Уже несколько десятилетий существуют так называемые болидные сети - системы наблюдательных пунктов, оборудованных специальными фотокамерами для регистрации метеоров и болидов. По этим снимкам оперативно вычисляются координаты возможного места падения метеоритов и проводится их поиск. Такие сети были созданы в США, Канаде, Европе и СССР и охватывают территории примерно по 106 кв. км.
О метеоритных кратерах и других последствиях падений метеоритов
Встречи Земли с крупными метеороидами создают опасность для людей и всего, что ими создано, а также для земной флоры и фауны. Более того, катастрофические события, подобные Тунгусскому, могут создать угрозу всей человеческой цивилизации. Конечно, это может произойти только при столкновении с достаточно большим телом, типа астероида или ядра кометы. Земная поверхность хранит следы таких столкновений в виде кратеров больших размеров - так называемых "астроблем" (т.е. "звездных ран"). Их уже обнаружено более 230. Диаметры самых крупных из них превышают 200 км (Рис. 1). Один из хорошо сохранившихся кратеров (по причине его относительной молодости) - "Каньон дьявола" в штате Аризона (США). Его диаметр 1240 м, а глубина - 170 м. В 1906 г. геолог Д. Барринджер доказал, что этот кратер имеет ударное происхождение. При его исследовании было обнаружено около 12 т метеоритного вещества и установлено, что он возник примерно 50 тыс. лет назад при падении железо-никелевого метеорита размером около 60 м, летевшего со скоростью 20 км/с.
Рис. 1. Кратер Барринжер ударного происхождения с диаметром 1240 м и глубиной 170 м, который образовался около 50000 тыс. лет назад при падении железного метеорита размером 30-50 м. Кратер находится вблизи города Винслоу (штат Аризона, США):
а) общий вид кратера с самолета;
б) панорама кратера.
Из-за атмосферной и водной эрозии на Земле практически не осталось древних кратеров размером менее 1 км. Значительно лучше и дольше сохраняются метеоритные кратеры на Луне, Меркурии, Марсе и других планетах и спутниках с разреженной атмосферой или вообще без нее. Как показывают расчеты, в течение первых 100 млн. лет после своего образования Земля "вычерпала" практически все твердое вещество, двигавшееся в окрестности ее орбиты. Однако Земля и сейчас продолжает встречать на своем пути пыль, камни и даже глыбы километровых размеров. Откуда же они берутся? Мы ответим на этот вопрос, но сначала познакомимся с составом и структурой метеоритного вещества.
Состав и строение метеоритного вещества
Среди падающего на Землю метеоритного вещества по количеству падений примерно 92% составляют каменные метеориты, 6% железные и 2% железо-каменные (или соответственно 85, 10 и 5% по массе).
Атмосфера служит первым "фильтром", сквозь который должно пройти метеоритное вещество. Чем более оно тугоплавкое и прочное, тем больше у него шансов попасть на земную поверхность. Еще одним фильтром можно считать селекцию метеоритов при их находках. Чем сильнее метеорит выделяется на фоне земной поверхности, тем легче его найти. Тридцать лет назад японские ученые обнаружили, что лучшим местом для поиска метеоритов является Антарктида. Во-первых, метеорит легко обнаружить на фоне белого льда. Во-вторых, во льдах они лучше сохраняются. Упавшие в других местах Земли метеориты подвергаются действию атмосферного выветривания, водной эрозии и прочих разрушающих факторов; поэтому они и либо разлагаются, либо оказываются погребенными.
Основными компонентами метеоритного вещества являются железо-магнезиальные силикаты и никелистое железо. Иногда бывают обильны и сульфиды железа (троилит и др.). Распространенные минералы, входящие в силикаты метеоритного вещества, - это оливины (Fe, Mg)2SiO4 (от фаялита Fe2SiO4 до форстерита Mg2SiO4) и пироксены (Fe, Mg)SiO3 (от ферросилита FeSiO3 до энстатита MgSiO3) разного состава. Они присутствуют в силикатах либо в виде мелких кристаллов или стекла, либо как смесь с разными пропорциями. На сегодняшний день в метеоритном веществе обнаружено около 300 разных минералов. И хотя их количество в процессе исследований новых метеоритов постепенно увеличивается, но все равно более чем на порядок уступает числу известных земных минералов.
