Астероиды и метеориты Астероиды — это твердые

Астероиды и метеориты

Астероиды - это твердые каменистые тела, которые подобно планетам движутся по околосолнечным эллиптическим орбитам. Но размеры этих тел намного меньше, чем у обычных планет, поэтому их еще называют малыми планетами. Диаметры астероидов находятся в пределах от нескольких десятков метров (условно) до 1000 км (размер наибольшего астероида Цереры). Термин "астероид" (или "звездоподобный") был введен известным астрономом XVIII века Уильямом Гершелем для характеристики вида этих объектов при наблюдениях в телескоп. Изображение астероида 951 Гаспра, полученное с помощью космического аппарата "Галилео", Изображение астероида 243 Иды и ее маленького спутника Дактиля

Название Год открытия Приблизительный диаметр Расстояние от Солнца Земля=1 Церера 1801 975 км 2, 77 Паллада 1802 535 км 2, 77 Веста 1807 525 км 2, 36 Гигия 1849 425 км 3, 14 Давида 1903 325 км 3, 18 Интерамния 1910 325 км 3, 06 Кибела 1861 280 км 3, 43 Европа 1858 280 км 3, 10 Сильвия 1866 270 км 3, 49 Патиентия 1899 270 км 3, 06 Юнона 1804 265 км 2, 67 Психея 1852 265 км 2, 92 Евфросина 1854 250 км 3, 15

Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и состоит из веществ, сходных с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10 до 25% солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями - это каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и химическим составом выпадающих на Землю метеоритов. Незначительное число изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп. Астероиды по дистанционным данным в основном состоят из простых силикатных соединений. В первую очередь - это безводные силикаты, такие как пироксены (их обобщенная формула ABZ 2 O 6, где позиции "A" и "B" занимают катионы разных металлов, а "Z" - Al или Si), оливины (A 2+2 Si. O 4, где A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (с общей формулой (Na, Ca)Al(Al, Si)Si 2 O 8). Силикатные соединения другого типа, широко представленные на астероидах, - это гидросиликаты или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (с общей формулой A 3 Si 2 O 5 (OH)4 , где A = Mg, Fe 2+, Ni), хлориты (A 4 -6 Z 4 O 10(OH, O)8, где A и Z - это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, которые содержат в своем составе гидроксил (ОН). Можно предполагать, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности Fe. Ni), углеродные (органические) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствуют результаты исследования метеоритного вещества, постоянно выпадающего на Землю.

Орбита Цереры Строение Цереры: 1 — тонкий слой реголита; 2 — ледяная мантия; 3 — каменное ядро Церера имеет форму сфероида размерами 975× 909 км. Её масса равна 9, 5× 1020 кг, что составляет почти треть всей массы пояса астероидов, но в то же время более чем в 6000 раз уступает массе Земли. В отличие от большинства астероидов, на Церере началась дифференциация внутренней структуры — более тяжёлые породы опускались к центру, более лёгкие поднимались к поверхности. Таким образом сформировалось каменное ядро и мантия из водяного льда. Судя по низкой плотности Цереры, она содержит значительное количество льда, до 20— 30 % по массе, что эквивалентно ледяной мантии толщиной 60— 100 км. На начальном этапе существования ядро Цереры могло разогреваться за счёт радиоактивного распада и, возможно, какая-то часть ледяной мантии находилась в жидком состоянии. По всей видимости, значительная часть поверхности и сейчас покрыта льдом или некой разновидностью ледяного реголита.

В 1794 году немецкий физик Тшладни впервые предположил внеземное происхождение метеоритов. Первый химический анализ метеоритов был опубликован Ховардом в 1802 году. Этот анализ привел к важному заключению, что метеориты содержат те же элементы, что и земные породы. В метеоритах было определено 18 элементов: углерод, кислород, натрий, магний, алюминий, кремний, фосфор, сера, кальций, калий, сера, титан, хром, марганец, железо, кобальт, никель, медь и олово. Популярной была гипотеза согласно которой метеориты произошли из распавшейся планеты между Марсом и Юпитером. В 1847 году французский геолог Боиссе предложил изящную теорию, в попытках объяснить происхождение разных типов метеоритов из одной планеты. Ядро планеты состоит из металлического железа окруженного смешанной железо-оливиновой зоной. Область, окружающая ядро, по составу аналогична каменным метеоритам и состоит из железомагнезиальных силикатов и рассеянных зерен металлов переходящая в слои с алюмосиликатами с меньшим количеством железа. Верхний слой не содержит железа, и относиться к эвкритам или метеоритным базальтам. 20 лет спустя Даубрее провел эксперименты по плавлению и охлаждению метеоритов. Он пришел у выводам аналогичным Боиссе о том, что метеориты произошли при разрушении планеты состоящей из металлического ядра, силикатной мантии и коры. Оба исследователя предположили, что и Земля имеет сходное строение. В настоящее время принято считать, что большая часть метеоритов происходит из пояса астероидов. Астероиды формировались как непосредственно из протопланетного не дифференцированного вещества туманности, так и при распаде ахондритовых планет.

