Шевченко В.Г.

Кафедра астрономии

Харьковский национальный университет

имени В.Н. Каразина

Метеориты

Физика планет

Метеориты – тела космического

происхождения, упавшие на поверхность

Земли или других космических тел.

При падении метеорита часто образовывается

кратер (астроблема). Размер кратера зависит

от массы метеорита и его скорости падения.

На Земле известно более 40 крупных кратеров

размерами от 20 километров до сотен

километров.

Тела, оставляющие

след и сгорающие

в атмосфере

принято называть

метеорами.

Метеоры, оставляющие яркий след в атмосфере

и имеющие визуальную зв. величину ярче -3,

называют болидами.

Существование метеоритов вплоть до XIX века не признавалось ведущими учёными,

а гипотезы внеземного происхождения считались лженаучными. Например, Парижская

академия наук в 1790 г. (после исследования метеоритов Лавуазье) приняла решение не

рассматривать впредь сообщений о падении камней на Землю как о явлении невозможном.

Во многих музеях метеориты были изъяты из коллекций, чтобы «не сделать музеи

посмешищем».

Но когда 26 апреля 1803 года около

городка Легль на севере Франции выпал

каменный метеоритный дождь, после

которого было собрано несколько тысяч

камней, а само падение метеорита было

документально засвидетельствовано

многими официальными лицами, даже

Парижская академия наук уже не могла

отрицать сам факт падения метеоритов с

неба. После доклада академика Био об

обстоятельствах падения Легльского

метеоритного дождя Парижская академия

наук вынуждена была признать:

метеориты существуют, метеориты - тела

внеземного происхождения, метеориты

действительно попадают на Землю из

межпланетного пространства.

По составу метеориты обычно разделяют на три большие

группы, в зависимости от доминирующего вещества:

каменные

хондриты

обыкновенные хондриты

энстатитовые хондриты

углистые хондриты

ахондриты

железо-каменные

палласиты

мезосидериты

железные

Разделение метеоритов

Общее количество метеоритов

Минералы метеоритов

I. Главные минералы:

1. Cамородное железо: камасит (93.1% Fe, 6.7% Ni, 0.2% Co),

тэнит (75.3% Fe, 24.4% Ni, 0.3% Co).

2. Оливин: хризолит (Mg,Fe)2SiO4 (11-13% Fe), форстерит – MgSiO4.

3. Пироксены:

ромбические (бронзит – (MgFe)SiO3, гиперстен – 12-25% FeO),

моноклинные (ангит, геденбергит, полевой шпат).

4. Плагиоклазы:

анортит, андезин, олигоклаз.

5. Стекло.

Минералы метеоритов

II. Вторичные минералы:

1. Троилит - FeS.

2. Углистое вещество (графит и др. органические соединения).

3. Шрейберзит –(Fe, NiCo)3P.

4. Апатит – 3CaOP2O5CaCl2 и меррилит – Na2O3CaO P2O5.

5. Хромит – FeCrO4 и магнетит – Fe3O4.

6. Маскелинит и плагиоклаз.

III. Случайные минералы:

1. Муассанит - SiC, когенит – Fe2C.

2. Осборнит, добреелит – FeCr2S4.

3. Кварц - SiO2, тридимит – SiO2.

4. Карбонаты (кальцит – CaCO3).

Минералы метеоритов

Обыкновенные хондриты

Наиболее распространенный тип метеоритов, который и назван обыкновенным потому что

встречается чаще других. Делятся на три группы: H, L и LL (H — от англ. high, высокий; L — от

low, низкий) по химическому составу. Эти группы метеоритов имеют подобные свойства, но

различны по содержанию железа и сидерофильных элементов (H > L > LL) и по разному

соотношению окисленного железа с металлическим (LL > L > H).

Количество металлического железа также увеличивается от группы LL к L и далее — к H.

H хондриты представлены в основном петрологическими типами 3-6, а L и LL хондриты

петрологическими типами 3-7.

Обыкновенные хондриты обычно подвергаются тепловому метаморфизму при температурах от

400 °C (петрологический тип 3) до 950 °C и выше (тип 6-7), а также иногда ударному давлениях

порядка 1000 атмосфер. Хондры заполняются обломочным материалом и принимают

неправильную форму.

