Метеориты

или аэролиты — каменные или железные массы, которые падают на Землю из небесного пространства, причем обыкновенно наблюдаются особые световые и звуковые явления. Теперь нельзя уже сомневаться в том, что метеорные камни космического происхождения; особенности наружной поверхности (черная кора, вдавления) М., их минералогического состава и строения дают возможность признать М. в найденном камне или железной массе даже и в том случае, когда не наблюдалось непосредственно его падение.

М., иначе называемые аэролитами, сидеролитами, уранолитами, метеоролитами, бэтилиями (βαίτυλοι), небесными или метеорными камнями и т. д., известны с глубокой древности. В книге пророка Иосии, в китайских рукописях, у Ливия, Плутарха и других писателей встречаются указания на падения метеорных камней, восходящие до VII столетия до Р. Х. В древности эти М. служили предметом обожания и поклонения, считались святынями; в этом отношении особенно замечателен черный камень Каабы в Мекке, имеющий 2 м высоты и известный под названием Хаджар-эль-Асвад. Из дошедших до нас и исследованных М., падение которых наблюдалось и описано, старейшим является М. Энзисгейма в Эльзасе (Eusisheim), упавший 4 (16) ноября 1492 г. С конца прошлого столетия М. делаются предметом исследования ученых, и в 1794 г. Хладни устанавливает целым рядом доводов необходимость допущения их космического происхождения. Толчок и главный материал для исследования Хладни дал громадный М. весом около 700 кг, привезенный в 1772 г. Палласом из деревни Медведевой у Красноярска, где этот камень был найден казаком еще в 1749 г.; главная масса этого М., известного под названием Палласова железа, хранится в академии наук в С.-Петербурге. Остававшиеся еще сомнения были окончательно устранены подробным докладом Био о падении М. в l'Aigle, во Франции, 14 (26) апреля 1803 г.

Из небесного пространства М. вступают в атмосферу земного шара со скоростью в 10—45 миль в секунду. Сопротивление воздуха быстро уничтожает значительную часть скорости. Так, по определению Гершеля, М. Мидльсбруга 2 (14) марта 1882 г. в момент падения имел скорость только 412 футов в секунду; несколько камней М. Гессле упали на ледяной покров реки толщиной всего в несколько дюймов и отскочили, не пробив его. Уничтоженная энергия движения превращается в теплоту, которой оказывается достаточно для того, чтобы накалить летящий М. докрасна и оплавить его снаружи. Иногда при небольшой скорости полета и больших размерах М. получается впечатление медленно передвигающегося огненного шара, который, по предложению Араго, называется в этом случае болидом. Полет М. по земной атмосфере так непродолжителен, что развившаяся при поверхности М. теплота не успевает проникнуть в глубь М.; только наружная часть сплавляется и образует на М. тонкую черную (изредка серую), то матовую и шероховатую, то гладкую и блестящую кору, которая является одним из наиболее важных признаков М. Кора часто обнаруживает застывшие потоки расплавленной массы, стекавшие во время полета с передней стороны М. назад; благодаря этому часто легко определить поверхность М., которая при полете была обращена вперед; в этом отношении очень поучителен М. Станнерна. Если М. разбит трещинами, то расплавленная масса проникает и в них, образуя жилки или сеть черного стекловатого вещества внутри камня. Непосредственно после падения М. обыкновенно оказывается еще очень горячим, но есть указания и на падение холодных М. При вступлении в атмосферу Земли М. часто трескается, со взрывом рассыпается на более или менее значительное число осколков, которые также все покрываются корой. Рядом с образованием коры идет и образование тех своеобразных вдавлений на поверхности М., которые представляются как бы отпечатками пальцев на мягкой пластической массе и получили от Добрэ название пьезоглиптов (т. е. отпечатков пальцев). Их происхождение объясняется тем, что многие метеориты богаты желваками троилита (FeS) различной величины и формы, которые благодаря своей плавкости во время полета расплавляются и вытекают из камня, оставляя на его поверхности упомянутые углубления; известны случаи, когда этим путем образовались даже сквозные отверстия, округлые или эллипсоидальные дыры. Число, размеры и вес принадлежащих к одному падению камней чрезвычайно различны; часто падает только один камень, часто несколько крупных камней, иногда, кроме того, и мелкие осколки; известны случаи, когда одновременно упало несколько тысяч камней, величиной от ореха до человеческой головы, настоящий каменный дождь, как, например, в Пултуске 18 (30) января 1868 г.; принадлежащие к одному падению камни падают часто на значительном расстоянии друг от друга. Величина и вес камней и осколков колеблются в пределах от нескольких дюймов до 1—2 м в диаметре и от многих сотен кг до мельчайших пылеобразных осколков; местами падают большие массы этих мелких осколков (так называемая космическая пыль), к которой, по-видимому, принадлежит и гренландский криоконит. Падение М. сопровождается звуком, который сравнивают с пушечным выстрелом или взрывом; в громадном большинстве случаев этот звук достигает нас еще до падения М. Кажется, правильно видеть в этом звуковую волну от взрыва и растрескивания, сопровождающего вступление М. в атмосферу земного шара; смотря по тому, продолжает ли М. свой полет со скоростью меньшей или большей, чем скорость звука, этот последний слышен или до, или после падения камня. Кроме этого громового звука от взрыва, полет М. сопровождается еще особым шумом или свистом, подобным свисту летящего ядра.

