Průlet meteoritu horními částmi zemské atmosféry

Meteority

Slovo meteorit je odvozeno z řeckého "meteoros" (pozvednutý do vzduchu) a označuje tuhou hmotu (horninu, kov nebo směs obou), která má kosmický původ a dopadla na Zemi.

Některé tuhé kosmické hmoty přilétají do blízkosti Země a vypaří se v horních vrstvách atmosféry, ponechávajíce pomíjivou světelnou stopu asi 120 km nad povrchem. To se stává když jsou nestálé, nebo když jsou tvořeny zmrzlými plyny. Jsou to meteoridy a světelný jev se nazývá meteor (lidově - padající hvězda). Jedině mimozemská tělesa s určitou hmotností mohou projít atmosférou a dopadnout až na zemský povrch.

Rozlišujeme 3 různé skupiny jevů:

• 1. meteoritické jevy pozorujeme - světlo a zvuk meteoritu vnímáme jak
      padá na zemský povrch, ale nemůže být nalezen (spadl do moře nebo
      na nedostupné území)
• 2. meteoritické jevy byly pozorovány - byl pozorován pád meteoritu a byl
      nalezen celý nebo po kusech, úplně nebo částečně (tzv. "pád")
• 3. náhodně nebo dlouhým systematickým zkoumáním je nalezen meteorit
      na zemském povrchu, není ale známo kdy spadl (tzv. "nález").

Každý "pád" nebo "nález" je pojmenován podle geografického místa a připojen letopočet. Původ meteoritů se odvozuje zejména od pásma asteroidů mezi planetami Marsem a Jupiterem, kam se v letních měsících Země při svém oběhu kolem Slunce pravidelně přibližuje. Při průletu atmosférou meteorit před sebou stlačuje vzduch a třením se do hladka natavuje. Rychlost kolísá, často přesahuje 30 km . s^-1 (meteorit z Kňahyně na Podkarpatské Rusi vážil 294 kg a zaryl se 3,5 m hluboko). Tvar meteoritů je nahodilý. Povrch bývá pokryt kůrou, která vzniká při průletu atmosférou. Nejnovějšími vědeckými výzkumy byly v meteoritech analyzovány např. aminokyseliny a voda, které jsou základem života na Zemi, což podporuje hypotézy o mimozemském původu vzniku života, resp. původu hydrosféry na Zemi - přítomnost vody a aminokyselin v meteoritu Murchison, který spadl v Austrálii v roce 1969 a je uložen ve Fieldově muzeu v Chicagu, byla dokázána na tokijské univerzitě.

Historie nálezů a popisů meteoritů je velmi stará a sahá až do antiky. První vědecké zkoumání je z přelomu 18. a 19. století. Němec Chladni byl patrně první, kdo r. 1894 razil hypotézu, že meteority jsou mimozemského původu. Oficiální věda však nebyla dosud připravena takovou myšlenku přijmout. Angličan Edward Howard ve své přednášce v Královské společnosti v Londýně 25. 2. 1802 vysvětloval výsledky chemické a mineralogické analýzy předmětů "spadlých z nebe" a vyvozoval, že jde o meteority. Oficiální pozice vědy se však nezměnila až do pádu u Paříže v roce 1803, který zkoumal fyzik Jean - Baptiste Biot. Strukturní klasifikace meteoritů první poloviny 20. století obsahuje třídění meteoritů na železné a kamenné.

Vynález hmotového spektrometru kolem roku 1950 a nové výzkumy umožnily zpřesnit klasifikaci na tuto současnou:

• kamenné meteority - čili aerolity
• kovové meteority - čili siderity (pozor, nezaměňovat s minerálem FeCO₃!)
• smíšené meteority - čili siderolity

1. Aerolity

Jsou nejběžnější. Nejčastěji se skládají ze silikátů, ale někdy z karbonizované horniny s určitými stopami železa. Dělí se do dvou hlavních skupin - chondrity (93 % Fe) a achondrity (7 % Fe), podle toho, zda obsahují známé malé sférické koule o průměru 0,2 - 15 mm, tzv. chondruly, které se vyskytují jedině v meteoritech.

Na minerálním složení aerolitů se podílí: diamant, grafit, olivín, pyroxeny (enstatit, bronzit, hypersten), plagioklas (anortit), magnetit, troilit, tridymit aj. a minerály výhradně kosmického původu, jako schreibersit, oldhamit, osbornit, daubréelit, lawrencit a cohenit.

