Menu

Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Meteoroidy, meteory, meteoryty

Anna Kapuścińska
Białystok, 21–24 XI 2008

Meteoroidy

Meteoroidy to odłamki skalne poruszające się po orbicie wokół Słońca. Mogą mieć średnicę między 0,1 mm a 10 m (według definicji Międzynarodowej Unii Astronomicznej). Większe od meteoroidów obiekty to planetoidy lub komety, mniejsze — pył międzyplanetarny. Większość meteoroidów to drobne okruchy, o masie nie przekraczającej 10−6 kg. Ocenia się, że w ciągu doby do atmosfery ziemskiej wpada kilkaset milionów meteoroidów. Oczywiście znaczna większość z nich to te najmniejsze.

Meteoroidy mogą powstawać na dwa sposoby:

  1. w wyniku zderzeń planetoid z pasu między Marsem, a Jowiszem (lub, rzadziej, z innych obszarów Układu Słonecznego)
  2. w wyniku rozpadu komety przelatującej blisko Słońca
Meteoroidy pochodzące ze zderzeń planetoid

W pasie planetoid między Marsem a Jowiszem krążą wokół Słońca miliony obiektów, które nieustannie zderzają się ze sobą. W wyniku tych zderzeń kawałki skały odrywają się od planetoidy i rozpoczynają ruch po własnej orbicie jako meteoroidy. Przy wyjątkowo silnych zderzeniach cała planetoida może zostać rozbita. Czasami odrywane kawałki nie mają wystarczająco dużej energii kinetycznej żeby rozpocząć własny ruch wokół Słońca i spadają z powrotem na macierzystą planetkę. Może się też zdarzyć, że rozbita planetoida z powrotem łączy się w jedno ciało złożone z wielu kawałków poprzedzielanych pustymi miejscami. Fragmenty skał znajdujące się na powierzchni mogą się dostać do środka i odwrotnie. Czasami zderzenie wydziela tak dużo energii cieplnej, że skała topi się i kawałki ciał łączą się w jedno. Wszystkie te przeobrażenia planetoid i meteoroidów powodują, że spadające później na Ziemię meteoryty mają bardzo różnorodne składy chemiczne i budowę.

Meteoroidy pochodzące z rozpadu komet

Kiedy kometa przelatuje w pobliżu Słońca, jej lodowe jądro sublimuje, uwalniając przy tym zawarte w nim ziarna pyłu kosmicznego. Cząstki pyłu, lodu i gazów stopniowo oddalają się od jądra komety, wciąż jednak poruszając się po jej orbicie. Strumień takich drobinek poruszających się wzdłuż trajektorii komety nazywany jest rojem meteoroidów. Jeżeli kometa macierzysta nadal istnieje, to w jej pobliżu rój jest zagęszczony dużo bardziej niż w oddalonych od niej miejscach. Po całkowitym rozpadzie komety, strumień drobinek stopniowo rozkłada się równomiernie wzdłuż całej orbity komety. Rój meteoroidów jest dużo trwalszy od samej komety, mimo że nieustannie trwa proces jego dezintegracji (cząstki oddalają się od siebie, wskutek czego strumień staje się coraz szerszy). Gęstość roju jest bardzo mała — poszczególne drobiny oddalone są od siebie o setki kilometrów!