Этот железистый метеорит весом в 60 тонн и объёмом в 9 м³ был найден в Намибии в 1920 возле Хрутфонтейна.

Геохимическая классификация элементов, подразделяет химические элементы по признаку их геохимического сходства, т. е. по признаку их совместной концентрации в определённых природных системах. Наиболее известные Геохимическая классификация элементов были предложены норвежским геохимиком В. М. Гольдшмидтом (1924) и русскими геологами В. И. Вернадским (1927), А. Е. Ферсманом (1932) и А. Н. Заварицким (1950). По предложенной В. М. Гольдшмидтом Геохимическая классификация элементов (построенной с учётом положения элементов в периодической системе элементов, типа электронного строения атомов и ионов, специфичности проявления сродства к тем или иным анионам, положения данного элемента на кривой атомных объёмов) все химические элементы делятся на 4 группы: литофильные, халькофильные, сидерофильные и атмофильные. Литофильные (от греч. líthos — камень и philéō — люблю, имею склонность) — элементы горных пород. На внешней оболочке их ионов, как в атомах инертных газов, располагаются по 8 электронов (в ряду Li — по два). Они трудно восстанавливаются до элементарного состояния; наиболее характерны для них соединения с кислородом (подавляющая масса этих элементов входит в состав силикатов). В природе встречаются также в виде окислов, галогенидов, фосфатов, сульфатов, карбонатов. Преимущественно парамагнитны; располагаются на нисходящих участках кривой атомных объёмов. К ним относятся 54 элемента: щелочные и щёлочноземельные, В, Al, Sc, лантаноиды и актиноиды (Ac, Th, Pa, U); С, Si, Ti, Zr, Hf, P, V, Nb, Та, О, Cr, W, галогены и Mn (возможно Тс и At). Халькофильные (от греч. chalkós — медь), по В. М. Гольдшмидту, или тиофильные (от греч. théion — сера), по Дж. Р. Гиллебранду (1954), — элементы сульфидных руд: Cu, Ag, Au, Zn, Cd, Hg, Ga, In, Tl, Ge, Sn, Pb, As, Sb, Bi, S, Se, Те. На внешней оболочке их катионов располагаются 18 электронов (S 2—, Те 2— по 8 электронов). В природе встречаются в виде сульфидов, селенидов, теллуридов и сульфосолей (исключением является олово, в виде касситерита Sn. O 2). В элементарном состоянии в природе встречаются Au, Ag, Cu, As, S, Bi и некоторые др. Преимущественно диамагнитны, располагаются на восходящих участках кривой атомных объёмов.

Сидерофильные (от греч. sídēros — железо) — элементы с достраивающейся электронной оболочкой. Сюда относятся все элементы VIII гр. периодической системы, а также Мо и Re — всего 11 элементов. Располагаются в минимумах кривой атомных объёмов, ферромагнитны и парамагнитны. Обнаруживают специфическое химическое сродство к мышьяку (сперрилит Pt. As 2, леллингит Fe. As 2, хлоантит Ni. As 2, кобальтин Co. As. S), несколько меньше к сере [пептландит (Fe, Ni) 9 S 8, молибденит Mo. S 2 и др. ], а также к P, С, N. Платиноиды в природе находятся преимущественно в элементарном состоянии, железо как в виде окислов и силикатов, так и в виде сульфидов, реже арсенидов и в само родном состоянии. Атмофильпые (от греч. atmós— пар, испарение) — элементы атмосферы. К этой группе относятся все инертные газы (от Не до Rn), N и Н — всего 8 элементов. В природе для них характерно газообразное состояние. Большинство из них имеет атом с заполненной электронной внешней оболочкой, располагаются в верхних частях кривой атомных объёмов; преимущественно диамагнитны. Для большинства (кроме водорода, близкого к литофильным элементам) характерно нахождение в природе в элементарном состоянии. В основу своей классификации Вернадский положил 4 принципа, определяющих историю элементов в земной коре: химическую активность, участие в циклических процессах в биосфере, преобладание рассеянного состояния, высокая радиоактивность. Им были выделены группы: благородных газов (Не, Ne, Ar, Kr, Хе); благородных металлов (Ru, Rh, Pd, Os, Ir, Pt, Au, Ag); циклических элементов (H, Na, К, Cu, Mg, Ca, Zn, B, Al, С, Si, Ti, Zr, Pb, N, P, V, O, S, Cr, Mo, F, Cl, Mn, Fe, Co, Ni и др. ); рассеянных элементов (Li, Rb, Cs, Sc, Y, Ga, In, Tl, Br, J); сильнорадиоактивных элементов (Po, Rn, Ra, Ac, Th, Pa, U); элементов редких земель (La, Ce, Pr, Nd, Sm, Eu, Gd, Tb, Dy, Ho, Er, Tm, Yb, Lu).

