Meteor to w zasadzie ocalały. Zaczyna się jako meteoroid, kawałek skały lub metalu dryfujący w pustce pomiędzy planetami. Większość z nich ulega całkowitemu spaleniu po wejściu w naszą atmosferę. Ale niektórzy są wystarczająco silni, aby przetrwać ognisty upadek. Przebijają się przez niebo i lądują na ziemi. Ten zachowany fragment nazywamy meteorytem.
Z biegiem czasu definicja ta uległa rozszerzeniu. Nie używamy go tylko do obiektów spadających na Ziemię. Jeśli kamień spadnie na inne duże ciało niebieskie, nadal nazywamy go meteorytem. Naukowcy odkryli podobne fragmenty w próbkach pobranych z Księżyca. Nawet na Marsie automatyczny łazik Opportunity odkrył co najmniej jeden meteoryt spoczywający na powierzchni czerwonej planety.
Giganci i drobinki kurzu
Rozmiary są bardzo zróżnicowane. Największym znanym meteorytem na Ziemi jest potwór zwany Hoaba. Odkryto go w Namibii w 1920 roku. Od tego czasu nie był przenoszony. Kamień ma średnicę 2,7 metra. To dziewięć stóp solidnej kosmicznej skały. Waży prawie 60 ton. Materiał jest stopem żelaza i niklu. To jest ogromne.
Największy meteoryt odkryty na Ziemi znaleziono w 1920 roku w Namibii i nazwano go meteorytem Hoab.
Po drugiej stronie spektrum mamy mikrometeoryty. Są malutkie. Ich wielkość waha się od kilkuset mikrometrów do około 10 mikrometrów. Pochodzą z trwałej chmury pyłu wypełniającej przestrzeń międzyplanetarną. Prawdopodobnie wdychasz niektóre z nich codziennie. Są to mikroskopijne pozostałości kosmicznych zderzeń.
Skąd właściwie pochodzą meteoryty?
Większość skał, które można znaleźć na Ziemi, nie jest obiektami kosmicznymi w takim sensie, jak mogłoby się wydawać. Są to fragmenty asteroid. Dokładniej, pochodzą one z wewnętrznego pasa głównego. Jest to strefa znajdująca się w odległości od 2,1 do 3,3 jednostek astronomicznych (AU) od Słońca. Jeden a.u. to odległość Ziemi od Słońca. To około 150 milionów kilometrów.
Tutaj Jowisz robi sprośny żart. Jego grawitacja przyciąga te asteroidy. To zakłóca ich orbity. Wysyła je wzdłuż trajektorii przecinających orbitę Ziemi. W ten sposób tu trafiają.
Ale nie wszystko powstało w tej konkretnej strefie. Orbity migrują. Procesy przemieszczają materię przez miliony lat. Jednakże większość pojedynczych meteorytów, które zbieramy, pochodzi z tego wewnętrznego pasa.
Księżyc i Mars są rzadkimi gośćmi. Pochodzi z nich mniej niż jeden procent wszystkich meteorytów. Ich pochodzenie można doszukiwać się w konkretnych uderzeniach, które wyrzuciły śmieci w przestrzeń kosmiczną.
Komety to inna sprawa. Pozostawiają po sobie mikrometeoryty. Są to maleńkie ziarenka dryfujące w górnych warstwach atmosfery. Badania meteorów pokazują, że niektóre fragmenty komet są trwałe. Przeżyją w upale. Docierają do powierzchni. Jednak naukowcy ogólnie zgadzają się, że nic z komet nie trafia do oficjalnych kolekcji meteorytów. Materiał jest zbyt delikatny. Zamienia się w pył. Nie spada jak kamień.
Po co badać te kosmiczne skały?
Głównym powodem badania meteorytów jest czas. Asteroidy i komety to kapsuły czasu. Zachowują dowody z wczesnego okresu Układu Słonecznego.
Są ku temu dwa dobre powody.
Najpierw spójrz na składniki. Wczesny Układ Słoneczny składał się z gazu i drobnego pyłu. Planety rosły, łącząc ze sobą mniejsze obiekty. Wszystko zaczęło się od kulek kurzu. Wszystko skończyło się na planetach skalistych, takich jak Merkury i Wenus. Giganci tacy jak Jowisz wymagali bardziej złożonej fizyki. Ale ich księżyce? Prawdopodobnie powstały one w wyniku prostej agregacji. Komety powstały w ten sam sposób.
Asteroidy i komety są pozostałością. Są to fragmenty etapów pośrednich. Reprezentują ciała, które powstały wcześnie. Od tego czasu niewiele się zmieniły.
Po drugie, spójrz na ciepło. We wczesnym Układzie Słonecznym robiło się gorąco. Izotopy promieniotwórcze rozpadły się. Kolizje powodowały tarcie. Duże ciała stopiły się. Ich wnętrze zmieniło się pod względem chemicznym i fizycznym. Przestawili zegarki.
Małe ciała nie topią się. Skutecznie emitowały ciepło. Ich wnętrzności pozostały zimne. Zachowali oryginalny pył. Zachowali oryginalny materiał.
Niektóre meteoryty zawierają materiał starszy niż sam Układ Słoneczny. To starożytne relikty. Przeżyli, bo byli mali. Pozostały zimne.
Szukaj meteorytów
Tradycyjnie meteoryty nazywane są na cześć najbliższego obiektu geograficznego. Ta konwencja nazewnictwa powstała ze względu na ich rzadkość. Przez stulecia nie podejmowano systematycznych wysiłków, aby je odkryć i zebrać. Problem był następujący: meteoryty spadały mniej więcej równomiernie na całą powierzchnię Ziemi. Nie było oczywistego sposobu przewidzenia, gdzie wylądują i gdzie można je znaleźć. Jeśli widziałeś spadający meteoryt lub znalazłeś dziwną skałę, przekazałeś ją muzeum lub prywatnemu kolekcjonerowi. W tym miejscu historia się zakończyła.
Potem nadeszły lata 30. i 40. XX wieku. Przedsiębiorczy kolekcjonerzy zaczęli przemierzać preerie Ameryki Północnej. Poprosili rolników o przyniesienie niezwykłych kamieni wydobytych z ziemi podczas orki. Strategia ta opierała się na geologii. Gleby preriowe składają się głównie z drobnych skał lessowych. Jest w nich kilka dużych kamieni. Kolekcjonerzy doszli do wniosku, że jakakolwiek skała znaleziona w tym martwym krajobrazie może być meteorytem. Była to gra z małym prawdopodobieństwem powodzenia, ale przeprowadzona na ogromną skalę.
Szukaj stref akumulacji
Bardziej skuteczną metodą wyszukiwania meteorytów jest szukanie miejsc, w których gromadzą się one w miarę upływu czasu, a nie miejsc z małą liczbą skał. Potrzebujesz obszarów o starych powierzchniach i niskim współczynniku wietrzenia. Meteoryty zawierają minerały, takie jak metaliczne żelazo, które łatwo ulegają zwietrzeniu. Zwykle nie utrzymują się długo na powierzchni Ziemi. Woda w stanie ciekłym jest jednym z głównych czynników zniszczenia.
W warunkach pustynnych, gdzie wody jest mało, meteoryty wytrzymują znacznie dłużej. Rzeczywiście, w suchych regionach mają one tendencję do gromadzenia się na powierzchni, jeśli tempo wietrzenia jest wolniejsze niż częstotliwość uderzeń meteorytów w Ziemię. Działa to pod warunkiem, że gromadzi się niewielka ilość piasku wiatrowego i nie zakopuje ich. Regiony Sahary w Afryce Północnej i równina Nullarbor w Australii okazały się dobrymi miejscami do poszukiwania meteorytów. Jednak najskuteczniejsze wysiłki w zakresie gromadzenia danych zostały podjęte na Antarktydzie.
Niebieska pułapka lodowa
Antarktydę można uznać za zimną pustynię. Roczne opady w postaci śniegu są dość niskie w większości wnętrza kraju. Ekstremalne zimno znacznie spowalnia tempo wietrzenia. Większość meteorytów spadających na pokrywę lodową zostaje zakopana i zakonserwowana przez 20 000–30 000 lat. Niektóre najwyraźniej przebywają na Antarktydzie od miliona lat lub dłużej. Lód pokrywy lodowej Antarktyki stopniowo przesuwa się promieniowo od bieguna południowego na północ w kierunku wybrzeża.
W niektórych miejscach lód napotyka przeszkodę. Zakopane wzgórze sprawia, że się podnosi. Silne, katalityczne wiatry wiejące z delikatnie nachylonych pokryw lodowych ze środka kontynentu piaskują wznoszący się lód cząstkami śniegu i lodu. Niszczą go w tempie do 5–10 cm (2–4 cali) rocznie. Powoduje to, że meteoryty pozostają na powierzchni.
Obszary wznoszącego się lodu, zwanego niebieskim lodem ze względu na swój kolor, można rozpoznać na zdjęciach lotniczych lub satelitarnych. Pieszo ciemne meteoryty są stosunkowo łatwe do zauważenia na tle lodu i śniegu. Wadą zbierania na Antarktydzie są trudne warunki. Zespoły kolekcjonerów muszą znosić je tygodniami lub miesiącami, mieszkając w namiotach na lodzie. Od lat 70. kilka krajów, zwłaszcza Stany Zjednoczone i Japonia, prowadzi programy gromadzenia danych naukowych.
Programy te umożliwiły wydobycie dziesiątków tysięcy meteorytów z Antarktydy. To znacznie zwiększyło liczbę meteorytów dostępnych dla badaczy. Wśród nich znajduje się jedna trzecia wszystkich znanych meteorytów marsjańskich. Jedna trzecia znanych meteorytów księżycowych. Jak również wiele innych rzadkich i unikalnych okazów.
Ponieważ duża liczba meteorytów antarktycznych występuje na małych obszarach, nie używa się w nich tradycyjnego systemu nazewnictwa geograficznego. Zamiast tego identyfikator składa się ze skróconej nazwy lokalnego zabytku oraz liczby wskazującej rok odkrycia i konkretny okaz.
Rodzaje meteorytów
Meteoryty tradycyjnie dzieli się na trzy kategorie: kamienne, żelazne i kamienno-żelazne. Ten prosty podział opiera się na ich składzie – przewadze minerałów skałotwórczych nad stopami niklu i żelaza. Na tej liście dominują meteoryty kamienne, stanowiące około 94% wszystkich znanych okazów. Meteoryty żelazne stanowią około 5%, a meteoryty kamienno-żelazne tylko 1%.
