделали  Э. Эпик и К. Томбо.

     К. П. Станюкович и В. В. Федынский сделали  еще один важный вывод: метеоритная  бомбардировка приводит к уменьшению массы малых тел Солнечной  системы. Потерянная масса в тысячи раз превосходит массу ударяющего метеорита. Эта дезинтеграция планетного и кометного вещества в Солнечной системе может иметь космическое значение.

     Это значение сразу понял академик В. Г. Фесенков. В изданной в следующем  году монографии «Метеорная материя  в междупланетном пространстве»  он посвятил процессу дезагрегации астероидов, как он его назвал, целую главу. В отличие от К. П. Станюковича и В. В. Федынского, В. Г. Фесенков не интересовался физикой соударений, а рассматривал судьбу пылинок, отделяющихся от астероидов при метеоритной бомбардировке. Он показал, что именно в этом процессе формируется пылевое облако, наблюдаемое нами в виде зодиакального света.

Вернемся, однако, к теории образования лунных кратеров. К. П. Станюкович продолжал  ее разрабатывать дальше. В 1950 г. он опубликовал большую статью «Элементы  физической теории метеоров и кратерообразующих  метеоритов». В начале 60-х годов  К. П. Станюкович подытожил результаты своих многолетних исследований в специальной главе монографии «Луна». Вдвоем мы разработали такие  вопросы, как образование светлых  лучей и венцов вокруг некоторых  кратеров, а также образование  лунных «морей» в ходе грандиозных  лавовых излияний из недр Луны при  ударах о лунную поверхность крупных  тел астероидальных размеров.

     В начале 60-х годов активизировались теоретические исследования кратерообразования за рубежом. Большой вклад в теорию формирования кратеров на планетах внесли американские ученые Р. Бьорк и Ю. Шумейкер. С помощью ЭВМ были рассчитаны все деформации вещества метеорита и грунта после удара, движения частиц породы и формирование кратера.

Продолжали  исследования в этом направлении  и советские ученые. С разных точек  зрения анализировали процесс кратерообразования Э. И. Андрианкин, Б. А. Иванов, А. К. Мухаметжанов. Они сняли всякие сомнения с ответа на вопрос: могут ли падающие метеориты  образовывать кратеры, подобные лунным. 

Глава 6: Размеры метеоритов

     На  протяжении суток можно зарегистрировать около 28 000 метеоритов, видимая величина которых равна -3. Масса метеорного тела, вызывающего такое явление, составляет всего 4.6 грамма.          Кроме единичных (спорадических) метеоров несколько раз в год можно наблюдать целые метеорные потоки (метеорные дожди). И если обычно за один час наблюдатель регистрирует 5-15 метеоритов, то во время метеорного дождя - сто, тысячу и даже до 10 000. Это означает, что в межпланетном пространстве движутся целые рои метеорных частиц. Метеорные потоки на протяжении нескольких ночей появляются примерно в одной и той же области неба. Если их следы продолжить назад, то они пересекутся в одной точке, которая называется радиантом метеорного потока.            Крупнейший из известных метеоритов находится на месте падения в пустыне Адрар (Западная Африка), его вес оценивается в 100 000 тонн. Второй по величине железный метеорит Гоба весом 60 тонн находится в Юго-Западной Африке, третий, весом 50 тонн, хранится в Нью-йоркском музее естественной истории. Если в атмосферу Земли влетает метеорное тело, вес которого превышает 1 000 000 тонн, то оно углубляется в грунт на 4-5 своих диаметров, вся его огромная кинетическая энергия превращается в тепло. Возникает сильнейший взрыв, при котором метеорное тело в значительной степени испаряется. На месте взрыва образуется воронка - кратер.Одним из наиболее эффектных является кратер в штате Аризона (США). Его диаметр составляет 1200 м, а глубина - 175 м; вал кратера поднят над окружающей пустыней на высоту около 37 метров. Возраст этого кратера - около 5000 лет.

