Meteority (z řeckého μετέωρος – nebeský), tělesa kosmického původu, která dosáhla zemského povrchu.
Historická esej
Meteority přitahují pozornost lidí odedávna. Podle parijské kroniky kolem 15. stol. před naším letopočtem E. ale ne. Kréta „bylo nalezeno železo“, což je považováno za první známý záznam o objevení meteoritu. Události pádů jsou popsány v Bibli, čínských a japonských kronikách a dílech Liviho a Plutarcha. V ruských kronikách byl pád meteoritu poprvé zmíněn v roce 1091 v Laurentianské kronice. Velká meteoritová událost v roce 1290, ke které došlo v oblasti Veliky Ustyug, je popsána v Životě spravedlivého Prokopa z Ustyug (16. století). Nejstarší meteorit pozorovaný při jeho pádu a dodnes zachovaný byl meteorit Ensisheim, který spadl 7. (16. listopadu) 1492 poblíž stejnojmenné vesnice (nyní Francie). Ve starověku byly meteority připisovány božskému původu a sloužily jako předměty úcty. Jsou známy nálezy meteoritů v různých pohřebištích v Rusku, Mexiku, USA a Kanadě. Kromě toho byly železné meteority používány k výrobě různých nástrojů.
První pokusy vysvětlit povahu meteoritů učinili starověcí řečtí filozofové Anaxagoras a Diogenes, ve středověku švýcarský lékař a alchymista Paracelsus považoval meteority za objekty nadpozemské přírody. Ovšem v období aktivního rozvoje vědy po celé 18. stol. Vědci došli k závěru, že je nemožné, aby meteority dopadly na Zemi. Zlom v přístupu vědců k meteoritům nastal na přelomu 18.–19. století. díky práci E. Chladniho, který v roce 1794 poprvé navrhl teorii kosmického původu meteoritů, čímž položil základy vědy o meteoritice.
Do poloviny 20. stol. Bylo známo jen několik stovek meteoritů. V 1970. letech 2022. století V metodice sběru meteoritů došlo ke kvalitativním změnám: ukázalo se, že je lze efektivně sbírat v Antarktidě a ve vyprahlých pouštích Afriky, Austrálie, Arabského poloostrova atd., kde jsou docela dobře zachovány. Profesionální expedice jsou organizovány ke sběru meteoritů. Sbírky zahrnují obrovské množství meteoritů, které dopadly na Zemi během několika tisíc let. Od roku 63 je známo více než XNUMX tisíc meteoritů.
Sbírka meteoritů Ruské akademie věd (RAN), která je jednou z nejstarších a nejbohatších sbírek meteoritů na světě, posloužila jako základ pro rozvoj domácího výzkumu kosmické hmoty a sehrála významnou roli při vzniku vědecká meteoritka. Sbírka začala v roce 1749 nálezem železného meteoritu Pallas poblíž Krasnojarsku. V současné době sbírka obsahuje více než 1600 meteoritů. Od roku 1939 pracuje Výbor RAS pro meteority. Studiem meteoritů v Rusku se zabývali V. I. Vernadsky, A. E. Fersman, L. A. Kulik a další.
Padající meteorit
Kosmické těleso (meteoroid) vstupuje vysokou rychlostí do zemské atmosféry. Ve výšce 80–120 km začíná jeho zahřívání a záře, v důsledku čehož je na obloze pozorována jasná světelná stopa – meteor. Vlivem ablace (spálení a odfouknutí hmoty) se hmotnost tělesa meteoroidu výrazně sníží. Malý meteoroid vstupující do atmosféry rychlostí vyšší než 25 km/s téměř celý shoří. Na povrch Země se dostane jen několik meteoroidů. Z desítek a stovek tun původní hmotnosti všech meteoroidů vstupujících do zemské atmosféry se na zemský povrch dostane pouze několik kilogramů nebo dokonce gramů hmoty. Výpočty ukazují, že hmotnost padlého těla se pohybuje od 50 do 99 % původní. Výjimkou jsou zejména velká tělesa o hmotnosti stovek – tisíců tun i více. Jejich pád je doprovázen silnou explozí a tvorbou impaktních kráterů.