Ale nie dajcie się zwieść tej prostocie. W każdej kategorii kryje się chaotyczna różnorodność. Istnieją podkategorie oparte na składzie chemicznym, mineralogii i strukturze. I tu jest problem: klasyfikacja jest w większości kosmetyczna. Opiera się na tym, co można zobaczyć, a nie na tym, skąd pochodzi skała. Dwa kamienie tej samej kategorii mogą mieć zupełnie różne ciała macierzyste. Czasami kamienie z różnych kategorii mają w rzeczywistości wspólne pochodzenie.
„Rzeczywiście, najczęściej nie są one ze sobą powiązane.”
Weźmy pod uwagę dużą asteroidę. Jeśli się stopi, metale ciężkie osiadają w jądrze, a lżejsze skały tworzą płaszcz. To jest zróżnicowanie geochemiczne. Kiedy asteroida w końcu się zapadnie, pole szczątków może zawierać próbki z jądra, płaszcza i chaotycznej granicy między nimi. Jedna próbka wygląda jak meteoryt żelazny. Drugi jest jak kamień. Są to powiązane ze sobą obiekty, oddzielone fizyką i przemocą. Prawdziwym zadaniem naukowców nie jest po prostu nadawanie nazw tym rasom. Chodzi o zrozumienie, które z nich są ze sobą powiązane i jakie procesy stworzyły tak ogromną różnorodność.
Podział kamienia: stopiony i niestopiony
W szerokiej kategorii meteorytów kamiennych pierwszy prawdziwy podział dotyczy achondrytów i chondrytów. Jaka jest różnica? W cieple. Achondryty były kiedyś stopione. Chondryty – nie.
Chondryty to najpopularniejszy rodzaj meteorytów kamiennych, stanowiący około 87% kolekcji. Być może są też najważniejsze. Pomyśl o nich jak o konglomeratach osadowych Układu Słonecznego. To nie są pojedyncze, całe rasy. Są to mechaniczne mieszaniny składników powstałe w mgławicy słonecznej lub nawet wcześniej.
Ich skład jest odzwierciedleniem składu Słońca. Prawie. Brakuje im wysoce lotnych pierwiastków, takich jak wodór i hel, ale wszystko inne jest takie samo. Słońce stanowi ponad 99% masy Układu Słonecznego. Zatem jego skład jest najbliższy poziomowi podstawowemu średniego składu Układu Słonecznego w momencie jego narodzin.
To ma znaczenie, bo daje nam punkt odniesienia. Jeśli skład meteorytu odbiega od linii podstawowej Słońca, to odchylenie jest wskazówką. Opowiada nam o specyficznych procesach, które ukształtowały jego ciało macierzyste i znajdujących się w nim materiałach.
Chondrules: zamrożony deszcz stworzenia
Chondryty definiuje się przez coś widocznego gołym okiem (lub przynajmniej pod mocną lupą). Zawierają chondry. Są to maleńkie, kuliste ziarna minerałów krzemianowych, które zestaliły się ze stopionych kropelek we wczesnej mgławicy słonecznej. Wyglądają jak kawałki zamarzniętego deszczu.
Znalezienie chondr oznacza, że skała nie została wystawiona na działanie wystarczającego ciepła, aby je stopić i wymazać ich historię. Ta ochrona jest kluczowa. Podczas gdy achondryty opowiadają historie o zróżnicowaniu planet i aktywności wulkanicznej, chondryty opowiadają historię oryginalnych składników. Są pierwotnymi cegiełkami budulcowymi.
Naukowcy badają wielkość, kształt i mineralogię tych chondr, aby zrekonstruować środowisko termiczne wczesnego Układu Słonecznego. Jak gorąco było? Jak długo? Czy doszło do mieszania się różnych obszarów mgławicy? Chondruły zawierają te dane.
Prowadzi to do bardziej szczegółowej klasyfikacji samych chondrytów. Dzielą się na trzy główne klasy: zwykłe, węglowe i enstatytowe. Każda klasa ma dalsze podziały na grupy w oparciu o subtelne niuanse chemiczne.
Najczęstsze są zwykłe chondryty. Są stosunkowo mało modyfikowane przez wodę. Chondryty węglowe wyróżniają się zawartością węgla i często minerałów zawierających wodę. Są najbardziej wilgotne i najbardziej złożone chemicznie, czasami zawierają związki organiczne starsze niż życie na Ziemi. Chondryty enstatytowe są rzadkie i powstają w środowisku silnie redukującym, z charakterystycznym brakiem tlenu w porównaniu do innych.
„Odchylenia w składzie meteorytu od składu referencyjnego dostarczają wskazówek na temat procesów, które wpłynęły na powstanie ciała macierzystego i znajdujących się w nim składników.”
Różnorodność wewnątrz tych grup jest zdumiewająca. Pojedynczy rój meteorów może wytworzyć próbki, które wyglądają identycznie, ale mają zupełnie inne sygnatury izotopowe. Izotopy są odciskiem palca pochodzenia. Mogą nam powiedzieć, czy skała pochodzi z wewnętrznego Układu Słonecznego, czy z pasów zewnętrznych. Mogą ujawnić, czy został ogrzany przez krótkotrwały izotop radioaktywny, taki jak aluminium-26.
Dlatego badanie meteorytów chondrytycznych to coś więcej niż tylko katalogowanie skał. To rekonstrukcja osi czasu, której nikt nie widział. To pozwala zrozumieć, dlaczego Ziemia stała się planetą skalistą, podczas gdy Jowisz pozostał gazowym olbrzymem. Odpowiedzi ukryte są w chondrach, zamrożone w czasie, gotowe do odczytania.
Tajemnica Chondruli
Meteoryty otrzymały swoją nazwę „chondryty” ze względu na obecność w nich chondr. Są to maleńkie kuliste formacje. Zazwyczaj ich rozmiar wynosi około milimetra. Wyglądają jak zamarznięte krople.
Naukowcy uważają, że kiedyś zostały stopione. Unosili się w mgławicy słonecznej. Następnie szybko ostygły. Eksperymenty to potwierdzają. Podczas szybkiego nagrzewania maksymalne temperatury osiągnęły 1800 °C. Następnie szybko nastąpiło ochłodzenie. Z prędkością do 1000 stopni na godzinę.
Ale skąd wzięło się to ciepło? To jest pytanie za milion dolarów. Chondruły różnią się wielkością i składem. Świadczy to o tym, że ich powstawanie miało charakter lokalny. Zdarzyło się to wiele razy. Był to prawdopodobnie najbardziej energetyczny proces w obszarze pasa asteroid. Jednak pomimo ponad stuletnich badań nadal nie znamy dokładnego mechanizmu ich powstawania.
Wtrącenia ogniotrwałe: Odporne na ciepło
Chondryty zawierają również wtrącenia ogniotrwałe. Jest ich oczywiście niewiele. Ale są ważne. Są bogate w pierwiastki ogniotrwałe. Są to pierwiastki, które łatwo nie odparowują. Na przykład wapń i aluminium. Stąd skrót CAI (wtrącenia wapniowo-glinowe).
Różnią się od nieregularnych odłamków po doskonałe kule. Od kilkudziesięciu mikrometrów do centymetrów. Tworzą się również w wysokich temperaturach. Ale różni się od chondr. Ogrzewanie trwało dłużej. Niektóre się stopiły. Inne skropliły się bezpośrednio z gorącego gazu, tworząc stałe kryształy.
Nie ma również zgody co do sposobu ich powstania. Podobnie jak w przypadku chondr, historia pochodzenia CAI pozostaje niekompletna.
Matrix: zarejestrowany zapis
Pomiędzy chondrami i inkluzjami znajduje się matryca. Jest to cement drobnoziarnisty. Łączy ze sobą większe kawałki. Matryca jest bogatsza w pierwiastki lotne. Oznacza to, że część z nich powstała w niższych temperaturach.
Jest także bogaty w materię organiczną. Do 2% wagowo. Izotopy wodoru i azotu są tu dziwne. Niezwykłe. Wskazuje to na międzygwiezdne pochodzenie. Materia organiczna prawdopodobnie pochodziła z obłoku molekularnego, który dał początek Układowi Słonecznemu.
Ale matrix kryje bardziej starożytne tajemnice. Drobne ziarna. Od nanometrów do 10 mikrometrów. Są starsze od Słońca. Ziarna te powstały w umierających gwiazdach miliony lat przed naszym istnieniem. Skąd to wiemy? Przez izotopy.
Stosunek węgla-12 do węgla-13 w Układzie Słonecznym wynosi około 89 do 1. Niektóre ziarna z chondr mają stosunek 7000 do 1. Lub 2 do 1. Nie można tego wytworzyć w warunkach naszej gwiazdy. Te ziarna są okołogwiazdowe. Minerały takie jak diament, grafit i węglik krzemu. To jest pył gwiezdny.
Blizny historii
Niewiele chondrytów jest nieskazitelnych. Większość została zmieniona. Zmieniły je cztery procesy. Przemiana akotermiczna (zmiana pod wpływem wody). Metamorfizacja termiczna. Uderzenie. Brekcja.
Zaczęło się wkrótce po powstaniu. Ciała rodziców się nagrzewały. Niektóre pozostały umiarkowanie gorące. Była woda w stanie ciekłym. Minerały reagowały z wodą. Zmiany akwatermiczne stworzyły nowe, złożone mieszaniny minerałów.
Innym zrobiło się gorąco. Woda się zagotowała. Nastąpił metamorfizm termiczny. Mineralogia się zmieniła. Struktura fizyczna uległa zmianie. Nie było powszechnego topnienia. Wystarczy jedynie przekrystalizować matrycę. Materia organiczna i ziarna okołogwiazdowe zostały zniszczone. W najbardziej intensywnie nagrzanych chondrytach same chondry uległy rekrystalizacji. W temperaturze 1000°C trudno je rozróżnić.
Potem przychodzi wpływ. Zderzenia asteroid. Świadczy o tym każdy większy typ meteorytu. Od drobnych pęknięć po lokalne topienie. To trwa nadal.
Brekcja to ostatni zwrot akcji. Ciała się rozlatywały. Potem znowu się zebrali. Układ Słoneczny to nie tylko miejsce. To jest plac budowy. A te skały to fragmenty.