     Главный признак метеоритов - это так называемая кора плавления. Она имеет толщину  не более 1 мм и со всех сторон покрывает  метеорит в виде тонкой скорлупы. Особенно хорошо заметна кора черного цвета  на каменных метеоритах.

Вторым  признаком метеоритов являются характерные  ямки на их поверхности. Обычно метеориты  имеют форму обломков. Но иногда бывают метеориты замечательной конусообразной формы. Они напоминают головку снаряда. Такая конусообразная форма образуется в результате «обтачивающего» действия воздуха.

     Самый крупный цельный метеорит был  найден в Африке в 1920 г. Метеорит этот железный и весит около 60 Т. Обычно же метеориты весят по несколько  килограммов. Метеориты весом в  десятки, а тем более в сотни  килограммов падают очень редко. Самые маленькие метеориты весят  доли грамма. Например, на месте падения  Сихотэ-Алинского метеорита был  найден самый маленький экземпляр  в виде крупинки весом всего лишь в 0,18 Г, поперечник этого метеорита  равен только 4 мм. Чаще всего падают каменные метеориты: в среднем из 16 упавших метеоритов только один оказывается железным. 

Глава 7: Виды и строение метеоритов

     Метеориты по способу их обнаружения принято  делить на две группы: падения и  находки. Падения — это метеориты, наблюдавшиеся при падении и  подобранные непосредственно после  него. Находки — это метеориты, найденные случайно, иногда при земляных и полевых работах или во время  туристических походов, экскурсий  и т. д.

     По  составу метеориты делятся на три основных класса: каменные, железокаменные и железные. Чтобы провести их статистику, используют только падения, поскольку  число находок зависит не только от количества когда-то упавших метеоритов, но и от того внимания, которое они  привлекают у случайных очевидцев. Здесь железные метеориты имеют  неоспоримое преимущество: на кусок  железа, к тому же необычного вида (оплавленный, с ямками), человек скорее обратит  внимание, чем на камень, мало отличающийся от обычных камней.

Среди падений 92% составляют каменные метеориты, 2% — железокаменные и 6% — железные.

     Нередко метеориты раскалываются в полете на несколько (иногда на очень много) фрагментов, и тогда на Землю выпадает метеоритный дождь. Принято считать метеоритным дождем одновременное выпадение шести и более индивидуальных экземпляров метеоритов.

     Метеоритные дожди бывают чаще всего каменные, но иззредка выпадают и железные метеоритные  дожди (например, Сихотэ-Алинский, выпавший 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке).

Перейдем  к описанию структуры и состава  метеоритов по типам.

Каменные  метеориты. Самым распространенным классом каменных метеоритов являются так называемые хондриты. К ним принадлежит более 90% каменных метеоритов. Свое название эти метеориты получили от округлых зерен — хондр, из которых они состоят. Хондры имеют различные размеры: от микроскопических до сантиметровых, на их долю приходится до 50% объема метеорита. Остальное вещество (межхондровое) не отличается по составу от вещества хондр.

Происхождение хондр не выяснено до сих пор. В  земных минералах они никогда  не встречаются. Возможно, что хондры — застывшие капельки, образовавшиеся при кристаллизации вещества метеорита. В земных породах такие зерна  должны быть раздавлены чудовищным давлением  лежащих выше слоев, метеориты же образовались в недрах родительских тел размерами в десятки километров (средний размер астероидов), где  давление даже в центре сравнительно невелико.

В основном хондриты состоят из железомагнезиальных  силикатов. Среди них первое место  занимает оливин (Fe, Mg)₂Si0₄ —на его долю приходится от 25 до 60% вещества метеоритов этого класса. На втором месте — гиперстен и бронзит (Fe, Mg)₂Si₂О₆ (20—35%). Никелистое железо (камасит и тэнит) составляет от 8 до 21%, сульфит железа FeS — троилит — 5 %.