МЕТЕОРИТЫ.

1. Метеорит из Грашина, весом 39,2 кг. 2. Палласово железо. 3. Видманштетовы фигуры на метеорном железе.

Состав

М., как химический, так и минералогический, представляет много своеобразного, указывающего на то, что М. образовались в восстановительной атмосфере или, по крайней мере, в отсутствие окислителей. Элементарный состав М. интересен в том отношении, что до сих пор ни в одном М. не найден какой-либо элемент, неизвестный на Земле. Главнейшую роль в составе М. играют: железо, никель, фосфор, сера, углерод, кислород, кремний, магний, кальций, алюминий; кроме того, встречаются водород, азот, хлор, литий, натрий, калий, стронций, титан, хром, марганец, кобальт, мышьяк, сурьма, олово, медь. Важнейшие составные минералогические части, констатированные по настоящее время с несомненностью, следующие: 1) известные только в метеоритах: никелистое железо (т. е. самородное железо в сплаве с большим или меньшим количеством никеля), коэнит (Fе,Ni,Со) 3 C, шрейберсит или рабдит (фосфористое никелистое железо), троилит (FeS), добрэилит (FeS,Cr 2S3), ольдгамит (CaS), осборнит (сернистый кальций с сернистым титаном), лавренсит (Fe Cl2), маскелинит (аморфный минерал состава лабрадора; 2) встречающиеся и на Земле в горных породах, трещинах, вкраплениях и т. п.: алмаз, графит, аморфный углерод, твердые углеводороды и близкие к ним соединения, пирит (FeS 2), магнетит (Fe 3O4), кварц (SiO 2), тридимит (=асманит, SiO 2), брейнерит (MgCO 3, с примесью FeCO 3), хромит (FeOCr 2O3), оливин, энстатит, бронзит, гиперстен, авгит, диопсид, плагиоклазы (анортит, лабрадор); кроме того, следует отметить стекло, растворимые в воде соли (KCl, NaCl, CaSO 4, MgSO4,NH4 Cl и др.), водную окись железа (вторичного происхождения, результат начавшегося разложения), воду, газы (O, СО 2, СО, N, СН 4) и некоторые другие, ближе еще не определенные, минералы. Сравнение состава метеоритов с составом наземных горных пород показывает, что при сходстве элементарного состава в качественном отношении наблюдается большое различие в количественном распределении элементов; характерными признаками М. являются значительное распространение в них металлических сплавов, преимущественно железа с никелем, отсутствие водных минералов, щелочных силикатов, господство оливина, ромбических пироксенов и таких соединений, которые не могли образоваться или существовать в атмосфере, содержащей воду и много кислорода. Отдельные составные части богаты включениями стекла (но никогда не содержат включений жидкостей), разбиты трещинами, часто оплавлены, недоразвиты, скелетообразны; строение М. часто брекчиевидное; все это указывает на быструю кристаллизацию расплавленной или газообразной массы. Общий габитус М. резко отличается от наземных горных пород; во многих случаях это различие усиливается еще благодаря более или менее значительному количеству лучистых агрегатов оливина, бронзита, анортита, образующих шарики или эллипсоидальные конкреции эксцентрически-лучистые, не встречающиеся в земных породах; эти шарики носят название хондр, а содержащие их М. — хондритов. Из всех вышепоименованных составных частей М. существенными, встречающимися в большом количестве являются: никелистое железо, оливин, ромбические и моноклинические пироксены, плагиоклаз, маскелинит. Метеорное железо обладает сложным строением, обусловленным тем, что в нем чередуются более или менее тонкие слои различного состава, то богатые никелем, то более бедные им; многочисленные пластинки срослись по плоскостям октаэдра. Если вытравить кислотой отшлифованную и отполированную пластинку метеорного железа, то на ней появляется тот своеобразный узор, который носит название видманштетовых фигур (см. таблицу). В этих фигурах ясно выступают три различных сплава железа с никелем: один появляется в виде толстых полос или "балок" и называется камацитом, другой — тэнит — окаймляет камацит узкими лентами, третий — плессит — заполняет треугольные промежутки между полосами камацита. В М. до сих пор не найдено ни малейших признаков организмов; ошибочно за остатки организмов принимали иногда хондры; присутствие углеводородов, алмаза и графита также объясняется совершенно независимо от организмов.

