МЕТЕОРИТЫ

МЕТЕОРИТЫ железные или каменные
тела, падающие па Землю из межпланетного пространства; представляют собой
остатки метеорных тел, не разрушившихся полностью при движении в
атмосфере.



Общие сведения. М. подразделяются
на три гл. класса: железные, железо-каменные и каменные, однако можно проследить
непрерывный переход от одного класса к другому. Характерные признаки М.
[илл. см. на стр. 150 (рис. 1-5) и на вклейке, стр. 96-97, табл. X (рис.
а-з)]: 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
нике-листого железа белого цвета и минерала трои лита 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 металлич. 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 геогра-фич. 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 мм до
неск. м и весят, соответственно, от долей г до десятков т. Самый
крупный из уцелевших от раскола - железный метеорит Гоба, найденный в Юго-Зап.
Африке в 1920, весит ок. 60 т. Второй по размерам - железный метеорит
Кейп-Йорк, найденный в Гренландии в 1818, весит 34 т. Известно ок.
35 М., масса каждого из к-рых превосходит 1 т.

Вследствие дробления метеорных тел одновременно
падает группа М., в к-рой число отдельных М. достигает десятков, сотен
и даже тысяч. Такие групповые падения наз. метеоритными дождями (рис.
5), причём каждый метеоритный дождь считается за один М. В Приморском крае
СССР 12 февр. 1947 выпал Сихотэ-Алинский железный метеоритный дождь (см.
Сихотэ-Алинский
метеорит) общей массой ок. 70 т. Ещё раньше, 30 июня 1908, в
центр, части Сибири наблюдалось явление, предположительно вызванное падением
и взрывом т. н. Тунгусского метеорита. 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.).

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

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



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 (рис. а на вклейке, стр. 96-97, табл. X). 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 стёкол, распг.хиьание дверей и
т. д.

Схема траекторий метеоритов в земной атмосфере.



К ст. Метеориты. 1. 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. 2. Железный метеорит Богуславка,
состоящий из двух частей, общей массой 257 кг, упавший 18 октября
1916 в Приморском крае. Видны резко выраженные регмаглипты. 3. Каменный
метеорит Старое Борискино (слева), упавший 20 апреля 1930 в Оренбургской
обл., и каменный метеорит Старое Пееьяное (справа), упавший 2 октября 1933
в Курганской обл. В изломах видно чёрное внутреннее вещество у первого
метеорита и светло-серое - у второго. 4. Каменный метеорит Каракол, массой
2,8 кг, упавший 9 мая 1840 в Семипалатинской обл. Метеорит имеет
конусообразную (ориентированную) форму. 5. Обломки каменного метеоритного
дождя Первомайский Посёлок, выпавшего 26 декабря 1933 в Ивановской обл.
Всего собрано 97 экземпляров, общей массой 49 кг.

Появление болида вызывается вторжением
в земную атмосферу метеорного тела, скорость к-рого достигает полутора
и более десятков км/сек. Вследствие сопротивления воздуха метеорное
тело тормозится, кинетич. энергия его переходит в теплоту и свет. В результате
поверхностные части метеорного тела и образующаяся вокруг него воздушная
оболочка нагреваются до неск. 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 (наз. абляцией), формируется пылевой
след болида. Метеорное тело начинает светиться на высоте ок. 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 обнаруживается сложная
структура, в к-рой отражён след воздействия атмосферы; часто наблюдаются
струйки (рие. 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 к-рых зависят в значительной мере от скорости
падения М. (см. Метеоритные кратеры). Зарегистрировано ок. 40 случаев
попаданий М. в строения, при к-рых, однако, никаких существенных разрушений
не произошло.