Meteory

Nazwa „meteor” pochodzi od greckiego słowa „meteoros”, co znaczy „wysoko na niebie”. Meteor to świecący ślad, jaki zostawia na niebie meteoroid, który wpadł w atmosferę ziemską. To właśnie to zjawisko jest często błędnie nazywane „spadającą gwiazdą”. Po wejściu w atmosferę meteoroid zaczyna się spalać w wyniku silnego oporu powietrza, a właściwie w wyniku adiabatycznego sprężania powietrza tuż przed jego czołem. Jego powierzchnia rozgrzewa się wtedy do temperatury kilku tysięcy st. Celsjusza, ale temperatura w środku skały może tylko nieznacznie wzrosnąć. w przypadku odłamków żelaznych cały meteoroid silnie się rozgrzewa, ponieważ żelazo jest dużo lepszym przewodnikiem cieplnym niż skała. w czasie przelotu meteoroidu przez atmosferę dochodzi do ablacji, czyli topnienia i zwiewania wierzchnich warstw skały. Meteoroid wpada w ziemską atmosferę z prędkością 11–76 km/s. Zaczyna świecić na wysokości 100–130 km, a gaśnie zwykle na wysokości 75–80 km, czasem niżej, nawet do 30 km. Meteor przestaje świecić, w momencie, kiedy początkowa prędkość meteoroidu zostaje wyhamowana i porusza się on tylko spadkiem swobodnym. Warto dodać, że to, co widzimy, nie jest świeceniem samego odłamku skalnego, lecz cząsteczek zjonizowanego powietrza wokół niego.

Meteor jaśniejszy od wszystkich planet, (o jasności większej niż −4 mag) nazywamy bolidem. Powyższa definicja została ustanowiona przez Międzynarodową Unię Astronomiczną. Międzynarodowa Organizacja Meteorowa wprowadziła dokładniejszą definicję tego zjawiska: bolid to meteor, który widziany w zenicie miałby jasność −3 mag lub większą. Przelotowi bolidu towarzyszą zwykle efekty akustyczne określane jako grzmoty, odgłosy pisku opon czy wystrzałów z karabinu maszynowego. Wyjątkowo jasne bolidy (o jasności większej niż −15 mag) nazywane są superbolidami, a bolidy widziane w dzień to bolidy dzienne.

Bolid przelatujący nad USA 30.09.2008 r.
Bolid przelatujący nad USA 30.09.2008 r.

Większość meteoroidów wpadających do atmosfery ziemskiej ulega całkowitej ablacji w mezosferze. Niektóre docierają do powierzchni Ziemi jako meteoryty. Znane są również sporadyczne przypadki meteorów, które wleciały do atmosfery pod bardzo małym kątem i wyleciały z niej z powrotem w przestrzeń kosmiczną (np. bolid, który przeleciał 22.09.2008 r. nad Findlandią). To, jak się zakończy przelot meteoru zależy od masy meteoroidu, jego prędkości początkowej oraz kąta, pod którym wpadł do atmosfery.

Roje meteorów

Kiedy Ziemia w swoim ruchu obiegowym przecina orbitę komety (ciągle istniejącej lub już całkowicie zdezintegrowanej), można obserwować zjawisko zwane rojem meteorów. Meteory z roju pozornie wylatują z jednego punktu na niebie, nazywanego radiantem. Nazwy rojów pochodzą od nazw gwiazdozbiorów, w których znajduje się ich radiant. Miarą intensywności roju meteorów jest zenitalna liczba godzinna (ZHR — Zenital Hourly Rate), czyli liczba meteorów, jaką może zaobserwować pojedynczy obserwator w ciągu jednej godziny, przy widoczności granicznej 6,5 mag i radiancie znajdującym się w zenicie. ZHR wyraża się wzorem:

Wzór na zenitalną liczbę godzinną
gdzie: ZHR — zenitalna liczba godzinna, r — współczynnik masowy, LM — widoczność graniczna, N — ilość zaobserwowanych meteorów na godzinę, F — współczynnik zachmurzenia, α — wysokość radiantu.

Obecnie znanych jest ok. 130 rojów meteorów. Bardzo intensywne roje nazywane są deszczami meteorów. Występują one zwykle co kilkanaście, kilkadziesiąt lat, wtedy, gdy Ziemia przecina rój meteoroidów w miejscu jego największego zagęszczenia. Jeden z największych deszczy meteorów miał miejsce w nocy z 12 na 13 listopada 1966 r. Odpowiedzialny za niego był rój Leonidów, a w ciągu godziny można było zaobserwować nawet 140000 meteorów!

Najważniejsze roje meteorów
Najważniejsze roje meteorów

Meteoryty

Meteoryt to, najprościej mówiąc, meteoroid, który dotarł w postaci ciała stałego do powierzchni Ziemi. Szacuje się, że na Ziemię codziennie spada od 100 do nawet 1000 ton meteorytów. Oczywiście większość z nich to drobne okruchy.