Классификация M.

y различных авторов различна. В одном согласны все, а именно в том, что следует различать каменные М., состоящие из силикатов и других минералов, но не содержащих самородного железа или очень бедных им, и железные М. или метеорное железо, состоящие преимущественно из никелистого железа с примесью других минералов, но не содержащие силикатов; в промежутке между ними обыкновенно помещается переходная группа мезосидеритов, т. е. М., в которых и силикаты, и железо играют существенную роль. Из различных классификаций Г. Розе, Чермака, Добрэ, Ст. Мёнье, Брезины, Флетчера, Коэна и других выяснилось, что следует различать три вышеуказанные основные группы и что в каждой из них можно установить несколько вполне определенных подтипов. Но до сих пор ни одна из классификаций не пользуется всеобщим распространением. По последней классификации Коэна М. можно разделить на: I. Железные метеориты: 1) Метеорное железо (состоит целиком или почти целиком из никелистого железа). 2) Литосидериты (=сиссидеритам Добрэ). II. Каменные метеориты: 3) Ахондриты, совсем или почти без железа. 4) Хондриты, с хондрами и заметным количеством железа. 5) Сидеролиты (=полисидеритам Добрэ). Что касается дальнейшего подразделения, то относительно метеорного железа можно ограничиться указанием на деление его на октаэдрическое и гексаэдрическое железо (дальнейшие подразделения см. у Брезины, 1896 г.). Из каменных М. и мезосидеритов можно указать следующие главные типы: 1) эвкрит (авгит и анортит), 2) говардит (авгит, бронзит, анортит), 3) бустит (диопсид, энстатит), 4) хладнит (энстатит и немного анортита), 5) диогенит (бронзит), 6) амфотерит (бронзит и оливин), 7) шассиньит (оливин и хромит), 8) хондриты (с хондрами и железом), 9) грэмит (железная сетка с плагиоклазом, бронзитом, авгитом), 10) сидерофир (железная сетка с бронзитом), 11) мезосидерит (железная сетка с бронзитом и оливином), 12) палласит (железная сетка с оливином), 13) шерготтит (оливин и маскелинит), 14) уреилит (оливин, авгит, никелистое железо, алмаз).

М. по своей редкости ценятся очень высоко (25 коп.—1 руб. 50 коп. за грамм). Обыкновенно каменные М. дороже железных. Известно около 1000 падений, но не от всех имеются образцы в музеях. По месту падения и обозначаются М. Самые богатые коллекции, как по числу М. (свыше 400 падений), так и по размерам и качеству образцов, в настоящее время являются коллекции Британского музея в Лондоне, естественноисторического музея в Вене и естественноисторического музея (Jardin des Plantes) в Париже. В России хорошие коллекции имеются в академии наук, в юрьевском университете, у наследников Ю. И. Симашко, в Петровском земледельческом институте и т. д. Падение М. наблюдается сравнительно редко; в Европе в среднем ежегодно случаются три новых падения. Принимая во внимание незначительную площадь, обитаемую цивилизованными народами, и случайность падения М. именно в пределах этой площади, следует думать, что число ежегодно падающих М. достигает нескольких сотен.

