§6. О некоторых важнейших физико-химических методах исследований метеоритов и их результатах
При нагревании чистого кристаллического железа температура фазового превращения камасит (a -фаза) R тэнит (g -фаза) составляет 910° C. При типичных средних концентрациях никеля в железных метеоритах (7-14 вес.%) g R a -превращение в них начинается при более низких температурах - 650-750° C. 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 g R a -превращения приобретают октаэдритовую структуру, отражающую направления преимущественного роста пластин камасита. В зависимости от направления распила метеорита по отношению к октаэдритовой ориентировке его пластин видманшеттеновы фигуры имеют тот или иной рисунок. Сами же пластины в сечении выглядят как балки. Чем меньше содержание никеля в исходном тэните, тем при более высокой температуре начинается фазовое превращение и тем дольше длится рост камаситовых пластин и тем более толстыми они оказываются к концу роста. Это позволяет объяснить почему метеориты с высоким содержанием никеля являются тонкоструктурными, а метеориты с низким его содержанием - грубоструктурными, вплоть до образования сплошного монокристалла камасита (порядка 50 см), как у гексаэдритов. В конце 50-х гг. советскими исследователями методом электронного микрозондирования был обнаружен специфический М-образный профиль распределения никеля в сечении тэнитовых слоев (находящихся между камаситовыми) железных метеоритов. Как выяснилось при более подробных исследованиях, выполненных в 60-х гг. Дж. Голстейном, В. Бухвальдом и другими, этот профиль образуется также при -g R a превращениях в никелистом железе при его остывании. Он возникает из-за разной скорости диффузии никеля в камасите и тэните (в камасите в 100 раз больше) и более низкой растворимости никеля в камасите, чем в тэните. На основе модельных расчетов профилей никеля в тените при разных его начальных содержаниях и других параметрах и сравнения этих профилей с измеренными удалось оценить скорости остывания вещества железных метеоритов в недрах родительских тел, а затем и размеры этих тел. Дж. Вудом в то же время был предложен 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. Было установлено, что вещество октаэдритов в интервале температур 600-400° C остывало со скоростью около 1-10° C за 106 лет, а в некоторых случаях и медленнее. Аналогичный результат был получен и для железо-каменных метеоритов, металл которых имеет также октаэдритовую структуру. Более того, изучение металлических частиц, присутствующих в метеоритах других классов, показало, что в них также есть тэнит и камасит. Дж. Вуду удалось применить к хондритам его методику, разработанную для железных метеоритов, и также оценить их скорости остывания. Неожиданно оказалось, что большинство хондритов остывало со скоростью близкой к скорости охлаждения железных метеоритов: около 10° за 106 лет в интервале температур 550-450° C. Такое длительное остывание вещества самых разных метеоритов означает, что в момент нагревания и в течение длительного последующего периода времени (десятки и сотни миллионов лет) они находились глубоко в недрах их родительских тел. Проведенные расчеты показали, что для теплозащитного слоя с низкой теплопроводностью (каким, например, является каменистое вещество с хондритовым составом) его толщина должна была составлять 70-200 км. Из полученного результата следует, что минимальный минимальный диаметр первичных родительских тел метеоритов разных классов мог составлять 140-400 км, а это в точности соответствует размерам крупных астероидов. Таким образом, полученная об основной массе известных метеоритов информация свидетельствует о том, что их родительскими телами были крупные астероиды и о том, что недра последних (по крайней мере некоторых из них) были расплавленными. Для этого температура их недр должна была достигнуть по крайней мере 1200-1400° C (для вещества хондритового состава). Источниками нагрева недр астероидов могли быть либо радиоактивные элементы (например, короткоживущий изотоп Al26, с периодом полураспада 0,76х106 лет, который при распаде выделяет много энергии и превращается в Mg26), либо индуктивные токи, которые могли возникнуть в некоторых астероидных телах при мощном выбросе ионизованного вещества молодым Солнцем. Но с этими гипотезами до сегодняшнего дня не все ясно, поскольку для них пока не находят достаточно подтверждений. Лишь очень малое количество метеоритов из земных коллекций не имеют признаков пребывания в недрах родительских тел.
С помощью гелиево-аргонового метода удалось определить время вторичного нагревания некоторых метеоритов до высоких температур (если это было). Метод основан на измерении количеств He и Ar, оставшихся в веществе после распада соответственно тория и радиоактивного K40. Если при низких температурах эти газы удерживаются веществом, то при высоких начинают из него просачиваться или диффундировать. Причем диффузия гелия начинается при температуре выше 200° C, а аргона - при нагревании вещества выше 300° C. Нагрев до указанных температур и выше родительские тела метеоритов или сами метеороидные тела могли испытать, не только при упоминавшемся радиоактивном разогреве недр, но и при сильных столкновениях с другими объектами или при их сближении с Солнцем. Такое время или возраст для некоторых энстатитовых хондритов получается около 600 млн. лет, что согласуется и с длительным периодом их остывания от высоких температур.
