HED метеорити

от Уикипедия, свободната енциклопедия
(пренасочване от ХЕД метеорити)
Направо към навигацията Направо към търсенето
отляво надясно – хауардит, еукрит, диогенит
Астероидът Веста, сниман от камерата на космическия апарат Дон
Фрагмент от еукрита Станерн, открит 175 години след падането му през 1808 г. в Чехия
Мономиталният еукрит NWA 8563 с тегло 9,13 кг
Оливиновият еукрит NWA 7831, съставен от полупрозрачни жълто-зелени кристали на ортопироксен с бледо оранжеви продукти от земното атмосферно влияния по една от множеството фрактури.
Милбилили, най-известният представител на еукритите
NWA 6928, много рядък норитен диогенит.
Фрагмент от диогенита Bilanga със светла матрица и по-тъмни класти. Отгоре се вижда запазената кора.
Фрагмент от диогенита Джонстаун, паднал в Колорадо през 1924 г.
Хауардитът Dar al Gani 669, открит в Либия през 1999 г.
Фрагмент от хауардита NWA 5489 с тегло 2,74 g. На полираното му лице се вижда голяма еукритна класта, както и диогенитни фрагменти в светла матрица.
Хауардитът Campo del Cielo с множество регмаглипти. Открит през 1576 г. в Аржентина

HED метеоритите (Метеорити от Веста) са клан, принадлежащ към клас Ахондрити. Наименованието HED идва от съкращението на трите основни групи в тях – ХауардитиЕукритиДиогенити. Това са каменни метеорити, които като всички ахондрити не притежават хондрули, което е един от начините за различаването им от класа Хондрити.[1] Намерени са около 200 HED метеорити и те съставляват най-големият набор от земни корови магмени скали от тяло, различно от Земята и Луната.[2]

Метеоритите HED традиционно са класифицирани в една група, защото има сериозни доказателства, че те произхождат от едно и също астероидно родителско тяло. Тези доказателства включват техните почти идентични изотопни състави на кислорода, прилики в съотношенията на Fe/Mn и на пироксените. Друго доказателство е появата на полимиктови брекчи, състоящи се от материали от еукритен и диогенитен произход (напр. хауардитите), и съществуването на скали, междинни между диогенити и кумулативни еукрити.[2]

Произход[редактиране | редактиране на кода]

Преди време се е смятало, че HED метеоритите са свързани с тези от Марс и установяването, че те идват от различно родителско тяло, изяснява значително проблема с техния произход. По същия начин някога се е приемало, че вероятен източник на тези метеорити е Луната, докато мисиите Аполо не донасят лунни проби. Тези асоциации са се приемали за възможни, тъй като родителското тяло на HED е признато за базалтово и бедно на летливи вещества.[3]

Хипотезата за произхода им от 4 Веста е в съответствие с текущите наблюдения от мисията на космическия апарат Дон през 2007 г.[1] Този консенсус е генериран чрез десетилетия проучвания, обхващащи геохимия, астрономия, динамика и геофизика на Веста и тази група метеорити.[3] Изследванията показват, че и трите вида HED метеорити са се формирали в един и същи времеви отрязък и различията им се дължат на различните геоложки истории на основната скала.[2] Освен това, при сравняване на спектрите на отражение на тези метеорити със спектрите на астероидите се оказва, че най-вероятно те водят произхода си от Веста. Затова понякога метеоритите от тази група се наричат „Метеорити от Веста“.[4]

Произходът на тези метеорити е вероятно също толкова сложен, колкото и историята на самия астероид Веста, който е вероятното родителско тяло на HED метеоритите.[5] Данни от кислородните изотопни състави и съдържанието на сидерофилни елементи благоприятстват модел на екстензивно топене на астероида, при което се образува глобален магмен океан, който бързо (за период от няколко години) се охлажда и кристализира, за да се получи метална сърцевина, богата на оливин мантия, богата на ортопироксен долна кора и базалтова горна кора.[6]

След формирането си преди около 4,5 милиарда години, в големия астероид се образува никел-желязно ядро, обвито от вулканичен материал във вид на мантия и кора. Така се появява т.н. диференцирано тяло. След около 150 милиона години Веста се охлажда до такава степен, че кратката вулканична фаза приключва. Ядрото от скали и метал започва да се втвърдява изключително бавно. Малко по-късно Веста, чийто диаметър е около 576 км, претърпява масивен сблъсък, който изравя 450-километров кратер близо до южния и полюс, обхващащ значителни части от астероида. Кратерът ясно се различава при наблюдение от телескопа Хъбъл.[5] Спектроскопските измервания установяват плитка абсорбция, приписвана на хидратирани минерали. Предполага се, че те може да са били доставени чрез удари с хондрити от група С, каквито се наблюдават при някои HED брекчи.[3]

