Астероиды - космические лилипуты
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы!
Малые тела Солнечной системы

Метеоры и метеориты

    Метеорит - тело космического происхождения, упавшее на поверхность крупного небесного объекта.
    Большинство найденных метеоритов имеют вес от нескольких граммов до нескольких килограммов (крупнейший из найденных метеоритов - Гоба, вес которого, по подсчетам, составлял около 60 тонн). Полагают, что в сутки на Землю падает 5-6 тонн метеоритов, или 2 тысячи тонн в год.
    Космическое тело размером до нескольких метров, летящее по орбите и попадающее в атмосферу Земли, называется метеорным телом, или метеороидом. Более крупные тела называются астероидами.
    Явления, порождаемые при прохождении метеорными телами через атмосферу Земли, носят названия метеоров; особо яркие метеоры называют болидами.
    Твёрдое тело космического происхождения, упавшее на поверхность Земли, называется метеоритом.
    На месте падения крупного метеорита может образоваться кратер (астроблема). Один из самых известных кратеров в мире - Аризонский. Предполагается, что наибольший метеоритный кратер на Земле - Кратер Земли Уилкса (диаметр около 500 км).
    Другие названия метеоритов: аэролиты, сидеролиты, уранолиты, метеоролиты, бэтилиямы, небесные, воздушные, атмосферные или метеорные камни и т. д.

Метеорит Вилламетт
МЕТЕОРИТЫ

    Аналогичные падению метеорита явления на других планетах и небесных телах обычно называются просто столкновениями между небесными телами.
    В январе 2010 года научному сообществу были предложены следующие определения:

    Метеорит: природный твердый объект размером больше чем 10 мкм, происходящий от небесного тела, который был доставлен природным путем от материнского тела, на котором объект был сформирован, в область вне доминирующего гравитационного влияния материнского тела, и который позже столкнулся с природным телом или телом искусственного происхождения, имеющим размеры большие чем объект (даже если это то же самое материнское тело, от которого объект отделился). Климатические процессы не влияют на статус объекта как метеорита до тех пор, пока остается что-либо распознаваемое в его изначальных минералах или структуре. Объект теряет статус метеорита, если он объединяется с более крупным «камнем», который сам становится метеоритом.
    Микрометеорит: метеорит размером от 10 мкм до 2 мм.

    Метеорное тело входит в атмосферу Земли на скорости от 11 до 72 км/с. На такой скорости начинается его разогрев и свечение. За счёт абляции (обгорания и сдувания набегающим потоком частиц вещества метеорного тела) масса тела, долетевшего до поверхности, может быть меньше, а в некоторых случаях значительно меньше его массы на входе в атмосферу. Например, небольшое тело, вошедшее в атмосферу Земли на скорости 25 км/с и более, сгорает почти без остатка. При такой скорости вхождения в атмосферу из десятков и сотен тонн начальной массы до поверхности долетает всего несколько килограммов или даже граммов вещества. Следы сгорания метеорного тела в атмосфере можно найти на протяжении почти всей траектории его падения.
    Если метеорное тело не сгорело в атмосфере, то по мере торможения оно теряет горизонтальную составляющую скорости. Это приводит к изменению траектории падения от часто почти горизонтальной в начале до практически вертикальной в конце. По мере торможения, свечение метеорного тела падает, оно остывает (часто свидетельствуют, что метеорит при падении был тёплый, а не горячий).
    Кроме того, может произойти разрушение метеорного тела на фрагменты, что приводит к выпадению метеоритного дождя. Разрушение некоторых тел носит катастрофический характер, сопровождаясь мощными взрывами, и нередко не остаётся макроскопических следов метеоритного вещества на земной поверхности, как это было в случае с Тунгусским болидом. Предполагается, что такие метеориты могут представлять собой отмершие кометы.
    При соприкосновении метеорита с земной поверхностью на больших скоростях (порядка 2000-4000 м/с) происходит выделение большого количества энергии, в результате метеорит и часть горных пород в месте удара испаряются, что сопровождается мощными взрывными процессами, формирующими крупный округлый кратер, намного превышающий размеры метеорита, а большой объём горных пород испытывает импактный метаморфизм. Хрестоматийным примером этому служит Аризонский кратер.

АРИЗОНСКИЙ КРАТЕР

    При небольших скоростях (порядка сотен м/с) столь значительного выделения энергии не наблюдается, диаметр образующегося ударного кратера сравним с размерами самого метеорита, и даже крупные метеориты могут хорошо сохраниться, как например метеорит Гоба.

Классификация метеоритов

    Конечной целью классификации метеоритов является группировка всех образцов, которые имеют общее происхождение от одного идентифицируемого «материнского тела». Это тело может быть планетой, астероидом, спутником или иным объектом Солнечной системы, которое существует сейчас или существовало в прошлом (например, уже разрушенный астероид). Тем не менее, за немногими исключениями, современная наука пока не может достичь данной цели, в основном из-за недостаточного объема информации о природе большинства тел Солнечной системы (особенно об астероидах и кометах). Вместо этого современная классификация метеоритов основывается на разделении образцов по группам на основании сходства физических, химических, изотопных и минералогических свойства, что должно свидетельствовать об общем происхождении от одного материнского тела, даже если таковое не известно. Существует возможность того, что несколько групп метеоритов, классифицированных таким образом, могут происходить от одного гетерогенного материнского тела или что одна группа будет содержать компоненты, которые произошли от множества очень сходных, но отличных материнских тел. В этой связи, классификация метеоритов, скорее всего, будет развиваться.

    Традиционная классификация
    Метеориты часто разделяют на три обширные группы, в зависимости от доминирующего состава:

    Минерального материала (каменные метеориты)
    - Хондриты. Группа метеоритов, подвергшихся лишь незначительным изменениям с момента формирования их материнского тела, характеризуются наличием хондры - округлых образований размером в среднем 0,5-1,0 мм, являющихся главным структурным элементом 90% этих метеоритов. Хондры представляют собой быстро затвердевшие капли расплавленного силикатного вещества;
    - Ахондриты. Группа метеоритов, имеющая сложное происхождение, включающее в себя отделение от планеты или астероида.

    Металлического материала (железные метеориты, или сидериты)
    Железные метеориты традиционно включали в себя объекты, имеющие сходную внутреннюю структуру (октаэдриты, гексаэдриты и атакситы), но эти термины сейчас, используются чисто в описательных целях, а сейчас их разделяют по химическому составу.

    Смешанного материала (железно-каменные метеориты)
    - Палласиты (которые, в свою очередь подразделяются на несколько обособленных групп);
    - Мезосидериты.

    Данные категории использовались, по крайней мере, с начала XIX века, но они не имеют особой генетической значимости; это просто традиционный и удобный способ группировки образцов. Так, одна из групп хондритов содержит более 50% металлической фазы по объему, и такие метеориты назывались железно-каменными до тех пор, пока не было обнаружено их родство с хондритами. Некоторые железные метеориты также содержат большое число силикатных вкраплений, но редко описываются как железно-каменные. Тем не менее, данные три категории наиболее широко используются при классификации метеоритов.
    Ниже приведена традиционная классификация по иерархии:

    1) КАМЕННЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    ХОНДРИТЫ: (Недифференцированные метеориты)
    Хондриты - это древнейшая известная материя. Они образовались одновременно с нашей звездой, Солнцем, выкристаллизовавшись в первичной досолнечной туманности в форме сфероподобных образований, так называемых хондр. Хондры сконденсировались вместе с другой досолнечной материей в более мелкие или более крупные куски породы и в последующие 4,5 млрд. лет почти не претерпели изменений.
    По химическому составу хондриты напоминают Солнце, если исключить все летучие элементы, а также гелий и водород. Однако хондриты существенно отличаются по месту кристаллизации в первичной досолнечной туманности и по этому признаку делятся на многочисленные группы и серии.
    Хондриты разделяют на три больших класса в зависимости от степени окисления содержащегося в них железа:

    - энстатитовые (Е),
    - обыкновенные (О),
    - углистые (С).