• 1.1 Chondrity

  Obsahují charakteristické chondruly. Jsou tvořeny silikáty (olivín nebo rombický pyroxen) tvaru malých koulí s excentricky vláknitým nebo stébelnatým slohem. Jejich vnitřní struktura se různí - monosomatické mají jen jeden krystal, polysomatické obsahují krystalů více. Jejich podíl na celkové hmotnosti meteoritu je široký, od velmi malého, po vysoký.

  • 1.1.1 - Enstatické chondrity

    Dělí se do 2 skupin podle obsahu železa. Skupina I má méně než 12 % Fe, skupina II může mít až 35 % Fe. Jsou většinou tvořeny pyroxenem, ale mohou též obsahovat křemen a tridymit. Vytvářely se za teplot vyšších než 650 °C a ve sbírkách se označují "E".

  • 1.1.2 - Běžné chondrity

    Představují 80 % chondritů. Mohou obsahovat olivín, bronzit, plagioklas aj. minerály odvozené od Fe. Dělí se do dvou skupin, ve sbírkách označovaných "H" a "L".

  • 1.1.3 - Amfoterity

    Obsahují cca 35 % olivínu, ale málo volného Fe (obvykle méně než 7 %). Označují se "LL".

  • 1.1.4 - Karbonátové chondrity

    Jsou nejjednodušší ze všech meteoritů, velmi blízké původní protosolární mlhovině. Obsahuje zhruba 40 % plagioklasu a minimum uhlíku, někdy v určité organické podobě. Železo obsahují velmi málo nebo žádné.

• 1.2 Achondrity

  Jsou velmi chudé na kovy a klasifikují se podle jejich obsahu vápníku a uhlíku v množství od 0 % do 25 %. Jejich struktura a minerální složení jsou velmi podobné pozemským magmatitům.

  Achondrity se dělí na 2 velké kategorie:

  • bohaté na vápník (více než 5% CaO)

    angrity (značené "ANG"), eukrity ("EUC", složené z augitu a anortitu) a howardity ("HOW")

  • chudé na vápník (méně než 3% CaO)

    diogenity (značené "DIO"), urelity ("URE") a aubrity ("AUB")

2. Siderity

Asi 27 % všech meteoritů ve sbírkách jsou siderity, ale podle statistiky z Antarktidy představují jen 6 % pádů. Mnohem pomaleji než jiné meteority podléhají erozi a je snazší je najít. Největší známé meteority jsou siderity a většinou zůstávají na místech pádů. Největší byl objeven r. 1920 v Namíbii, jeho hmotnost se odhaduje na 70 tun. Klasifikace sideritů je velmi obtížná. Dnes se dělí do 13 skupin (IAB, IC, IIAB, IIC,...) podle chemického složení, konkrétně množství gallia, germania a iridia (v promile). Celých 25 % jich je na seznamu jako "abnormální", protože se nedají zařadit do žádného typu.

Siderity se klasifikují také podle jejich vnitřní struktury nebo obsahu niklu. Žádný kovový meteorit neobsahuje méně než 5 % Ni. V sideritech byly analyzovány 2 různé minerály stejného chemického složení (Fe, Ni) ale různé struktury - kamacit (5 – 12 % Ni) a taenit (13 – 37 % Ni). Převaha některého z nich závisí na podmínkách tuhnutí a procentu původně přítomného niklu. Na vyleštěných a kyselinou leptaných řezech sideritem vznikají 4 systémy kamacitových lamel, resp. pásků - tzv. Widmannstättenovy obrazce.

Widmannstättenovy obrazce - vznikají na sideritech tak, že zředěná kyselina dusičná nebo chlorovodíková leptá niklem chudší kamacit více a ten je nelesklý a tmavší, kdežto niklem bohatší taenit leptá méně, takže zůstává lesklý a bělejší. Obrazce je možno vyvolat i zahříváním, přičemž vznikají různé náběhové barvy. Podle polohy řezné plochy ke slohu osmistěnu mají tyto obrazce různý vzhled, lamely se protínají v různých úhlech, a to:

• má-li řez polohu plochy osmistěnu, protínají se 3 směry lamel v úhlech 60° a 120°
• má-li řez polohu plochy krychle, protínají se 2 směry lamel v úhlech 90°
• na řezu dodekaedrickém se protínají 3 směry lamel v úhlech 71° 34' a 54° 44'
• na libovolném řezu se 3 směry lamel protínají a tvoří spolu 3 různé úhly

Jsou tvořeny taenitem a mnohostěnné dutiny mezi nimi jsou vyplněny mikrokrystalickou směsí obou minerálů, zvaných plessity. Tento systém křižujících se lamel, souběžných se dvěma, třemi a více směry se různí podle úhlu, pod kterým se plocha pozoruje.

