Накопление
данных о содержании сидерофильных
элементов в железных метеоритах
позволило создать также их химическую
классификацию. Если в n-мерном пространстве,
осями которого служат содержания разных
сидерофильных элементов (Ga, Ge, Ir, Os,
Pd и др.), точками отметить положения
разных железных метеоритов, то сгущения
этих точек или кластеры и будут
соответствовать таким химическим
группам. Среди почти 500 известных
сейчас железных метеоритов по содержанию
Ni, Ga, Ge и Ir четко выделяются 16 химических
групп (IA, IB, IC, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, IIIC, IIID,
IIIE, IIIF, IVA, IVB). Поскольку 73 метеорита
в такой классификации оказались
аномальными (они выделяются в подгруппу
неклассифицированных), то некоторые
ученые высказывают мнение, что есть
и другие химические группы - их возможно
более 50, но они недостаточно представлены
на Земле. Химические и структурные
группы железных метеоритов связаны
неоднозначно. Но метеориты из одной
химической группы, как правило, имеют
похожую структуру и некоторую
характерную толщину камаситовых
пластинок. Это свидетельствует
о том, что структура метеоритов
одной и той же химической группы
формировалась в близких температурных
условиях и, возможно, в одном и
том же родительском теле.
§6.
О некоторых важнейших
физико-химических методах
исследований метеоритов
и их результатах
При
нагревании чистого кристаллического
железа температура фазового превращения
камасит (a -фаза) R тэнит (g -фаза) составляет
910° C. При типичных средних концентрациях
никеля в железных метеоритах (7-14 вес.%)
g R a -превращение в них начинается
при более низких температурах -
650-750° C. При падении температуры
в тэните появляется камасит в
виде тонких листков, или пластинок,
ориентированных вдоль граней октаэдра
- четырех плоскостей с эквивалентным
расположением атомов. Поэтому железные
метеориты в процессе g R a -превращения
приобретают октаэдритовую структуру,
отражающую направления преимущественного
роста пластин камасита. В зависимости
от направления распила метеорита
по отношению к октаэдритовой
ориентировке его пластин видманшеттеновы
фигуры имеют тот или иной рисунок.
Сами же пластины в сечении выглядят
как балки. Чем меньше содержание
никеля в исходном тэните, тем при
более высокой температуре начинается
фазовое превращение и тем
дольше длится рост камаситовых пластин
и тем более толстыми они оказываются
к концу роста. Это позволяет
объяснить почему метеориты с
высоким содержанием никеля являются
тонкоструктурными, а метеориты
с низким его содержанием - грубоструктурными,
вплоть до образования сплошного
монокристалла камасита (порядка 50
см), как у гексаэдритов. В конце
50-х гг. советскими исследователями
методом электронного микрозондирования
был обнаружен специфический
М-образный профиль распределения
никеля в сечении тэнитовых слоев
(находящихся между камаситовыми)
железных метеоритов. Как выяснилось
при более подробных исследованиях,
выполненных в 60-х гг. Дж. Голстейном,
В. Бухвальдом и другими, этот профиль
образуется также при -g R a превращениях
в никелистом железе при его остывании.
Он возникает из-за разной скорости
диффузии никеля в камасите и тэните
(в камасите в 100 раз больше) и более
низкой растворимости никеля в камасите,
чем в тэните. На основе модельных
расчетов профилей никеля в тените
при разных его начальных содержаниях
и других параметрах и сравнения
этих профилей с измеренными удалось
оценить скорости остывания вещества
железных метеоритов в недрах родительских
тел, а затем и размеры этих
тел. Дж. Вудом в то же время был
предложен еще один метод оценки
скорости остывания - по ширине тэнитовой
пластины и концентрации никеля в
ее центре по отношению к среднему
содержанию никеля в метеорите. Оба
эти метода дали совпадающие результаты.
Было установлено, что вещество октаэдритов
в интервале температур 600-400° C остывало
со скоростью около 1-10° C за 106 лет, а в некоторых
случаях и медленнее. Аналогичный результат
был получен и для железо-каменных метеоритов,
металл которых имеет также октаэдритовую
структуру. Более того, изучение металлических
частиц, присутствующих в метеоритах других
классов, показало, что в них также есть
тэнит и камасит. Дж. Вуду удалось применить
к хондритам его методику, разработанную
для железных метеоритов, и также оценить
их скорости остывания. Неожиданно оказалось,
что большинство хондритов остывало со
скоростью близкой к скорости охлаждения
железных метеоритов: около 10° за 106 лет
в интервале температур 550-450° C. Такое длительное
остывание вещества самых разных метеоритов
означает, что в момент нагревания и в
течение длительного последующего периода
времени (десятки и сотни миллионов лет)
они находились глубоко в недрах их родительских
тел. Проведенные расчеты показали, что
для теплозащитного слоя с низкой теплопроводностью
(каким, например, является каменистое
вещество с хондритовым составом) его
толщина должна была составлять 70-200 км.