Największe szanse na dotarcie do powierzchni Ziemi mają meteoroidy o dużej masie i małej prędkości początkowej. Większe meteoryty zwykle nie spadają na Ziemię w jednym kawałku, ale rozpadają się na wskutek oporu powietrza. Przy dużej ilości meteorytów pochodzących z jednego meteoru mówi się o deszczu meteorytów. Powierzchnię spadku takiego deszczu nazywa się elipsą rozsiania. Może ona osiągnąć długość kilku, kilkunastu, a nawet kilkudziesięciu kilometrów.

Podczas ablacji w atmosferze ziemskiej, meteor pozostawia za sobą smugi materii meteorytowej, która później powoli opada na powierzchnię Ziemi. Jest to tzw. pył meteorytowy. Jego warstwa leży na całej Ziemi, jednak w okolicach spadku dużych meteorytów wyraźnie się zagęszcza.

Obecnie znanych jest ok. 1050 meteorytów, które zostały odnalezione w wyniku obserwacji trajektorii lotu oraz ponad 31000 takich, które zostały odnalezione i rozpoznane jako meteoryty, mimo że nikt nie obserwował ich upadku. Regularne poszukiwania meteorytów prowadzone są na Antarktydzie i na Saharze, ponieważ wyróżniają się one w jednolitym krajobrazie tych miejsc. Nazwy meteorytów pochodzą od nazw miejsc, w których je znaleziono (zazwyczaj używa się nazwy geograficznej tego miejsca, jaka obowiązywała w czasach, gdy odnaleziono meteoryt i w języku, jaki obowiązywał wówczas na tym terenie).

Podział meteorytów

Meteoryty dzieli się na trzy główne grupy:

  • kamienne
  • żelazne
  • żelazno-kamienne

Podział ten wskazuje na ich pochodzenie: meteoryty kamienne pochodzą zazwyczaj z wierzchnich warstw planetoidy, a żelazne z jej jądra. Oprócz tego istnieje wiele różnych podgrup. Mimo to, często meteoryty nie dają się łatwo zaklasyfikować do którejś z nich.

Podział meteorytów
Podział meteorytów

Jak rozpoznać meteoryt?

Większość meteorytów kamiennych ma swoje ziemskie odpowiedniki, więc rozpoznanie ich przez niewprawioną osobę jest bardzo trudne. Pozornie łatwo może być rozpoznać meteoryt żelazny, trzeba jednak pamiętać, że większość spotykanych brył żelaza to nie pozaziemskie skarby, a zwyczajne odpady hutnicze. Jak zatem rozpoznać meteoryt spośród wielu innych spotykanych kamieni? Meteoryty mają kilka charakterystycznych cech, które to ułatwiają. Są to jednak tylko reguły, od których zdarzają się dosyć liczne odstępstwa.

  • Meteoryty są zwykle nieco cięższe od ziemskich kamieni.
  • Prawie każdy meteoryt zawiera pewną domieszkę żelaza i przyciąga magnes.
  • Żelazo występuje w meteorytach w postaci stopu żelazowo-niklowego (co najmniej 4% niklu).
  • Po upadku meteoryt jest zwykle pokryty czarną skorupą. Powstaje ona w wyniku zastygnięcia ostatniej stopionej w atmosferze warstwy.
  • Wiele meteorytów (szczególnie żelaznych) ma na powierzchni charakterystyczne struktury — regmaglipty. Są to dołki przypominające wyglądem odciśnięcia kciuka. Powstają w wyniku działania wirów powietrza podczas spadku meteorytu.

Meteoryty kamienne (Aerolity)

Stanowią znaczną większość (ok. 94%) wszystkich znalezionych meteorytów. Dzielą się na dwie duże grupy:

  • Chondryty
  • Achondryty
Chondryty

Chondryty stanowią ok. 91% meteorytów kamiennych i 86% wszystkich meteorytów. Nazwa ‘chondryty’ pochodzi od ich głównej jednostki budulcowej — chondr. Chondry (od gr. ‘chondros’ — ziarno) to małe, okrągłe ziarenka zbudowane z krzemianów żelaza i magnezu. Powstawały prawdopodobnie w początkach Układu Słonecznego i są najstarszymi okruchami skały na naszej planecie.