Группы Содержание железа

LL 18-22 %

L 19-24 %

H 25-30 %

Примеры обыкновенных хондритов

Марсианский хондрит

Н6 хондрит

Н3 хондрит

Примеры обыкновенных

хондритов

H5 хондрит

L6 хондрит

LL хондрит

Энстатитовые хондриты

Е-хондриты состоят в основном из железа в его свободном состоянии, то есть при нулевой

валентности, и силикатных соединений, в которых железо почти отсутствует. Пироксен в

метеоритах этого типа содержится в виде энстатита, от которого и произошло название класса

хондритов. Энстатитовые хондриты, судя по их структурным и минералогическим особенностям,

были подвергнуты тепловому метаморфизму при максимальных для них температурах (600 °C —

1000 °C), поэтому в них присутствует меньше всего летучих соединений. Хондры заполнены

обломочным материалом, находятся в темной мелкодисперсной матрице, имеют неправильную

форму.

Е-хондриты также разделяют на EH- и EL-хондриты:

EH (high enstatite) содержат небольшие хондры (~0,2 мм), а также высокое содержание

сидерофильных элементов кремния. Более 10 % породы состоит из металлических зерен;

EL льшие хондры (> 0,5 мм), а также более низкое содержание

сидерофильных элементов кремния.

Примеры энстатитовых хондритов

EL хондрит

Углистые хондриты

С-хондриты содержат много железа, которое почти всё находится в соединении с силикатами.

Благодаря магнетиту (Fe3O4), графиту, саже и некоторым органическим соединениям углистые

хондриты приобретают темную окраску, также содержат значительное количество гидросиликатов

(серпентин, хлорит, монтмориллонит и другие).

В 1956 году Г. Виик классифицировал С-хондритов по степени изменения их свойств на три

группы: CI, CII и CIII. Но в 1970-х годах Дж. Вассон предложил классифицировать С-хондриты

на четыре группы (CI, CM, CO и CV). При обозначении группы к названию класса добавляется

буква эталонного метеорита этой группы. Эталонными признаны Ivuna, Мигеи, Ornans и Vigarano.

Группы CI и CM Вассона соответствуют группам CI и CII Виика, а группы CO и CV Вассона

составляют группу CIII Виика.

Гидросиликаты в составе хондритов существенно влияют на их плотность, например, в CV-

хондритах плотность около 3,2 г/см3, а в CI-хондритах - около 2,2 г/см3.

CI-хондриты характеризуются обильным содержанием гидратированных силикатов.

Преобладающим является септехлорит. В CI-хондритах гидросиликаты обычно встречаются в

форме стекла (в аморфном состоянии), кроме того в CI-метеоритах вообще нет хондр, что является

исключением для хондритов.

CM-хондриты состоят из 10-15 % связанной в составе гидросиликатов воды, и 10-30 % пироксена

и оливина в хондрах.

CO- и CV-хондриты содержат около 1 % связанной воды, и состоят в основном из пироксена,

оливина и других дегидратированных силикатов. В этих хондритах также встречается небольшое

количество никелистого железа.

Также существуют группы CR (эталон — Renazzo), CK (эталон — Karoonda), CB (эталон —

Bencubbin) CH (High Iron — содержание железа выше, чем у других).

Примеры углистых хондритов

Kaidun Хондритовая брекчия

Мигеи

Хондрит СМ2

Ефремовка

Хондрит СV3

Orgueil

Хондрит СI1

Ахондриты Ахондриты — каменные метеориты без округлых включений - хондр. По составу и структуре

близки земным базальтам. Все ахондриты в той или иной степени претерпели плавление,

которое и уничтожило хондры. Ахондриты являются довольно распространенным типом

метеоритов. Они составляют около 8 % от всех найденных метеоритов.

Ахондриты разделяют на следующие группы:

-Примитивные – состоят из примитивного вещества, подобного хондритам.

-Астероидные – считаются, что произошли от астероидных тел, прошедших дифференциацию

(HED – метеориты – гавардиты – эвкриты – диогениты), возможно с Весты.