    В том же порядке в них увеличивается содержание окисленного (двух- и трехвалентного) железа.
    Хондриты также делятся на шесть (в некоторых источниках на семь) петрологических типов, которые отличаются проявлениями теплового метаморфизма.
    Схема петрологических типов предложенная учеными Ван Шмусом (Van Schmus) и Вудом (Wood) на самом деле разделена ещё на две минисхемы, описывающие гидрологические изменения (типы 1-2) и тепловой метаформизм (типы 3-6(7)).
    Тип 1 применяется для обозначения хондритов, в которых плохо различимы хондры и в которых содержится большое количество воды и углерода. В последнее время применяется для обозначения метеоритов, перенесших обильное гидрологическое изменение, при котором оливин и пироксен были смешаны с водной составляющей. Такое изменение обычно проходит при температурах 50-150°C, поэтому хондриты первого типа не нагреваются до температур, при которых возможен тепловой метаморфизм. В основном это CI ходриты.
    Тип 2 описывает хондриты, столкнувшиеся с обильным гидрологическим изменением, но с всё ещё распознаваемыми хондрами и с первичным содержанием оливина и пироксена. В результате гидратации образуется мелкозернистая матрица. Такое изменение происходит при температурах ниже 20°C, поэтому метеориты также не испытывают теплового метаморфизма. В основном это CM и CR хондриты.
    Тип 3 означает низкую степень теплового метаморфизма. Такие метеориты обычно неустойчивы, так как минералы их составляющие могут существовать в различном спектральном составе, отражая особенности образования в большом многообразии условий в солнечной системе (типы 1 и 2 также являются неустойчивыми). Если хондрит остаётся неизменным ему присваивается тип 3,0. При возрастании петрологического типа от 3,1 до 3,9 в метеорите происходят глубокие минералогические изменения, начиная от пыльной матрицы, постепенно затрагивая крупнозернистые компоненты, например, хондры.
    Типы 4, 5, и 6 это устойчивые метеориты с высокой степенью теплового метаморфизма. Минеральный состав таких метеоритов практически однородный из-за влияния высоких температур. В типе 4 матрица рекристаллизуется и становится более грубой, с большим размером зерна. В хондритах типа 5 хондры становятся расплывчатыми и матрицу практически невозможно обнаружить. В ходритах типа 6 хондры и матрица неразличимы.
    Тип 7 введён некоторыми исследователями для обозначения хондритов (кратковременно) подвергшимся наиболее высоким температурам, которые могли привести к плавлению метеорита. В ученом сообществе пока отсутствует консенсус относительно необходимости типа 7, так как при плавлении метеорита его можно классифицировать как примитивный ахондрит.

    Класс углеродосодержащих хондритов/углистые хондриты (C)
    С-хондриты содержат много железа, которое почти всё находится в соединениях силикатов. Благодаря магнетиту (Fe3O4), графиту, саже и некоторым органическим соединениям углистые хондриты приобретают тёмную окраску. также содержат значительное количество гидросиликатов (серпентин, хлорит, монтмориллонит и другие). С-хондриты классифицируются по степени изменения их свойств на группы. При обозначении группы к названию класса добавляется буква эталонного метеорита этой группы. Классификация предложена В 1970-х годах Дж. Вассоном. Гидросиликаты в составе хондритов существенно влияют на их плотность, например, в CV-хондритах около 3,2 г/см3, а в CI-хондритах около 2,2 г/см3.

      Группа хондритов CI (эталон - Ivuna).
      CI-хондриты характеризуются обильным содержанием гидратированных силикатов. Преобладающим является септехлорит.
В CI-хондриты гидросиликаты обычно встречаются в форме стекла (в аморфном состоянии). В CI-метеоритах вообще нет хондр, что является исключением для хондритов. CI-хондриты получили название по месту падения в Ивуне, Танзания. Известно очень немного образцов этих редких метеоритов. Это самые простые и неприглядные метеориты, но и самые интересные. Они почти не имеют видимых хондр, но содержат до 20% воды и множество органических соединений, а также аминокислоты и другие модули жизни. Возможно, они происходят из комет, но совершенно очевидно, что они пришли из внешних областей нашей солнечной системы. Это подтверждается тем фактом, что в процессе своего развития они никогда не подвергались воздействию температуры выше 50 градусов по Цельсию.

      Клан хондритов CM-CO

          Группа хондритов CM (эталон - Мигеи).
          CM-хондриты состоят из 10-15% связанной в составе гидросиликатов воды, и 10-30% пироксена и оливина в хондрах.
Значительно лучше представленная в количественном отношении группа СМ-хондритов получила название по месту падения в Мигеях, Украина. Почти все СМ-хондриты принадлежат к петрологическому классу 2. Они содержат меньше воды, чем CI-хондриты, а в остальном весьма сходны с ними по минералогическому составу. Кроме того, они содержат такие органические соединения, как аминокислоты, но имеют ясно различимые хондры и частые так называемые CAI включения (кальциево-алюминиевые включения). CAI содержат микроскопические алмазы с изотопной сигнатурой, что является признаком их значительно большего возраста по сравнению с нашей солнечной системой. Первоначально метеориты группы СМ могли происходить из комет; возможно, они являются остатками Цереры 1, крупнейшего астероида нашей солнечной системы, который имеет весьма сходный спектр отражения.

Мигеи
УГЛИСТЫЕ ХОНДРИТЫ


          Группа хондритов CO (эталон - Орнан).
          CO-хондриты содержат около 1% связанной воды, и состоят в основном из пироксена, оливина и других дегидратированных силикатов.
          В этих хондритах также встречается небольшое количество никелистого железа.
СО-хондриты названы по месту падения в Орнане, Франция, и петрологически принадлежат к классу 3. По химическому составу они напоминают CV-хондриты, но уже на первый взгляд отличаются от них черным цветом, немногочисленными хондрами и меньшим количеством включений CAI. Кроме того, они содержат ясно различимые включения никелистого железа, которые после полировки выглядят как мерцающие чешуйки.

Орнан
УГЛИСТЫЕ ХОНДРИТЫ


      Клан хондритов CV-CK

          Группа хондритов CV (эталон - Вигарано)
          CV-хондриты содержат около 1% связанной воды, и состоят в основном из пироксена, оливина и других дегидратированных силикатов.
          В этих хондритах также встречается небольшое количество никелистого железа.
CV-хондриты названы по месту падения в Вигарано, Италия, и относятся к петрологическим классам 3 и 4. По структуре и химическому составу они больше напоминают нормальные хондриты, однако, в отличие от них, содержат также следы воды, органических веществ и особенно много больших хондр и CAI, что является типичным признаком группы CV. Самым известным CV-метеоритом является Алленде, упавший в Мексике в 1969 г., незадолго до первой высадки людей на Луну. В то время на Землю выпало почти две тонны этого редкого и столь ценного в научном отношении метеорита, т.е. достаточно не только для всех научных лабораторий, но и для частых коллекционеров!

              Подгруппа хондритов CV-oxA
              Подгруппа хондритов CV-oxB
              Подгруппа хондритов CV-red

          Группа хондритов CK (эталон - Карунда)
CK-хондриты получили название по месту падения в Карунде, Австралия, относятся к петрологическим классам 3-6 и первоначально относились к группе CV. Вследствие высокого содержания магнетита их срезы, как правило, бывают тусклыми и черными, усеянными включениями хондр различных размеров, а иногда и CAI. Кроме того, многие CK-хондриты имеют ударные жилы, жилы породы, оплавившейся под давлением, указывающие на их родительское тело и/или удар. Однако до настоящего времени не удалось точно установить происхождение этой весьма редкой группы метеоритов.