W celu oznaczenia rodzaju chondrytu określa się jego typ petrologiczny, czyli stopień przeobrażenia pod wpływem działania wysokiej temperatury. Typy petrologiczne oznacza się cyframi od 3 do 6, gdzie w meteorycie 3. typu chondry są najlepiej widoczne, a w meteorycie 6. typu — najmniej. Niektórym chondrytom węglistym nadaje się typ petrologiczny 1 lub 2, który określa stopień przeobrażenia pod wpływem działania ciekłej wody. Niektórzy naukowcy wprowadzają także typ 7. dla meteorytów wyjątkowo mocno przeobrażonych.

Chondryty zwyczajne stanowią ok. 90% chondrytów i 77% wszystkich meteorytów. Zawierają liczne chondry gęsto rozmieszczone w tzw. cieście skalnym, które stanowi 10–15% objętości meteorytu. Oprócz chondr zawierają (jak wszystkie meteoryty) żelazo niklonośne, również w postaci drobnych ziaren. Często występują także domieszki innych minerałów, szczególnie troilitu (siarczku żelaza). Chondryty zwyczajne dzieli się ze względu na zawartość żelaza na trzy klasy: H (zawierają 25–31% żelaza, w tym 15–19% w postaci niezwiązanej chemicznie), L (20–25% żelaza, w tym 4–10% w postaci niezwiązanej) i LL (19–22% żelaza, w tym 1–3% w postaci niezwiązanej).

Chondryt zwyczajny H5 El Hammami
Chondryt zwyczajny H5 El Hammami

Chondryty węgliste stanowią ok. 5% chondrytów. w porównaniu do innych meteorytów zawierają dużą ilość węgla, jednak i tak jest go niewiele (0,5–4%). w większości zawierają bardzo mało metalicznego żelaza, ale za to dużo magnetytu. Chondryty węgliste mają czarną lub szarą barwę, ich skład chemiczny jest najbardziej ze wszystkich meteorytów zbliżony do składu Słońca. Ze względu na budowę rozróżnia się osiem typów chondrytów węglistych oznaczanych literami: CI, CM, CR, CO, CV, CK, CH, CB. Meteoryty typów CI, CM, CR to skały mocno przeobrażone ma wskutek działania ciekłej wody. Przydziela im się typ petrologiczny 1 lub 2, przy czym w meteorytach 1. typu w ogóle nie widać chondr, w meteorytach 2. typu chondry już występują. w chondrytach z tej grupy występują węglowodory, a w przypadku CM nawet aminokwasy.

Chondryt węglisty CV3 Allende
Chondryt węglisty CV3 Allende

Inne rodzaje chondrytów to: chondryty enstatytowe (w ich składzie dominuje enstatyt — minerał z grupy piroksenów), rumurutity i kakangarity.

Achondryty

Achondryty, jak sama nazwa wskazuje, nie mają chondr. Stanowią one ok. 9% meteorytów kamiennych i 8% wszystkich meteorytów. Zawierają bardzo małe ilości żelaza niklonośnego i troilitu. Pokrywa je lśniąca, czarna skorupa, natomiast wewnątrz są bardzo kruche. Meteoryty z tej grupy mają pochodzenie magmowe i są bardzo podobne do ziemskich skał, toteż trudno jest je odróżnić od zwykłych kamieni. Wielu znalezionym achondrytom można jednak przyporządkować ciało niebieskie, z którego pochodzą.

Achondryty podgrupy HED to: howardyty, eukryty i diogenity. Łączy je wspólne ciało macierzyste — planetoida 4 Vesta. Stanowią one ok. 60% achondrytów i 5% wszystkich meteorytów. Składają się głównie z piroksenów, oliwinów i plagioklazów. w większości mają jasny kolor i są zlepione z mniejszych fragmentów. Eukryty są najliczniejsze, pochodzą z powierzchni Vesty. Diogenity powstawały głębiej, dzięki czemu wykształciły się w nich większe kryształy. Howardyty to wymieszane okruchy eukrytów i diogenitów.