Spójrz na chondryt, a zobaczysz zderzenie historii. Skały te zawierają dowody z dwóch odrębnych epok. Jedna era utworzyła ciało macierzyste. Drugi zmienił to, co później się w nim wydarzyło. To właśnie ta podwójna historia skłania naukowców do stosowania dwóch nakładających się sposobów oznaczania meteorytów.
Pierwsza metoda patrzy na całość. Opiera się na podstawowych elementach. Żelazo. Magnez. Krzem. Wapń. Aluminium. Naukowcy sprawdzają także stopnie utlenienia. Badają skład izotopowy tlenu. Studiują petrologię. Obejmuje to mnóstwo chondr. Obejmuje obecność matrycy. Oznacza wielkość chondr. Analizuje mineralogię.
Gdy naniesiesz te zmienne na wykres, chondryty nie będą rozrzucone losowo. Są pogrupowane. Wyłaniają się wyraźne grupy. Konsensus jest taki, że te cechy definiujące powstały przed lub w trakcie tworzenia ciał rodzicielskich. Każda grupa prawdopodobnie pochodzi z różnych asteroid lub z określonego zestawu asteroid. Chemia mówi nam, gdzie to się zaczęło.
Ale to tylko połowa historii.
W obrębie tych grup meteoryty nie są identyczne. Różnią się stopniem wygrzania czy nasycenia wodą. Prowadzi to do drugiego systemu klasyfikacji. Nazywa się to typem petrologicznym. Typy te mierzą stopień metamorfizmu termicznego. Monitorują także zmiany hydrotermalne.
„Różnice te nazywane są typami petrologicznymi; przedstawiono je w pełnowymiarowej tabeli, którą można obejrzeć tutaj”
System ten dodaje warstwę szczegółów do grup opartych na elementach. Wyjaśnia, dlaczego rasy pochodzące od tego samego rodzica mogą wyglądać i zachowywać się inaczej. Jeden może pozostać nietknięty. Drugi może zostać spalony lub zmieniony. Typ petrologiczny rejestruje tę podróż po utworzeniu.
Wyjaśnienie skali typu petrologicznego
Kiedy rozbija się meteoryt chondrytowy, pierwszą rzeczą, którą zauważają naukowcy, nie jest złoto ani diamenty. To jest kod. Jedna liczba, która opowiada historię życia tej rasy. Jest to nazwa nadana systemowi petrologicznemu, metodzie klasyfikacji, która pokazuje dokładnie, w jakim stopniu meteoryt został rozbity, ogrzany lub nasycony wodą od czasu narodzin Układu Słonecznego.
Skala waha się od 1 do 6, choć niektórzy badacze rozszerzają ją do 7. Kolejność ta nie jest przypadkowa. To chronologia zniszczenia i konserwacji.
Współczynnik wody: typy 1 i 2
Zacznijmy od początku. Typ 1: Tutaj wygrywa woda.
Meteoryty te były nasycone wilgocią. Przez miliony lat ciało macierzyste było wystarczająco ciepłe, aby lód się stopił. Ciekła woda przedostała się do pęknięć, reagując z minerałami, tworząc gliny i siarczki. Pierwotne chondry – maleńkie kropelki stopionej skały, które definiują chondryty – zostają usunięte lub przynajmniej znacznie zmienione. Jeśli szukasz skały, która mówi o roli wody we wczesnym powstawaniu planet, to dobrze trafiłeś.
Typ 2 to stan pośredni. Woda była obecna, ale nie na tyle, aby całkowicie zmienić skład chemiczny skały. Podstawowe tekstury są nadal widoczne. Zmiany są, ale umiarkowane. To jest różnica pomiędzy gąbką pozostawioną w wiadrze na godzinę, a gąbką pozostawioną tam na tydzień.
Współczynnik ciepła: typy 3–6
A teraz o cieple.
Typ 3 to poziom podstawowy. Granica między skałami niezmodyfikowanymi i zmodyfikowanymi. Na meteoryt typu 3 praktycznie nie miała wpływu woda. Było też praktycznie nieogrzewane. On jest pierwotny. To materiał najbliższy materiałowi źródłowemu mgławicy słonecznej. Kiedy na to patrzysz, widzisz pył i stopiony materiał, który ma 4,6 miliarda lat.
Ale w miarę przesuwania się w górę skali, sprawy się spiekają.
Typy 4 i 5 odzwierciedlają rosnący stopień metamorfizmu termicznego. Ciało macierzyste zostało podgrzane, prawdopodobnie w wyniku rozpadu radioaktywnego lub uderzeń. Upał „spalił” skałę. Chondrule stają się trudniejsze do rozróżnienia. Minerały matrycy rekrystalizują. Tekstura się zmienia. Rasa staje się bardziej jednorodna.
Typ 6 to koniec linii dla większości klasyfikacji. To jest wysoka temperatura. Skała prawie się stopiła, ale nie całkiem. Granice pomiędzy różnymi ziarnami minerałów zacierają się. Sygnatury chemiczne oryginalnych składników zaczynają się mieszać. To rasa, która przeszła przez „maszynę do mięsa” i wyszła z niej jak z innego żywiołu.
„Meteoryt, który doświadczył temperatur bliskich topnieniu, byłby typem 6. Meteoryt, który uległ znacznej zmienności hydrotermalnej? Typ 1.”
Przypadki brzegowe: typ 7 i granica
Niektórzy badacze twierdzą, że skala nie kończy się na 6. Typ 7? Dotyczy to skał podgrzanych do częściowego stopienia. Chondrule nie tylko ulegają erozji; topią się, łącząc się z otaczającą matrycą. Skała jest na skraju stanu magmowego, całkowicie tracąc swoją chondrytyczną tożsamość.
Gdzie zatem trafia Twoja próbka?
Jeśli jest mokre i zmienione, jest to typ 1 lub 2. Jeśli jest suche i nieskazitelne, to jest to typ 3. Jeśli zostało „upieczone”,
Naukowcy badający meteoryty stosują dwa główne sposoby klasyfikacji skał kosmicznych. Grupują je według rodziny chemicznej lub historii termicznej. Najczęściej metody te dobrze się ze sobą zgadzają. Czasami tak nie jest.
Weźmy meteoryt Allende. Spadł w 1969 roku w Meksyku. Upadek widzieli świadkowie. To pomaga: możesz śledzić jego trajektorię i szybko znajdować śmieci. Naukowcy badali to przez wiele lat.
Sklasyfikowali go jako CV3. Co to oznacza?
Litery „CV” odnoszą się do grupy chemicznej. Należy do chondrytów węglowych CV. Jest to rzadki typ. Zawiera związki organiczne i minerały zawierające wodę. Te meteoryty są jak kapsuły czasu z wczesnego Układu Słonecznego.
Liczba „3” oznacza typ petrologiczny. Liczba ta waha się od 1 do 6. Pokazuje, ile ciepła wytrzymała skała.
- Typy 1 i 2 nie uległy zmianie. Są zimne.
- Typ 3 jest najmniej przetworzony. To wciąż prymitywne.
- Typy 4 do 6 zostały podgrzane i przeszły zmiany.
Allende należy do typu 3. Nie było „ugotowane”. Zachował swoją pierwotną strukturę. Minerały w środku są nienaruszone. To sprawia, że jest cenny do badania powstawania Układu Słonecznego.
System klasyfikacji pomaga badaczom porównywać kamienie z różnych upadków. Opowiada historię rasy. Wyjaśnia swoją drogę.
„Liczba 3 oznacza stan prymitywny, w którym przechowywane są wskazówki zagubione w rozgrzanych skałach”.
Nie każdy meteoryt pasuje do układu bez problemów. Niektóre kamienie wykazują cechy obu grup chemicznych. Niektóre mają mieszaną historię termiczną. Naukowcy muszą przyjrzeć się bliżej. Badają minerały. Mierzą izotopy.
Meteoryt Allende pozostaje kluczowym przykładem. Pokazuje, jak dwie metody klasyfikacji współpracują ze sobą. Służy jako podstawa. Pomaga nam zrozumieć inne chondryty węglowe.
Dlaczego jest to dla nas ważne? Te kamienie skrywają tajemnice. Sekrety wody. Sekrety cegiełek życia. Klasyfikując je, organizujemy nasze poszukiwania odpowiedzi. Wiemy, czego szukać. Wiemy, czego unikać.
System nie jest doskonały. To jest narzędzie. Przydatne narzędzie. Ale narzędzia mogą być używane nieprawidłowo. Albo źle zrozumiany.
Czy klasyfikacja mówi całą historię? Nie. Opowiada tylko część. Reszta wymaga kontekstu. Wymaganych więcej danych. To wymaga czasu.
Wciąż odkrywamy nowe kamienie. Kontynuujemy udoskonalanie kategorii. Układ Słoneczny nie jest statyczny. Nasze rozumienie tego również nie ulega zmianie.
Chondryty węglowe z grupy CI
Niektóre meteoryty są klasyfikowane według stopnia, w jakim zostały uderzone lub zwietrzałe na Ziemi. Takie schematy istnieją, ale są rzadko stosowane. Bardziej powszechny podział opiera się na prostej zasadzie: czy widziano spadający meteoryt, czy po prostu znaleziono go na powierzchni? To rozróżnienie tworzy kategorie „upadku” i „znalezienia”.
Na tym tle wyróżnia się grupa CI chondrytów węglowych. Są one szczególnie interesujące właśnie dlatego, że naruszają ogólnie przyjęte zasady. Technicznie rzecz biorąc, nazywanie ich chondrytami nie jest całkowicie poprawne. Całkowicie brakuje im chondr. Jeśli kiedykolwiek były obecne, intensywna podmiana wody zatarła wszelkie ich ślady. Woda zaatakowała je tak dokładnie, że pierwotna konstrukcja zniknęła. Jednak ich skład pierwiastkowy opowiada inną historię. Porównaj ich skład ze składem Słońca – zbieżność jest uderzająca.
Spośród wszystkich typów meteorytów chondryty CI najdokładniej odzwierciedlają skład Słońca. To właśnie podobieństwo jest powodem, dla którego systemy klasyfikacyjne nadal klasyfikują je jako chondryty, pomimo braku cech strukturalnych. To pragmatyczna decyzja. Skały te reprezentują średni skład chemiczny wczesnego Układu Słonecznego. Niektórzy badacze poszli dalej w tym kierunku. Sugerują, że chondryty z grupy CI mogą pochodzić z komet, a nie z asteroid. Uważa się, że komety zawierają najbardziej dziewiczą, niezmienioną materię w Układzie Słonecznym. Pomysł ten ma swoje wady. Nauka nie ma jeszcze pełnego zrozumienia natury i pochodzenia komet. Ta luka w wiedzy oznacza, że nierozsądne byłoby całkowite odrzucenie tej możliwości. To pozostaje przekonująca hipoteza.