-Лунные метеориты.

-Марсианские метеориты.

Эвкриты

QUE97053 (слева) состоит в

основном из удлиненных серых

кристаллов полевого шпата

(кальций алюминий силиката)

и ярко окрашенных зерен

пироксена (магний железо

силиката). Текстура этой

породы напоминает

кристаллизацию

расплавленной магмы.

EET90020 (справа) имеет

аналогичные минералы, но

перекристаллизация текстуры

в изометричные зерна

образована более поздним

нагреванием. Изометричные

зерна имеют одинаковые или

примерно одинаковые размеры

во всех направлениях.

Эвкриты кристаллизуются из лавы, которая имеет состав базальта, наиболее

распространенный тип лавы на Земле. QUE 97053 (слева) и EET 90020 (справа) эвкриты

были обнаружены в Антарктиде. Это изображения тонких срезов метеоритов под

поляризационном микроскопом. Белые полоски на снимках, 2,5 мм длиной, указывают шкалу

размеров. Когда поляризованный свет проходит через тонкие срезы камня, различные

минералы имеют разные цвета.

Гавардиты

Гавардиты являются реголитовой брекчиевой породой, они образуются путем

измельчения и слипания камней и пыли, которые происходили во время метеоритных

ударов на поверхности Весты. Гавардиты состоят из фрагментов различных размеров

эвкритовых и диагонитовых зерен. Образец на изображении весит

217 граммов и был

обнаружен в 1942 году в

Африке. Наряду с

фрагментами eucrite и

diogenite, некоторые howardites

также содержат

имплантированные солнечным

ветром благородные газы,

которые подтверждают, что они

когда-то находились на

поверхности своего

родительского тела. Это

делает howardites хорошим

лабораторным аналогом для

спектральных и химических

измерений, которые сделаны

на Vestа КА Dawn.

Диогениты

Diogenites возникли в глубине коры Весты и напоминают породы, как по структуре так и

составу, которые мы находим в нижней коре Земли. QUE 99050 (слева) и GRA 98108 (справа)

diogenites, были обнаружены в Антарктиде. QUE 99050 (слева) состоит из больших серых и

желтых кристаллов пироксена (магний-силикат железа) и является подгруппой diogenite,

называемой "orthopyroxenitic diogenite». GRA 98108 (справа) имеет мафическую (богатые

магнием и железом) минералогию, состоящую из примерно равных частей пироксена и

гораздо сильнее раскрашенного оливина. Этот богатый оливином "harzburgitic diogenite"

(гарцбургит - имя, данное горной породе, состоящей из смеси минералов ортопироксен и

оливин), как полагают, представляет собой наиболее глубинные породы Весты, которые

имеются в метеоритных коллекциях.

Изображения астероида

4 Веста

Изображения астероида

4 Веста

Примеры ахондритов

Диогенит

Эвкрит

Марсианский

метеорит

Шерготит

Гавардит

Примеры ахондритов

Обрит

Марсианский

метеорит

Лунный

метеорит Новый Урей

Урелит

Состав хондритов и эвкритов

Железо-каменные метеориты

Железо-каменные — смесь силикатов с железом . Разделяют на две группы:

-Паласиты – представляют собой железно-никелевую матрицу с вкраплениями кристаллов

оливина. Названы в честь немецко-российского учёного Петера Палласа, который перевез

метеорит, найденный под Красноярском в Санкт-Петербург.

-Мезосидериты – представляют собой силикатную матрицу с вкраплениями железно-

никелевых образований, подобных брекчиям с иррегулярной структурой. Силикатная часть

содержит оливины, пироксены и Ca-богатые минералы.

NWA-2711. The matrix is recrystallized.