Происхождение

М. Предположения о том, что М. — камни, с необычайной силой выброшенные вулканами и падающие вдали от этих вулканов, давно оставлены. Признавая космическое происхождение М., можно расходиться во взглядах на способ образования М.; такое разногласие мнений существует и по настоящее время. Наибольшей доказательностью отличается то воззрение, которое образование М. приводит в связь с падающими звездами и кометами. Это воззрение представляет развитие высказанного еще в 1794 г. Хладни мнения о тождестве М. и падающих звезд. Космическое происхождение падающих звезд было окончательно установлено после замечательного падения звезд 1 (13) ноября 1833 г., когда наблюдалось свыше 200000 падающих звезд. В 1866 г. Скиапарелли показал, что орбита одной из новых комет совпадает с орбитой группы падающих звезд, наблюдаемых ежегодно 29 июля (10 августа); в дни появления этих куч падающих звезд иногда наблюдаются также падения М. и космической пыли. Случаи прохождения спутников Юпитера и Земли через кометы подтверждали мнение, что кометы не сплошные тела; наблюдения Клинкерфуса и Погсона показали тождество комет и куч падающих звезд: то, что на далеком расстоянии представляется в виде хвоста кометы, на более близком расстоянии рассыпается в кучу падающих звезд. История кометы Биелы окончательно подтвердила предположение о связи куч падающих звезд с кометами. Эта периодическая комета появлялась в 1 772, 1806, 1826, 1832, 1845, 1852 гг. За это время можно было констатировать разделение этой кометы, образование и увеличение хвостов, расхождение обеих комет, целый ряд важнейших изменений и, наконец, ее полное исчезновение, так что ни в 1866 г., ни в 18 7 2 г. она уже не появлялась. Но зато 15 (27) ноября 1872 г., когда Земля пересекала орбиту исчезнувшей кометы, она встретила несколько тысяч падающих звезд, и это явление повторилось 15 (27) ноября 1885 г., когда по расчету Земля снова пересекла эту орбиту; астрономы убеждены, что комета Биела распалась на множество падающих звезд и М.; в эту же ночь упал М. в Мазатлане в Мексике. Спектр света комет, в котором есть и отраженный солнечный свет, и собственный свет, удалось воспроизвести, пропуская электрический разряд через трубку с разреженным воздухом, в которую были положены кусочки М. Многие ученые считают на основании всех этих исследований не только кометы, но и кольца Сатурна и туманности за скопления падающих звезд и М.; даже солнечную теплоту некоторые объясняют множеством падающих на Солнце М., уничтоженная скорость которых превращается в теплоту. Обширный ряд опытов, направленных к объяснению и воспроизведению формы, строения, составных частей и т. д. М. был произведен Добрэ и некоторыми другими учеными.

Литература

М. чрезвычайно обширна; из общих сочинений или популярных статей можно указать на следующие: Е. Cohen, "Die Meteoritenkunde" (1894); L. Fletcher, "An introduction to the study of meteorites" (1893); A. Brezina, "Die Meteoritensammlung des K. K. naturhistorisches Hofmuseums in Wien" (1896); G. Rose, "Beschreibung u. Eintheilung der Meteoriten" ("Abh. d. Acad. d. Wissensch.", 1863; Б., 1864); G. Tschermak, "Die mikroskopische Beschaffenheit der Meteoriten, erl äutert durch photographische Abbildungen" (1884); Daubrée, "Classification adoptée pour la collection de météorites du Muséum d'Histoire Naturelle" ("Comptes Rendus de l'Acad. Paris", 65, 1867); St. Meunier, "Mété orites" (1884; прил. к II т. "Encyclop édie chimique" Frémy); Sorby, "On the st ructure and origin of meteorites" ("Nature", 1877, 15); Wadsworth, "Lithological Studies" (Кембридж, "U. S. A.", 1884); Nordenskj öld, "Ueber die geologische Bedeutung des Herabfallens Kosmischer Stoffe"; Chladni, "Ueber den Ursprung der won Pallas gefundenen und anderer ihr ä hnlicher Eisenmassen" (Рига, 1794); С. Rammelsberg, "Die chemische Natur der Meteoriten" (1870—79); A. Brezina, "Die Meteoriten" и его же, "Die Gestaltung der Meteoriten" (Вена, 1893 и 1894); A. Daubr ée, "Etudes synthétiques de géologie expé rimentale" (II, П., 1879); A. Brezina u. Е. Cohen, "Die mikroskopische Beschaffenheit der Meteoreisen, erl äutert durch photographische Abbildungen"; Buchner, "Die Meteorite in Sammlungen"; E. Wülfing, "Verbreitung u. Werth der im Sammlungen aufbewahrten Meteoriten" (1894).

