Метеорити , залізні або кам'яні тіла, падаючі на Землю з міжпланетного простору; є залишками метеорних тіл, що не руйнуються повністю при русі в атмосфері.
Загальні відомості . М. підрозділяються на три головні класи: залізні, железокаменниє і кам'яні, проте можна прослідити безперервний перехід від одного класу до іншого. Характерні ознаки М.: незграбна форма із згладженими виступами, кора плавлення, що покриває у вигляді тонкої оболонки М. ( мал. 1 ) і своєрідні ямки, звані регмагліптамі ( мал. 2 ). У зламі кам'яні М. мають попелясто-сірий колір, рідше — чорний, або — майже білий ( мал. 3 ). Зазвичай видно багаточисельні дрібні включення никелістого заліза білого кольору і мінералу троїліта бронзово-жовтого кольору; незрідка бувають видно тонкі темно-сірі жилки. Железокаменниє М. містять значно крупніші включення никелістого заліза. Після поліровки поверхні залізних М. набуває дзеркальний металевий блиск. Інколи падають М., що мають більш менш правильну конусоподібну, т.з. орієнтовану, форму ( мал. 4 ) або багатогранну, таку, що нагадує форму кристала. Такі форми виникають в результаті атмосферної обробки (дроблення і абляції) метеорного тіла під час руху в атмосфері.
М. отримують назви по найменуваннях населених пунктів або географічних об'єктів, найближчих до місця їх падіння. Багато М. виявляються випадково і позначаються терміном «знахідка», на відміну від М., що спостерігалися при падінні і званих «падіннями».
М. мають розміри від небагатьох мм до декількох м-код і важать відповідно, від доль г до десятків т. найбільший з тих, що уціліли від розколу — залізний метеорит Гоба, знайдений в Південно-західній Африці в 1920, важить близько 60 т. Другий по розмірах — залізний метеорит Кейп-Йорк, знайдений в Гренландії в 1818, важить 34 т. Відомо близько 35 М., маса кожного з яких перевершує 1 т.
Унаслідок дроблення метеорних тіл одночасно падає група М., в якій число окремих М. досягає десятків, сотень і навіть тисяч. Такі групові падіння називають метеоритними дощами ( мал. 5 ), причому кожен метеоритний дощ вважається за один М. В Приморському краю СРСР 12 лютого 1947 випав Сихоте-Алінський залізний метеоритний дощ (див. Сихоте-Алінський метеорит ) загальною масою близько 70 т. Ще раніший, 30 червня 1908, в центральній частині Сибіру спостерігалося явище, імовірно викликане падінням і вибухом т.з. Тунгуського метеорита . Щорік на Землю випадає не менше тисячі М. Однако багато з них, падаючи в моря і океани, в малонаселені місця, залишаються невиявленими. Лише 12—15 М. в рік на всій земній кулі поступають в музеї і наукові установи (див. таблиці.).
На території СРСР до 1 січня 1974 було зібрано 146 М. (падінь і знахідок).
Число метеоритів, зареєстрованих до 1 січня 1966 (по М. Хею)
Клас
Падіння
Знахідки
Разом
Залізні
Железокаменниє
Кам'яні
43
12
724
584
58
413
627
70
1137
Всього
779
1055
1834
Явища, супроводжуючі падіння метеоритів. Падіння М. на Землю супроводяться світловими, звуковими і механічними явищами. По піднебінню нестримно проноситься яскрава вогненна куля, звана болідом, супроводжуваний хвостом і іскрами, що розлітаються. По шляху руху боліда на піднебінні залишається слід у вигляді димної смуги. Слід, спочатку прямолінійний, швидко скривлюється під впливом повітряних течій, направлених на різних висотах в різні боки, і набуває зигзагоподібної форми ( мал. би ). Вночі болід освітлює місцевість на сотні кілометрів довкола. Через декілька десятків секунд після зникнення боліда роздаються удари, подібні до вибухів, за ними слідує гуркіт тріск і поступово затихаючий гул, що викликаються ударними (балістичними) хвилями. Уздовж проекції траєкторії боліда на земну поверхню ударні хвилі інколи викликають більш менш значний струс грунту і будівель, деренчання і навіть розколювання шибок, відкриття дверей і т.д.