      Клан хондритов CR

          Группа хондритов CR (эталон - Реназзо)
CR-хондриты получили название по месту падения в Реназзо, Италия, и принадлежат к петрологическим классам 2 и 3. Первоначально они были включены в группу СМ, но в настоящее время очевидно, что они образуют отдельную группу. Как правило, они имеют большие, ясно различимые хондры и, в отличие от СМ-хондритов, сравнительно высокое содержание никелистого железа, а также содержат сульфид железа. Спектры отражения CR-хондритов имеют сходство с Палладой 2, вторым по величине астероидом нашей солнечной системы, из которого, возможно, и происходят эти редкие каменноугольные хондриты.

          Группа хондритов CH (High Iron - содержание железа выше, чем у других)
В качестве исключения эта очень маленькая группа каменноугольных хондритов названа не по месту падения, а по характерному признаку: буква «Н» подразумевает “High Iron” и означает, что для этой группы характерно высокое содержание никелистого железа, нередко превышающее 50% общей массы! Одного этого факта было бы достаточно для отнесения группы СН к железокаменным метеоритам, однако сходство с группой CR в содержании каменноугольной породы заставило отнести ее к каменноугольным хондритам. Петрологически все известные СН-хондриты принадлежат к группе 3. Кроме того, существует определенная химическая связь между CH,CR и CB-хондритами, которая была доказана находкой метеорита Ишеево, переходного типа между CH и CB хондритами.

          Группа хондритов CB (эталон - Бенкуббин)
В группу Бенкуббинитов, которые иногда также называют CВ-хондриты, входит небольшое число метеоритов, названных по месту падения - Бенкуббин. Помимо углеродного материала, они содержат много железа, что заставило многих исследователей отнести их к железокаменным метеоритам. По химическому составу они очень близки каменноугольным хондритам серий CR и СН-хондритам, поэтому можно полагать, что они образовались в аналогичной зоне первичной до солнечной туманности. Однако возможно, что они происходят из разных зон одного и того же родительского тела, например, Паллады 2, второго по величине астероида в нашей солнечной системе!

              Подгруппа хондритов CBa
              Подгруппа хондритов CBb
    Класс обычных хондритов (O):
    Обыкновенные хондриты (OХ метеориты) представляют собой обширный класс каменных хондритных метеоритов, который составляет 87% от всех находок. Поэтому их называют «обыкновенными». Эти метеориты состоят из силикатной матрицы, включающей частицы никелистого железа и сложенные силикатами хондры (иногда свободный металл встречается и в составе хондр). Силикаты представлены, главным образом, минералами группы оливина и пироксена, но иногда встречаются и силикаты других групп (например плагиоклазы). В незначительных количествах присутствуют сульфиды, окислы, фосфаты и пр.
    Астрономы подозревают, что астероидов, которые могли породить обыкновенные хондриты, на самом деле не так уж много. Но они расположены очень выгодно по отношению к Земле, в результате чего орбиты их обломков, формирующихся при взаимных столкновениях таких астероидов, очень часто пересекают орбиту Земли и, соответственно, они часто падают на её поверхность. Наиболее подходящим местом для таких астероидов являются резонансные орбиты люков Кирквуда и резонансные с Землей орбиты в главном поясе астероидов. И действительно, на данный момент, среди всех известных астероидов, только у небольшого астероида (3628) Божнемцова был обнаружен спектр, схожий со спектром обыкновенных хондритов.
    Вполне вероятно, что астероиды с поверхностью из обыкновенных хондритов гораздо больше распространены в Солнечной системе, но лишь у некоторых из них орбиты прилегают достаточно близко к Земле, чтобы фрагменты, образующиеся при столкновении и дроблении этих астероидов, падали бы именно на Землю. С другой стороны, наблюдения астероида (243) Ида, проведённые КА Галилео, говорят о влиянии на поверхность Иды процессов космического выветривания, в результате которого старые области на Иде имели спектральные характеристики как у астероидов класса S, в то время как спектры более молодых областей больше напоминали спектр хондритных метеоритов.
    Среди метеоритов данного класса больше всего распространены H-хондриты (составляют около 46% всех обыкновенных хондритов). Наиболее вероятным источником таких метеоритов считается астероид (6) Геба, но его спектр более разнороден, что связано с тем, что астероид на ранних стадиях своей истории был в расплавленном состоянии.

    Делятся на три группы: H, L и LL (H - от англ. high, высокий; L - от low, низкий) по химическому составу. Эти группы метеоритов имеют подобные свойства, но различны по содержанию железа и сидерофильных элементов (H > L > LL) и по разному соотношению окисленного железа с металлическим (LL > L > H). Количество металлического железа также увеличивается от группы LL к L и далее - к H. H хондриты представлены в основном петрологическими типами 3-6, а L и LL хондриты петрологическими типами 3-7. Обыкновенные хондриты обычно подвергаются тепловому метаморфизму при температурах от 400 °C (петрологический тип 3) до 950 °C и выше (тип 6-7), а также иногда ударному давлениях порядка 1000 атмосфер. Хондры заполняются обломочным материалом и принимают неправильную форму.

      Группа хондритов H
      Содержание железа 25-30%, относительно небольшой процент оксидов железа;
В связи с высоким содержанием никелистого железа в название Н-хондритов включена буква «Н», обозначающая “High Iron” (высокое содержание железа). Доля железа в массе метеоритов этой группы составляет от 25% до 30%, из которых 15-19% железа находится в несвязанной металлической форме. Вследствие этого Н-хондриты сильно притягиваются магнитом. Петрологически Н-хондриты относятся к классам 3-7, а минералогически в основном состоят из оливина и ортопироксенового бронзита. Вследствие этого их иногда называют оливин-бронзитными хондритами, хотя это название устарело и в настоящее время используется редко. Сравнение спектров отражения Н-хондритов со спектрами известных астероидов показало, что эти хондриты могут происходить от астероида Геба или его остатков.

      Группа хондритов L
      Содержание железа 19-24%, но больше оксида железа, чем в H-группе;
Буква “L” в названии L-хондритов означает “Low Iron” (низкое содержание железа). Как правило, содержание железа в них составляет 19-24%, хотя лишь от 4% до 10% железа находятся в несвязанной металлической форме. Вследствие этого L-хондриты притягиваются магнитом, но значительно слабее, чем Н-хондриты. Петрологически эти хондриты относятся к классам 3-7. Минералогически L-хондриты состоят из оливина и ортопироксенового гиперстена, из-за чего из также называют оливин-гиперстеновыми хондритами. Сегодня это название употребляется редко, однако оно часто встречается в литературе. L-хондриты вполне могут происходить от астероида Эрос, небесного тела, которое в настоящее время изучает космический зонд NEAR-Shoemaker. Их спектры отражения довольно точно совпадают, и возможно, вскоре можно будет с определенностью утверждать, что L-хондриты происходят от этого астероида.

      Группа хондритов LL
      Имеют самое низкое содержание свободного железа и сульфидов, но высокое содержание силикатного железа.
LL-хондриты являются самыми редкими среди обыкновенных хондритов. Буквы “LL” означают “Low Iron” (низкое содержание железа) и “Low Metal” (низкое содержание металла), поскольку, как правило, LL-хондриты содержат от 19% до 22% железа, причем лишь от 1% до 3% в несвязанной металлической форме. Поэтому LL-хондриты слабомагнитны. Как и Н- и L-хондриты, LL-хондриты петрологически относятся к классам 3-7. В более старых литературных источникам LL-хондриты иногда называются амфотеритами, но это название больше не употребляется, и его следует избегать. Что касается происхождения LL-хондритов, то они могут происходить от близкого к Земле астероида Эрос или другого родительского тела, примерно на 20 км больше. Как и в L хондритах, гиперстен резко преобладает над пироксенами.