Rýže. 1. Kamenný meteorit Karakol. Má kónický tvar, je pokryta fúzní krustou a na povrchu jsou regmaglypty (pro měřítko je níže uvedena krychle o straně 1 cm). Laboratoř meteoritů GEOKHI RAS. Rýže. 1. Kamenný meteorit Karakol. Má kónický tvar, je pokryta fúzní krustou a na povrchu jsou regmaglypty (pro měřítko je níže uvedena krychle o straně 1 cm). Laboratoř meteoritů GEOKHI RAS. Dráha meteoroidu, který zcela neshořel v atmosféře, se během procesu brzdění mění; z výšky 5–20 km padá zbytek meteoroidu dolů téměř vertikálně. Jak se zpomaluje, záře meteorického tělesa klesá a dochází k jeho ochlazování. Očití svědci dosvědčují, že meteorit, který právě spadl, je teplý, nikoli horký. Při průchodu atmosférou je meteorické těleso často rozbito na fragmenty; v tomto případě tzv. padá na Zemi. meteorický déšť. Meteority mají typicky nepravidelný klastický tvar, kónicky špičaté vzorky jsou méně časté. Meteority jsou často pokryty černou, lesklou fúzní kůrou, která se tvoří při průchodu tělesa atmosférou. Tloušťka kůry je menší než milimetr; někdy jsou na povrchu zvláštní prohlubně, t. zv. regmaglypty (obr. 1). Na zemský povrch (510 milionů km 2) ročně dopadá asi 50 tun meteoritů, tedy přibližně jeden železniční vůz.
Klasifikace meteoritů
Podle charakteru detekce se všechny meteority dělí na tzv. pády a nálezy. Za pády jsou považovány meteority shromážděné téměř okamžitě po pozorovaném zpomalení meteorického tělesa v zemské atmosféře. Za nálezy jsou považovány ty meteority, jejichž pád nebyl pozorován. Jejich příslušnost k meteoritům je stanovena na základě vlastností jejich materiálového složení. Meteority jsou pojmenovány podle názvu nejbližší osady nebo oblasti, kde byly objeveny. Pokud je na malé ploše povrchu nalezeno několik různých meteoritů, název meteoritu obsahuje číslo nálezu. Většina meteoritů uložených v muzeích a soukromých sbírkách je zastoupena nálezy.
Rýže. 2. Efremovka chondrit: drobné kulaté útvary – chondruly; velký bílý útvar je žáruvzdorná inkluze (pro měřítko je níže uvedena krychle o straně 1 cm). Laboratoř meteoritů GEOKHI RAS. Rýže. 2. Efremovka chondrit: drobné kulaté útvary – chondruly; velký bílý útvar je žáruvzdorná inkluze (pro měřítko je níže uvedena krychle o straně 1 cm). Laboratoř meteoritů GEOKHI RAS. Podle jejich materiálového složení se meteority dělí do 3 tříd: kamenité meteority, železné meteority a kamenitoželezné meteority. Kameny se skládají převážně z přírodních feromagnesiánských silikátů (olivín a pyroxen) a dělí se na 2 podtřídy: chondrity a achondrity. Chondrity dostaly své jméno kvůli přítomnosti chondrul v nich (z řeckého χόνδρος – zrno, zrno) – kulovité útvary (o průměru 2 mm nebo méně, až desítky mikrometrů) převážně silikátového složení, které se nacházejí v jemně krystalické matrici (obr. 2). Některé druhy chondritů obsahují tzv. žáruvzdorné inkluze (Calcium-Aluminium-rich-rich Inclusions, CAI), sestávající převážně z minerálů Ca, Al a Ti. Achondrity se vyznačují absencí chondrul a jsou to holokrystalické vyvřeliny nebo brekcie (klastické horniny) vzniklé po vyvřelinách. 
Rýže. 3. Pallasite Bragin: světlé oblasti jsou niklové železo, tmavé oblasti jsou silikáty (pro měřítko je níže uvedena krychle o straně 1 cm). Laboratoř meteoritů GEOKHI RAS. Rýže. 3. Pallasite Bragin: světlé oblasti jsou niklové železo, tmavé oblasti jsou silikáty (pro měřítko je níže uvedena krychle o straně 1 cm). Laboratoř meteoritů GEOKHI RAS. V železných meteoritech převládá niklželezo (složení Fe–Ni–Co), zastoupené dvěma strukturními modifikacemi: kamacitem a taenitem. Některé železné meteority obsahují silikátové inkluze. Kamenné železné meteority se skládají z křemičitanů a niklového železa v přibližně stejných poměrech. Podle složení silikátů se dělí na pallasit (obr. 3) a mesosiderit.
Takové materiálové rozdělení meteoritů na kámen, železo a kamenité železo však neodráží genetické vlastnosti meteoritů různých skupin. Podrobnější klasifikace meteoritů do skupin na základě izotopového složení kyslíku, chemického, minerálního a petrografického složení sjednocuje meteority vzniklé ve stejných kosmických tělesech a naznačuje možné genetické vztahy (obr. 4).