Хондриты  делятся на несколько подклассов. Среди них различают обыкновенные, энстатитовые и углистые хондриты. Обыкновенные хондриты, в свою очередь, разделяются на три группы: Н —  с высоким содержанием никелистого  железа (16-21%), L—с низким (около 8%) и LL—с очень низким (менее 8%). В энстатитовых хондритах главными компонентами являются энстатит и клиноэнстатит Mg₂Si₂Q₆, на долю которых приходится 40—60% всего состава. Энстатитовые хондриты отличаются также высоким содержанием камасита (17—28%) и троилита (7—15 %). В них присутствует также плагиоклаз п NaAlSi₃O₈—m CaAlSi₂O₈ — до 5—10% .

Особняком стоят углистые хондриты. Они отличаются темным цветом, за что и получили свое название. Но этот цвет им придает  не повышенное содержание углерода, а  тонкораздробленные зерна магнетита  Fe₃O₄. Углистые хондриты содержат много гидратированных силикатов, таких как монтмориллонит (Al, Mg)₃(0H)₄Si₄0₈, серпентин Mg₆(OH)₈Si₄O₁₀, и, как следствие, много связанной воды (до 20%). По мере перехода углистых хондритов от типа С I к типу С III доля гидратированных силикатов падает, и они уступают место оливину, клиногиперстену и клиноэнстатиту. Углистое вещество у хондритов типа С I составляет 8%, у С II — 5%, у С III — 2%.

     Вещество  углистых хондритов космогонисты считают  наиболее близким по составу к  первичному веществу допланетного облака, окружавшего когда-то Солнце. Поэтому  эти весьма редкие метеориты подвергаются тщательному анализу, в том числе  изотопному.

     По  спектрам ярких метеоров иногда удается  определить химический состав порождающих  их тел. Сравнение отношений содержания железа, магния и натрия в метеорных  телах из потока Драконид и в хондритах  разных типов, выполненное в 1974 г. советским  метеоритологом А. А. Явнелем, показало, что тела, входящие в поток Драконид, близки по составу к углистым хондритам  класса С I. В 1981 г. автор этой книги, продолжая иследование по методу А. А. Явнеля, доказал, что и спорадические метеороиды близки по составу к хондритам С I, а те, что образуют поток Персеид,—к классу С III. К сожалению, данных о спектрах метеоров, позволяющих определять химический состав порождающих их тел, еще недостаточно.

     Другой  класс каменных метеоритов — ахондриты — отличается отсутствием хондр, малым содержанием железа и близких к нему элементов (никеля, кобальта, хрома). Есть несколько групп ахондритов, различающихся основными минералами (ортоэнстатит, оливин, ортопироксен, пижонит). На долю всех ахондритов приходится около 10% каменных метеоритов.

     Любопытно, что если взять вещество хондритов  и расплавить его, то образуются две  не смешивающиеся между собой  фракции: одна из них — никелистое железо, близкое по составу к железным метеоритам, другая — силикатная —  близка по составу к ахондритам. Поскольку количество тех и других почти одинаково (среди всех метеоритов 9% составляют ахондриты и 8% —железные  и железокаменные), можно думать, что эти классы метеоритов образуются при переплавлении хондритового вещества в недрах родительских тел.

Железные метеориты. На 98% состоят из никелистого железа. Последнее имеет две устойчивые модификации: бедный никелем камасит (6—7% никеля) и богатый никелем тэнит (30—50% никеля). Камасит располагается в виде четырех систем параллельных пластин, разделенных прослойками из тэнита. Камаситовые пластины располагаются по граням октаэдра (восьмигранника), поэтому такие метеориты называют октаэдритами. Реже встречаются железные метеориты гексаэдриты, имеющие кубическую кристаллическую структуру. Еще более редки атакситы — метеориты, лишенные какой-либо упорядоченной структуры.

Толщина камаситовых пластин в октаэдритах  колеблется от нескольких миллиметров  до сотых долей миллиметра. По этой толщине различают грубо- и тонкоструктурные октаэдриты.