Поява боліда викликається вторгненням в земну атмосферу метеорного тіла, швидкість якого досягає півтора і більше десятків км/сек. Унаслідок опору повітря метеорне тіло гальмується, кінетична енергія його переходить в теплоту і світло. В результаті поверхневі частини метеорного тіла і повітряна оболонка, що утворюється довкола нього, нагріваються до декількох тисяч градусів. Речовина метеорного тіла скипає, випаровується, а частково в розплавленому стані зривається повітряними потоками і розбризкується на найдрібніші крапельки ( мал. в ), що негайно твердіють і що перетворюються на кульки метеорного пилу ( мал. г ). З продуктів, що утворюються в результаті цього процесу (називається абляцією), формується пиловий слід боліда. Метеорне тіло починає світитися на висоті близько 130—80 км., а на висоті 20—10 км. його рух звичайний повністю загальмовується (див. схему). У цій частині дороги, званою областю затримки, припиняються нагрівання і випар метеорного тіла (його уламків), болід зникає, а тонкий розплавлений шар на поверхні уламків швидко твердне, утворюючи кору плавлення. Під мікроскопом на корі виявляються складна структура, в якій відбитий слід дії атмосфери; часто спостерігаються цівки ( мал. д ) , розбризкані краплі і пориста або шлакоподібна структура кори. Після області затримки темні, покриті затверділою корою уламки метеорного тіла падають майже прямовисно під впливом тяжіння Землі. Падаючи, вони остигають і досягши грунту виявляються лише теплими або гарячими, але не розжареними. При зустрічі М. з поверхнею Землі утворюються поглиблення, розміри і форма яких залежать значною мірою від швидкості падіння М. (див. Метеоритні кратери ) . Зареєстроване близько 40 випадків попадань М. в будови, при яких, проте, жодних істотних руйнувань не сталося.
Хімічний склад. В М. не міститься які-небудь нові, невідомі на Землі, хімічних елементів, і в той же час в них виявлені майже всі відомі елементи. Найбільш поширеними хімічними елементами в М. є: Al, Fe, Ca, Про, Si, Mg, Ni, S. Хімічний склад окремих М. може значно відхилятися від середнього. Так, наприклад, вміст Ni в залізних М. вагається від 5 до 30% і навіть більш. Середній вміст в М. дорогоцінних металів і рідких елементів (у г на 1 т речовини М.): Ru10, Rh5, Pd10, Ag5, Os3, lr5, Pt20, Au5. Встановлено, що вміст деяких хімічних елементів тісно пов'язаний з вмістом інших елементів. Так, виявилось, що чим вище вміст Ni в М., тим менше в нім Ga, і т.п. Ізотопний склад багатьох хімічних елементів М., що дослідилися, виявився тотожним ізотопному складу тих же елементів земного походження. Наявність в М. радіоактивних хімічних елементів і продуктів їх розпаду дозволила визначити вік речовини, що складає М., що виявився рівним 4,5 млрд. років. У міжпланетному просторі М. піддаються дії космічних променів, і в них утворюються стабільні і нестабільні космогенні ізотопи. По їх вмісту визначений т.з. космічний вік М., тобто час їх самостійного існування, що становить для різних екземплярів від небагатьох мільйонів до сотень мільйонів років. Виміри космогенних ізотопів дозволяють також визначати земні віки М., що давно впали, тобто проміжки часу з моменту падіння М. на Землю, що досягають десятків і сотень тисяч років.