Хондриты
Наиболее многочисленные каменные метеориты делят на две группы: хондриты и ахондриты. Хондриты названы так из-за наличия необычных включений сферической или эллиптической формы - хондр, включенных в более темное вещество - матрицу (Рис. 2). Хондры можно видеть на поверхности разлома метеорита, но лучше всего они заметны на полированной поверхности его распила. Размер хондр бывает от микроскопических до сантиметровых. Иногда они занимают до 50% объема метеорита. Хондры и матрица практически не различаются по составу и состоят в основном из мелкокристаллических железо-магнезиальных силикатов и стекол. Но структура хондр в основном кристаллическая. На этом основании некоторые специалисты считают, что хондры кристаллизовались из расплава. Содержание никелистого железа в хондритах не превышает 30%, и присутствует оно в виде мелких частиц неправильной или сферической формы. В целом вещество хондритов сравнительно плотное (2,0 - 3,7 г/см3), но хрупкое. Достаточно небольшого усилия для того, чтобы раскрошить в руках хондритовый метеорит. Удивительно, что хондры до сих пор обнаружены только в метеоритах. Их происхождение пока остается загадкой, поскольку неизвестны механизмы их возникновения.
Рис. 2. Обыкновенный хондрит, найденный в районе Алан Хиллс Антарктиды. Вещество этого метеорита содержит сфероидальные включения миллиметрового размера - хондры, состоящие из смеси раздробленных минералов, образовавшиеся в протопланетной туманности около 4,55 млрд. лет назад
Другой важной особенностью хондритов является их предельно простой элементный состав. Если не учитывать самые летучие элементы (H, He, O и некоторые другие), то получается, что состав хондритов очень близок к элементному составу Солнца. Причем такая близость прослеживается не только по основным элементам, но и по примесным, также служащим важными индикаторами. Примесные элементы делят на три группы: литофильные (Se, Sr, Rb, Ba, Ce, Cs, Th, U и др.), халькофильные (Cu, Zn, Sn, Pb, Ag, Hg, Cd, In и др.) и сидерофильные (Ga, Ge, Ru, Pt, Pd, Os, Ir, Rh и др.); они демонстрируют сродство с минералами, богатыми кислородом, серой и железом соответственно. В частности, горные породы Земли, прошедшие магматическую дифференциацию, содержат в основном литофильные примесные элементы. Халькофильные элементы встречаются на земной поверхности только в ограниченных областях рудных месторождений, а сидерофильные практически отсутствуют. Оказалось, что в хондритовых метеоритах примесные элементы разных групп присутствуют в тех же пропорциях (с незначительными вариациями), что и на Солнце. Это означает, что хондриты образовались из вещества солнечного состава и не проходили дифференциацию. В то же время, очевидно, что они эпизодически подвергались нагреванию, хотя и не очень сильному, поэтому в них произошли некоторые структурные и минералогические изменения, называемые тепловым метаморфизмом.
Хондриты четко делятся на три больших класса по форме содержания железа, точнее по степени его окисления. Хондритам этих классов дали следующие названия и обозначения: энстатитовые (Е), обыкновенные (О) и углистые (С). В том же порядке в них увеличивается содержание окисленного (двух- и трехвалентного) железа. Все хондриты поделены на шесть петрологических типов, в которых постепенно усиливаются структурные и минералогические проявления теплового метаморфизма (от 1-го к 6-му типу).
Углистые хондриты
Углистые хондриты (обозначаемые буквой "C", от англ. carbonaceous - углистый) - самые темные, чем и оправдывают свое название. Они содержат много железа, но оно почти целиком находится в связанном состоянии в силикатах. Темную окраску углистым хондритам в основном придает минерал магнетит (Fe3O4), а также небольшие количества графита, сажи и органических соединений. Эти метеориты содержат также значительную долю водосодержащих минералов или гидросиликатов (серпентин, хлорит, монтмориллонит и ряд других).
Дж. Вассон предложил в 1970-х годах разделить углистые хондриты на четыре группы (CI, CM, CO и CV) на основании постепенного изменения их свойств. В каждой группе есть типичный, эталонный метеорит, первая буква имени которого добавляется к индексу "C" при обозначении группы. Типичными представителями в упомянутых группах являются метеориты Ivuna, Мигеи (найден на Украине, в Николаевской обл.), Ornans и Vigarano. Несколько раньше, в 1956 г. Г. Виик предложил деление углистых хондритов на три группы (CI, CII и CIII), упоминания о которых можно иногда встретить в литературе. Группы Вассона CI и CM полностью соответствуют группам CI и CII Виика, а группы CO и CV можно рассматривать как составляющие группы CIII.