Допускается, что распределение температуры В Солнечной туманности подчиняется закону адиабатического сжатия газов

Временной интервал образования тел Солнечной системы из протопланетного облака, вычисленный по реакциям радиоактивного распада Xe и Xe (по количеству исходных и конечных продуктов распада в М. ), составляет 50 -200 млн. лет Рис. 1. Кривая распада радиоактивного изотопа 129 I в Солнечной системе. Участок I - поступление в протопланетное облако новых ядер 129 I; II - прекращение добавки новых ядер; III - образование тел Солнечной системы: планеты разогреваются, 129 I распадается с образованием 129 Хе, к-рый ускользает из горячих планет; IV - планеты остыли, начали удерживать радиогенные газы. Задавая А и В (количество удержанного 129 Хе), можно рассчитать интервал С.

Классификация по составу Каменные: хондриты углистые хондриты обыкновенные хондриты энстатитовые хондриты ахондриты Железо-каменные паласиты мезосидериты Железные Наиболее часто встречаются каменные метеориты (92, 8 % падений). Они состоят в основном из силикатов: оливинов (Fe, Mg)2 Si. O 4 (от фаялита Fe 2 Si. O 4 до форстерита Mg 2 Si. O 4)и пироксенов (Fe, Mg)Si. O 3 (от ферросилита Fe. Si. O 3 до энстатита Mg. Si. O 3). 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

Хондриты состоят из четырех главных компонентов: хондр, Fe-Ni-сплава, тугоплавких включений (включения богатые Ca и Al) и амебовидных агрегатов оливина в матрице. Допускается, что тугоплавкие включения, хондры и Fe-Ni-сплав образовались в солнечной небуле при процессах включающих конденсацию и испарение. 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, окружавшего и окружающего Солнце, путём конденсации вещества и аккреции пыли с промежуточным нагреванием.

Насыщенные углеводороды Изопреноиды н-Алканы Циклоалканы Ароматические углеводороды Нафталин Алкибензолы Аценафтены Пирены Карбоновые кислоты Жирные кислоты Бензолкарбоновые кислоты Оксибензойные кислоты Азотистые соединения Пиримидины Пурины Гуанилмочевина Триазины Порфирины Углистые хондриты

Микрозарисовка обыкновенного хондрита Allegan (Мюллер, Саксена, 1980), иллюстрирующая его разделение на силикатные оливиновые хондры и матрицу, богатую камаситом (черное)

Относительная распространённость атомов в солнечной фотосфере и в углистых хондритах (распространённость Si=1, светлые кружки - хондриты типа I, тёмные точки типа III).

Ахондриты составляют 7, 3 % каменных метеоритов. Это обломки протопланетных (и планетных? ) тел, прошедшие плавление и дифференциацию по составу (на металлы и силикаты). Ахондритовый метеорит Метеорит Веста Марсианский метеорит вес 8, 6 кг Марсианский метеорит Срез марсианского метеорита

Interior of a polymict eucrite (NWA 2366) The interior of an unbrecciated cumulate eucrite-note the granitic texture (NWA 2362)

A very rare primitive achondrite known as an 'Lodranite' (NWA 2714) A Eucrite having a very light colored matrix A Eucrite showing beautiful, thumb-printed fusion crust A Martian Shergottite (a meteorite from the planet Mars!) Dar al gani 735

Unshocked cumulate clast in plane polarized light. (right) Pyroxene (red/yellow), plagioclase (gray) in crossed polarized light. Base width = 5 mm

Характеристика метеоритов, лунных и земных пород по изотопному составу гелия I – хондриты; II - железные метеориты, палласиты, урелиты; III- диогениты, говардиты и эвкриты; IV лунные базальты; V, VI- земные породы ( V- базальты и перидотиты, VI - граниты и гнейсы)

Компонент и отношение элементов CIОкеаническ хондриты ие толеиты Базальты Траппы Shergotty Морские Эвкриты Земли (базальты Базальты ы Луны островных Марса) дуг Si. O 2 22. 76 50. 65 51. 01 49. 98 50. 96 45. 65 49. 31 Al 2 O 3 1. 64 15. 10 17. 58 15. 26 7. 01 12. 07 12. 26 Fe. O 24. 48 10. 47 9. 62 12. 37 19. 26 19. 10 18. 88 Mg. O 16. 40 7. 60 6. 50 6. 44 9. 21 8. 57 7. 20 Ca. O 1. 30 11. 83 10. 17 10. 75 9. 91 11. 26 10. 17 Na 2 O 0. 69 2. 43 2. 78 2. 45 1. 29 0. 38 0. 46 K 2 O 0. 067 0. 19 1. 00 0. 76 0. 10 0. 04 Ti. O 2 0. 073 1. 41 0. 97 1. 57 0. 87 2. 53 0. 76 Mn. O 0. 26 0. 18 0. 21 0. 53 0. 25 0. 54 P 2 O 5 0. 28 0. 14 0. 19 0. 21 0. 80 0. 09 0. 04

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). Железный метеорит Железо-каменный метеориты Видманштеттеновые фигуры состоящие из камасита (αжелезо) и тэнита (γ-железо) Палласиты Сложены крупными (иногда до 15 мм. ) кристаллами оливина, заключенными в Fe-Ni металлической матрице. Содержание никеля в металле - около 10%.