Achondryci
Achondryci opowiadają zupełnie inną historię. W przeciwieństwie do chondrytów nie zawierają chondr. Są to skały magmowe. Ich ciała rodzicielskie poddano działaniu ciepła wystarczającego do stopienia i zróżnicowania. Materiał podzielił się na warstwy rdzenia, płaszcza i skorupy. Kiedy ciała te zapadły się, ich fragmenty poleciały w przestrzeń kosmiczną. Część z nich ostatecznie spadła na Ziemię.
Skały te często przypominają ziemskie skały magmowe. Bazalty i gabro z Ziemi są podobne do niektórych achondrytów. Kluczową różnicą jest ich pochodzenie. Pochodzą ze zróżnicowanych ciał rodzicielskich. Może to być duża asteroida, taka jak Westa, lub nawet planeta. Mars dostarcza konkretnego przykładu. Potwierdzono, że niektóre achondryty są meteorytami marsjańskimi. Meteoryty księżycowe również należą do tej kategorii. Są materiałem skorupy ziemskiej z Księżyca lub Marsa.
Klasyfikacja achondrytów opiera się na ich petrologii i geochemii. Naukowcy analizują skład minerałów i proporcje izotopów. Dane te łączą rasy z określonymi organami rodzicielskimi. Na przykład unikalne sygnatury izotopów tlenu pomagają zidentyfikować pochodzenie Marsa. Ten proces jest żmudny. Wymaga zastosowania zaawansowanych technik analitycznych, aby rozróżnić skały ziemskie i pozaziemskie. Pomimo trudności achondryty dostarczają kluczowych informacji na temat powstawania planet. Ujawniają, jak ciepło i ciśnienie ukształtowały wczesny Układ Słoneczny.
Achondryci. Nazwa jest uciążliwa, ale definicja jest prosta: są to meteoryty „niechondrytowe”. To nie są przypadkowe skały kosmiczne. Opowiadają historię chaosu, ciepła i ewolucji planet. Choć stanowią stosunkowo niewielką część całkowitej masy meteorytów, są niezwykle różnorodne.
Ich ciała rodzicielskie nie pozostały zimne i prymitywne. Stopiły się.
Pomyśl o tym przez chwilę. Powszechne topnienie. To nie tylko ciepły dzień w kosmosie. To wystarczająca ilość energii, aby napędzać procesy geologiczne, które zwykle kojarzymy z Ziemią. Skały te wykazują cechy magmowe — przyjrzyj się uważnie, a zobaczysz teksturę identyczną z ziemskimi skałami wulkanicznymi. Zobaczysz segregację. Stopiony metal oddziela się od stopionej skały krzemianowej, potencjalnie tworząc rdzeń. Kryształy krzemianu oddzielane są od magmy. Większość achondrytów, które spotykamy na Ziemi, pochodzi z asteroid. Ale mały ułamek? Pochodzą z Marsa. I kolejna mała grupa? Z Księżyca.
Aubryty i anomalie chemiczne
Przyjrzyjmy się trzem najliczniejszym grupom meteorytów asteroidowych. Po pierwsze: aubrites. Znane również jako achondryty enstatytowe.
Pochodzą z ciał macierzystych, które powstały w warunkach silnej redukcji chemicznej. To skomplikowany sposób na powiedzenie, że chemia była dziwna. W przeciwieństwie do Ziemi, gdzie tlen czeka, aby związać się ze wszystkim, ciała te gromadziły elektrony. Wynik? Pierwiastki występują w mniej powszechnych związkach. Weźmy wapń. Na Ziemi znajdziesz go w krzemianach i węglanach. W aubrites? Występuje jako oldamit (CaS), siarczek. Przypomina to, że Układ Słoneczny nie był monolitem. Różne regiony miały różne cechy chemiczne.
Brutalna historia Westy
Następnie istnieje asocjacja gowerdyt-eukryt-diogenit (HED). Te trzy rzeczy nie są tylko ze sobą powiązane. Są braćmi i siostrami z tej samej rodziny. Asteroida Westa. Drugi co do wielkości członek pasa asteroid.
Ich związek z mezosyderytami (grupą meteorytów kamienno-żelaznych) jest logiczny. Badając meteoryty HED, nie patrzysz tylko na skałę. Widzisz oś czasu. Vesta ma skomplikowaną historię. Rozpłynęła się. Podzieliła metal na rdzeń. Skrystalizowała się. Przeszła metamorfizm. Został poddany uderzeniom, które zamieniły litą skałę w brekcję. W procesie tym uderzenie kruszy skałę i ponownie ją cementuje.
To brutalna historia. I mamy dowód.
Głębokość a powierzchnia: oddzielanie eukrytów
Eukryty są podzielone, a różnica polega na tym, gdzie i jak szybko ostygły.
Skumulowane eukryty są nurkami głębinowymi. Są podobne do gabr lądowych. Powstały na głębokości w Vsta i krystalizowały raczej powoli. Masz czas. Minerały mają czas na wzrost. Do osiedlenia się.
Bazaltowe eukryty? To mieszkańcy powierzchni. Podobny do bazaltów lądowych. Powstały na powierzchni Westy lub w jej pobliżu. Szybko się ochłodziło. Nie ma czasu na głęboką krystalizację. Tylko szybka krystalizacja.
A potem są diogenity. Składa się głównie z minerału piroksenu. Powstał również na głębokości. Ale różni się od skumulowanych eukrytów. Gowerdyci łączą wszystko w jedną całość. Są to brekcje udarowe. Cementowane fragmenty materiałów diogenitowych i eukrytowych. Stanowią pole gruzów pełnej przemocy przeszłości Westy.
Żyłki węglowe ureilitów
Trzecia główna klasa achondrytów, wywodząca się z asteroid, prowadzi nas do ureilitów. Zawierają węgiel.
Wyobraź sobie skałę krzemianową. Głównie oliwin i piroksen. Ale biegną przez nią ciemne żyły. Żyły te mogą stanowić do 10 procent meteorytu. Co się w nich kryje? Węgiel. Grafit. Trochę diamentów. Metal żelazo-nikiel. Siarczki.
Krzemiany wyraźnie krystalizowały z magmy. Ta część jest jasna. Ale jak powstały? Są spory.
Żyłki węglowe najwyraźniej powstały w wyniku deformacji redystrybucji uderzeń. Grafit początkowo krystalizował razem z krzemianami. Potem poruszyły go fale uderzeniowe. Wyciągnięty w żyły. To nie jest tylko rasa statyczna. Jest to dynamiczny system, który został zniszczony i złożony na nowo.
Poza Wielką Trójką
Masz swoje aubrites. Twoje HED. Twoje zapalenie cewki moczowej.
Ale to nie cała historia. Są też klasy średnie. Kolekcja unikalnych okazów achondrytów. Każdy z nich odzwierciedla zmienność procesów topnienia w asteroidach. Żadne dwa ciała rodzicielskie nie zachowywały się dokładnie tak samo. Żadne dwie historie topnienia nie były identyczne.
Widzimy ślady geologiczne światów, które już nie istnieją lub zostały znacznie zmienione. Nauka o achondrytach to nie tylko klasyfikacja. To
Zidentyfikowano trzy tuziny meteorytów jako pochodzenia marsjańskiego. Wszystkie są skałami wulkanicznymi. Wszystkie oprócz jednej należą do trzech określonych klas – Szergitów, Naklitów i Chaginitów. Nazwy te nadano na długo zanim ktokolwiek podejrzewał, że pochodzą z innej planety. Naukowcy nazywają je zbiorczo SNC (SNC).
Jednym z dowodów planetarnego pochodzenia SNK jest ich młody wiek – od 150 milionów do 1,3 miliarda lat. Zatrzymanie wystarczającej ilości ciepła do kontynuowania aktywności wulkanicznej aż do 1,3 miliarda lat temu, a co dopiero później, wymagało ciała macierzystego wielkości planety. Ponieważ istnieją znaczące dowody geochemiczne na to, że skały te nie powstały na Ziemi, jedynymi prawdopodobnymi kandydatami pozostają Wenus i Mars, które najwyraźniej doświadczyły niedawnej aktywności wulkanicznej.
Najbardziej przekonujący dowód marsjańskiego pochodzenia pochodzi z meteorytu antarktycznego SNK, zwanego EETA79001. Meteoryt ten zawiera uwięzione gazy (gazy szlachetne, azot i dwutlenek węgla), których względna liczebność i skład izotopowy są prawie identyczne z tymi w marsjańskiej atmosferze zmierzonymi przez dwa lądowniki Viking. Naukowcy uważają, że meteoryty marsjańskie to fragmenty skorupy znajdujące się blisko powierzchni planety, wyrzucane w przestrzeń kosmiczną w wyniku dużych uderzeń i ostatecznie trafiające na Ziemię. W przypadku EETA79001 wydaje się, że gazy atmosferyczne zostały uwięzione w szkiełkach powstałych podczas dużego uderzenia, które usunęło skały z Marsa. Ponieważ meteoryty marsjańskie są jedynymi próbkami Marsa dostępnymi naukowcom na Ziemi, zapewniają unikalny wgląd w ewolucję tej tajemniczej planety.
Znajdowanie starożytnego życia w ALH84001
Niektóre marsjańskie meteoryty przeszły w różnym stopniu zmiany hydrotermalne, co jest zgodne z innymi dowodami na obecność wody w stanie ciekłym na Marsie, przynajmniej okresowo, w przeszłości. Najbardziej unikalnym meteorytem marsjańskim jest kolejny okaz z Antarktyki, ALH84001. Ta skała, ortopiroksenit, ma wiek krystalizacji około 4,5 miliarda lat, czyli mniej więcej tyle samo, co meteoryty asteroidy (patrz „Wiek meteorytów i ich składników” poniżej), ale kilka jej właściwości wyraźnie łączy ją z innymi marsjańskimi meteorytami.