Howardyt NWA 1943
Howardyt NWA 1943

Eukryt Millbillillie
Eukryt Millbillillie

Diogenit Balanga
Diogenit Balanga

Podgrupa SNC zawiera trzy rodzaje achondrytów pochodzenia marsjańskiego: schergottyty, nakhlity i chassignity. Schergottyty są najmłodsze, powstały ok. 180 mln lat temu. Nakhlity i chassignity pochodzą sprzed 1,3 mld lat. Macierzystą planetę tych meteorytów ustalono na podstawie badań szkliwa, które powstało przy uderzeniu w Marsa innego ciała. Żeby odłupane kawałki mogły „uciec” z Marsa, zderzenie to musiało być tak silne, że zawarte w marsjańskiej skale plagioklazy stopiły się i utworzyły szkliwo. Pęcherzyki powietrza w szkliwie odpowiadają składowi marsjańskiej atmosfery, a jego skład chemiczny zgadza się z składem pyłu marsjańskiego dostarczonego przez sondy Viking.

Schergottyt Zagami
Schergottyt Zagami

Zupełnie innym meteorytem pochodzenia marsjańskiego jest ALH 84001 znaleziony na Antarktyce w 1984 r. Jest dużo starszy od innych achondrytów z Marsa — jego wiek wynosi aż 4,4 mln lat. Składa się w 97% z bogatego w magnez ortopiroksenu, a w pozostałej części z plagioklazu, chromitu i węglanów. Nazwano go ortopiroksenitem. w szczelinach tego meteorytu znaleziono małe (o średnicy do 200 mikronów), pomarańczowe struktury węglanowe, które zdaniem naukowców przypominały skamieniałe bakterie. Później wykryto w nim także aminokwasy. Wiele osób wzięło to za dowód na istnienie w przeszłości życia na Marsie, jednak uczeni nie są zgodni w tym temacie.

Meteoryt ALH84001
Meteoryt ALH84001

Lunaity są achondrytami pochodzenia księżycowego. Jest ich na Ziemi bardzo mało — całkowita masa wszystkich lunaitów wynosi niecałe 15 kg. Wyróżnia się dwa rodzaje księżycowych meteorytów: LUN-A i LUN-B. Achondrytów typu LUN-A jest więcej, pochodzą z obszarów wyżyn księżycowych na niewidocznej z Ziemi części Księżyca. Natomiast achondryty typu LUN-B zostały odłupane z widocznych obszarów mórz księżycowych.

Lunait typu LUN-A, Dhofar 489
Lunait typu LUN-A, Dhofar 489

Innymi podgrupami achondrytów są achondryty prymitywne (pierwotne): akapulkoity, lodranity, brachinity i winonaity oraz achondryty przekształcone (planetoidalne): angryty, aubryty i ureility. Stanowią one znikomą część znalezionych meteorytów.

Meteoryty żelazno-kamienne (Syderolity)

Stanowią zaledwie 1% wszystkich meteorytów. Dzieli się je na dwie grupy:

  • Pallasyty
  • Mezosyderyty

Pallasyty pochodzą z warstw granicznych pomiędzy żelaznym jądrem i oliwinowym płaszczem planetoidy. Zbudowane są z żelaza niklonośnego, w którym tkwią żółte lub zielone kryształy oliwinu. Zazwyczaj oliwinu jest dwa razy więcej niż żelaza. Występują także dosyć liczne wrostki dwóch minerałów: troilitu i schreibersytu. Pallasyty są uważane za najpiękniejsze z meteorytów, czasami są wykorzystywane przez jubilerów.