Обыкновенный хондрит NWA 869
ОБЫКНОВЕННЫЕ ХОНДРИТЫ


    Класс хондритов-энстатитов (E)
    Е-хондриты состоят в основном из железа в его свободном состоянии, то есть при нулевой валентности, и силикатных соединений, в которых железо почти отсутствует. Пироксен в метеоритах этого типа содержится в виде энстатита, от которого и произошло название класса хондритов. Энстатитовые хондриты, судя по их структурным и минералогическим особенностям, были подвергнуты тепловому метаморфизму при максимальных для них температурах (600°C - 1000°C), поэтому они в них присутствует меньше всего летучих соединений, а среди других классов хондритов энстатитовые признают самыми восстановленными. Хондры заполнены обломочным материалом, находятся в тёмной мелкодисперсной матрицы, имеют неправильную форму.
    Этот класс хондритов по степени теплового метаморфизма делят на 3 петрологических типа (Е4, Е5 и Е6). В разных петрологических типах Е-хондритов также наблюдаются разнообразие содержания железа и серы, по которому некоторые учёные выделяют два типа: I, включающий в себя хондриты Е4 и Е5, и II, включающий хондриты Е6.
    Энстатитовые хондриты редки и составляют всего 2% всех хондритов, обнаруженных среди упавших на Землю метеоритов. Изотопный состав азота, кислорода, титана, хрома и никеля в этих хондритах схож с относительным содержанием таких изотопов на Земле и на Марсе. Предполагается, что энстатитовые хондриты образовались внутри орбиты Марса, значительно ближе к Солнцу по сравнению с предполагаемым местом рождения других групп хондритов.

      Группа хондритов EH
      EH (high enstatite) содержат небольшие хондры (примерно 0,2 мм), а также высокое содержание сидерофильных элементов кремния.
      Более 10% породы состоит из металлических зерен;

      Группа хондритов EL
      EL (low enstatite) содержат большие хондры (> 0,5 мм), а также более низкое содержание сидерофильных элементов кремния.

Энстатитовые хондриты EH5
ХОНДРИТЫ-ЭНСТАТИТЫ

    Группы других хондритов, не из основных классов:

      Группа хондритов R (эталон - Румурути). R-хондриты, встречается очень редко. В документальных сводках упоминается падение только одного такого метеорита. Хондриты Румурути, или R-хондриты, названы по месту находки в Румурути, Кения. Группа R-хондритов имеет ряд общих свойств с классом обыкновенных хондритов, в том числе похожие формы хондр, малое содержание тугоплавких соединений, схожее химические соотношение основных элементов. Среди отличий от обыкновенных хондритов можно выделить: в R-хондритах намного больше пыльной матрицы (около 50%), R-хондриты более окислены, содержат меньшее количество сплава Fe-Ni, и их обогащение в 17O выше, чем у обыкновенных хондритов.

Представитель Румурутитов, nwa 4814
ДРУГИЕ ХОНДРИТЫ

      Группа хондритов K (эталон - Какангари). K-хондриты, характеризуется большим количеством пыльной матрицы и изотопов кислорода, что делает их похожими на углистые хондриты. Упрощённый минеральный состав и высокое содержание металла делают их похожими на Е-хондриты, а высокая концентрация тугоплавких литофильными соединений - на обыкновенные хондриты. Известно три метеорита этого типа: Kakangari, LEW87232 и Lea County 002.
      Группа хондритов F (Фостеритные хондриты) Фостеритные хондриты, или F-хондриты, известны только как включения в другие метеориты и описаны в литологии обритов, США. Минералогически они в основном состоят из оливинового концевого фостерита, что позволяет говорить о них как об отдельной группе. Однако до настоящего времени на Земле не был найден ни один целый метеорит этой группы, и поэтому данный класс следует считать гипотетическим.

    АХОНДРИТЫ: (Дифференцированные метеориты)
    Ахондриты - каменные метеориты без округлых включений - хондр. По составу и структуре близки земным базальтам. Все ахондриты в той или иной степени претерпели плавление, которое и уничтожило хондры. Ахондриты являются довольно распространенным типом метеоритов. Они составляют около 8% от всех найденных метеоритов.
    Большинство из известных ахондритов относится к так называемому HED типу, и по мнению многих геохимиков, происходят с астероида Веста. Другие ахондриты происходят с Марса, Луны и других пока не идентифицированных астероидов.

    Клан метеоритов РАС (Примитивные ахондриты)
Сокращение «РАС» означает «примитивные ахондриты» и подразумевает различные группы метеоритов, весьма сходные со своими хондритными предшественниками по химическому составу и структуре. Кроме того, они являются дифференцированными и происходят, вероятно, от очень маленьких астероидов, расплавленных под ударным воздействием, а затем быстро повторно кристаллизовавшихся.

          Группа акапулькоитов (АСА)
Этот небольшой класс метеоритов назван по падению в окрестностях Акапулько, Мексика, в 1976 г. Первоначально этот метеорит был отнесен к аномальным хондритам, но в последующие десятилетия было найдено несколько аналогичных метеоритов и признано, что они относятся к классу примитивных ахондритов, являющихся переходными между базовым хондритным веществом и дифференцированной породой. Известных на сегодня акапулькоиты состоят в основном из оливина и пироксена с небольшим содержанием плагиоклаза, металлического никелистого железа и троилита. Во многих акапулькоитах обнаружены неповрежденные хондры, и это еще раз подтверждает, что эта группа происходит от слабо дифференцированного родительского тела и ее следует рассматривать как самый примитивный класс ахондритов.

          Группа лодранитов (LOD)
Лодраниты, названные по месту падения в Лодране, Пакистан, в 1868 г., первоначально считались небольшой группой железокаменных метеоритов, поскольку состоят из примерно равных частей оливина и пироксена, а также мелкозернистого никелистого железа. Только открытие акапулькоитов заставило отнести их к группе примитивных ахондритов вследствие значительного сходства химического и изотопного состава. Вероятно, акапулькоиты и лодраниты происходят от одного и того же слабо дифференцированного родительского тела, небольшого астероида, химический состав которого имеет определенное сходство с родительскими телами Е- и Н-хондритов.

          Группа брахинитов (BRA)
Брахиниты являются небольшой группой богатых оливином примитивных хондритов, названной по месту падения в Брахине, Австралия. Первоначально этот метеорит был отнесен к шассиньитам, редкому типу марсианских метеоритов, однако по мере изучения и после находки еще шести метеоритов они были отнесены к отдельному классу примитивных ахондритов, напоминающих шассиньиты только минералогическим составом. По сравнению с относительно молодой марсианской породой брахиниты очень древни, их возраст составляет 4,5 млрд. лет, и они имеют совершенно иной состав микроэлементов типично хондритного распределения.

          Группа винонаитов (WIN)
Винонаиты - это еще один редкий класс примитивных ахондритов, получивший название после его необычной находки. Метеорит Уинона был открыт в 1928 г. во время археологических раскопок в доисторическом Эльден-Пуэбло в Аризоне, в нише, вытесанной в каменное стене. Очевидно, он являлся священным для индейцев, которые могли наблюдать его падение. С научной точки зрения Уинона - совершенно особый метеорит, прототип нового класса метеоритов, четко отличающегося изотопной сигнатурой от всех прочих ахондритов. Имеет некоторое сходство с железными метеоритами химической категории IAB. Многие железные метеориты категории IAB содержат силикатные включения, весьма напоминающие уинонаиты, и, вероятно, происходят от одного и того же родительского тела.