Około 3,9 miliarda lat temu przeszły przez nią roztwory wodne, powodując wytrącenie się związków mineralnych węglanów, magnetytu i siarczków. Niektórzy badacze zinterpretowali te dość niezwykłe skojarzenia jako dowód życia na Marsie. Zgłosili także cechy meteorytu, które zinterpretowali jako skamieniałe bakterie. Twierdzenia te wywołały znaczne kontrowersje, ale dały także początek ważnym dyskusjom na temat tego, jak mogło powstać życie i jak można je rozpoznać, nawet jeśli różni się od życia znanego na Ziemi.
Połączenie księżycowe
Na Antarktydzie i na gorących pustyniach Ziemi odkryto wiele meteorytów księżycowych. Prawdopodobnie nie zostałyby uznane za pochodzące z Księżyca, gdyby nie próbki księżycowej gleby zwrócone przez załogi misji Apollo i robotycznych misji Luna. Meteoryty, które są prawdopodobnie fragmentami wyrzuconymi z Księżyca w wyniku dużych uderzeń, przypominają różne rodzaje skał obecne w próbkach księżycowych (np. bazalty klacz, brekcje regolitu górskiego i brekcje topniejące na obszarach górskich), ale prawie na pewno pochodzą z obszarów nieobjętych różnymi misjami. Dlatego, podobnie jak meteoryty marsjańskie, są ważnym źródłem nowych informacji na temat powstawania i ewolucji swojego ciała macierzystego.
Meteoryty żelazne
Meteoryty żelazne to nie tylko przypadkowe kawałki śmieci kosmicznych. Są to heavy metalowe pozostałości po burzliwej kosmicznej historii. Mówiąc dokładniej, są to fragmenty gęstszego metalu, które oddzieliły się od mniej gęstych krzemianów, gdy ich ciała macierzyste zostały przynajmniej częściowo stopione.
Przez długi czas standardowe wyjaśnienie było proste. Skały te pochodzą z jąder swoich macierzystych asteroid. Wyobraź sobie planetozymal, który nagrzał się tak bardzo, że zamienił się w zupę skał i metalu. Ciężkie żelazo opadło na środek. Lżejsze krzemiany wypłynęły na skorupę. Kiedy ciała te uległy następnie rozbiciu w wyniku zderzeń, fragmenty jądra spadły na Ziemię w postaci meteorytów żelaznych.
Ale obraz może być bardziej złożony.
Niektórzy badacze sugerują, że metal nie zawsze tworzył pojedynczy, masywny zbiornik w środku. Zamiast tego może gromadzić się lokalnie. Wyobraź sobie konsystencję przypominającą chleb rodzynkowy. Skała krzemianowa to ciasto. Kawałki metalu to rodzynki.
„Metal zamiast tworzyć pojedynczy zbiornik, mógłby gromadzić się lokalnie, tworząc strukturę przypominającą chleb rodzynkowy, w którym kawałki metalu działają jak rodzynki.”
Jak otrzymaliśmy chleb rodzynkowy zamiast łuszczącego się jądra? Różnica polega na sposobie dostarczania ciepła.
Gdyby asteroida uległa globalnemu stopieniu, różnica gęstości spowodowałaby całkowite oddzielenie. Ciężkie żelazo spada. Unosi się jasny kamień. Rezultatem są wyraźne warstwy. Rdzeń. Płaszcz. Kora.
Jeśli asteroida uległa lokalnemu stopieniu w wyniku uderzenia, historia się zmienia. Potężne zderzenie mogło ogrzać jedynie niewielki obszar. Wystarczająco, aby stopić część metalu. Nie na tyle, żeby roztopić całe ciało. Metal tworzy kieszenie. Nie opada do środka, ponieważ otaczająca skała pozostaje solidna. Pozostaje na miejscu.
Teoria ta wyjaśnia, dlaczego niektóre meteoryty żelazne mają sygnatury chemiczne, które nie są całkowicie zgodne z pochodzeniem z głębokiego jądra. Wyglądają, jakby powstały w pośpiechu. W kieszeniach. W środku niczego.
Rodzi to również pytania dotyczące tego, które asteroidy wyprodukowały te próbki. Nie każdy organ macierzysty miał odpowiednie warunki. Niektórzy pozostali zmarznięci. Niektóre stopiły się całkowicie. Te, które wyprodukowały asteroidy typu „rodzynkowy chleb”, mieściły się w określonym oknie energii cieplnej. Wystarczająco, aby zmobilizować metal. To za mało, żeby wyeliminować chaos.
Więc kiedy trzymasz w dłoniach meteoryt żelazny, trzymasz kawałek rdzenia. A może po prostu rodzynka ze środka ułamanego kawałka chleba. To rozróżnienie jest ważne dla zrozumienia, w jaki sposób wczesne ciała Układu Słonecznego przetwarzały swoje materiały. Czy osiągnęli równowagę? A może ich proces został przerwany?
Wciąż dogrywamy szczegóły. Metal opowiada historię. Po prostu nie zawsze jest to liniowe.
Meteoryty żelazne to zasadniczo zamrożone fragmenty jąder planetarnych. Składają się głównie z dwóch minerałów na bazie niklu i żelaza: ubogiego w nikiel kamacytu i bogatego w nikiel teinitu. Stosunek tych dwóch minerałów określa wewnętrzną strukturę meteorytu.
Weźmy heksaedryty. Składają się prawie wyłącznie z kamacytu. Ze względu na swoją jednorodność nie mają struktury wewnętrznej, z wyjątkiem śladów uderzeń. Na drugim końcu spektrum znajdują się ataksyty. Są to rzadkie meteoryty bogate w tainit, zawierające do 60% wagowo niklu. Podobnie jak heksaedryty, są one prawie monomineralne i dlatego nie mają cech strukturalnych.
Pomiędzy nimi znajdują się oktaedryty. Kryształy kamacytu tworzą w nich wzajemnie splecione płytki ułożone w konfiguracji oktaedrycznej. Tainit wypełnia luki. Jeśli oktaedryt zostanie pocięty, wypolerowany i wytrawiony rozcieńczonym kwasem, można zobaczyć wzór Widmanstättena. Ta siatka geometryczna dowodzi, że meteoryt powstał pod niskim ciśnieniem. Odpowiada warunkom oczekiwanym wewnątrz ciał wielkości asteroid.
Klasyfikacja chemiczna zamiast strukturalnej
Wcześniej meteoryty żelazne klasyfikowano według zawartości niklu i obecności wzorów Widmanstättena. Ta metoda jest w dużej mierze przestarzała. Naukowcy stosują obecnie klasyfikację chemiczną opartą na zawartości galu, germanu i niklu.
Najpopularniejsze grupy mają nudne nazwy: IAB, IIAB, IIIAB, IVA i IVB. Istnieje również wiele mniejszych klas i unikalnych okazów. Robocza hipoteza jest taka, że większość meteorytów żelaznych pochodzi z rdzeni asteroid. Różnice w obrębie klasy odzwierciedlają zmieniające się warunki podczas krzepnięcia rdzenia.
Zawartość galu i germanu w roztopionym metalu nie zmienia się zbytnio podczas krystalizacji. Są wrażliwe na warunki, w jakich powstała asteroida macierzysta. Podobna zawartość galu i germanu wskazuje na wspólne pochodzenie. Być może pochodzą z tej samej rasy. A może ich ciała macierzyste powstały w tym samym czasie i miejscu.
Nickel opowiada inną historię. Koncentruje się w tych częściach metalu, które dłużej pozostają w stanie stopionym. To sprawia, że poziom niklu jest użytecznym narzędziem do określania kolejności krystalizacji w obrębie klasy.
Podobna zawartość galu i germanu wskazuje na wspólne pochodzenie. Być może pochodzą z tej samej rasy. A może ich ciała macierzyste powstały w tym samym czasie i miejscu.
Anomalne pochodzenie
Nie wszystko pasuje do modelu tworzenia rdzenia. Meteoryty żelazne z grup IAB, IIICD i IIE wykazują cechy geochemiczne odmienne od innych klas. Ich pochodzenie jest niejasne. Niektórzy badacze uważają, że powstały one w wyniku procesów kolizyjnych.
Meteoryty kamienno-żelazne
Pallasyty: okna do rdzeni asteroid
Kamienne meteoryty żelazne są słabszymi w świecie meteorytów. Około połowa składa się z krzemianów, połowa z metalu niklowo-żelazowego. Dzielą się na dwa rodzaje: pallasyt i mezosyderyt.
Pallasyty są tam, gdzie robi się pięknie. Widzisz sieć błyszczącego metalu z przeplatanymi zielonymi kryształami oliwinu. Można to porównać do kosmicznej oprawy jubilerskiej. Ziarna oliwinu mają zwykle około pół centymetra szerokości. Ale jeśli przyjrzysz się uważnie metalowi, zobaczysz wzór Widmanstättena. Te geometryczne linie powstają tylko wtedy, gdy metal stygnie niewiarygodnie powoli przez miliony lat.
Jak powstały? Nie wpadli na siebie przypadkiem. Powstały na granicy stopionego metalu i stopionej skały. Wyobraźmy sobie asteroidę, która uległa zróżnicowaniu. Ciężki stop niklu i żelaza zapadł się w rdzeń, a lżejsze krzemiany unosiły się na powierzchni, tworząc płaszcz. Pallasyci reprezentują dokładnie tę granicę. Stanowią warstwę przejściową pomiędzy rdzeniem a płaszczem.
Niektórzy naukowcy uważają, że pochodzą one z zewnętrznych części jąder asteroid. Inni sugerują, że mogą to być duże bryłki metalu zgromadzone w płaszczu i otoczone krzemianami. Tak czy inaczej, są rzadkie i piękne.
Mezosyderyty i związek z meteorytami HED
Potem przychodzą mezosyderyty. Są bardziej „brudne”. Są to brekcje udarowe. Oznacza to, że składają się z fragmentów skał zespawanych ze sobą w wyniku gwałtownego zderzenia.
Są blisko spokrewnione z meteorytami HED, trzema achondrytami nazwanymi na cześć trzech asteroid: gowerytami, eukrytami i diogenitami. Mezosyderyty mają wspólne pochodzenie z gowerytami. Zawierają fragmenty eukrytów i diogenitów. Ale mają coś ekstra. Dużo rozproszonego metalu niklowo-żelazowego.
Skąd wziął się ten metal? Nie wiemy tego na pewno. Wiodąca teoria jest prosta: jest to wynik brutalnej przemocy. Ciało o zróżnicowanym rdzeniu zderzyło się z ciałem macierzystym mezosyderytów. Rdzeń się rozdzielił. Metal zmieszany z fragmentami krzemianów. To był katastrofalny proces. Rezultatem jest rasa, która opowiada historię zniszczenia i wymieszania.