Из полученного результата следует, что
минимальный минимальный диаметр первичных
родительских тел метеоритов разных классов
мог составлять 140-400 км, а это в точности
соответствует размерам крупных астероидов.
Таким образом, полученная об основной
массе известных метеоритов информация
свидетельствует о том, что их родительскими
телами были крупные астероиды и о том,
что недра последних (по крайней мере некоторых
из них) были расплавленными. Для этого
температура их недр должна была достигнуть
по крайней мере 1200-1400° C (для вещества
хондритового состава). Источниками нагрева
недр астероидов могли быть либо радиоактивные
элементы (например, короткоживущий изотоп
Al26, с периодом полураспада 0,76х106 лет, который
при распаде выделяет много энергии и
превращается в Mg26), либо индуктивные токи,
которые могли возникнуть в некоторых
астероидных телах при мощном выбросе
ионизованного вещества молодым Солнцем.
Но с этими гипотезами до сегодняшнего
дня не все ясно, поскольку для них пока
не находят достаточно подтверждений.
Лишь очень малое количество метеоритов
из земных коллекций не имеют признаков
пребывания в недрах родительских тел.
С
помощью гелиево-аргонового метода
удалось определить время вторичного
нагревания некоторых метеоритов до
высоких температур (если это было).
Метод основан на измерении количеств
He и Ar, оставшихся в веществе после
распада соответственно тория и
радиоактивного K40. Если при низких температурах
эти газы удерживаются веществом, то при
высоких начинают из него просачиваться
или диффундировать. Причем диффузия гелия
начинается при температуре выше 200° C,
а аргона - при нагревании вещества выше
300° C. Нагрев до указанных температур и
выше родительские тела метеоритов или
сами метеороидные тела могли испытать,
не только при упоминавшемся радиоактивном
разогреве недр, но и при сильных столкновениях
с другими объектами или при их сближении
с Солнцем. Такое время или возраст для
некоторых энстатитовых хондритов получается
около 600 млн. лет, что согласуется и с длительным
периодом их остывания от высоких температур.
Можно
также оценить и время самостоятельного
существования метеороида, в который
входил тот или иной метеорит, то
есть длительность интервала времени
от дробления его родительского
тела до падения метеорита на земную
поверхность. Это их так называемый
космический возраст, который можно
определить по плотности треков, оставленных
в веществе метеорита космическими
частицами. Космические частицы (солнечного
и галактического происхождения) не
могут проникать глубоко в
вещество и задерживаются в слое
толщиной около 1 м. Если от какого-либо
астероида тела откалывается обломок
и продолжает свое независимое движение
в космическом пространстве, то космический
возраст этого обломка будет
определяться возрастом его наиболее
"свежей" грани или стороны.
После выполнения ряда измерений
оказалось, что космические возрасты
получаются различными для метеоритов
разных классов. В частности, для
энстатитовых хондритов удалось
измерить два достаточно молодых
возраста - 7 и 20 млн. лет. В то же время,
железоникелевые по "космическим"
часам намного старше - им около 700
млн. лет. Если же говорить об абсолютном
возрасте метеоритов, то он определяется
рубидиево-стронциевым методом (при
распаде долгоживущего радиоактивного
изотопа Rb87 образуется стабильный изотоп
Sr87; измерение содержания в веществе
Sr87 по отношению к стабильному
изотопу Sr86 позволяет найти возраст
метеорита). Он оказывается в пределах
4,5-4,7 млрд. лет, как и у земных пород.
§7.
Структура метеоритного
вещества и ее связь
с происхождением метеоритов
Есть
еще один важный аргумент, подтверждающий
астероидное происхождение большинства
метеоритов. Исследование состава и
структуры метеоритов показывает, что
их вещество во многих случаях представляет
собой сложный конгломерат материалов,
которые могли возникнуть в разных,
иногда даже несовместимых условиях.