Pallasyt Imilac
Pallasyt Imilac

Mezosyderyty pochodzą z planetoid, które uległy całkowitemu rozbiciu i ponownemu zlepieniu. Składają się z wymieszanych okruchów żelazno-niklowego jądra, oliwinowego płaszcza i kamiennej skorupy. Zawierają mniej więcej równe ilości żelaza i kamieni.

Mezosyderyt Łowicz
Mezosyderyt Łowicz

Meteoryty żelazne (Syderyty)

Meteoryty żelazne stanowią ok. 5% wszystkich meteorytów. Są pozostałościami jąder małych planetoid. Raczej w niewielkim stopniu ulegają fragmentacji w atmosferze, dlatego są wśród nich największe znalezione meteoryty (np. Hoba o masie 60 ton, czy Campo del Cielo o masie 37 ton). Tworzą one także największe kratery. Głównym składnikiem meteorytów żelaznych jest oczywiście żelazo niklonośne, które może tworzyć dwa minerały: kamacyt i taenit. Minerały te różnią się między sobą zawartością niklu: kamacyt zawiera 4–7,5% tego pierwiastka, a taenit 27–65%. Inne minerały występujące w syderytach to głównie: troilit, schreibersyt (fosforek żelaza, niklu i kobaltu; bardzo twardy i kruchy), cohenit (węglik żelaza, niklu i kobaltu; twardy i kruchy minerał o wyraźnym połysku) oraz krzemiany.

Ze względu na budowę strukturalną meteoryty żelazne dzielimy na trzy grupy:

  • Heksaedryty
  • Oktaedryty
  • Ataksyty

Trzeba zaznaczyć, że pomiędzy tymi grupami nie ma wyraźnych granic, czasami występują także formy pośrednie.

Heksaedryty zawierają 5–6% niklu i zbudowane są tylko z kamacytu, który tworzy sześcienne kryształy. Na wypolerowanej i wytrawionej powierzchni heksaedrytów mogą pojawić się tzw. linie Neumanna — cienkie, równoległe linie, które powstały pod wpływem działania wysokiego ciśnienia w momencie uderzenia w Ziemię.

Oktaedryty to najczęściej spotykane meteoryty żelazne. Zawierają 6–18% niklu. Zbudowane są z płytek kamacytu przedzielonych cienkimi płytkami taenitu. Po wypolerowaniu i wytrawieniu kwasem azotowym (V) powierzchni oktaedrytu, ukazują się tzw. figury Widmanstattena. Są one odwzorowaniem ośmiościennej struktury tych meteorytów. Oktaedryty dzieli się ze względu na grubość płytek kamacytu na: bardzo gruboziarniste (>3,3 mm), gruboziarniste (1,3–3,3 mm), średnioziarniste (0,5–1,3 mm), drobnoziarniste (0,2–0,5 mm) i bardzo drobnoziarniste (<0,2 mm). Wielkość płytek kamacytu zależy od zawartości niklu oraz od tempa stygnięcia meteorytu (im wolniej stygnie, tym są one grubsze).

Oktaedryt Gibeon z widocznymi figurami Widmanstattena
Oktaedryt Gibeon z widocznymi figurami Widmanstattena

Oktaedryt Morasko z licznymi kamiennymi wrostkami
Oktaedryt Morasko z licznymi kamiennymi wrostkami

Oktaedryt Sikhote-Alin z widocznymi regmagliptami, pokryty rdzą
Oktaedryt Sikhote-Alin z widocznymi regmagliptami, pokryty rdzą

Ataksyty zawierają ponad 18% niklu i są zbudowane głównie z taenitu. Kamacyt może występować w postaci mikroskopijnych ziaren. Nie wykazują żadnej regularnej struktury, nie tworzą się na nich także żadne wzory.

Inny podział meteorytów żelaznych uwzględnia ich skład chemiczny, a dokładniej zawartość pierwiastków śladowych. Zawartość galu i germanu określają cyfry rzymskie I–IV, przy czym meteoryt typu I ma najwięcej tych pierwiastków, meteoryt typu IV — najmniej. Obok cyfry zawsze stoi litera (lub dwie), które określają zawartość złota i irydu. Podział ten tworzy 14 grup meteorytów żelaznych.