По време на тази катастрофа от Веста са изхвърлени множество малки и средни тела, кръстени от науката „Вестоиди“, които са малки астероиди с диаметър под 10 км, динамично свързани с Веста, а други са се разпръснали на по-големи разстояния.[2] Кратерът на Веста е толкова огромен, а гравитационното привличане толкова слабо, че е изхвърлен дори материал от дълбоките му слоеве. В зависимост от дълбочината, от която идват метеоритите, днес те имат различни свойства и образуват трите типа на тези метеорити. Предполага се, че HED метеоритите идват директно от този астероид, или са потомци на Вестоидите.[5]

Образуване[редактиране | редактиране на кода]

Съществуват три общи типа литологично разнообразие в клана HED. Първото е породено от процесите на магнитно фракциониране, второто е резултат от термичен метаморфизъм и третото се дължи на причинените от удари промени в кората на Веста.[6]

Съществуват няколко различни модела за обяснение на формирането на HED метеоритите. Според единия от тях тялото на астероид с хондритен състав е напълно разтопено, металното ядро е отделено, а силикатната стопилка се втвърдява чрез фракционна кристализация. Диогенитите кристализират рано, а еукритите се формират от остатъчните течности след настъпването на обширна фракционна кристализация.[2]

Според друг модел еукритите представляват първични частични стопилки върху родителско тяло, което никога не е било напълно разтопено. Има и няколко модела, които са между тези две крайни варианта. Който и модел да е правилен, ясно е, че основният астероид-майка на тези метеорити е бил подложен на сложна магнитна активност. Метаморфизмът на HED метеоритите до голяма степен е свързан с дълбочината, на която се е намирала скалата при удара, въпреки че нагряването от него също може да е изиграло важна роля.[2] Причината за този общ метаморфизъм не е напълно ясна, но може да е резултат от бързо затрупване на ранните базалти под по-късни наслагвания, причинени от висок излив на лавови потоци.[6] Високата скорост на изригване може да е била причина за бързото затрупване, обяснявайки защо е възникнал обширен метаморфизъм в скалите.[2]

Състав и текстура[редактиране | редактиране на кода]

Кланът на HED метеоритите съдържа ултрамафични и мафични магмени скали и ударни фрагментирани отломки. Диогенитите са петрологично разнообразни и включват дунитни, харцбургитни и норитни литологични типове в допълнение към традиционните ортопироксенити. Те произхождат от долната част на кора на Веста. Еукритите са габро̀ви скали, образувани от натрупване на пижонит и плагиоклаз от магмата на дълбочина в рамките на кората, докато базалтовите еукрити са разтопени състави, които вероятно представляват дайки, силове и магмени потоци на плитко ниво. Някои базалтови еукрити са по-богати на несъвместими микроелементи в сравнение с повечето еукрити и те могат да представляват смесени стопилки, замърсени с частични стопилки на земната кора. Хауардитите са смес от еукрити, диогенити и хондритни скали.[6]

Наблюдаваната повърхност на Веста е покрита с фрагментирани отломки в резултат на удари, а повечето HED метеорити са брекчирани. Много еукрити и диогенити са мономиктни брекчи, което показва липса на смесване на отделни минерали. Въпреки това, много HED са полимиктни брекчи. Хауардитите са най-добре смесените полимиктни брекчи, но само някои от тях съдържат доказателства за пребиваване в реголита на Веста.[6]

Съотношенията Fe/Mn на пироксените са използвани за разграничаване на HED метеорити от други богати на FeO скали и базалти, съдържащи пироксен и плагиоклаз като лунните и марсиански базалтови метеорити.[7]

Класификация[редактиране | редактиране на кода]

За класификацията са използвани композиционните характеристики на метеоритите HED, а също и за по-добро разбиране на произхода на различните групи и подгрупи. Те се делят на три основни групи – еукрити, диогенити и хауардити.[8]

Еукрити[редактиране | редактиране на кода]

Това са най-често срещаните ахондрити от клана и са образувани от топенето на хондритите в кората на Веста. Представляват базалти, състоящи се главно от равни количества пироксен и плагиоклаз. Съдържат още пижонит, по-малки количества силициев диоксид, хромит, илменит, фосфати, никел-желязо, троилит и циркон. Образувани са или от лавови потоци, или като интрузии, кристализирали в недрата на астероида. Най-известният представител е метеоритът Милбилили (Millbillillie), открит в Австралия през 1960 г.[2][9] Делят се на три големи групи – базалтови, кумулативни и полимиктови.[2]

Базалтови (некумулативни) еукрити Това са обикновено брекчирани еукрити, които са запазили своята магмена текстура и са предимно фино до среднозърнести офитни скали, при които големи, по-късно образувани и по-малко съвършени кристали, обграждат по-малки, рано образувани кристали от други минерали с различна степен на оформеност и различни размери. Базалтовите еукрити са по-финозърнести от кумулативните и се състоят главно от големи кристали на пижонит, които обгръщат плагиоклазовите зърна.[2]