• 2.1 - Oktaedrity

  Jejich struktura je osmistěnná a obsahují přes 5 % Ni. Mají podle osmistěnu vrstevnatý sloh, ve kterém se střídají tlustší vrstvy kamacitu s jemnými vrstvami taenitu. Podle Tschermaka se rozlišuje 6 podskupin podle šířky lamel kamacitu, neboť existuje přímý vztah mezi ním a obsahem niklu.

  Podskupiny se označují: Og, Ogg, Om, Of, Off, Opl (zkráceno z "velmi tlusté" až po "velmi tenké").

• 2.2 - Ataxity

  Jejich struktura není postřehnutelná pouhým okem (odtud i jejich jméno), neboť tloušťka Widmanstättenových lamel klesá s rostoucím obsahem niklu a mizí úplně, když obsah niklu přesáhne 15 %.

• 2.3 - Hexaedrity

  Jsou tvořeny shluky velkých hexaedrů kamacitu. Mohou být tvořeny i jen jedním krychlovým krystalem, odlomeným po nárazu. Po naleptání kyselinou se ukáže celá síť souběžných lamel - tzv. Neumannovy lamely (či linky). Jsou způsobeny mechanickým tlakem na kamacit za teplot mezi 300 °C a 600 °C. Pokud exemplář tvoří několik krystalů, směr lamel je na každém jiný.

3. Siderolity

Představují 1 % meteoritů nalezených v Antarktidě a 3 % všech meteoritů ve sbírkách. Jsou kompozicí dvou jiných druhů a dělí se do tří skupin:

• 3.1 - Pallasity

  Obsahují krystalická, někdy pupencovitá zrna olivínu, v průměru 1 cm, jejichž barva může být pískově žlutá až olivově zelená. Tento silikát je zasazen ve ferro- niklové základní hmotě. Po odříznutí a vyleštění to jsou nejestetičtější meteority.

• 3.2 - Mezosiderity (dříve zvané siderofyry)

  Jsou tvořeny jedním kovem (ferro-nikl) a dvěma silikáty (rombický pyroxen a plagioklas) ve zhruba stejném poměru.

• 3.3 - Lodranity

  Jsou velmi vzácné, dosud byly nalezeny jen 2 kusy. Tvoří je železo, olivín a pyroxen ve zhruba stejných podílech.

Závěrem

Meteority jsou tvořeny stejnými chemickými prvky které známe z pozemských podmínek, ale jejich složení může být originální. Některé minerální struktury či sloučeniny prvků se vyskytují jedině v meteoritech - např. chondruly v aerolitech, Widmannstättenovy obrazce a Neumannovy lamely v sideritech a minerály kosmického původu.

Stáří meteoritů

Stáří se vyjadřuje jako jejich absolutní stáří, stáří expozice kosmickým paprskům a pozemské stáří.

• Absolutní stáří

  Časový úsek mezi utuhnutím hmoty a současnými chemickými změnami. Měření hmotovým spektrometrem určují z kolika a z jakých izotopů se určitý chemický prvek, převedený ve sloučeninu nebo radiogenní plyn, skládá. Toto absolutní stáří, určované několika metodami (Pb/Pb nebo Rb 87/Sr 87), je vždy stejné pro prakticky všechny meteority. Je to 4,57±0,07 miliard let a rovná se období počátků formování Sluneční soustavy.

• Stáří expozice kosmickým paprskům

  Časový úsek mezi oddělením z matečného tělesa po srážce a okamžikem dopadu na Zemi. Měření se liší podle druhu meteoritu: aerolity jsou cca 1 – 60 milionů let staré, siderity 20 milionů až 2 miliardy let.

• Pozemské stáří

  Časový úsek, po který se meteorit nachází na naší planetě. Nikdy to není víc než pár milionů let. Toto bývá nejobtížněji zjistitelné stáří. Např. u slavného meteoritu z Canyon Diablo v Arizoně bylo zjištěno absolutní stáří 4,5 miliard let, stáří expozice 180 milionů let a pozemské stáří 49 700 let.

Největší světová sbírka meteoritů je v přírodovědeckém muzeu v Mexico-City, největší evropská sbírka pak v Naturhistorisches Museum Wien, sbírka našich i světových meteoritů je v Moravském zemském muzeu v Brně a v Národním muzeu v Praze.

Z našich meteoritů jsou slavné zejména ty staršího data nálezu, např. siderit od Lokte (kolem roku 1 400, 107 kg), chondrit od Ploskovic u Litoměřic (1 723), eukrity od Stonařova u Jihlavy (1 808), chondrit od Blanska (1 833), hexaedrit od Broumova (1 847), oktaedrit od Staré Bělé u Ostravy (1 898), oktaedrit od Opavy (1 926), atd.