Ф. Левинсон-Лессинг.

железные или каменные тела, падающие на Землю из межпланетного пространства; представляют собой остатки метеорных тел (См. Метеорное тело), не разрушившихся полностью при движении в атмосфере.

Общие сведения. М. подразделяются на три главных класса: железные, железокаменные и каменные, однако можно проследить непрерывный переход от одного класса к другому. Характерные признаки М.: угловатая форма со сглаженными выступами, кора плавления, покрывающая в виде тонкой оболочки М. (рис. 1) и своеобразные ямки, называемые регмаглиптами (рис. 2). В изломе каменные М. имеют пепельно-серый цвет, реже — чёрный, или — почти белый (рис. 3). Обычно видны многочисленные мелкие включения никелистого железа белого цвета и минерала троилита бронзово-жёлтого цвета; нередко бывают видны тонкие тёмно-серые жилки. Железокаменные М. содержат значительно более крупные включения никелистого железа. После полировки поверхность железных М. приобретает зеркальный металлический блеск. Иногда падают М., имеющие более или менее правильную конусообразную, т. н. ориентированную, форму (рис. 4) или многогранную, напоминающую форму кристалла. Такие формы возникают в результате атмосферной обработки (дробления и абляции) метеорного тела во время движения в атмосфере.

М. получают названия по наименованиям населённых пунктов или географических объектов, ближайших к месту их падения. Многие М. обнаруживаются случайно и обозначаются термином «находка», в отличие от М., наблюдавшихся при падении и называемых «падениями».

М. имеют размеры от немногих ммдо нескольких м и весят, соответственно, от долей г до десятков т. Самый крупный из уцелевших от раскола — железный метеорит Гоба, найденный в Юго-Западной Африке в 1920, весит около 60 т. Второй по размерам — железный метеорит Кейп-Йорк, найденный в Гренландии в 1818, весит 34 т. Известно около 35 М., масса каждого из которых превосходит 1 т.

Вследствие дробления метеорных тел одновременно падает группа М., в которой число отдельных М. достигает десятков, сотен и даже тысяч. Такие групповые падения называют метеоритными дождями (См. Метеоритный дождь)(рис. 5), причём каждый метеоритный дождь считается за один М. В Приморском крае СССР 12 февраля 1947 выпал Сихотэ-Алинский железный метеоритный дождь (см. Сихотэ-Алинский метеорит)общей массой около 70 т. Ещё раньше, 30 июня 1908, в центральной части Сибири наблюдалось явление, предположительно вызванное падением и взрывом т. н. Тунгусского метеорита (См. Тунгусский метеорит). Ежегодно на Землю выпадает не менее тысячи М. Однако многие из них, падая в моря и океаны, в малонаселённые места, остаются необнаруженными. Только 12—15 М. в год на всём земном шаре поступают в музеи и научные учреждения (см. табл.).

На территории СССР до 1 января 1974 было собрано 146 М. (падений и находок).