Rýže. 4. Klasifikace meteoritů. Rýže. 4. Klasifikace meteoritů. Chondrity se na základě strukturních charakteristik a vlastností minerálního, chemického a izotopového složení dělí na uhlíkaté (C), obyčejné (O) a enstatitové (E). Uhlíkaté chondrity (C) se vyznačují převahou matrice nad chondruly a také zvýšeným obsahem těkavých prvků včetně uhlíku. Ve struktuře obyčejných chondritů (O) dominují chondruly. Toto je nejběžnější skupina chondritů. Enstatitové chondrity (E) se vyznačují výraznou převahou hořečnatého křemičitanu enstatitu v minerálním složení a také neobvyklou sulfidovou mineralizací. Kromě hlavních skupin chondritů (C, O, E) byly identifikovány vzácné typy chondritů: kakangarity a rumurutity.
Pro chondrity je vypracována petrologická klasifikace: podle stupně rekrystalizace minerálu, množství hydratovaných vrstevnatých silikátů, impaktních přeměn a stupně suchozemského zvětrávání se chondrity dělí na 7 petrologických typů, 6 impaktních a 6 zvětrávacích stupňů. Petrologický typ 3 odpovídá nejnezměněnějším meteoritům (nerovnovážným chondritům), typy 1–2 indikují změny vody, typy 4–7 charakterizují různé stupně teplotních změn.
V důsledku tavení chondritického materiálu v planetárním měřítku a následné frakcionace tavenin se složení achondritů v různé míře liší od složení chondritického materiálu. Proto se podle stupně diferenciace substance mateřského kosmického tělesa rozlišují primitivní a diferencovaní achondriti, mezi těmito dvěma skupinami však není jasná hranice.
Primitivní achondrity mají přibližně chondritické složení, ale strukturálně se vyznačují absencí chondrul. Předpokládá se, že vznikly buď neizochemickým vysokoteplotním metamorfismem nebo nízkými stupni částečného roztavení chondritického materiálu.
Diferencované meteority vznikly v kosmických tělesech, u kterých došlo k významnému stupni částečného tání, izotopové homogenizaci (výjimkou jsou ureility) a následné diferenciaci. Mezi diferencované achondrity patří železné a kamenité železné meteority, stejně jako měsíční a marťanské (SNC) meteority.
Pádové statistiky poskytují kvantitativní hodnocení toku kosmické hmoty vstupující na Zemi. Kamenné meteority tvoří většinu (92,8 %) pádů, většinou chondrity (85,7 %). Achondrity, železné a kamenité železné meteority tvoří 7,1, 5,7 a 1,5 % celkových pádů.
Původ meteoritů
Chondrity jsou nejprimitivnější ze všech známých meteoritů. Jejich elementární složení se blíží elementárnímu složení Slunce (s výjimkou lehkých plynů jako vodík, helium, dusík atd.). Vlastnosti složení a struktury chondritů jsou určeny procesy kondenzace, vypařování a akrece minerální hmoty v primárním oblaku plynu a prachu, ze kterého se podle moderních představ vytvořila sluneční soustava. Stáří chondritů odpovídá stáří nejranějších fází formování Sluneční soustavy. Nejstarší složka chondritů, žáruvzdorné inkluze, vzniklé v oblaku slunečního plynu a prachu nejméně před 4,567 miliardami let; nese informace o raných vysokoteplotních procesech, ke kterým došlo v nejvnitřnějších částech protoplanetárního oblaku. Primitivní chondrity obsahují také nejvzácnější částice mezihvězdného prachu – mikroskopická minerální zrna s izotopovým složením anomálním pro Sluneční soustavu.
Poměry různých prvků a jejich izotopů naznačují, že protozemě vznikla z chondritické hmoty, ale podrobné studie nám neumožňují korelovat její objemové složení se známými typy chondritů.
Diferencované meteority (většina achondritů, železných a kamenitých železných meteoritů) vznikaly v hlubinách protoplanetárních a planetárních těles, ve kterých probíhala magmatická diferenciace, tedy úplné roztavení látky, separace kovových a silikátových tavenin i sekvenční krystalizace silikátové taveniny. . Nesou informace o procesech, které probíhaly na asteroidech. Naprostá většina meteoritů dopadla na Zemi z pásu asteroidů, ale existují i planetární meteority – skály vymrštěné pádem vesmírných těles na povrch Měsíce a Marsu.
Vědecká hodnota meteoritů je obrovská: zachycují nejranější fáze historie vzniku hmoty ve Sluneční soustavě. Meteority navíc umožňují získávat informace o procesech, které probíhaly ve vzdálených, dávno zmizelých hvězdách a v hlubinách Země, a také informace o podmínkách pro vznik a vývoj planetárních těles.
Publikováno 8. září 2022 v 16:01 (GMT+3). Naposledy aktualizováno 20. září 2022 v 13:43 (GMT+3). Kontaktujte redakci