          Примитивные энстатитные ахондриты (Заклодзе, ITQIY)
Наряду с акапулькоитами/лодранитами, брахинитами и уинонаитами существует еще одна серия примитивных ахондритов, в большей или меньшей степени представляющих собой индивидуальные находки и потому не образующих новый класс. Примерами являются два найденных недавно богатых энстатитом ахондрита: Заклодзе в Польше и ITQIY в Северной Африке. Оба они уникальны по химическому и минеральному составу и состоят в основном из энстатита и металлического никелистого железа. По своей структуре Заклодзе несколько напоминает акапулькоиты, а ITQIY структурно близок к лодранитам. Возможно, Заклодзе и ITQIY происходят от одного и того же слабо дифференцированного родительского тела, развитие которого было сходно с развитием родительского тела акапулькоитов и лодранитов. Дополнительные исследования и новые находки дадут дополнительную информацию и позволят в будущем ответить на этот вопрос.

          Группа ангритов (ANG)
Ангриты, названные по падению в Ангра дос риче, Бразилия, представляют собой очень небольшой класс дифференцированных ахондритов, включающий лишь шесть метеоритов, состоящих из пироксена, оливина и плагиоклаза. В отличие от хондритов и примитивных ахондритов, эти минералы существуют в форме, типичной для магматического происхождения: пироксен - в основном в форме минерального фассаита, который оливин содержит наряду с железом, магнием и кальцием, а плагиоклаз - почти исключительно в виде богатого кальцием анортита. Кроме того, общее строение и часто встречающиеся круглые полости, которые считают затвердевшими пузырьками газа, заставляют считать ангрит типичной магматической породой, подобной базальту магматического происхождения, весьма сходной с земными базальтами. С той лишь разницей, что возраст ангритов составляет около 4,56 млрд. лет! Однако происхождение этого первичного базальта остается загадкой. Иногда на основе некоторого сходства изотопного состава считают, что ангриты, как и метеориты группы HED, происходят от астероида Веста 4. И все же, учитывая их возраст и определенные различия в химическом составе, сегодня считается, что ангриты происходят от отдельного родительского тела, пока точно не установленного.

          Группа обритов (AUB)
Обриты названы по месту падения в Обре, Франция, где в 1836 г. упал метеорит весом 800 г. В связи с особым минералогическим составом обриты считаются энстатитными ахондритами, поскольку в основном состоят из почти свободного от железа, богатого магнием пироксена. Как и энстатит, сильно брекчированные обриты содержат никелистое железо, оливин, троилит и некоторые редкие минералы, что позволяет предполагать магматическое происхождение в условиях дробления. Несмотря на химическое сходство с энстатитными хондритами и примитивными энстатитными ахондритами, нет сомнений, что обриты происходят от другого, значительно более дифференцированного родительского тела. Спектральный анализ позволил предположить, что родительскими телами могут являться астероид Ниса 44 и некоторые его спутники. Анализ был произведен, когда в поле зрения оказался один из астероидов этого семейства, ближайший к Земле и имеющий номер 3103. Возможно, от этого безымянного астероида диаметром около 1,5 км происходят все обриты, существующие на Земле.

          Группа урейлитов (URE)
Урейлиты, названные по падению в 1886 г. в Новом Урее, Россия, являются самыми загадочными ахондритами. Они состоят в основном из оливина и пироксена в богатой углеродом матрице из углерода, алмаза, никелистого железа и троилита. Исследование химического и изотопного состава урейлитов дало противоречивые результаты: по некоторым признакам урейлиты оказались сильно дифференцированной породой, а другие результаты заставили отнести их к примитивным ахондритам. Вследствие этих противоречий до настоящего времени не существует признанной теории возникновения и происхождения урейлитов. Тем не менее большинство исследователей соглашаются, что высокое содержание углерода заставляет предполагать определенное сходство с каменноугольными хондритами и урейлиты могут происходить от дифференцированного астероида класса С. На сегодняшний день найдено девяносто пять этих загадочных метеоритов, что делает урейлиты «наиболее часто встречающимся» классом ахондритов.

    Клан метеоритов HED (С астероида Веста)
Группа HED состоит из трех различных классов тесно связанных между собой ахондритов - говардитов, эвкритов и диогенитов (отсюда ее обозначение - “HED”). Эти метеориты существенно различаются по минералогическому составу и происхождению, но их практически идентичный химический и изотопный состав ясно показывает, что все они должны происходить от одного и то же родительского тела. Сравнение спектров отражения этих метеоритов со спектрами различных астероидов показало, что их родительское тело скорее всего астероид Веста, крупнейший астероид нашей солнечной системы. Вследствие этого метеориты группы HED иногда называют “метеоритами Весты”.

          Группа говардитов
Говардиты были названы в честь британского химика Эдварда Говарда, одного из пионеров метеоритики. В некоторых отношениях говардиты являются соединительным звеном между диогенитами и эвкритами, однако они образовались не в коре, а на поверхности Весты. Минералогически говардиты считаются реголитной породой: спекшимся «пылевым слоем» с поверхности их родительского тела, в котором примерно равные части диогенитовой и эвкритовой породы смешаны с ударной материей хондр. Поэтому сильно брекчированные говардиты также содержат включения большинства мелких и крупных метеоритов, выпадавших на протяжении миллиардов лет на Весте, на основе которых под действием солнечного ветра эвкриты и диогениты образовали новую породу. Такое природное разнообразие делает говардиты не только одними из самых интересных, но и самыми красивыми ахондритами.

          Группа эвкритов
Название эвкрит происходит от греческого слова «эвкритос», означающего нечто вроде «легко отличимый». Старая метеоритика присвоила это название эвкритам, самому большому классу ахондритов, по двум причинам: во-первых, потому что их легко отличить от хондритов по внешнему виду и, во-вторых, потому что они напоминают некоторые земные породы вулканического происхождения, которые в то время тоже назывались эвкритами. Сегодня так называются только метеориты, хотя эвкриты действительно несколько напоминают земные базальты. Они состоят из богатого кальцием плагиоклаза (анортита), бедного кальцием пироксена и часто содержат определенную долю никелистого железа, что делает эвкриты слабомагнитными. Кроме того, нередко они содержат полости, которые считаются затвердевшими пузырьками газа и служат подтверждением магматического происхождения эвкритов. По сравнению с базальтами, которые образовывались и образуются на Земле в процессе вулканической деятельности, эвкриты являются базальтами из другого мира.

Эвкрит
АХОНДРИТЫ


          Группа диогенитов
Диогениты названы в честь греческого философа Диогена, который уже в пятом веке до новой эры считал, что метеориты имеют не земное, а космическое происхождение. Минералогически диогениты, являются дифференцированной глубинной породой, состоящей в основном из богатого магнием и бедного кальцием ортопироксена. Кроме того, они содержат небольшое количество оливина и плагиоклаза, однако основную часть массы нередко составляют крупные кристаллы пироксена, типичные для интрузивных пород, сформировавшихся в магматических очагах коры планеты или астероида и сумевших вырасти благодаря медленному охлаждению до соответствующего размера. Поэтому диогениты являются представителями магматических процессов, происходивших около 4,4 млрд. лет назад с их родительским телом - Вестой!