Число метеоритов, зарегистрированных к 1 января 1966 (по М. Хею)

----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Класс    | Падения        | Находки        | Итого     |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Железные     | 43         | 584        | 627        |

| Железокаменные   | 12         | 58         | 70          |

| Каменные      | 724        | 413        | 1137       |

|--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Всего    | 779        | 1055      | 1834       |

----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Явления, сопровождающие падения метеоритов. Падения М. на Землю сопровождаются световыми, звуковыми и механическими явлениями. По небу стремительно проносится яркий огненный шар, называемый Болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. По пути движения болида на небе остаётся след в виде дымной полосы. След, первоначально прямолинейный, быстро искривляется под влиянием воздушных течений, направленных на разных высотах в разные стороны, и принимает зигзагообразную форму (рис. б). Ночью болид освещает местность на сотни километров вокруг. Через несколько десятков секунд после исчезновения болида раздаются удары, подобные взрывам, за ними следует грохот, треск и постепенно затихающий гул, вызываемые ударными (баллистическими) волнами. Вдоль проекции траектории болида на земную поверхность ударные волны иногда вызывают более или менее значительное сотрясение грунта и зданий, дребезжание и даже раскалывание оконных стекол, распахивание дверей и т.д.

Появление болида вызывается вторжением в земную атмосферу метеорного тела, скорость которого достигает полутора и более десятков км/сек. Вследствие сопротивления воздуха метеорное тело тормозится, кинетическая энергия его переходит в теплоту и свет. В результате поверхностные части метеорного тела и образующаяся вокруг него воздушная оболочка нагреваются до нескольких тысяч градусов. Вещество метеорного тела вскипает, испаряется, а частично в расплавленном состоянии срывается воздушными потоками и разбрызгивается на мельчайшие капельки (рис. в), немедленно затвердевающие и превращающиеся в шарики метеорной пыли (рис. г). Из продуктов, образуемых в результате этого процесса (называется абляцией), формируется пылевой след болида. Метеорное тело начинает светиться на высоте около 130—80 км, а на высоте 20—10 км его движение обычно полностью затормаживается (см. схему). В этой части пути, называемой областью задержки, прекращаются нагревание и испарение метеорного тела (его обломков), болид исчезает, а тонкий расплавленный слой на поверхности обломков быстро затвердевает, образуя кору плавления. Под микроскопом на коре обнаруживаются сложная структура, в которой отражён след воздействия атмосферы; часто наблюдаются струйки (рис. д), разбрызганные капли и пористая или шлакообразная структура коры. После области задержки тёмные, покрытые затвердевшей корой обломки метеорного тела падают почти отвесно под влиянием притяжения Земли. Падая, они остывают и при достижении грунта оказываются только тёплыми или горячими, но не раскалёнными. При встрече М. с поверхностью Земли образуются углубления, размеры и форма которых зависят в значительной мере от скорости падения М. (см. Метеоритные кратеры). Зарегистрировано около 40 случаев попаданий М. в строения, при которых, однако, никаких существенных разрушений не произошло.

Химический состав. В М. не содержится каких-либо новых, неизвестных на Земле, химических элементов, и в то же время в них обнаружены почти все известные элементы. Наиболее распространёнными химическими элементами в М. являются: Al, Fe, Ca, О, Si, Mg, Ni, S. Химический состав отдельных М. может значительно отклоняться от среднего. Так, например, содержание Ni в железных М. колеблется от 5 до 30% и даже более. Среднее содержание в М. драгоценных металлов и редких элементов (в г на 1 т вещества М.): Ru10, Rh5, Pd10, Ag5, Os3, lr5, Pt20, Au5. Установлено, что содержание некоторых химических элементов тесно связано с содержанием других элементов. Так, оказалось, что чем выше содержание Ni в М., тем меньше в нём Ga, и т.п. Изотопный состав многих исследовавшихся химических элементов М. оказался тождественным изотопному составу тех же элементов земного происхождения. Наличие в М. радиоактивных химических элементов и продуктов их распада позволило определить возраст вещества, слагающего М., оказавшийся равным 4,5 млрд. лет. В межпланетном пространстве М. подвергаются воздействию космических лучей, и в них образуются стабильные и нестабильные космогенные изотопы. По их содержанию определён т. н. космический возраст М., т. е. время их самостоятельного существования, составляющее для разных экземпляров от немногих миллионов до сотен миллионов лет. Измерения космогенных изотопов позволяют также определять земные возрасты давно упавших М., т. е. промежутки времени с момента падения М. на Землю, достигающие десятков и сотен тысяч лет.

Содержание в М. космогенных изотопов, а также присутствие треков, образуемых частицами высоких энергий, позволяют изучать вариации интенсивности космических лучей в пространстве и во времени, а также определять первичные (до падения на Землю) массы М.

Минеральный состав. В отличие от химического, минеральный состав М. своеобразен: в М. обнаружен ряд неизвестных или очень редко встречающихся на Земле минералов. Таковы: шрейберзит, добреелит, ольдгамит, лавренсит, меррилит и др., которые присутствуют в М. в незначительных количествах. За последние годы в М. открыто несколько десятков новых, ранее неизвестных минералов, многие из которых названы по имени метеоритологов, например: фаррингтонит, юриит, найнинджерит, криновит и др. Наличие этих минералов указывает на своеобразие условий образования М., отличающихся от условий, при которых образовались земные горные породы. Наиболее распространёнными в М. минералами являются: никелистое железо, оливин, пироксены — безводные силикаты (энстатит, бронзит, гиперстен, диопсид, авгит) и иногда плагиоклаз.

Некоторые специфические метеоритные минералы, например лавренсит, очень нестойки в условиях Земли и быстро вступают в соединения с кислородом воздуха. В результате на М. появляются обильные продукты окисления в виде ржавых пятен, что приводит к разрушениям М. В некоторых редких типах М. присутствует кристаллическая космическая вода, а в других, столь же редких М. встречаются мелкие зёрна алмаза. Последние представляют собой результат ударного метаморфизма, которому подвергся М. В М. были выделены разные газы, встречающиеся в разных количественных соотношениях. Минеральный состав М. убедительно свидетельствует об общности происхождения М. различных классов и типов.

Структура метеоритов. Отполированные и протравленные раствором азотной или какой-либо др. кислоты поверхности большинства железных М. показывают сложный рисунок, называемый видманштеттеновыми фигурами. Этот рисунок состоит из пересекающихся полосок-балок, окаймленных узкими блестящими лентами. В отдельных промежуточных участках наблюдаются многоугольные площадки-поля (рис. е). Видманштеттеновы фигуры появляются в результате неодинакового действия травящего раствора на поверхность М. Дело в том, что никелистое железо состоит из двух фаз-минералов: камасита с малым содержанием Ni и тэнита с высоким содержанием Ni. Поэтому балки, состоящие из камасита, травятся сильнее, чем поля, заполненные тонкой механической смесью зёрен камасита и тэнита. Узкие ленты, окаймляющие балки и состоящие из тэнита, совсем не поддаются травлению. Балки-пластинки камасита расположены в М. вдоль плоскостей восьмигранника (октаэдра). Поэтому М., в которых обнаруживаются видманштеттеновы фигуры, называемые октаэдритами. Реже встречаются железные М., состоящие целиком из камасита и показывающие при травлении тонкие параллельные линии, называемые неймановыми (рис. ж). Внутренняя микроструктура таких М. показывает кристаллическое сложение по кубу, шестиграннику (гексаэдру). Поэтому этот тип М. называется гексаэдритами. Столь же редко встречаются железные М. (Атакситы), которые не показывают никакого рисунка; они содержат наибольшее количество Ni. Железокаменные М. (Палласиты) представляют собой как бы железную губку, пустоты которой заполнены прозрачным минералом жёлто-зелёного цвета — оливином. Другой тип железокаменных М., называется мезосидеритами (См. Мезосидериты), в изломе показывает обильные включения никелистого железа в основной каменистой массе. Каменные М. подразделяются на две основные группы. Одну группу, объединяющую около 85% падений каменных М., составляют М., в которых присутствуют своеобразные шарики, называемые Хондрами, размерами от микроскопических зёрен до горошины (рис. з). Хондры представляют собой, по-видимому, быстро затвердевшие капли. М. этой группы назыывают Хондритами.Вторая, значительно более редкая группа заключает в себе М., совершенно не содержащие хондры и называемые Ахондритами.

Происхождение метеоритов. Наиболее распространена точка зрения, согласно которой М. представляют собой обломки малых планет (См. Малые планеты). Установлено, что метеорные тела движутся по эллиптическим орбитам, подобным орбитам малых планет. Огромное количество мелких малых планет, диаметром много меньше километра, составляют группу, переходную от малых планет к метеорным телам. Вследствие соударений, происходящих между мелкими малыми планетами при их движении, идёт непрерывный процесс их дробления на всё более мелкие части, пополняющие состав метеорных тел в межпланетном пространстве. М. являются образцами твёрдого вещества внеземного происхождения, доступными для непосредственного изучения и доставляющими многообразную информацию о ранней стадии образования Солнечной системы и её дальнейшей эволюции. Т. о. изучение М., открывающее всё новые и новые факты, имеет важное космогоническое значение. Оно имеет также значение и для изучения глубинных частей Земли.

Некоторые исследователи относят к М. и Тектиты, своеобразные стеклянные тела, которые находят в разных местах земной поверхности. Однако условия образования тектитов и вообще их природа отличают их от М. См. также Метеоритика.

Лит.: Кринов Е. Л., Основы метеоритики, М., 1955; Мэйсон Б., Метеориты, пер. с англ., М., 1965; Вуд Дж., Метеориты и происхождение солнечной системы, пер. с англ., М., 1971; Заварицкий А. Н., Кваша Л. Г., Метеориты СССР, М., 1952; Метеоритика. Сб. ст., в. 1—30, М., 1941—70; Heide P., Kleine Meteoritenkunde, В., 1957; The Solar System, ed. G. P. Kniper, B. Middlehurst, v. 4, [N. Y.], 1963; Hey М. Н., Catalogue of Meteorites, 3 ed., L., 1966.

Е. Л. Кринов.

Железный метеорит Богуславка, состоящий из двух частей, общей массой 257 кг, упавший 18 октября 1916 в Приморском крае. Видны резко выраженные регмаглипты.

Каменный метеорит Старое Борискино (слева), упавший 20 апреля 1930 в Оренбургской обл., и каменный метеорит Старое Песьяное (справа), упавший 2 октября 1933 в Курганской обл. В изломах видно чёрное внутреннее вещество у первого метеорита и светло-серое — у второго.

Каменный метеорит Каракол, массой 2,8 кг, упавший 9 мая 1840 в Семипалатинской обл. Метеорит имеет конусообразную (ориентированную) форму.

Каменный метеорит Венгерово, массой около 10 кг, упавший 11 октября 1950 в Новосибирской обл. Видна тонкая кора плавления, покрывающая метеорит, и пепельно-серое внутреннее вещество на поверхности излома.

Обломки каменного метеоритного дождя, выпавшего 26 декабря 1933 в Ивановской обл. Всего собрано 97 экземпляров, общей массой 49 кг.

Поверхность раскола каменного метеорита (хондрита) Саратов, упавшего 6 октября 1918; видны отдельные хондры разного размера.

Неймановы линии на протравленной поверхности железного метеорита Богуславка.

Видманштеттовы фигуры на протравленной поверхности железного метеорита Чабанкол, найденного в 1938 в Новосибирской обл.

Струйчатая структура коры плавления, наблюдаемая на поверхности железного метеорита Репеев Хутор, упавшего 8 августа 1938 в Астраханской области.

Шарики, капельки и другие частицы пылевого следа, извлеченные из грунта в районе падения Сихотэ-Алиньского метеоритного дождя.

Разбрызганные капли на поверхности одного из экземпляров Сихотэ-Алиньского железного метеоритного дождя.

Пылевой след, оставшийся по пути движения болида, наблюдавшегося 19 октября 1941 на Чукотке (через полчаса после пролета). Фотоснимок Д. Дебабова.

Пылевой след, оставшийся по пути движения болида, наблюдавшегося 19 октября 1941 на Чукотке. Фотоснимок Д. Дебабова.

Схема траекторий метеоритов в земной атмосфере.

МЕТЕОРИТЫ - малые тела Солнечной системы, попадающие на Землю из межпланетного пространства. Масса одного из крупнейших метеоров - Гоба метеорита - ок. 60 000 кг. Различают железные и каменные 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 темп-ры, 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 темп-р, 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).

Лит.: 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.