Часто примитивные по составу
углистые хондриты содержат включения
материалов, свойственных обыкновенным,
энстатитовым или даже железным метеоритам
и наоборот. Удивительным образцом
подобного вещества является метеорит
Кайдун, упавший 3 декабря 1980 г. на территорию
советской военной базы в Йемене
(его масса составила около 850
г.). В этом метеорите были обнаружены
частицы трех типов углистых хондритов,
обыкновенного хондрита, двух энстатитовых
хондритов, а также водно-измененные
частицы металлического железа. Кайдун,
вероятно, представляет собой фрагмент
тела, имевшего сложную и длительную
историю. Такую структуру метеоритов
было трудно объяснить вплоть до 60-х
гг. Но подробное изучение доставленных
на Землю образцов лунного грунта
показало, что они представляют собой
смеси частиц из разных мест лунной
поверхности. Высокая кратерированность
лунной поверхности показывает, что
лунный грунт образовался при
многократном перемешивании вещества
под ударами падавших на Луну небесных
тел. То же самое должно происходить
и с веществом на поверхности
астероидов. Космические снимки 951 Гаспры,
243 Иды, 253 Матильды и других астероидов
(см. раздел "Астероиды") подтверждают,
что их поверхности также покрыты
большим количеством кратеров, а
формы тел неправильные. Очевидно,
что это результат частых соударений
астероидов между собой и с
более мелкими объектами. По этой
причине поверхность астероидов,
как и лунная, оказывается покрыта
слоем раздробленного вещества - реголитом.
В настоящую эпоху средняя
относительная скорость астероидов
в главном поясе, определяемая по
дисперсии их орбит, составляет около
5 км/с. При такой скорости каждый
грамм астероидного вещества несет
кинетическую энергию около 1,3х1011 эрг.
В момент столкновения большая часть
кинетической энергии переходит
в тепловую, что приводит к взрыву,
плавлению и испарению значительной
части вещества соударяющихся тел.
При такой скорости давление в
эпицентре взрыва достигает 1,5 Мбар
или около 1,5 млн. атмосфер. Остальная
часть кинетической энергии переходит
в механическую энергию ударных
волн и идет на дробление, разбрасывание
или, наоборот, уплотнение (в зависимости
от направления и расстояния от эпицентра
взрыва) окружающего вещества астероида.
Как упоминалось в разделе "Астероиды",
в истории Солнечной системы был период,
когда сравнительно медленное (со скоростями
менее 1 км/с) движение астероидных тел
в главном поясе подверглось большим возмущениям,
а сами эти тела, имеющие разный состав
на разных гелиоцентрических расстояниях,
были сильно "перемешаны". Это был
период ускоренного роста зародыша Юпитера,
когда он интенсивно выбрасывал из своей
зоны оставшиеся планетезимали, в том
числе в пояс астероидов. Таким образом
на соседних или пересекающихся орбитах
могли оказаться астероиды разных типов,
имеющие существенно разный состав вещества.
В процессе их столкновений и дроблений
в поверхностных слоях многих астероидов
накапливались материалы, возникшие в
разных физико-химических условиях. Родительское
тело метеорита Кайдун, например, могло
двигаться по сильно вытянутой орбите,
сталкиваясь на своем пути с телами разного
состава и как бы "собирая" образцы
их вещества. Можно предполагать, что таким
родительским телом мог быть не только
астероид с аномальной орбитой, но и ядро
кометы, исчерпавшее запас летучих соединений.
Расчеты
показывают, что при образовании
крупного кратера на астероиде, например,
с поперечником около 200 км примерно
85% выброшенных взрывом с его
поверхности обломков не в состоянии
преодолеть притяжение астероида, то есть
их скорости не превышают скорость
убегания, которая в данном случае
оказывается равной 50 м/с. Другими
словами, возникновение ударного кратера
на астероиде сопровождается образованием
кратковременной "атмосферы" из камней
и пыли, которая через некоторое
время оседает и покрывает
всю его поверхность. Толщина
этого слоя зависит от силы удара
и, соответственно, объема выброшенного
вещества. Трещины, возникающие при
все новых падениях тел на астероид,
могут его постепенно фрагментировать
(если он достаточно крупный) и последующие
падения тел уже будут происходить
в раздробленный материал. Чем
сильнее астероид раздроблен и разрыхлен,
тем быстрее в нем затухают
ударные волны. При этом энергия
падающего тела поглощается в
меньшем объеме, сопровождаясь более
мощными эффектами. Скорее всего
при таком ударном "уплотнении"
разнородного вещества на поверхностях
астероидов в течение десятков и
сотен миллионов лет формировались
некоторые образцы, упавшие в
виде метеоритов на Землю.
§8.
Обломки других планет?
В
последнее время выяснилось, что
при падении крупных метеороидов
на Землю, Луну и другие планеты вследствие
передачи части кинетической энергии
сталкивающихся тел их обломкам, скорости
последних могут превышать скорости
убегания для этих планет. Например,
для того, чтобы преодолеть поле
тяготения Земли, необходима скорость
более 11 км/с, для Марса эта скорость
равна 5 км/с, а для Луны - 2,4 км/с. Таким
путем осколки планет могут попадать
в космическое пространство, некоторое
время там блуждать, а затем
в результате захвата гравитационным
полем какой-то из планет, выпадать
на нее в виде метеоритов. Таким
образом соседние планеты земной
группы могут "обмениваться" своим
веществом. Это подтверждает ряд
фактов.