Диогенит
АХОНДРИТЫ


    Клан метеоритов LUN (Лунные метеориты)
Сокращение “LUN” происходит от слова “Lunaite” (“лунаит”) и обозначает группу ахондритов, которые происходят с Луны, спутника Земли. Если посмотреть на Луну в ясную ночь, то легко себе представить, каким образом эти метеориты попали на Землю с ее поверхности: спутник Земли изобилует большими ударными кратерами, которые обладали достаточной мощью, чтобы извергать породу из коры планеты и придавать ей такое ускорение, что она преодолевала гравитационное поле Луны и уходила в космос. Некоторые фрагменты начинали вращаться вокруг планеты на нестационарной орбите и через некоторое время падали на землю как лунные метеориты. Конечно, эти метеориты отличаются от лунной породы. На сегодняшний день все найденные лунные метеориты, можно разделить на пять классов:

          Анортозитные реголитные горные брекчии
Большинство лунных метеоритов, являются реголитными горными брекчиями. Они происходят с гор, составляющих большую часть поверхности Луны, в основном на стороне, не видимой с Земли. Минералогически они состоят в основном из реголита, возникшего под действием метеоритной бомбардировки и солнечного ветра, спекшейся пыли, содержащей многочисленные обломки первоначального плагиоклаза, который, будучи богатым кальцием анортозитом, является коренной породой, сформировавшей минералы в лунных горах. Такой состав придает анортизитным реголитным горным брекчиям типичный для них вид - угловатых белых осколков (анортит) в угольно-черной матрице (реголит).

          Фрагментированные горные брекчии
Фрагментированные горные брекчии также происходят с лунных гор. При этом они состоят не из реголита, а из брекчированных фрагментов породы, подстилающей лунную поверхность. Поэтому минералогически они в основном состоят из анортозита, богатого кальцием плагиоклаза лунных гор и некоторых других минералов, в частности пироксена и оливина.

          Ударносплавленные брекчии
По своему минералогическому составу эти брекчии, напоминают другие горные лунные метеориты. Отличие состоит в том, что некоторые содержащиеся в них минералы имеют выраженно ударную форму, т.е. изменения в их структуре были вызваны предшествующим ударным воздействием. В частности, в ударносплавленных брекчиях часто встречаются стеклянные жилки ударной породы и минералы, образовавшиеся под действием высокого давления.

          Лунные морские базальты
Эти метеориты, являются образчиками лунных морей - больших темных котловин, образующих лунные равнины. Некоторые из них являются реголитными брекчиями, содержащими, по сравнению с горными реголитными брекчиями, лишь фрагменты первоначальных базальтов в реголитной матрице, а остальные представляют собой подлинные образчики лунных морских базальтов. В основном они состоят из пироксенового пижонита и авгита с небольшим содержанием плагиоклаза и оливина. По сравнению с горной породой морские базальты являются более молодыми, учитывая, что лунные моря образовались лишь примерно через миллиард лет после гор, возраст которых составляет около 4,5 млрд. лет.

          Морские габбро
Этот класс представлен сегодня брекчированными и небрекчированными лунными метеоритами с грубозернистой структурой. Минералогически он относится к так называемому габбро, породе, состоящей в основном из плагиоклаза (в виде анортита) и пироксена (пижонита и авгита). Возможно, в будущем удастся найти новые образцы этой лунной породы.

Лунный метеорит
АХОНДРИТЫ


    Клан метеоритов SNC (Марсианские метеориты)
Отдельную группу образуют редкие метеориты SNC, названные по первым буквам трех исторических падений - Шерготти, Нахла и Шассиньи. Эти метеориты объединяются в одну группу с некоторыми последующими падениями и находками по признакам минералогического и химического сходства, причем в настоящее время почти достоверно известно, что все они происходят с нашего соседа, Марса. На это указывает не только относительно небольшой возраст большинства метеоритов SNC, часто составляющий лишь несколько сотен миллионов лет, но и сравнение газовых включений этих метеоритов с пробами, полученными “Викингом”, которые позволили в 1976 г. только определить состав атмосферы Марса. Метеориты SNC делятся на четыре минералогических класса:

          Шерготтиты
Шерготтиты, названные по месту падения в Шерготти, Индия, являются наиболее часто встречающимися марсианскими метеоритами. Минералогически они делятся на два различных типа - базальтовые и игерзолитные шерготтиты. Базальтовые шерготтиты в основном состоят из плагиоклаза и пироксена и напоминают земные базальты вулканического происхождения. Игерзолитные шерготтиты состоят из оливина и ортопироксена и содержат лишь небольшое количество плагиоклаза. Они близкородственны базальтовым шерготтитам, но являются не discharge породой, а глубинными марсианскими породами, происходящими из тех же магматических слоев, что и их базальтовые родственники. При этом существует переходный тип между базальтовыми и игерзолитными метеоритами, представленный, в частности, марсианскими метеоритами из пустыни Дхар-аль-Гани, Ливия.

          Нахлиты
Нахлиты получили название по месту падения в Нахле, Египет. Минералогически они в основном состоят из богатого кальцием пироксена (авгита) и небольшой доли оливина. Интересно отметить, что в последнее время в нахлитах были обнаружены редкие минералы, которые могли образоваться только в условиях размывания. Анализ показал, что эти минералы должны были возникнуть еще на Марсе. Это означает, что в момент образования нахлитов, т.е. около 1,5 млрд. лет назад, на Марсе была вода, а может быть, и океаны!

          Шассиньиты
С нахлитами тесно связаны шассиньиты, получившие название от единственного представителя этого класса, найденного в Шассиньи, Франция. Минералогически шассиньиты состоят из так называемого дунита, глубинной породы, являющейся практически чистыми оливинами. Кроме того, в шассиньитах были обнаружены следы минералов, которые могли образоваться только в присутствии воды, например, как хорошо известный земной амфибол.

          Ортопироксениты
Эта группа в отличие от других марсианских метеоритов практически полностью состоит из ортопироксена и имеет значительно больший возраст. Этот метеорит получил особенно широкую известность в процессе обсуждения многочисленных исследований его включений, которые, по крайней мере, раньше считались свидетельствами наличия низших форм жизни на Марсе.

Марсианский метеорит ALH 84001
АХОНДРИТЫ

    Группа ангидритов

    Группа аубритов (энстатитные ахондриты)


    2) ЖЕЛЕЗНО-КАМЕННЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    ПАЛЛАСИТЫ:
    Представляют собой железно-никелевую основу с вкраплениями кристаллов оливина. Названы в честь немецкого учёного Петера Палласа, зарегистрировшего "необычный объект" под Красноярском. Оливины в палласитах имеют сходный состав и структуру. Они обеднены кальцием и никелем по сравнению с земными образцами. Содержание никеля в металле - около 10%.
    Палласиты состоят из кристаллов оливина в сетеобразной матрице из никелистого железа. В старых, выветренных палласитах, долго пролежавших на земле, кристаллы оливина часто бывают черноватыми, обесцвеченными или выветренными, что придает таким метеоритам некрасивый губчатый вид. Но если разрезать и отполировать свежий палласит, в котором кристаллы оливина часто достигают одного сантиметра, то он окажется самым красивым среди метеоритов! Оливково-зеленые и часто прозрачные оливины аналогичны земным перидотам и с полным основанием могут считаться единственными космическими драгоценностями. Российский императорский дом являлся владельцем великолепных украшений из палласитового перидота, да и сегодня изысканные драгоценности часто изготавливают из этого уникального материала.

Представитель палласитов
ПАЛЛАСИТЫ

    По происхождению палласиты тесно связаны с железными метеоритами. В то время как железные метеориты происходят из глубины ядра дифференцированных астероидов, палласиты представляют его внутреннее покрытие, зону, где встречаются и смешиваются металлическое ядро и богатая силикатами кора астероидов. Возможно, аналогичные минералы существуют и на земле, но на такой глубине, что мы можем никогда их не увидеть.
    Что касается классификации, то по химическому составу палласиты делятся на три группы, каждая из которых характерна для определенного родительского тела:

    Основная группа палласитов
Палласиты основной группы, к которой относится большинство найденных палласитов, имеют некоторое сходство с железными метеоритами группы IIIAB, что позволяет предполагать их общее происхождение.