В CI-хондритах гидратированные силикаты занимают большую часть объема. Их рентгеновские исследования показали, что преобладающим силикатом является септехлорит (общая формула септехлоритов Y6(Z4O10)(OH)8, где Y = Fe2+, Mg; Z = Si, Al, Fe3+). Причем, все гидросиликаты находятся в аморфной форме, то есть в форме стекла. Дегидратированных силикатов (пироксенов, оливинов и др, которые появляются при температурах более 100°C) здесь вообще нет. CI-метеориты представляют собой исключение среди хондритов, поскольку их вещество вообще не содержит хондр, а состоит как бы из одной матрицы. Это подтверждает идею о кристаллизации хондр из расплавленного вещества, поскольку исследования показывают, что вещество CI-хондритов не подвергалось плавлению. Оно считается наиболее неизмененным, по сути первичным веществом Солнечной системы, сохранившимся с момента конденсации протопланетного облака. Именно этим объясняется высокий интерес ученых к CI-метеоритам.
В CM-хондритах содержится лишь 10-15% связанной воды (в составе гидросиликатов), а в виде хондр присутствует 10-30% пироксена и оливина.
В CO- и CV-хондритах содержится всего 1% воды в связанном состоянии и преобладают пироксены, оливины и другие дегидратированные силикаты. В небольших количествах в них имеется и никелистое железо. Присутствие гидросиликатов заметно снижает плотность углистых хондритов: от 3,2 г/см3 в CV до 2,2 г/см3 в CI-метеоритах.
Обыкновенные хондриты
Обыкновенные хондриты названы так потому, что они встречаются наиболее часто в метеоритных коллекциях (Рис. 2). Они включают в себя три химические группы: H, L и LL (H - от англ. high, высокий; L - от low, низкий). Метеориты этих групп похожи по ряду свойств, но отличаются по общему содержанию железа и сидерофильных элементов (H > L > LL) и по отношению окисленного железа к металлическому (LL > L > H). Хондриты группы H охватывают петрологические типы от 3 до 6, а хондриты групп L и LL относятся к петрологическим типам 3-7.
Структурные и минералогические особенности О-хондритов свидетельствуют, что эти метеориты испытали тепловой метаморфизм при температурах примерно от 400°C (для низкого петрологического типа 3) до более 950°C (для типа 7) и при ударных давлениях до 1000 атм. (нарастающих при увеличении температуры). По сравнению с более "правильными" хондрами углистых хондритов хондры обыкновенных чаще имеют неправильную форму и заполнены обломочным материалом. Общее содержание железа в О-хондритах по группам меняется в следующих пределах: 18-22% (LL), 19-24% (L), 25-30% (Н). Количество металлического железа также увеличивается от группы LL к L и далее - к H.
Энстатитовые хондриты
В энстатитовых (Е) хондритах железо находится в основном в металлической фазе, то есть в свободном состоянии (при нулевой валентности). В то же время в их силикатных соединениях железа содержится очень мало. Практически весь пироксен в них представлен в виде энстатита (откуда и название данного класса). Структурные и минералогические особенности энстатитовых хондритов показывают, что они испытывали тепловой метаморфизм при максимальных (для хондритов) температурах, примерно в диапазоне от 600°C до 1000°C. Как следствие, Е-хондриты по сравнению с другими хондритами являются наиболее восстановленными и содержат наименьшее количество летучих соединений.
В этой группе выделяются 3 петрологических типа (Е4, Е5 и Е6), в которых прослеживается нарастание признаков теплового метаморфизма. Было также обнаружено, что в Е-хондритах имеют место широкие вариации содержания железа и серы в зависимости от петрологического типа. На этом основании некоторые ученые делят их еще на типы I (куда входят Е4 и Е5) и II (Е6). Хондры в энстатитовых хондритах погружены в темную мелкодисперсную матрицу, имеют неправильные очертания и заполнены обломочным материалом.
Дифференцированные метеориты
Ахондриты
Менее многочисленная группа каменных метеоритов (около 10%) - ахондриты. В них нет хондр и они химически не похожи на хондриты, поскольку имеют несолнечный состав. Ахондриты составляют ряд от почти мономинеральных оливиновых или пироксеновых пород до объектов, сходных по структуре и химическому составу с земными и лунными базальтами. Они бедны железом и сидерофильными примесными элементами, у них несколько различное содержание Fe, Mg и Ca. В сновном эти метеориты похожи на изверженные породы Земли и Луны, прошедшие магматическую дифференциацию.
Предполагается, что ахондриты образовались из исходного вещества хондритового состава в одном процессе дифференциации, который дал и железные метеориты. Ахондриты делят на группы по минеральному составу. Название каждой из групп соответствует либо названию основного минерала, либо названию метеорита, который можно считать типичным представителем данной группы: обриты (97% по весу составляет ортоэнстатит), уреилиты (85% оливина), диогениты (95% ортопироксена), говардиты (40-80% ортопироксена) и эвкриты (40-80% пижонита).