а)
Лунные и марсианские
метеориты
При
сравнении доставленных на Землю
лунных образцов с группой похожих
на них метеоритов оказалось, что
это практически одно и то же вещество.
Кроме того, в земных метеоритных
коллекциях давно были известны метеориты,
которые резко отличались по характеристикам
от других, но были в основном похожи
между собой. Их условно назвали
SNC (по первым буквам имен их типичных представителей
- Shergotty, Nakhla и Chassigny, которые происходят
от названий тех населенных пунктов,
где их нашли). Сейчас имеется 12 таких
метеоритов и считается, что они
попали на Землю с Марса. Оказалось,
что химический состав газа и его
изотопные отношения в одном
из метеоритов этой группы, EETA 79001, совпали
с такими же данными для атмосферы
Марса, которые были получены аппаратами
"Викинг", работавшими на марсианской
поверхности в 1976-1978 гг.
б)
Окаменелости древней
марсианской жизни?
Один
марсианский метеорит, ALH 84001 (который
нашли в Антарктиде в районе Алан
Хилс; его вес составил 1,9 кг), отнесенный
также к группе SNC, вызвал настоящую
сенсацию. В процессе изучения вещества
ALH 84001 ученые расшифровали интересную
историю. Этот метеорит возник из жидкой
магмы 4,5 млрд. лет назад, когда Марс
только формировался. После чего, 3,9
млрд. лет назад, его вещество подверглось
сильному удару, оставившему многочисленные
трещины. Еще более мощный удар 16
млн. лет назад выбросил этот метеорит
с поверхности Марса в космос,
где он находился до встречи с Землей.
И, наконец, 13 тыс. лет назад он упал на
льды Антарктиды, где пролежал до наших
дней. После 1,5-летних тщательных исследований
этого метеорита группа американских
ученых в августе 1996 г. выступила с заявлением,
что в нем возможно присутствие древних
окаменелостей биологического, но не земного
происхождения. Этот вывод был сделан
не в утвердительной форме, а скорее это
было указание на имеющуюся возможность.
Вблизи поверхности метеорита обнаружено
множество овальных, а иногда удлиненных
червеобразных образований, похожих на
окаменелые колонии древнейших земных
бактерий (см. Рис. 4). Но их размеры, составляющие
10-100 нм, в среднем в 10 раз меньше длины
света видимого диапазона, и в 100-1000 раз
меньше типичных земных бактерий. Их удалось
увидеть только благодаря электронному
микроскопу. В бактериях таких размеров
из-за дифракции света невозможен фотосинтез
и должен быть другой источник энергии.
Кроме того, в их малом объеме невозможно
размещение аппарата наследственности
(ДНК/РНК) и других клеточных механизмов.
В них не были обнаружены и следы клеточных
мембран, удерживающих протоплазму. Также
неясно, почему эти микроокаменелости
оказались в изверженной породе (которая
была разогрета до плавления), а не в осадочной.
Есть и другие аргументы в пользу биологической
природы окаменелостей метеорита ALH 84001.
Вблизи них обнаружены заметные количества
полициклических ароматических углеводородов
- органических соединений, которые обычно
образуются после разложения погибших
микроорганизмов. Там имеются также отложения
карбонатов, окислов, сульфидов и сульфатов
железа, которые сопутствуют земным биологическим
окаменелостям. По одним оценкам возраст
карбонатных соединений в ALH 84001 оказывается
около 3,6 млрд., что соответствует периоду,
когда климат Марса был благоприятен для
возникновения жизни. Но по другим возраст
тех же отложений составляет всего 1,39
млрд. лет, когда на Марсе уже установился
значительно более холодный климат. Чрезвычайный
интерес представляет изотопный состав
карбонатов метеорита. Земные бактерии
обладают способностью в процессе жизнедеятельности
"сортировать" изотопы используемых
химических элементов. В результате этого
в следах бактерий изотопа C13 оказывается
меньше, чем в природных материалах. Как
раз это и обнаружено в ALH 84001 и, вероятно,
является наиболее убедительным доводом
в пользу биологического происхождения
его окаменелостей. Эти экстраординарные
результаты заставили ученых по-новому
взглянуть на идею о панспермии (о распространении
во Вселенной микроскопических зародышей
жизни), которая ранее подвергалась многими
уничтожающей критике.