    «Орлиные» палласиты
Данные палласиты имеют некоторое сходство с железными метеоритами группы IIF.

    Палласиты-пироксены
Cовершенно уникальными являются так называемые пироксеновые палласиты, в которых, помимо кристаллов оливина, в матрице из никелистого железа заключены и кристаллы пироксена. Очевидно, они происходят от родительского тела, о котором у нас нет больше никакой информации.

Срез палласитового метеорита
ПАЛЛАСИТЫ


    МЕЗОСИДЕРИТЫ:
    Мезосидериты - железо-каменные метеориты, состоящие из примерно равных частей железа, никеля и силикатных минералов (оливин, пироксены и кальциевые полевые шпаты).
    Мезосидериты имеют неоднородную брекчиевидную структуру. Силикатные минералы и металлы часто присутствуют в них виде округлых и остроугольных обломков и мелкозернистых срастаний.

Представитель мезосидеритов
ПАЛЛАСИТЫ

    Мезосидериты представляют собой очень редкие метеориты. На июнь 2009 года было известно всего 145 мезосидеритов (44 из них в Антарктиде). В 7 случаях из 145 обнаруженных мезосидеритов наблюдалось их падает. Некоторые фрагменты мезосидеритов являются одними из самых крупнейших известных метеоритов (до нескольких тонн).


    3) ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ
Большинство железных метеоритов довольно устойчивы к земному выветриванию, что позволяет им сохраниться гораздо дольше, чем любой другой тип метеорита.
    Железные метеориты, как правило, гораздо больше по размерам, чем каменные или железо-каменные метеориты. Железные метеориты редко меняют форму, при входе в атмосферу и гораздо меньше страдают от последствий абляции при прохождении через плотные слои воздуха. Все железные метеориты составляют примерно 89,3% от массы всех известных метеоритов. Несмотря на эти факты, железные метеориты встречаются редко. Среди найденных метеоритов они встречаются лишь в 5,7% случаев.
    Железные метеориты состоят в основном из железа и никеля. Большинство из них включает лишь незначительные примеси минералов. Эти дополнительные минералы часто встречаются в округлых узелках, которые состоят из сульфида железа, троилита или графита, часто окружены фосфидом железа - шрейберзитом и железо-карбидным когенитом. Классический пример - метеорит Кампо-дель-Сьело, метеорит Willamette, или метеорит Кейпт-Йорк. Несмотря на то, что некоторые железные метеориты содержат силикатные включения, большинство из них внешне сходны.

Самым большим целым железным метеоритом в мире является метеорит Гоба
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    В настоящее время железные метеориты классифицируются по двум установленным системам. Всего несколько десятилетий назад, железные метеориты классифицировались в соответствии с макроскопической структурой, когда их полированные поверхности обрабатывали азотной кислотой. В настоящее время для этих целей используют 5% раствор азотной кислоты в спирте.
    Кроме того, современные исследования используются очень сложные инструменты, которые позволяют нам обнаруживать даже незначительные количества таких элементов, как германий, галлий или иридий. На основе конкретной концентрации этих элементов и их корреляции с общим содержанием никеля, железные метеориты делятся на несколько химических групп, и каждая группа, как полагают, представляют собой уникальный «отпечаток» родительского тела, из которого произошел метеорит.
    Железо и никель в железных метеоритах встречается в виде двух различных минералов. Наиболее распространенными минералом является камасит. Камасит содержит от 4% до 7,5% никеля, и он образует крупные кристаллы, которые проявляются в виде широких полос или лучеподобных структур на протравленной поверхности железного метеорита. Другой минерал называется тэнит.
    Тэнит содержит от 27% до 65% никеля, и он обычно образует меньшие кристаллы, которые выглядят в виде отражающих тонких лент на поверхности травления железного метеорита.
    В зависимости от возникновения и наличия этих никеле-железных минералов, железные метеориты относят к трем основным классам:

    - октаэдриты,
    - гексаэдриты,
    - атакситы.

    Октаэдриты
Наиболее распространенные структуры отображения на протравленной поверхности железных метеоритов, является срастание камасита и тэнита ламелями, которые пересекают друг друга под разными углами. Эти модели пересекающихся полос и лент, называются «видманштеттеновыми фигурами» в честь их первооткрывателя, Алоиса фон Видманштеттена.

Видманштеттеновые фигуры железного метеорита
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    Они показывают срастание камасита и тэнита в пластины. Это срастание имеет пространственное расположение в виде восьмигранника, и поэтому эти железные метеориты называются октаэдритами. Пространство между пластинами камасита и тэнита часто заполнено мелкозернистой смесью, которая называется плессит.

Представитель октаэдритов
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    Октаэдриты имеют 8-стороннюю структуру и содержат от 7 до 15% никеля. Известно 6 подгрупп, базирующихся на ширине линий камасита, потому что существует прямая зависимость между этой шириной и содержанием никеля. Эти подгруппы кодируются как Ogg, Og, Om, Of, Off, Opl (от «очень грубая структура» до «очень тонкая»).

    Гексаэдриты
Гексаэдриты состоят в основном из камасита. Свое название они получили от формы кристаллической структуры камасита - шестигранника. Чистая форма камасита - кубический кристалл с шестью равными сторонами под прямым углом друг к другу.

Неймановы линии на протравленной поверхности метеорита
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    После травления азотной кислотой, гексаэдриты не проявляют видманштеттеновы фигуры, но они часто демонстрируют параллельные линии, называемые «Линиями Неймана» (первооткрывател Франц Эрнст Нейман, который сначала изучал их в 1848 году).

Представитель гексаэдритов
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ

    Гексаэдриты содержат 5-6% никеля, соединяются в большие гексаэдры (кубы) камасита. Они даже могут быть просто одним кристаллом (кубом), разрушенным после удара. Если поверхность куба обработать азотной кислотой, можно получить рисунок параллельных полос, Нейманновых линий. Они были сформированы давлением и нагрузкой на камасит температур в пределах от 300 до 600 градусов. И если образец состоит из нескольких кристаллов, то ориентация линий будет различной на каждом из них.

    Атакситы
Некоторые железные метеориты не показывают четкую внутреннюю структуру при травлении, и они называются атакситами. Атакситы состоят, в основном, из богатых никелем тэнита и камасита. Встречается только в виде микроскопических ламелей и шпинделей. Следовательно, атакситы представляют собой наиболее богатые никелем железные метеориты и являются одними из самых редких типов метеоритов. Как ни парадоксально, крупнейший метеорит, найденный на Земле, известный как Гоба, принадлежит к этому редкому структурному классу.

Представитель атакситов
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ


    Помимо содержания железа и никеля, метеориты различаются по содержанию других минералов, а также по наличию следов редкоземельных металлов, таких как германий, галлий, иридий. Исследования соотношения содержания металлических микроэлементов и никеля показали наличие определенных химических групп железных метеоритов, причем считается, что каждая из них соответствует конкретному родительскому телу.
    Здесь мы кратко коснемся тринадцати установленных химических групп, причем следует отметить, что в них не попадают около 15% известных железных метеоритов, которые по химическому составу уникальны. По сравнению с железо-никелевым ядром Земли большинство железных метеоритов представляют ядра дифференцированных астероидов или планетоидов, которые должны были разрушиться вследствие катастрофического ударного воздействия, прежде чем упасть на Землю в виде метеоритов!

    МАГМАТИЧЕСКИЕ:

    Группа железных метеоритов IC
Значительно более редкие железные метеориты группы IC имеют большое сходство с группой IAB с той разницей, что они содержат меньше редкоземельных микроэлементов. Структурно они относятся к крупнозернистым октаэдритам, хотя известны и железные метеориты группы IC, имеющие другую структуру. Типичным для этой группы является частое наличие темных включений цементитного когенита при отсутствии силикатных включений.

