Солнечная система - Страница 113

113

Химические и структурные группы железных метеоритов связаны неоднозначно. Но метеориты из одной химической группы, как правило, имеют похожую структуру и некоторую характерную толщину камаситовых пластинок. Вероятно, метеориты каждой химической группы формировались в близких температурных условиях, быть может, даже в одном родительском теле.

Методы изучения метеоритов и их результаты

При нагревании чистого кристаллического железа температура фазового превращения камасит (α-фаза)→тэнит (γ-фаза) составляет 910°С. При типичных средних концентрациях никеля в железных метеоритах (7—14%) превращение γ→α начинается при более низких температурах (650—750°С). При падении температуры в тэните появляется камасит в виде тонких листков, или пластинок, ориентированных вдоль граней октаэдра — четырех плоскостей с эквивалентным расположением атомов. Поэтому железные метеориты в процессе (γ→α)-превращения приобретают октаэдритовую структуру, отражающую направления преимущественного роста пластин камасита.

В зависимости от направления распила метеорита по отношению к октаэдритовой ориентировке его пластин видманштеттеновы фигуры имеют разный рисунок. Сами же пластины в сечении выглядят как балки. Чем меньше содержание никеля в исходном тэните, тем выше температура, при которой начинается фазовое превращение и тем дольше длится рост камаситовых пластин, и тем более толстыми они оказываются к концу роста. Этим объясняется, почему метеориты с высоким содержанием никеля являются тонкоструктурными, а метеориты с низким его содержанием — грубоструктурными, вплоть до образования сплошного монокристалла камасита толщиной до 50 см, как у гексаэдритов.

В конце 1950-х гг. в железных метеоритах советские исследователи обнаружили методом электронного микрозондирования специфический М-образный профиль распределения никеля в сечении тэнитовых слоев, находящихся между камаситовыми. В 1960-х гг. Дж. Голстейн, В. Бухвальд и др. показали, что этот профиль образуется также при (γ→α)-превращениях в никелистом железе при его остывании. Он возникает из-за разной скорости диффузии никеля в камасите и тэните (в камасите она в 100 раз больше) и более низкой растворимости никеля в камасите, чем в тэните. Это открытие дало астрономам новый метод реконструкции истории метеоритов.

Рассчитывая профили никеля в тэните при разных его начальных содержаниях и сравнивая их с измеренными в метеоритах, удается оценить скорости остывания вещества железных метеоритов в недрах родительских тел, а следовательно, и размеры этих тел. Дж. Вуд предложил еще один метод оценки скорости остывания — по ширине тэнитовой пластины и концентрации никеля в ее центре по отношению к среднему содержанию никеля в метеорите. Оба эти метода дали совпадающие результаты. Оказалось, что вещество октаэдритов в интервале температур 600—400°С остывало со скоростью 1—10°С за миллион лет, а иногда и медленнее. Аналогичный результат получился и для железо-каменных метеоритов, металл которых также имеет октаэдритовую структуру.

Более того, изучение металлических частиц, присутствующих в метеоритах других классов, показало, что в них также есть тэнит и камасит. Дж. Вуд применил свою методику, разработанную для железных метеоритов, к хондритам и оценил скорость их остывания. Неожиданно оказалось, что большинство хондритов остывало примерно с той же скоростью, что и железные метеориты: около 10°С за миллион лет в интервале температур 550—450°С. Такое длительное остывание вещества самых разных метеоритов означает, что после разогрева оно находилось глубоко в недрах родительских тел от десятков до сотен миллионов лет.

Расчеты показали, что для обеспечения столь медленного остывания толщина защитного слоя с низкой теплопроводностью (как у каменистого вещества с хондритовым составом) должна составлять 70—200 км. Значит, минимальный диаметр первичных родительских тел метеоритов разных классов был около 140—400 км., а это в точности соответствует размерам крупных астероидов.

Итак, родительскими телами большинства метеоритов были крупные астероиды, причем у некоторых недра были расплавлены, что требовало температуры не менее 1200—1400°С (для вещества хондритового состава). Источником нагрева астероидов могли быть либо радиоактивные элементы (например, изотоп Аl, который с периодом полураспада 760 тыс. лет превращается в Mg, выделяя много энергии), либо индуктивные токи, которые мог возбуждать в астероидах мощный звездный ветер молодого Солнца. Но пока это гипотезы, не получившие надежного подтверждения. К тому же, некоторое количество метеоритов из научных коллекций не имеют признаков пребывания в недрах родительских тел.

Эпоху вторичного разогрева некоторых метеоритов можно определить с помощью гелий-аргонового метода. Он основан на измерении содержания Не и Аr, возникающих в веществе при радиоактивном распаде, соответственно, Th и К. При низкой температуре эти газы удерживаются веществом, но при высокой начинают из него просачиваться (диффундировать). Причем диффузия гелия начинается при температуре выше 200°С, а аргона — выше 300°С. Определив соотношение радиоактивных изотопов и благородных газов, можно определить время, прошедшее от эпохи последнего разогрева образца до температур, выше указанных, до наших дней.

Можно оценить и период самостоятельного существования метеороида, давшего конкретный метеорит, т.е. интервал времени от дробления родительского тела до падения метеорита на Землю. Этот космический возраст метеорита определяют по плотности треков, оставленных в его веществе космическими частицами солнечного или галактического происхождения. Они не проникают глубоко, а задерживаются в слое толщиной около 1 м. Если от родительского тела откалывается обломок и некоторое время самостоятельно живет в межпланетном пространстве, то его космический возраст определяется возрастом наиболее «свежей» его стороны. Оказалось, что космические возрасты различаются у метеоритов разных классов. В частности, для энстатитовых хондритов удалось измерить два достаточно молодых возраста: 7 и 20 млн. лет. А некоторые железо-никелевые по «космическим» часам намного старше: им около 700 млн. лет. Тем не менее, нельзя исключить, что наиболее насыщенная треками космических частиц поверхность хондритов частично разрушается при прохождении земной атмосферы, что может привести к ложной оценке разницы в их возрасте по сравнению с более прочными железными метеоритами.

113