Łączenie skał z ich macierzystymi asteroidami
Możesz zapytać, skąd wiemy, z której asteroidy pochodzą te skały. To nie magia. To chemia i fizyka współpracujące ze sobą.
Powiązanie między meteorytami i asteroidami opiera się na pasujących sygnaturach widmowych. Kiedy patrzymy na asteroidy przez teleskopy, widzimy światło odbite od ich powierzchni. To światło ma określone wzory w zależności od występujących minerałów. Kiedy analizujemy meteoryty w laboratorium, widzimy te same widmowe odciski palców.
To połączenie nie zawsze jest bezpośrednie. Czasami asteroida zmieniła się, odkąd ostatnio straciła swój fragment. Wietrzenie kosmiczne zmienia powierzchnię. Ale w większości przypadków dopasowanie jest wystarczająco mocne. Początki gowerytu możemy prześledzić do Westy. Niektóre achondryty możemy powiązać z określonymi rodzinami asteroid.
To zestawienie ma znaczenie. Zamienia losowy kamień w Twojej dłoni w okaz z innego świata. Możemy sporządzić mapę geologiczną asteroidy bez konieczności lądowania na niej. Musimy tylko znaleźć fragmenty, które zostawił po drodze.
Poszukiwania trwają. Nowe teleskopy odkrywają coraz więcej asteroid. Nowe meteoryty spadają na Ziemię. Każde z nich wzmacnia więź. Budujemy mapę elementów składowych Układu Słonecznego. A my dopiero zaczynamy.
Rozbieżność powierzchni: dlaczego asteroidy wyglądają inaczej niż ich meteoryty
Logika wydaje się prosta. Jeśli meteoryty pochodzą z określonych obszarów pasa asteroid, wówczas ich ciała źródłowe powinny mieć dokładnie takie same ślady chemiczne i mineralogiczne, jak skały znalezione na Ziemi. Teoretycznie moglibyśmy po prostu przyjrzeć się światłu odbitemu przez asteroidy – ich albedo i widmu odbicia – aby bezpośrednio określić ich źródła.
Rzeczywistość okazała się bardziej skomplikowana.
Kilka naturalnych procesów doszło do konfliktu, przez co dopasowanie asteroid do grup meteorytów było znacznie trudniejsze, niż ktokolwiek się spodziewał.
Klasy S i C: dwie główne grupy
Większość asteroid można podzielić na dwie szerokie kategorie, nawet jeśli żadne widmo nie jest identyczne z drugim.
Asteroidy klasy S, takie jak Gaspra i Ida (obserwowane przez sondę Galileo) czy Eros (odwiedzane przez sondę NEAR Shoemaker) mają umiarkowane albedo. Ich powierzchnie zawierają mieszaniny oliwinu, piroksenu i metalicznego żelaza. Są to te same minerały, które znajdują się w zwykłych chondrytach. Problem w tym, że minerały te występują także w innych typach meteorytów, co czyni je słabymi unikalnymi identyfikatorami.
Asteroidy klasy C, takie jak Matylda (również odwiedzane przez NEAR Shoemaker), mają niskie albedo. Ich widma pozbawione są cech wskazujących na obecność materiałów pochłaniających światło. Co najmniej połowa z nich wykazuje oznaki obecności uwodnionych krzemianów zawierających żelazo. To czyni je wiarygodnymi źródłami niektórych chondrytów węglowych, ale mało prawdopodobnymi kandydatami na zwykłe chondryty. Niskie albedo i obecność minerałów uwodnionych po prostu nie pasuje do suchego, metalicznego profilu zwykłych chondrytów.
Tajemnica klasy S
Kiedy naukowcy przyjrzeli się bliżej asteroidom klasy S, pozorna zgodność ze zwykłymi chondrytami załamała się.
Ich mineralogia była zbyt zróżnicowana, zwłaszcza stosunek oliwinu do piroksenu. Doprowadziło to do ich podziału na siedem podklas. Podklasa S(IV) wydawała się najlepiej pasować.
Hipoteza ta uzyskała wsparcie w ramach misji NEAR Shoemaker. Spektrometr rentgenowski zmierzył skład pierwiastkowy Erosa, asteroidy S(IV). Z wyjątkiem zauważalnie niskiej zawartości siarki, skład powierzchni Erosa idealnie odpowiadał składowi zwykłego chondrytu.
Ale jest pewien haczyk. Widma powierzchni asteroid klasy S nie odpowiadają widmom zwykłych chondrytów. Wystąpiła wyraźna rozbieżność między tym, co instrumenty widziały w świetle, a tym, jak powinny wyglądać próbki skał.
Wietrzenie przestrzeni kosmicznej rozwiązuje zagadkę
Luka pomiędzy teorią a obserwacją została zamknięta dopiero w 2010 roku.
Japońska sonda kosmiczna Hayabusa powróciła na Ziemię z asteroidy klasy S(IV) Itokawa. Dostarczył ponad 1500 cząstek pyłu. Wyniki były jasne. Powierzchnie cząstek wyglądały jak typowe asteroidy klasy S. Ale w środku? Skład był identyczny jak w przypadku zwykłych chondrytów.
Powierzchnie zostały zmodyfikowane.
Zmiana ta znana jest jako wietrzenie kosmiczne. Jest to zbiorcze określenie procesów, które z biegiem czasu zmieniają właściwości chemiczne i fizyczne ciał pozbawionych powietrza.
Co napędza to wietrzenie?
- Oddziaływania meteorytów i mikrometeorytów.
- Zderzenie z energetycznymi cząsteczkami wiatru słonecznego.
- Ekspozycja na promieniowanie słoneczne i galaktyczne promienie kosmiczne.
Siły te działają na Merkurego, Księżyc, satelity planetarne, komety i asteroidy. Efekty można zobaczyć, porównując młodsze powierzchnie wokół kraterów ze starszymi krajobrazami. NEAR Shoemaker zaobserwował to na Erosie. Galileusz zaobserwował to na Gasprze i Idzie.
Inne skojarzenia
Wietrzenie kosmiczne nie tylko myli wiązania klasy S. Prawdopodobnie wpływa to na widma źródeł asteroid dla wszystkich grup meteorytów. Mimo to naukowcy stworzyli przekonujące skojarzenia dla innych grup.
Sugeruje się, że grupy chondrytów węglowych CV i CO pochodzą z asteroid klasy K.
Vesta, duża asteroida z pasa głównego, jest źródłem połączenia owardyt-eukryt-diogenit. Pomiary spektralne również wskazują na Westę jako źródło mezosyderytów.
W przypadku meteorytów żelaznych najbardziej prawdopodobnymi ciałami źródłowymi są asteroidy klasy M. Jednakże chondryty enstatytowe i mezosyderyty są również łączone z tą klasą.
Wreszcie, pallasyty prawdopodobnie pochodzą z asteroid klasy A.
Istnieje połączenie pomiędzy niebem i ziemią. Jest po prostu ukryty pod warstwami kosmicznego „hałasu” i gruzu uderzeniowego.
Zegar Układu Słonecznego zaczął tykać około 4,5 miliarda lat temu. Kiedy planety i asteroidy zaczęły się formować, zostały zaszczepione radioaktywnymi izotopami. Te niestabilne atomy rozpadają się w określonym, przewidywalnym tempie. Mierzymy tę szybkość poprzez okres półtrwania – czas potrzebny do rozpadu połowy próbki.
Niektóre z tych radionuklidów żyją dłużej niż nasze Słońce. Nazywamy je długożyciowymi radionuklidami. Nadal są obecne w przyrodzie. Można je znaleźć w meteorytach i głęboko w skorupie ziemskiej. Naukowcy wykorzystują je do datowania skał, ponieważ ich trwałość zapewnia stabilną podstawę do pomiaru czasu głębokiego.
Ale jak dokładnie uzyskać konkretną liczbę?
Wyjaśnienie metody izochronowej
Większość geochronologów opiera się na metodzie izochronowej. Jest to metoda graficzna, która eliminuje większość domysłów. Rozważmy układ rubid-stront jako działający model.
To proste.
Rubid-87 jest izotopem macierzystym. Stront-87 jest stabilnym izotopem potomnym. Okres półtrwania Rubidu-87 jest ogromny: 48,8 miliarda lat. Stront ma również stabilne rodzeństwo, takie jak Stront-86. Ten izotop się nie zmienia. Służy jako punkt odniesienia.
Kiedy skała krystalizuje, każdy minerał w niej zawarty zaczyna się od tego samego stosunku strontu-87 do strontu-86. Jednakże stosunek rubidu-87 do strontu-86 różni się w zależności od minerału. Niektóre minerały wychwytują więcej rubidu, inne go ignorują.
W miarę upływu czasu Rubid-87 rozpada się na Stront-87. Proporcje się zmieniają. Zmieniają się szybciej w minerałach, które pierwotnie zawierały dużo rubidu.
Jeśli wykreślisz aktualne proporcje strontu-87 do strontu-86 w porównaniu ze stosunkami rubidu-87 do strontu-86 dla różnych minerałów w tej samej skale, punkty danych będą się pokrywać. Tworzą linię prostą.
Linia ta nazywana jest izochroną.
Nachylenie tej linii wskazuje na wiek. Bardziej strome zbocze? Starsza rasa. Punkt przecięcia linii z osią (w którym zawartość rubidu wynosi zero) podaje początkowy stosunek strontu w momencie powstawania.
Izochrony wewnętrzne i rodzajowe
Kiedy używasz minerałów z tej samej skały, jest to izochrona wewnętrzna. Metodę można także skalować. Weźmy kilka skał, które powstały w tym samym czasie i miejscu, ale miały inny początkowy skład chemiczny. Zrób dla nich harmonogram. Otrzymasz ogólną izochronę.
To eleganckie. To niezawodne. To również jest niejednoznaczne.
Izochron datuje chwilę. Ale w którym dokładnie momencie?
Czy pozwala datować początkowe powstawanie minerałów? A może jest to punkt, w którym skała została później podgrzana, co spowodowało wymieszanie i homogenizację izotopów strontu? Ogrzewanie resetuje zegar. Bez innych dowodów geologicznych nie zawsze można określić, jakie wydarzenie rejestruje izochron.
Jeśli punkty danych nie tworzą linii prostej, system jest uszkodzony. Była oburzona. W przypadku meteorytów jest to zwykle związane z uderzeniem. Potężne zderzenie rozszczepia skałę, mieszając izotopy. Dane są rozproszone. Zegar przestaje działać.
Duch krótkotrwałych izotopów
Długo żyjące izotopy dają nam daty bezwzględne. Izotopy krótkotrwałe są bardziej złożone.
Okres półtrwania wielu krótkotrwałych radionuklidów wynosi zaledwie kilka milionów lat. Zniknęły eony temu. Nie da się już ich bezpośrednio zmierzyć. Oni są duchami.
Ale ich chemiczne odciski palców pozostają. Naukowcy mogą wywnioskować ich pierwotną zawartość, stosując metodę izochronową dla produktów pochodnych. Porównując pierwotne liczebności różnych meteorytów, badacze mogą określić względny wiek. Który obiekt powstał jako pierwszy? Który jest późniejszy?
Jeśli znasz datę bezwzględną dla jednego obiektu z długożyciowego izotopu, możesz skalibrować względną skalę czasu dla pozostałych. Zamieniasz „starsze niż” na „X milionów lat”.
Stało się to przedmiotem intensywnych współczesnych badań. To skomplikowane. Dlaczego? Ponieważ krótkotrwałe radionuklidy zachowują się chemicznie w zupełnie inny sposób. Nie podlegają tym samym zasadom, co izotopy długożyciowe lub siebie nawzajem. Pogodzenie osi czasu to zagadka z brakującymi elementami.
Jednak obraz jest zaskakująco wyraźny, biorąc pod uwagę ograniczenia.
Wtrącenia ogniotrwałe i czas tworzenia chondr
Najstarsze obiekty, jakie posiadamy, to wtrącenia ogniotrwałe. Można je znaleźć w meteorytach. Ich wiek szacuje się na około 4567 milionów lat. Są to pierwsze ciała stałe, które kondensują się z mgławicy słonecznej.
Zawierają także największe ilości krótkotrwałych radionuklidów. To logiczne. Powstały, gdy Układ Słoneczny był najmłodszy i najbardziej radioaktywny.
Następują chondrule. Ale ich bezwzględny wiek jest zamazany. Nie mamy dokładnych liczb.
Wiemy jednak, że chondry w chondrytach zwykłych i węglowych zawierają śladowe ilości aluminium-26. Sugeruje to, że powstawały przez długi czas. Okno otwiera się 1 milion lat po utworzeniu się wtrąceń ogniotrwałych. Rozciąga się aż do 3 milionów lat. Niektóre interpretacje wydłużają ten okres do 10 milionów lat.
Jest tu pewna debata.
Czy mierzymy moment, w którym chondry topią się i twardnieją? A może mierzymy punkt, w którym późniejsze zdarzenia grzewcze resetują zegar izotopowy w już utworzonych chondrach? Późniejsze daty są wątpliwe. Mogą odzwierciedlać metamorfozę termiczną, a nie pierwotną formację.
Metamorfizm ten zakończył się w różnym czasie, w zależności od rodzaju chondrytu. W zwykłych chondrytach ustało ono 5–55 milionów lat po utworzeniu się wtrąceń. W chondrytach enstatytu ustało po 9–34 milionach lat.
Skąd taka zmienność?
Wszystko sprowadza się do fizyki i geometrii. Większe ciała rodzicielskie schładzają się wolniej. Dłużej zatrzymują ciepło. To samo dotyczy głębszych obszarów tych ciał. Przedział wiekowy to nie tylko kwestia czasu. To także kwestia głębokości i masy. Meteoryty, które trzymamy w dłoniach, to fragmenty złożonego mechanizmu chłodzącego, którego obumieranie trwało dziesiątki milionów lat.
Mamy daty. Mamy metody. Jednak dokładna sekwencja topienia i schładzania tych ciemnych, starożytnych kamieni wciąż skrywa pewne tajemnice.
Ustalanie wieku pierwszych ras
Zegary chondrytów zwykłych i enstatytu pokazują niedokładny czas. Nie znamy dokładnych dat ich urodzin. Jednak koniec ich metamorfizmu wyznacza ścisłe ramy czasowe. Powstały nie później niż pięć milionów lat po pojawieniu się wtrąceń ogniotrwałych. Chondryty enstatytowe powstały prawdopodobnie już po dwóch milionach lat.
Chondryty węglowe stanowią jeszcze starszą tajemnicę. Woda zmieniła ich minerały. Ta zmiana nastąpiła szybko. Dowody wskazują, że powstały one w ciągu trzech do siedmiu milionów lat po pojawieniu się tych inkluzji. Mogło to nastąpić w czasie krótszym niż milion lat.
Achondryci opowiadają inną historię. Ich magma krystalizowała między 4,558 a 4,399 miliardów lat temu. Vesta jest tutaj wyjątkiem. Jego ciało macierzyste zaczęło się topić 4,565 miliarda lat temu. To wcześniej niż większość innych.
Meteoryty żelazne i kamienisto-żelazne krystalizowały 10–20 milionów lat po utworzeniu się wtrąceń. Jednak oddzielenie metalu od krzemianów nastąpiło w czasie krótszym niż 1,5 miliona lat.
Szybkość jest kluczem. Wiele asteroid stopiło się, zróżnicowało i zestaliło niemal natychmiast.
Dlaczego ta prędkość ma znaczenie? Zmienia to nasze rozumienie wczesnego Układu Słonecznego. Planety nie rosły powoli, zbierając się z pyłu. Zareagowali. Ciepło stało się dostępne natychmiast. Różnicowanie nie było powolnym dryfem. Była to szybka reakcja na lokalne warunki. Skala czasu zmusza nas do ponownego rozważenia tempa akrecji. Pierwsze rasy nie tylko czekały. Przetworzyli materiał z maksymalną wydajnością.
Podróż z pasa asteroid do naszej atmosfery nie jest natychmiastowa. Określenie, ile czasu zajmuje skała pokonanie tej podróży, pomaga naukowcom zidentyfikować mechanizmy odpowiedzialne za dostarczanie śmieci kosmicznych na Ziemię. Nie możemy bezpośrednio zmierzyć tego czasu podróży. Możemy to jednak wyprowadzić na podstawie wieku napromieniowania kosmicznego. Wskaźnik ten pokazuje, jak długo meteoryt pozostawał jako mały obiekt – o średnicy mniejszej niż kilka metrów – w przestrzeni kosmicznej lub w pobliżu powierzchni większego ciała macierzystego.
Fizyka bombardowań kosmicznych
Wysokoenergetyczne galaktyczne promienie kosmiczne, składające się głównie z protonów, wnikają w materiał meteoroidów na głębokość kilku metrów. Jeżeli meteoroid jest mniejszy niż ten zakres, zostaje napromieniowany na wskroś. Protony te zderzają się z jądrami atomowymi, wybijając inne protony i neutrony. W procesie tym, zwanym spallacją, powstaje wiele rzadkich gatunków izotopowych. Tworzą się zarówno pierwiastki trwałe, jak i radioaktywne.
Stężenie izotopów promieniotwórczych kontroluje szybkość bombardowania, podczas gdy gatunki stabilne, takie jak neon-21, mierzą całkowity czas od rozpoczęcia narażenia.
Specyficzne izotopy obejmują stabilne gazy szlachetne: hel-3, neon-21, argon-38 i krypton-83. Tworzą się także izotopy promieniotwórcze o różnych okresach półtrwania. Należą do nich beryl-10 (1,6 miliona lat), glin-26 (730 000 lat), chlor-36 (300 000 lat), wapń-41 (100 000 lat), mangan-53 (3,7 miliona lat) i krypton-81 (210 000 lat).
Trwałe izotopy kumulują się z biegiem czasu. Na przykład Neon-21 mierzy całkowity czas, jaki upłynął od chwili odzyskania meteoroidu po uderzeniu. Przed tą kolizją obiekt był chroniony w większym ciele.
Rozkład wieku według typu meteorytu
Wiek większości meteorytów napromieniowania przekracza milion lat. Dystrybucja różni się znacznie w zależności od rodzaju. W przypadku chondrytów liczba gwałtownie maleje wraz ze wzrostem wieku. Większość zwykłych chondrytów ma mniej niż 50 milionów lat. Chondryty węglowe są zwykle młodsze, często mają mniej niż 20 milionów lat. Achondryty są pogrupowane w przedziale od 20 do 30 milionów lat.
Meteoryty żelazne opowiadają inną historię. Wiek ich napromieniania obejmuje znacznie szerszy zakres, sięgający dwóch miliardów lat. Szczyty tych rozkładów prawdopodobnie odzwierciedlają zdarzenia o dużym wpływie, które zakłóciły ich ciała macierzyste.
Dynamika orbity i czas kolizji
Te przedziały wiekowe odzwierciedlają dynamiczną ewolucję orbit meteoroidów i czasów ich uderzenia. Praktycznie nie ma meteorytów o wieku napromieniania krótszym niż milion lat. Zakłada się, że orbity nie przetną Ziemi w czasie krótszym niż milion lat.
Modele komputerowe obsługują tę oś czasu. Przewidują również, że czas życia orbity powinien zmniejszać się szybciej niż wiek ekspozycji kosmicznej. Ta rozbieżność doprowadziła do nowej teorii. Meteoryty prawdopodobnie spędzają dużo czasu jako małe obiekty migrujące w pasie asteroid. Czekają, aż ich orbity przetną się z rezonansem.
Rezonanse to obszary, w których planety, zwłaszcza Jowisz, wywierają silne zaburzenia grawitacyjne. Siły te popychają meteoroidy na trajektorie przecinające Ziemię.
Spadek liczby starych meteorytów kamiennych jest zgodny z szacunkami wpływu. Połowa dowolnej populacji ulega zniszczeniu w wyniku uderzeń w ciągu 5–10 milionów lat. Górna granica dla większości kamiennych meteorytów wynosi 50 milionów lat. Meteoryty żelazne żyją dłużej. Ich wielka siła pozwala im przetrwać w kosmosie przez miliardy lat. Mechanizmy wyrzucające te skały pozostają kluczowym obszarem badań pozwalających zrozumieć, w jaki sposób Układ Słoneczny dostarcza materię na naszą planetę.
Krótkożyciowe radionulidy i mgławica słoneczna
Wiemy, że gwiazdy powstają, gdy gęste skupiska gazu międzygwiazdowego zapadają się pod wpływem własnej grawitacji. Mgławica słoneczna prawdopodobnie podążała podobną drogą. Meteoryty dostarczają fizycznych dowodów zawierających zachowany materiał powstały przed i podczas tego zawalenia się. Ale tu jest problem: nadal nie wiemy, co dokładnie spowodowało zapadnięcie się w naszym konkretnym zakątku Galaktyki.