Малките и допълнителните фази, които се срещат предимно между плагиоклаза и пироксена, включват силициев диоксид, хромит, илменит, метал, троилит, фосфати, оливин и рядко циркон. Първоначално са се образували от бързо охладени потоци от повърхностна лава (неуравновесни базалтови еукрити), но повечето впоследствие са метаморфизирани (метаморфизирани базалтови еукрити).[2]

Кумулативни еукрити Това са предимно небрекчирани еквигрануларни (с еднакъв размер на минералните зърна), едрозърнести габро̀ви скали, които са предимно по-грубозърнести от базалтовите еукрити. Пироксените при тях са нискокалциеви и по-богати на магнезий, а плагиоклазът съдържа повече калций. Представляват базалт, съдържащ пижонит и плагиоклаз, образувани вследствие на кристални натрупвания от базалтови течности. Съдържат още незначителни количества хромит и допълнителен силициев диоксид, фосфат, илменит, метал и троилит.[2]

Полимиктни (полимитални) еукрити Полимиктните еукрити са брекчи, състоящи се предимно от еукритен материал, който може да съдържа класти на базалтови и/или кумулативни еукрити, както и такива от уравновесени и/или неуравновесени фрагменти.[10] Съдържат също така под 10% от обема си диогенитен компонент под формата на ортопироксен.[2] По-голямата част от полимиктните брекчи имат състав, съответстващ на смеси от еукрити от основната група и диогенити, понякога заедно с малко базалтов еукрит от подгрупата Станерн.[10]

Диогенити[редактиране | редактиране на кода]

Диотенитите са богати на едрозърнест ортопироксен, който е обилно натрупан по повърхността на базалтовата магма. Обикновено той е силно брекчиран и раздробен. Диогенитите се състоят предимно от ортопироксен с незначително количество оливин, хромит и плагиоклаз. Авгитът се среща като ламели в нискокалцевия пироксен, образуваи при бавно охлаждане. Присъстват още метал и троилит но в ниски и променливи количества.[2]

Характеризират се с по-големи кристали от еукритите, защото са образувани при бавното охлаждане на базалтовата стопилка в подземни магмени камери, така че малките кристали от пироксен успяват да пораснат. По тази причина се предполага, че произхождат от по-големи дълбочини отколкото еукритите.[2][5] Наречени са на Диоген от Аполония, който пръв предполага извънземен произход на метеоритите.[9]

Класификацията им според структурата ги разделя на две големи групи – брекчирани и небрекчирани:

Брекчирани диогенити Брекчираните диогенити са мономиктни (от един минерал) брекчи, съставени от пироксен и пироксенитови фрагменти, циментирани в маса от малки пироксенови частици.[8] Типичният брекчиран ортопироксенитен диогенит е съставен от груби ортопироксенови класти с размер до 5 см, разпръснати из финозърнеста фрагментарна матрица от ортопироксен.[6]

Небрекчирани диогенити Някои от небрекчираните диогенити имат едрозърнеста (до 6 мм) магмена структура. Освен основния пироксен, допълнителните минерали, които съдържат, са плагиоклаз и оливин. Други се отличават с добре запазена кумулативна структура и зонален състав на пироксена, оливина и хромита. Имат среднозърнеста гранобластна структура и могат да представляват прекристализирали финозърнести ортопироксенови брекчи.[8]

Друга класификация ги разделя според съдържанието им на оливин:[8]

  • Оливиносъдържащи – 1 – 5% оливин
  • Диогенити, богати на оливин – съдържание на оливин 5 – 30%. По време на създаване на класификацията такива все още не са били открити.
  • Оливинови диогенити – перидотитни скали със съдържание на оливин над 30% от обема им.[8]

Хауардити[редактиране | редактиране на кода]

Тези каменни метеорити са кръстени на Едуард Чарлз Хауърд, британски изследовател на метеорити от 18 и 19 век.[5] Това са сложни брекчи, образувани при удар върху повърхността на родителското тяло, съдържащи еукрити, диогенити и някои хондритни материали.[5][9] Освен това техните финозърнести, кластични матрици се отличават с високо съдържание на имплантирани от слънчевия вятър благородни газове.[2]

Хауардитите са типични реголити – хаотично изглеждаща смес от отломки от вулканични скали, която се е натрупала и втвърдила на повърхността на астероида и впоследствие е химически променена от космическите лъчи.[5][9] Изхвърлената при сблъсък и повторно натрупана кора на Веста може да обясни химическото и текстурно разнообразие, запазено в полимиктните еукрити и хауардитите.[10] Състоят се предимно от еукритен и диогенитен материал, който обхваща над 10% от обема им. Съдържат още ортопироксен, както и малко оливин, изобилие от ударни стопилки и фрагменти от брекчи, а понякога и въглеродни хондритни ксенолити.[2]

Източници[редактиране | редактиране на кода]