Можно также оценить и время самостоятельного существования метеороида, в который входил тот или иной метеорит, то есть длительность интервала времени от дробления его родительского тела до падения метеорита на земную поверхность. Это их так называемый космический возраст, который можно определить по плотности треков, оставленных в веществе метеорита космическими частицами. Космические частицы (солнечного и галактического происхождения) не могут проникать глубоко в вещество и задерживаются в слое толщиной около 1 м. Если от какого-либо астероида тела откалывается обломок и продолжает свое независимое движение в космическом пространстве, то космический возраст этого обломка будет определяться возрастом его наиболее "свежей" грани или стороны. После выполнения ряда измерений оказалось, что космические возрасты получаются различными для метеоритов разных классов. В частности, для энстатитовых хондритов удалось измерить два достаточно молодых возраста - 7 и 20 млн. лет. В то же время, железоникелевые по "космическим" часам намного старше - им около 700 млн. лет. Если же говорить об абсолютном возрасте метеоритов, то он определяется рубидиево-стронциевым методом (при распаде долгоживущего радиоактивного изотопа Rb87 образуется стабильный изотоп Sr87; измерение содержания в веществе Sr87 по отношению к стабильному изотопу Sr86 позволяет найти возраст метеорита). Он оказывается в пределах 4,5-4,7 млрд. лет, как и у земных пород.
§7. Структура метеоритного вещества и ее связь с происхождением метеоритов
Есть еще один важный аргумент, подтверждающий астероидное происхождение большинства метеоритов. Исследование состава и структуры метеоритов показывает, что их вещество во многих случаях представляет собой сложный конгломерат материалов, которые могли возникнуть в разных, иногда даже несовместимых условиях. Часто примитивные по составу углистые хондриты содержат включения материалов, свойственных обыкновенным, энстатитовым или даже железным метеоритам и наоборот. Удивительным образцом подобного вещества является метеорит Кайдун, упавший 3 декабря 1980 г. на территорию советской военной базы в Йемене (его масса составила около 850 г.). В этом метеорите были обнаружены частицы трех типов углистых хондритов, обыкновенного хондрита, двух энстатитовых хондритов, а также водно-измененные частицы металлического железа. Кайдун, вероятно, представляет собой фрагмент тела, имевшего сложную и длительную историю. Такую структуру метеоритов было трудно объяснить вплоть до 60-х гг. Но подробное изучение доставленных на Землю образцов лунного грунта показало, что они представляют собой смеси частиц из разных мест лунной поверхности. Высокая кратерированность лунной поверхности показывает, что лунный грунт образовался при многократном перемешивании вещества под ударами падавших на Луну небесных тел. То же самое должно происходить и с веществом на поверхности астероидов. Космические снимки 951 Гаспры, 243 Иды, 253 Матильды и других астероидов (см. раздел "Астероиды") подтверждают, что их поверхности также покрыты большим количеством кратеров, а формы тел неправильные. Очевидно, что это результат частых соударений астероидов между собой и с более мелкими объектами. По этой причине поверхность астероидов, как и лунная, оказывается покрыта слоем раздробленного вещества - реголитом. В настоящую эпоху средняя относительная скорость астероидов в главном поясе, определяемая по дисперсии их орбит, составляет около 5 км/с. При такой скорости каждый грамм астероидного вещества несет кинетическую энергию около 1,3х1011 эрг. В момент столкновения большая часть кинетической энергии переходит в тепловую, что приводит к взрыву, плавлению и испарению значительной части вещества соударяющихся тел. При такой скорости давление в эпицентре взрыва достигает 1,5 Мбар или около 1,5 млн. атмосфер. Остальная часть кинетической энергии переходит в механическую энергию ударных волн и идет на дробление, разбрасывание или, наоборот, уплотнение (в зависимости от направления и расстояния от эпицентра взрыва) окружающего вещества астероида. Как упоминалось в разделе "Астероиды", в истории Солнечной системы был период, когда сравнительно медленное (со скоростями менее 1 км/с) движение астероидных тел в главном поясе подверглось большим возмущениям, а сами эти тела, имеющие разный состав на разных гелиоцентрических расстояниях, были сильно "перемешаны". Это был период ускоренного роста зародыша Юпитера, когда он интенсивно выбрасывал из своей зоны оставшиеся планетезимали, в том числе в пояс астероидов. Таким образом на соседних или пересекающихся орбитах могли оказаться астероиды разных типов, имеющие существенно разный состав вещества. В процессе их столкновений и дроблений в поверхностных слоях многих астероидов накапливались материалы, возникшие в разных физико-химических условиях. Родительское тело метеорита Кайдун, например, могло двигаться по сильно вытянутой орбите, сталкиваясь на своем пути с телами разного состава и как бы "собирая" образцы их вещества. Можно предполагать, что таким родительским телом мог быть не только астероид с аномальной орбитой, но и ядро кометы, исчерпавшее запас летучих соединений.