Modal content (vol. %): Orthopyroxene = 66,

metal = 16, plagioclase = 10, Ca pyroxene = 4,

merrillite = 2, chromite and sulfide = 2. Esquel палласит

Метеорит Фукан

Обнаружен в 2000 г. вблизи города Фукан (провинция Синьцзян

Югар, Китай), отнесен к палласитам, весит 419.57 кг и имеет

размер 0.48×0.91 м. Специалисты предполагают, что изначально

масса Фукана превышала 3 тонны, однако при вхождении в

атмосферу Земли большая его часть сгорела. Возраст данного

метеорита по оценкам экспертов составляет около 4,5

миллиардов лет, что близко к возрасту нашей планеты. Железно-

никелевая матрица основы представляет собой средний октаэдр

и не встречается ни у одной из земных горных пород, что

позволило кристаллам оливина разрастись до поистине

гигантских размеров. Специалист из NASA Edgar Flint

рассчитал, что для того чтобы такие крупные кристаллы оливина

смогли сформироваться, железо-никелевая матрица должна была

находиться в охлажденном состоянии и не испытывать

гравитационного воздействия в течение как минимум одного

миллиарда лет. Мир узнал о Фукане благодаря аукционисту с

Багам, Марвину Киллгору, который 30 апреля 2008 г. решил

продать космическую драгоценность с молотка на одном из нью-

йоркских аукционов. Редкость, красота и крупные размеры

Фукана не остались без внимания, и он был заслуженно признан

самым ценным образцом метеорита в мире и был оценен

экспертами в 2 миллиона долларов. К сожалению, метеорит не

смог найти своего владельца, готового расстаться с такими

деньгами, он был огранен и разделен на несколько частей, самая

крупная из которых была передана в Американский музей

естественной истории (American Museum of Natural History).

Примеры железо-каменных метеоритов

Палласит красноярский Imilac палласит

Мезосидерит

Chinguetti мезосидерит

Железные метеориты

Железные метеориты состоят из железо-никелевого сплава с различным процентным

содержанием никеля:

камасит – никеля до 16%, ; тэнит – никеля 16-62% .

В метеоритах с низким содержанием никеля камасит находится в виде пластинок

твердого распада. При травлении азотной кислотой появляются видманштеттеновы

фигуры.

Метеориты – атакситы – с высоким содержанием никеля, в которых такие фигуры не

проявляются.

Видманштеттеновы фигуры

Примеры железных метеоритов

Agpalilik

Сихоте-алинь

Атаксит Chinga

Богуславка

31

Opportunity нашел

железный метеорит

Анализ метеорита

Возникновение метеоритов

Астероиды, сближающиеся с Землёй –

источники метеоритов

Группа Aмура a 1.0 а.е. 1.017 q ≤ 1.3 а.е.

Группа Аполлона a 1.0 а.е. q < 1.017 а.е.

Группа Атона a< 1.0 а.е. Q > 0.983 а.е.

Atiras (0.718<Q<0.983 AU)

Vatiras (0.307<Q<0.718 AU) ?

1036 Ganymed D = 38.5 km

433 Eros D = 23.6 km

3552 Don Quixote D = 18.7 km

1866 Sisyphus - D = 9 km

95% of discovered NEAs < 3 km in size

today 90% of NEAs with D 1 km

and 50% with D> 500 m are discovered

The smallest discovered NEA 4 m across

АСЗ 2008 ТС3 (D = 4 м)

Открыт 6 октября 2008 г. в 6 часов 39 минут UTC

H = 30.9 mag, P 97 s, A = 1.02 mag, альбедо 0.045, D = 4.1 м

Столкнулся с Землей 7 октября 2008 г. через 19 часов после открытия

2008 TC3

Карта траектории полёта

2008 TC3 - Almahata Sitta метеорит

Dr. Peter Jenniskens, USA

Столкнулся с Землей 7 окт. и распался на фрагменты в атмосфере

над северным Суданом на высоте 37 км. Общий вес 83 т, F-тип

(уреилит). Две экспедиции: первая – 5-8 декабря, собрано 15

фрагментов (общий вес – 563 г); вторая 25-30 декабря, собрано 47

фрагментов весом от 1.5 до 283 г (общий вес – 3.95 кг). Средняя

объемная плотность 2.3 г/см3, плотность вещества - 3.35 г/см3

Структура Almahata Sitta метеорита

Структура Almahata Sitta метеорита

Спектр 2008 TC3 и

Almahata Sitta

метеорита (a), а так же

спектры

низкоальбедных

астероидов (b)