Химический состав. В М. не содержится
к.-л. новых, неизвестных на Земле, хим. элементов, и в то же время в них
обнаружены почти все известные элементы. Наиболее распространёнными хим.
элементами в М. являются: А1, Ее, Са, О, Si, Mg, Ni, S. Химический состав
отдельных М. может значительно отклоняться от среднего. Так, напр., 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.): RulO, Rh5, PdlO, Ag5, Os3, Ir5, Pt20, Au5. Установлено, что содержание
нек-рых хим. 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 хим. элементов М. оказался тождественным
изотопному составу тех же элементов земного происхождения. Наличие в М.
радиоактивных хим. элементов и продуктов их распада позволило определить
возраст вещества, слагающего М., оказавшийся равным 4,5 млрд. лет. В межпланетном
пространстве М. подвергаются воздействию космич. лучей, и в них образуются
стабильные и нестабильные космогенные изотопы. По их содержанию определён
т. н. ко-смич. 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 космич. 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: шрейбер-зит,
добреелит, ольдгамит, лавренсит, меррилит и др., которые присутствуют в
М. в незначит. количествах. За последние годы в М. открыто неск. десятков
новых, ранее неизвестных минералов, многие из к-рых названы по имени ме-теоритологов,
например: фаррингтонит, юриит, найнинджерит, криновит и др. Наличие этих
минералов указывает на своеобразие условий образования М., отличающихся
от условий, при к-рых образовались земные горные породы. Наиболее распространёнными
в М. минералами являются: никелистое железо, оливин, пироксены - безводные
силикаты (энстатит, бронзит, гиперстен, ди-опсид, авгит) и иногда плагиоклаз.

Нек-рые специфич. метеоритные минералы,
напр, 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 нек-рых редких типах
М. присутствует кристаллич. космическая вода, а в других, столь же редких
М. встречаются мелкие зёрна алмаза. Последние представляют собой результат
ударного метаморфизма, к-рому подвергся М. В М. были выделены разные газы,
встречающиеся в разных количеств, соотношениях. Минеральный состав М. убедительно
свидетельствует об общности происхождения М. различных классов и типов.



Структура метеоритов. Отполированные
и протравленные раствором азотной или к.-л. др. кислоты поверхности большинства
железных М. показывают сложный рисунок, называемый видманштет-теновыми
фигурами. Этот рисунок состоит из пересекающихся полосок-балок, окаймлённых
узкими блестящими лентами. В отдельных промежуточных участках наблюдаются
многоугольные площадки-поля (рис. е). Видманштеттено-вы 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 к-рых обнаруживаются
видманштеттеновы фигуры, наз. октаэдритами. Реже встречаются железные М.,
состоящие целиком из камасита и показывающие при травлении тонкие параллельные
линии, наз. неймановыми (рис. ж).
Внутренняя микроструктура таких
М. показывает кристаллич. сложение по кубу, шестиграннику (гексаэдру).
Поэтому этот тип М. наз. гекса-эдритами. Столь же редко встречаются железные
М. (атакситы), к-рые не показывают никакого рисунка; они содержат
наибольшее количество Ni. Железока-менные М. (палласиты) представляют
собой как бы железную губку, пустоты к-рой заполнены прозрачным минералом
жёлто-зелёного цвета - оливином. Другой тип железокаменных М., наз. мезо-сидеритами,
в
изломе показывает обильные включения нпкелистого железа в основной каменистой
массе. Каменные М. подразделяются на две осн. группы. Одну группу, объединяющую
ок. 85% падений каменных М., составляют М., в к-рых присутствуют своеобразные
шарики, называемые хондрами, размерами от микроскопич. зёрен до
горошины (рис. з). Хондры представляют собой, по-видимому, быстро затвердевшие
капли. М. этой группы наз. хондритами. Вторая, значительно более
редкая группа заключает в себе М., совершенно не содержащие хондры и называемые
ахондритами.



Происхождение метеоритов. Наиболее
распространена точка зрения, согласно к-рой М. представляют собой обломки
малых
планет. Установлено, что метеорные тела движутся по эллиптич. 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 космогонич. значение. Оно имеет также значение и для изучения глубинных
частей Земли.

Нек-рые исследователи относят к М. и тектиты,
своеобразные
стеклянные тела, к-рые 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; Мэй сон Б., Метеориты, пер. с англ., М., 1965; В у д Дж., Метеориты
и происхождение солнечной системы, пер. с англ., М., 1971; 3 а в а р и
ц к и и А. Н., К в а ша Л. Г., Метеориты СССР, М., 1952; Метеоритика. Сб.
ст., в. 1 - 30, М., 1941 - 70; Н е id е F., Kleine Meteoritenkunde, В.,
1957; The Solar System, ed. G. P. Kniper, B. Midd-lehurst, v. 4, [N. Y.],
1963; Hey М. Н., Catalogue of Meteorites, 3 ed., L., 1966.

Е. Л. Кринов.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я