Реферат: Метеориты и их происхождение
В железо-каменных метеоритах имеется два типа, которые отличаются по химическим и структурным свойствам: паласиты и мезосидериты. Палласитами называются те метеориты, силикаты которых состоят из кристаллов магнезиального оливина или их обломков, заключенных в сплошной матрице из никелистого железа. Мезосидеритами называют те железо-каменные метеориты, силикаты которых придставляют собой в основном перекристаллизованные смеси из разных силикатов, входящие также в ячейки металла.
в) Железные метеориты
Железные метеориты почти целиком состоят из никелистого железа и содержат небольшие количества минералов в виде включений. Никелистое железо представляет собой твердый раствор никеля в железе FeNi. При высоком содержании никеля (30-50%) никелистое железо находится в основном в форме тэнита (g -фаза) - минерала с гранецентрированной ячейкой кристаллической решетки, при низком (6-7%) содержании никеля в метеорите никелистое железо состоит почти из одного камасита (a -фаза) - минерала с объемно-центрированной ячейкой решетки. Большинство железных метеоритов имеет удивительную структуру: они состоят из четырех систем параллельных камаситовых пластин (по-разному ориентированных) с прослойками, состоящими из тэнита, на фоне из тонкозернистой смеси камасита и тэнита. Толщина пластин камасита может быть разной - от долей миллиметра до сантиметра, но для каждого метеорита характерна своя толщина пластин. Если полированную поверхность распила железного метеорита протравить раствором кислоты, то проявится его характерная внутрення структура в виде "видманштеттеновых фигур". Эти фигуры были названы в честь А. де Видманштеттена, который наблюдал их первым в 1808 г. Видманштеттеновы фигуры были обнаружены только в метеоритах и, как впоследствии выяснено, связаны с необычайно медленным (в течение миллионов лет) процессом остывания никелистого железа и фазовыми превращениями в его монокристаллах. До начала 50-х гг. железные метеориты классифицировали исключительно по их структуре. Метеориты, имеющие видманштеттеновы фигуры, стали называть октаэдритами, поскольку составляющие эти фигуры камаситовые пластины располагаются в плоскостях, образующих октаэдр. В зависимости от толщины l камаситовых пластинок (которая связана с валовым содержанием никеля) октаэдриты делят на следующие структурные подгруппы: весьма грубоструктурные (l > 3,3 мм), грубоструктурные (1,3 < l < 3,3), среднеструкткрные (0,5 < l < 1,3), тонкоструктурные (0,2 < l < 0,5), весьма тонкоструктурные (l < 0,2), плесситовые (l < 0,2). У некоторых железных метеоритов, имеющих низкое содержание никеля (6-8%), видманштеттеновы фигуры не проявляются. Такие метеориты состоят как бы из одного монокристалла камасита. Называют их гексаэдритами, так как они обладают в основном кубической кристаллической решеткой. Иногда встречаются метеориты со структурой промежуточного типа, которые называются гекса-октаэдритами. Существуют также железные метеориты, вообще не имеющие упорядоченной структуры - атакситы (в переводе "лишенные порядка"), в которых содержание никеля может меняться в широких пределах: от 6 до 60%.
Накопление данных о содержании сидерофильных элементов в железных метеоритах позволило создать также их химическую классификацию. Если в n-мерном пространстве, осями которого служат содержания разных сидерофильных элементов (Ga, Ge, Ir, Os, Pd и др.), точками отметить положения разных железных метеоритов, то сгущения этих точек или кластеры и будут соответствовать таким химическим группам. Среди почти 500 известных сейчас железных метеоритов по содержанию Ni, Ga, Ge и Ir четко выделяются 16 химических групп (IA, IB, IC, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, IIIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB). Поскольку 73 метеорита в такой классификации оказались аномальными (они выделяются в подгруппу неклассифицированных), то некоторые ученые высказывают мнение, что есть и другие химические группы - их возможно более 50, но они недостаточно представлены на Земле. 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. Это свидетельствует о том, что структура метеоритов одной и той же химической группы формировалась в близких температурных условиях и, возможно, в одном и том же родительском теле.
§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 разогр?