XX

X

XX

X

XX

X

XXXXXXXXXXXXX

XX

X

XXXXXXXXXXXXXXXXXX

X

XXXXXXXXX

XXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

YYYYY

Y

Y

YYYYYY

YYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYY

YYYYYYYY

YYYYY

YYYYYYYY

YYYYYYYYY

YY

YYYYY

YYYYYYYYY

YYYYY

YYY

YYY

ZZ

ZZZZZZZZ

ZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZ

ZZ

ZZZZZZZZ

Z

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZ

ZZZZ

ZZZZZZZ ZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZ

Z

[

[

[

[

[[[

[[

[[

[

[

[[[

[

[[[[[

[

[

[

[[[[[[[[[[[[[[[[[

[

[[

[[[

[[

[

[[[[[

[[[[

[

[[[[

[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[

[

[

[[[[[[[[

[[[[

[[[[[

[

[

[[[

[

[

[

[[[[

[[[[[[

[

[

[[[

[

[[[[

[[

[

[[

[

[[

[[

[[[[

[[

[

[

[[[[[[[[[[[[[

[[[

[[[[

[[[[[[[[[[

[[[[

[[[[[[

[

[[[[[[

[[[[

[[[

\\\\

\\\\\\

\

\

\\\

\

\\\\\\\\\\\\\

\

\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

\\\\\\\

\\

\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

\\\\\\\\\\\

\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

\

\\\\\

\

\\\\\

\\

\

\\

\\\

\\\\\

\\\\\\\\\

\\\\

\\\ \ \

\\

\ \\\\ \

\\ \

\\ \ \\ \\

\\\

\\\\ \\ \ \

\\\

\\

\

\

\

\\\\

\\

]

]]

]

]]]]

]]

]]]

]

]]]]]]]]]]]]]]]

]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]

]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]

]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]

]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]]

]]]

]]]]]]]]]]

]]

]]]]]

]]]

]]]]]]]]]]]]]]]]

]]

]]]]

]

]]]]

]]]

]

]]

]]]]

]]

]]]

]]]]

]

]

]]]]]

]

]]]

]

]]

]]]

]

]]

]]

]]]

]]

]

^^

^

^̂

^

^

^̂^

^

^̂

^

^^^̂^̂̂̂̂̂^^̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^^^^̂^̂̂^̂̂̂̂^̂̂̂^̂̂^^̂̂^̂̂̂

^^̂̂̂^^̂̂̂̂̂^^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^̂

^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂̂^̂̂

^^̂^̂^̂̂̂̂^̂̂

^̂̂̂̂̂^^̂̂̂^̂̂̂̂̂^̂̂̂̂

^^̂̂̂^̂̂̂^^̂^

^̂̂^^

^̂^

^̂

^^̂

^̂̂^^

^

^^

^̂̂̂

^

^̂̂̂^

^

^

^̂^

^̂^^

^

^^

^^^^

^

^^^^^^^

^

^^^

^^^^

^^^

^^^

^^

^̂

^

^̂

^

^̂

^

^̂ ^^

^̂

^̂

^

^

^^

^^

X

XX

X

XXX

X

X

X

X

X

XX

XXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXX

XXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXXX

XXXXXXXXXX

X

XXXXXXXXXXXXXXX

XXXXX

XXX

XXX

XXX

XXX

XXX

XXXXX

XXXXXX

XXXXXXX

X

X

XX

X

X

XXXXXXXX

XXXXX

XX

XXXXXX

XXXX

XX

XXXX

XX

XXX

X

XXX

XX

XX

XX

X

YYYYYYY

YY

YYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYY

Y

YYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYY

YYYYYYYYYYYYYYY

YYYYYYYYY

YYYYY

YYYYYYYYYYY

YYYY

YYYYYYYYYYY

YYY

Y

ZZZZ

ZZZZZ

ZZZ

Z

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZ

ZZZZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZZ

ZZZZZZZZZZZZZZ

ZZZZ

ZZZZZ

Z

ZZ ZZZZ

ZZZ

ZZZ

ZZZ

ZZZ

ZZZZ

ZZ

[[[[[[[[

[

[[[

[

[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[

[

[[[[[[[[[[[[[[[

[[[[[[[[[[[[[[[[[

[[[

[[[[[[[

[[[[[[[[

[[[

[[[[[[[[[[

[[[[[[ [[

[[[[

[[[

[

[[[

[[[[[

[

S-Type

Ordinary Chondrite (LL6)

0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

Wavelength (m)

Re

lati

ve

Re

fle

cta

nc

e

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15

Taxonomic class

10

20

30

40

50

60

N,%

P D C B F G T S Q M A V R E

218 NEAs

1915 Quetzaltcoatle – little or no olivine,

diogenitic meteorites (Mg-pyroxenes)

3199 Nefertity – little or no pyroxene,

stony-iron meteorites – pallasites

M-object, 6178 1986 DA – high radar

albedo, metallic composition

3103 Eger (pv= 0.53) – iron free silicate enstatite

V-class, differentiated basaltic (Px-rich) material

About 20% of Q-class, ordinary chondrite bodies

Ударные кратеры на поверхности Земли

Manicouagan Crater (Québec)

Age: 210

million years

Diameter: 70 km

(originally 100 km)

Кратер в пустыне Сахара: D=17 км, возраст 200 млн. лет

Глоб. катастрофа 65 млн. лет назад (смена двух геологических эпох мезозоя

и кайнозоя)

массовое вымирание крупных ящеров и динозавров;

аномальное содержание иридия в слое по всей поверхности Земли;

Гипотеза нобелевского лауреата L. Alvarez:

астероид D=510 км, кратер d=150 200 км.

D=180 km. Age: 65 million years (64.98 0.04)

Chicxulub Crater

Tunguska,1908

15-20 megaton explosion

at about 7 km altitude

(500 Hiroshimas)

Dad, a meteorite fell on my car!

Peekskill

meteorite

9 October

1992

Астроблемы

Украины

Астроблемы

Украины

Астроблемы

Украины,

Ильинецкая

Астроблемы Украины,

Оболонская

Вероятный размер кратера при столкновении с

поверхностью

Расход энергии Е1 на разрушение пород равен объёму кратера умноженному на предел

прочности горных пород , то есть Е1=4R3/3. Второй расход энергии Е2 идёт на

выброс горных пород из кратера. Перемещение большей части массы при образовании

кратера происходит на расстоянии порядка его радиуса R. Для такого перемещения

масс в поле тяжести начальная скорость разлёта v0 должна по порядку величины быть

равной v0(gR)1/2. Полная масса выброшенных из кратера пород есть mk = 4R3/3.

Поэтому затраты на выброс есть E2 mkv0 2 gR4. Энергетические расходы на

звуковые волны E3 всегда бывают малы по сравнению с E1 и E2. Физическая причина

состоит в том, что при любом сверхзвуковом столкновении сначала возникает ударная

волна. Это сильное сжатие, перепад плотности, распространяющееся в материалах со

скоростью, большей скорости звука и тем большей, чем сильнее это сжатие. Даже при

наклонном падении астероида образуется почти симметричный кратер - все кратеры

одного размера схожи между собой. Это происходит потому, что ударная волна

распространяется от точки удара практически одинаково, независимо от его

направления. Только тогда, когда основная энергия ударной волны окажется

израсходованной, когда сжатие в волне станет слабым, а скорость - равной скорости

звука, она переходит в обычную акустическую, звуковую волну. Волна является

ударной примерно в объёме кратера, а звук убегает с малым затуханием по всей

планете . Приближённое уравнение энергетического баланса при падении астероида

позволяет оценить порядок величины радиуса кратера:

Е = 4R3/3 + gR4 = mv2 /2.

Литература

1. Александров Ю. В. Фізика планет. 1995. «Наука», Х., 215 с.

2. Додд Р.Т. Метеориты. 1986. «Мир», Москва., 384 с.

3. Євсюков М.М., Александров Ю.В. 2000. Хімія і геологія планет.

ХНУ, Х., 190 с.

4. Allens. Astrophysical Quantities. 1999. A. N. Cox, Ed. Springer-Verlag,

296 p .

5. Encyclopedia of the Solar System 2006. Academic Press. 992 p.

6. Wikipedia a free Encyclopedia.

That is all