Mogą to być przypadkowe wahania gęstości. Albo coś bardziej konkretnego.
Dowody wskazują na to drugie. Meteoryty, zwłaszcza ich wtrącenia ogniotrwałe, zawierają krótkotrwałe radionulidy. Izotopy te były obecne podczas formowania się Układu Słonecznego i nie zostały dodane później przez promienie kosmiczne. Najbardziej przekonującym dowodem jest wapń-41. Jego okres półtrwania wynosi około 100 000 lat. Aby można było go teraz wykryć, musiał być zawarty w tych inkluzjach przez kilka okresów półtrwania od momentu powstania. Za niespełna milion lat. To moment na skalę astronomiczną.
Inne krótkotrwałe radionulidy mają dłuższe okresy półtrwania i dlatego nie są tak krytyczne. Ale ich stosunek ma znaczenie. Naukowcy porównują te naturalne obfitości z tymi, których oczekiwalibyśmy od źródeł gwiazdowych.
Wyzwalacze umierających gwiazd
W poszukiwaniach źródła tych radionauków dominują dwaj główni kandydaci. Po pierwsze, supernowe. Masywne gwiazdy, które eksplodują pod koniec swojego życia. Po drugie, asymptotyczna gałąź olbrzyma (gwiazdy AGB). Te umierające gwiazdy emitują również potężne, szybko poruszające się wiatry bogate w dokładnie te same izotopy, które widzimy w meteorytach.
Modele komputerowe potwierdzają tę teorię. Kiedy fala uderzeniowa supernowej lub wiatr gwiazdy AGB zderza się z obłokiem molekularnym, który sam w sobie nie jest gotowy na zapadnięcie się, następuje kompresja gazu. Chmura staje się niestabilna grawitacyjnie. Zapada się. I co ważne, materiał wiatrowy nasycony izotopami radionudków miesza się z tworzącą się chmurą.
W tym scenariuszu radionudydy w meteorytach działają jak odciski palców. Wskazują na specyficzny wiatr gwiazdowy, który zapoczątkował powstawanie Słońca i planet.
Istnieje wersja alternatywna, choć mniej przekonująca. Niektóre modele sugerują, że młode, aktywne Słońce samo wytworzyło te radionudy w wyniku intensywnego promieniowania wewnątrz mgławicy słonecznej. Ma jednak trudności z wyjaśnieniem dokładnej bezwzględnej i względnej częstości występowania, którą stwierdzamy. Żaden z modeli nie jest idealny. Ale teoria wiatru gwiazdowego ma zaletę.
Historia termiczna pasa asteroid
Gdy tylko zaczęło się zapadanie, najpierw pojawiły się ciała stałe – te same wtrącenia ogniotrwałe. Powstały w wyniku krótkich, gwałtownych procesów ogrzewania około 4,567 miliarda lat temu. Czas ten pokrywa się z gradientem temperatury wczesnego Układu Słonecznego. Merkury jest suchy i kamienisty. Jowisz jest bogaty w gaz i zimny. System wewnętrzny był gorący. System zewnętrzny był zimny. Przewidują to modele astrofizyczne, nawet jeśli dokładne liczby są różne.
Jednym z pomysłów na inkluzje jest to, że powstały one w prądach konwekcyjnych na krawędzi najgorętszej części wewnętrznej mgławicy.
Pas asteroid opowiada inną historię. To było spokojne miejsce. Zachował się tam materiał przedsłoneczny. Istnieją minerały zawierające wodę. W meteorytach chondrytycznych występują obficie pierwiastki lotne. Stanowi to argument przeciwko powszechnemu ogrzewaniu w regionie. Jest to zgodne z obecnymi modelami astrofizycznymi zimnej strefy zewnętrznej.
Ale nie było tam całkowitej ciszy. Chondrule pojawiają się w większości meteorytów chondrytycznych, z wyjątkiem chondrytów CI. Świadczy to o występowaniu lokalnych, przejściowych wahań temperatury. Krótkie chwile ekstremalnego ciepła w skądinąd zimnym otoczeniu.
Dlaczego chondry są ważne
Gdyby chondry były rzadkie, moglibyśmy je zignorować. Ale tak nie jest. Stanowią podstawę zwykłych chondrytów, najpowszechniejszych meteorytów spadających na Ziemię. Są także ważną częścią innych chondrytów. Masa ta wskazuje, że tworzenie się chondr było głównym procesem w ewolucji wczesnego Układu Słonecznego.
Nawet jeśli ciała macierzyste tych meteorytów powstały w ograniczonej strefie pasa asteroid, strefa ta nadal stanowi około 10 procent całkowitej objętości pasa. Inne asteroidy chondrytyczne prawdopodobnie powstały później, nawet jeśli obecnie znajdują się w wewnętrznym pasie.
Jak więc powstały? Wyładowania elektryczne. Fale uderzeniowe. Zderzenia stopionych asteroid. Wydechy młodego Słońca. Lista jest długa. Żadna z hipotez nie uzyskała jeszcze powszechnej akceptacji.
Kluczem może być wyczucie czasu. Wiek chondr może różnicować te teorie. Jeśli powstały w ciągu 1–10 milionów lat od powstania inkluzji, niektóre modele załamują się. Ale jeśli zmierzony wiek po prostu odzwierciedla moment, w którym się podgrzały lub zmieniły w ciałach rodziców, problem znika.
Nagrywanie nadal trwa. Radionudids podało nam datę początkową. Chondrule dają nam bałagan, złożony środek. To, co wydarzyło się później, jest nadal częściowo ukryte przez pył sprzed 4,5 miliarda lat.
Tajemnica nagrzewania się planetoid
Asteroidy nie tylko się pojawiły. Zaczęły powstawać około miliona lat po skondensowaniu się pierwszych materiałów stałych w mgławicy słonecznej. W ciągu pięciu do dziesięciu milionów lat stałyby się tak gorące, że mogły się stopić. Niektóre z nich uległy przemianom hydrotermalnym. W przypadku innych aktywność wulkaniczna trwała aż do 170 milionów lat. Nadal nie wiemy dokładnie, co napędzało to ogrzewanie.
Wiodąca teoria wskazuje na krótkotrwałe izotopy radioaktywne, takie jak glin-26 i żelazo-60. Szybko się rozpadają, wydzielając intensywne ciepło. Ale nie chodziło tylko o radioaktywność. Prawdopodobnie pewną rolę odegrały prądy elektryczne indukowane przez wczesne wiatry słoneczne. Energia potencjalna grawitacji uwolniona podczas procesu akrecji dodała jeszcze więcej ciepła. Dokładny związek między tymi czynnikami pozostaje tajemnicą.
Szybkie powstawanie planet
Stało się to nie tylko w pasie asteroid. Wszędzie tworzyły się ciała wielkości asteroid. Zaczęli łączyć się w większe fragmenty. Proces ten ostatecznie doprowadził do powstania skalistych planet wewnętrznych. Stało się to szybko.
Księżyc prawdopodobnie powstał, gdy ciało wielkości Marsa zderzyło się z rosnącą Ziemią. Najstarsze datowane skały księżycowe mają około 4,44 miliarda lat. Dowody sugerują, że Księżyc powstał w ciągu 30 milionów lat od pojawienia się pierwszych ciał stałych. Mars powstał jeszcze szybciej. Najstarsze materiały meteorytowe mają 4,5 miliarda lat, ale sama planeta zestaliła się około 13 milionów lat po pojawieniu się pierwszych ciał stałych.
W ciągu 30 milionów lat maleńkie cząstki urosły w pełnoprawne skaliste planety.
Deficyt masy w pasie asteroid
Aby asteroidy mogły powstać i ewoluować w tak krótkim czasie, początkowa gęstość materii musiała być wysoka. Prawdopodobnie przypominała gęstość na obszarach, gdzie znajdują się planety-olbrzymy. Obecnie pas asteroid zawiera bardzo małą masę. Być może zachowała się tylko jedna dziesięciotysięczna pierwotnego materiału.
Coś wyeliminowało prawie wszystko. Co oczyściło ten region z gruzów?
Grawitacyjne oczyszczenie Jowisza
Najbardziej prawdopodobnym winowajcą jest Jowisz. Powstawanie planet-olbrzymów, zwłaszcza Jowisza, szybko usunęło większość materii z tego regionu. Dane mineralogiczne i chemiczne meteorytów nie zgadzają się z tym, że są częścią planety wielkości Księżyca. Oznacza to, że Jowisz powstał szybko. Urósł do swoich rozmiarów, zanim asteroidy mogły wyrosnąć na pełnoprawne planety.
Zanim Jowisz osiągnął swoją obecną masę, asteroidy poruszały się po niemal okrągłych orbitach. Następnie, gdy Jowisz i Saturn zakończyli swoje formowanie, zmieniający się rozkład mas wysłał fale rezonansu grawitacyjnego przez pas. Fale te zwiększyły mimośród i nachylenie orbit asteroid do umiarkowanych wartości, które obserwujemy dzisiaj.
Biorąc pod uwagę wiek asteroid i ich obecne ograniczenia wielkości, protoplaneta Jowisz powinna była rozpocząć wychwytywanie ogromnych ilości wodoru i helu z mgławicy słonecznej w ciągu około miliona lat od powstania Układu Słonecznego. Ten szybki wzrost wymagał bardziej złożonego mechanizmu powstawania niż w przypadku planet skalistych. To nie był tylko akrecja. To był bardziej dynamiczny proces.
Meteoryty jako sondy
Ten scenariuszowy model wczesnej ewolucji Układu Słonecznego jest prawdopodobnie błędny w niektórych szczegółach. Być może w wielu. Bez próbek asteroid i prymitywnych materiałów dostarczanych przez meteoryty nie mielibyśmy podstawy obserwacyjnej dla tych modeli. Meteoryty są skutecznymi „sondami dla biednych ludzi”. Dopóki misje kosmiczne nie dostarczą różnorodnych próbek z asteroid i komet, meteoryty pozostaną najdokładniejszym źródłem danych pozwalającym zrozumieć ewolucję Układu Słonecznego.
Historia nie jest skończona. Nowe próbki przepisują chronologię. Luki w naszej wiedzy są równie ważne jak fakty, które posiadamy.