    Группа железных метеоритов IIAB
Метеориты этой группы являются гексаэдритами, т.е. состоят из очень крупных отдельных кристаллов камазита. Распределение микроэлементов в железных метеоритах группы IIAB напоминает их распределение в некоторых каменноугольных хондритах и энстатитных хондритах, из чего можно заключить, что железные метеориты группы IIAB происходят от одного родительского тела.

    Группа железных метеоритов IIC
К железным метеоритам группы IIC относятся самые мелкозернистые октаэдриты с полосами камазита шириной менее 0,2 мм. Так называемый “заполняющий” плессит, продукт особенно тонкого синтеза тэнита и камазита, встречающийся также в других октаэдритах в переходной форме между тэнитом и камазитом, является основой минерального состава железных метеоритов группы IIC.

    Группа железных метеоритов IID
Метеориты этой группы занимают среднее положение на переходе к мелкозернистым октаэдритам, отличаясь сходным распределением микроэлементов и очень высоким содержанием галлия и германия. Большинство метеоритов группы IID содержат многочисленные включения железо-никелевого фосфата - шрайберзита, чрезвычайно твердого минерала, который часто затрудняет резку железных метеоритов группы IID.

    Группа железных метеоритов IIF
В эту небольшую группу входят плесситовые октаэдриты и атакситы, имеющие высокое содержание никеля, а также очень высокое содержание таких микроэлементов, как германий и галлий. Существует определенное химическое сходство как с палласитами группы “Игл”, так и с каменноугольными хондритами групп СО и CV. Возможно, палласиты группы “Игл” происходят от того же родительского тела.

    Группа железных метеоритов IIG
    

    Группа железных метеоритов IIIAB
После группы IAB самой многочисленной группой железных метеоритов является группы IIIAB. Структурно они относятся к крупно и среднезернистым октаэдритам. Иногда в этих метеоритах находят включения троилита и графита, в то время как силикатные включения крайне редки. Тем не менее существует сходство с палласитами основной группы, и сегодня считается, что обе группы происходят от одного родительского тела.

    Группа железных метеоритов IIIE
Структурно и химически железные метеориты группы IIIE имеют большое сходство с метеоритами группы IIIAB, отличаясь от них уникальным распределением микроэлементов и типичными включениями гексонита, что роднит их с метеоритами группы IIICD. Поэтому не совсем ясно, образуют ли они самостоятельную группу, происходящую от отдельного родительского тела. Возможно, ответ на этот вопрос дадут дальнейшие исследования.

    Группа железных метеоритов IIIF
Структурно эта маленькая группа включает октаэдриты, от крупнозернистых до мелкозернистых, но отличается от других железных метеоритов как сравнительно небольшим содержанием никеля, так и очень низким содержанием и уникальным распределением некоторых микроэлементов.

    Группа железных метеоритов IVA
Структурно метеориты группы IVA относятся к классу мелкозернистых октаэдритов и отличаются уникальным распределением микроэлементов. Они имеют включения троилита и графита, в то время как силикатные включения крайне редки. Примечательным исключением является только аномальный метеорит Штейнбах, историческая немецкая находка, поскольку он почти наполовину состоит из красно-бурого пироксена в железо-никелевой матрице типа IVA. В настоящее время бурно обсуждается вопрос о том, является ли он продуктом ударного воздействия на IVA-родительское тело или родственником палласитов и, следовательно, железокаменным метеоритом.

    Группа железных метеоритов IVB
Все железные метеориты группы IVB имеют высокое содержание никеля (около 17%) и структурно относятся к классу атакситов. Однако при наблюдении под микроскопом можно заметить, что они состоят не из чистого тэнита, а скорее имеют плесситовую природу, т.е. образовались за счет тонкого синтеза камасита и тэнита. Типичным примером метеоритов группы IVB является Гоба из Намибии, самый большой метеорит на Земле.

    НЕМАГМАТИЧЕСКИЕ: (или примитивные)

    Комплекс или клан железных метеоритов IAB (ранее - группы IAB и IIICD)
    Основная группа IAB
Значительная часть железных метеоритов принадлежит к этой группе, в которой представлены все структурные классы. Особенно часто среди метеоритов этой группы встречаются крупные и средние октаэдриты, а также богатые силикатами железные метеориты, т.е. содержащие более или менее крупные включения различных силикатов, химически близкородственных уинонаитам, редкой группе примитивных ахондритов. Поэтому считается, что обе группы происходят от одного и того же родительского тела. Нередко метеориты группы IAB содержат включения железосульфидного троилита бронзового цвета и черные графитовые зерна. Не только наличие этих рудиментарных форм углерода указывает на близкое родство группы IAB с каменноугольными хондритами; такой вывод позволяет сделать и распределение микроэлементов.

      Группа Удеи
      Группа Pitts
      Подгруппа sLL (мало Au, мало Ni)
      Подгруппа sLM (мало Au, средне Ni)
      Подгруппа sLH (мало Au, много Ni)
      Подгруппа sHL (много Au, мало Ni)
      Подгруппа sHH (много Au, много Ni)

    Группа железных метеоритов IIE
Структурно железные метеориты группы IIE относятся к классу среднезернистых октаэдритов и часто содержат многочисленные включения различных богатых железом силикатов. При этом, в отличие от метеоритов группы IAB, силикатные включения имеют форму не дифференцированных обломков, а затвердевших, часто четко выраженных капель, которые придают железным метеоритам группы IIE оптическую привлекательность. Химически метеориты группы IIE близкородственны Н-хондритам; возможно, обе группы метеоритов происходят от одного и того же родительского тела.

Нахождение метеоритов

    Наиболее часто встречаются каменные метеориты (92,8% падений). Они состоят в основном из силикатов: оливинов (Fe, Mg)2[SiO4] (от фаялита Fe2[SiO4] до форстерита Mg2[SiO4]) и пироксенов (Fe, Mg)2Si2O6 (от ферросилита Fe2Si2O6 до энстатита Mg2Si2O6).
    Подавляющее большинство каменных метеоритов (92,3% каменных, 85,7% общего числа падений) - хондриты. Хондритами они называются, поскольку содержат хондры - сферические или эллиптические образования преимущественно силикатного состава. Большинство хондр имеет размер не более 1 мм в диаметре, но некоторые могут достигать и нескольких миллиметров. Хондры находятся в обломочной или мелкокристаллической матрице, причём нередко матрица отличается от хондр не столько по составу, сколько по кристаллическому строению. Состав хондритов практически полностью повторяет химический состав Солнца, за исключением лёгких газов, таких как водород и гелий. Поэтому считается, что хондриты образовались непосредственно из протопланетного облака, окружающего Солнце, путём конденсации вещества и аккреции пыли с промежуточным нагреванием.
    Ахондриты составляют 7,3% каменных метеоритов. Это обломки протопланетных тел, прошедшие плавление и дифференциацию по составу (на металлы и силикаты).
    Железные метеориты состоят из железо-никелевого сплава. Они составляют 5,7% падений.
    Железо-силикатные метеориты имеют промежуточный состав между каменными и железными метеоритами. Они сравнительно редки (1,5% падений).
    Ахондриты, железные и железо-силикатные метеориты относят к дифференцированным метеоритам. Они предположительно состоят из вещества, прошедшего дифференцировку в составе астероидов или других планетных тел. Раньше считалось, что все дифференцированные метеориты образовались в результате разрыва одного или нескольких крупных тел, например планеты Фаэтона. Однако анализ состава разных метеоритов показал, что с большей вероятностью они образовались из обломков многих крупных астероидов.

2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru