к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Метеориты
Метеориты (от греч. meteora - небесные явления) - тела, упавшие на поверхность Земли из межпланетного пространства; представляют собой остатки метеорных тел, не разрушившихся полностью при движении в земной атмосфере. При вторжении в атмосферу с космич. скоростью (15 - 20 км/с) метеорное тело в результате трения о воздух сильно нагревается и начинает ярко светиться (явление болида). В атмосфере метеорные тела тормозятся и разрушаются в результате дробления и абляции - расплавления, разбрызгивания и частичного испарения вещества. Поверхность найденных на Земле M. имеет характерные вмятины (регмаглипты) и покрыта окисной плёнкой - корой плавления. Если крупное метеорное тело достигает поверхности Земли с высокой скоростью (св. 3- 4 км/с), то происходят взрыв M. и выброс грунта с образованием кратера. На земном шаре известно свыше сотни структур (кратеров) метеоритного происхождения от 0,2 до 100 км поперечником. На MH. телах Солнечной системы, фактически не имеющих атмосферы (Луна, Меркурий, ряд спутников планет), поверхность испещрена метеоритными кратерами.

По совр. представлениям, M. являются обломками родительских тел - астероидов, орбиты к-рых пересекают орбиту Марса. Вычисленные орбиты ряда M., падение к-рых было сфотографировано, показали, что афелии метеоритных орбит находятся в области пояса астероидов. Предполагается, что несколько M. трёх редких типов являются осколками пород марсианской поверхности, а 9 найденных в Антарктиде M.- куски лунного грунта (реголита).

Исследование вещества M. позволяет сделать ряд выводов об эволюции Солнечной системы. Данные анализа изотопного, хим. и минерального состава M., а также структуры M. показали, что метеоритное вещество претерпело существ, изменения со времени своего образования из протопланетной материи, но вместе с тем сохранило ряд особенностей, отражающих разл. этапы эволюции Солнечной системы. Это установлено по определениям возраста M.- датировке событий, повлиявших на физ--хим. свойства метеоритного вещества.

Одной из характеристик M. является временной интервал образования метеоритного вещества - время между моментом прекращения поступления новых элементов в протопланетное газово-пылевое облако и моментом остывания родительских тел метеоритов до температуры, когда эти тела становятся способными удерживать газы - продукты распада короткоживущих радиоактивных изотопов. Временной интервал образования тел Солнечной системы из протопланетного облака, вычисленный по реакциям радиоакт. распада

(по кол-ву исходных и конечных продуктов распада в M.), 50-200 млн. лет (рис. 1).

Др. характеристика M.- время, протекшее от начала хим. фракционирования метеоритного вещества в родительских телах (фракционирование привело к изменению относительного обилия элементов: Rb/Sr, U/Pb и др.). Этот возраст составляет 4,5-4,6 млрд. лет, он определён по реакциям распада и(см. Космохронология). С этой величиной согласуется макс, возраст газоудержания - время, протекшее с момента остывания вещества M. ниже температур, когда могли начать накапливаться радиогенные инертные газы. Определения этого возраста по реакциям дают значения 3,5-4,5 млрд. лет. Нек-рые M. имеют значительно меньшее время газоудержания (ок. 0,6 млрд. лет), что можно объяснить полной потерей газов (40Ar и 4He) в момент катаст-рофич. столкновения в космич. пространстве их родительских тел, приведшего к сильному разогреву в-ва.

Рассматривают также радиац. (космич.) возраст M.- время накопления в M. продуктов ядерных реакций его вещества с космическими лучами. Такой процесс может происходить лишь после дробления родительских тел, создающего условия для прямого воздействия космич. лучей на вещество M. Радиац. возрасты M. разных типов, определённые по космогенным изотопам (3H, 3He, 21Ne, 26Al, 38Ar, 38Ar, 53Mn, 60Co и др.), от неск. млн. до сотен млн. лет.

По составу M. разделяют на три осн. класса: к а-менные, железо каменные и железные. По числу падений каменные M. составляют 93,3%, железокаменные - 1,3%, железные - 5,4% (одноврем. выпадение неск. осколков одного M. рассматривается как одно падение). Эти классы подразделяются на группы и типы по хим. (минеральному) составу и структуре. Наиб, многочисленными среди каменных M. являются хондриты, в них присутствуют мелкие (до 1-2 мм) силикатные шарики - хондры. Остальные каменные M. хондр не содержат и наз. ахондритам и. По количественному отношению ряда хим. элементов

хондриты и ахондриты, в свою очередь, подразделяются на группы и отд. типы, отвечающие, вероятно, различным по составу родительским телам. Среди хондритов выделяют группу углистых хондритов (4 осн. типов - CI, CM, CV и СО), отличающихся большим содержанием летучих элементов, в т. ч. С, S, и воды (кол-во летучих элементов убывает от типа CI к типам CV и СО). Относит, содержание элементов в углистых хондритах типа CI наиб, близко к распространённости элементов в солнечной фотосфере (за исключением водорода и инертных газов), что видно из графика (рис. 2). Учитывая погрешности в определении распространённости нек-рых элементов на Солнце, а также определ. различия между составом Солнца и протосолнечной туманности, предполагают, что совр. данные о распространённости элементов в углистых хондритах CI соответствуют составу первичного вещества Солнечной системы (с точностью до 10%). Исключение составляют лишь Br, I, В и Eu, содержание к-рых в M. этого типа изменилось в результате разл. процессов хим. фракционирования. Ряд различий в составе хондритов др. типов свидетельствует о хим. фракционировании метеоритного вещества при его конденсации в протопланетном облаке. К типичным для хондритов минералам относятся железомагнезиальные силикаты, а также плагиоклазы, никелистое железо и сульфид железа. В нек-рых углистых хондритах обнаружены межзвёздные микроскопич. зёрна алмаза и карбида кремния, захваченные протопланетным облаком. В отличие от хондритов, вещество к-рых не было существенно затронуто хим. дифференциацией в недрах родительских тел, ахондриты и др. классы M. представляют собой дифференцированный материал. Продуктом этой дифференциации являются, в частности, железные M., состоящие из никелистого железа с включением др. минералов. Высокое содержание Ni в этих M., как и в металлич. включениях хондритов (5% Ni и выше), объясняется тем, что Ni целиком концентрируется в металлич. фазе и его миним. содержание (при полном восстановлении Fe) определяется отношением космич. распространённости элементов:(по числу атомов). Для железных M. характерна крупнокристаллич. структура, свидетельствующая о чрезвычайно медленном остывании сплава Fe - Ni. Согласно расчётам, скорость остывания никелистого железа в M. составляла ок. 1-100 0C за 1 млн. лет. Если считать, что вещество железных метеоритов находилось внутри родительских тел с силикатной оболочкой, то эти тела по размерам должны были быть близки к астероидам (ок. 200-300км поперечником).

Рис. 2. Относительная распространённость атомов в солнечной фотосфере и в углистых хондритах типа CI(распространённость Si= 1).

Литература по 

1. Кринов E. Л., Основы метеоретики, M., 1955; Вуд Д ж., Метеориты и происхождение Солнечной системы, пер. с англ., M., 1971; Дьяконова M. И., Харитонова В. Я., Явнель А. А., Химический состав метеоритов, M., 1979; Метеоритные структуры на поверхности планет. Сб. ст., M., 1979; Anders E., Ebihаra M., Solar-system abundances of the elements, "Geochim. and Cosmochim. Acta", 1982, v. 46, p. 2363; Додд Р. Т., Метеориты, пер. с англ., М., 1986.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