Вміст в М. космогенних ізотопів, а також присутність треків, утворюваних частками високих енергій, дозволяють вивчати варіації інтенсивності космічних променів в просторі і в часі, а також визначати первинні (до падіння на Землю) маси М.
Мінеральний склад. На відміну від хімічного, мінеральний склад М. своєрідний: у М. виявлений ряд невідомих або дуже мінералів, що рідко зустрічаються на Землі. Такі: шрейберзіт, добрєєліт, ольдгаміт, лавренсит, мерріліт і ін., які присутні в М. в незначних кількостях. За останні роки в М. відкрито декілька десятків нових, раніше невідомих мінералів багато хто з яких названий на ім'я метеорітологов, наприклад: фаррінгтоніт, юріїт, найнінджеріт, кріновіт і ін. Наявність цих мінералів вказує на своєрідність умов утворення М., що відрізняються від умов, при яких утворилися земні гірські породи. Найбільш поширеними в М. мінералами є: никелістоє залізо, олівін, піроксени — безводі силікати (енстатіт, бронзит, гіперстен, діопсид, авгит) і інколи плагиоклаз.
Деякі специфічні метеоритні мінерали, наприклад лавренсит, дуже нестійки в умовах Землі і швидко вступають в з'єднання з киснем повітря. В результаті на М. з'являються рясні продукти окислення у вигляді іржавих плям, що приводить до руйнувань М. В деяких рідких типах М. присутня кристалічна космічна вода, а в інших, настільки ж рідких М. зустрічаються дрібні зерна алмазу. Останні є результатом ударного метаморфізму, якому піддався М. В М. були виділені різні гази, що зустрічаються в різних кількісних співвідношеннях. Мінеральний склад М. переконливо свідчить про спільність походження М. різних класів і типів.
Структура метеоритів. Відполіровані і протравлені розчином азотною або якою-небудь ін. кислоти поверхні більшості залізних М. показують складний малюнок, званий відманштеттеновимі фігурами. Цей малюнок складається з пересічних смужок-балок, облямованих вузькими блискучими стрічками. У окремих проміжних ділянках спостерігаються багатокутні майданчики-поля ( мал. е ). Відманштеттенови фігури з'являються в результаті неоднакової дії розчину, що труїть, на поверхню М. Дело в тому, що никелістоє залізо складається з двох фаз-мінералів: камасита з малим вмістом Ni і теніта з високим вмістом Ni. Тому балки, що складаються з камасита труяться сильніше, ніж поля, заповнені тонкою механічною сумішшю зерен камасита і теніта. Вузькі стрічки, що облямовують балки і що складаються з теніта, зовсім не піддаються тому, що труїть. Балки-пластинки камасита розташовані в М. уздовж плоскості восьмигранника (октаедра). Тому М., в яких виявляються відманштеттенови фігури, звані октаедрітамі. Рідше зустрічаються залізні М., що складаються цілком з камасита і тонких паралельних ліній, що показують при тому, що труїть, званих неймановимі ( мал. же ) . Внутрішня мікроструктура таких М. показує кристалічне складання по кубу, шестиграннику (гексаедру). Тому цей тип М. називається гексаедрітамі. Настільки ж рідко зустрічаються залізні М. (атаксити ) , які не показують жодного малюнка; вони містять найбільшу кількість Ni. Железокаменниє М. (палласити ) є як би залізною губкою, порожнечі якої заповнені прозорим мінералом жовто-зеленого кольору — олівіном. Інший тип железокаменних М., називається мезосидерітамі, в зламі показує рясні включення никелістого заліза в основній кам'янистій масі. Кам'яні М. підрозділяються на дві основні групи. Одну групу, об'єднуючу близько 85% падінь кам'яних М., складають М., в яких присутні своєрідні кульки, звані хондрами, розмірами від мікроскопічних зерен до горошини ( мал. з ). Хондри є, мабуть, швидко затверділі краплі. М. цієї групи назиивают хондрітамі . Друга, значно рідша група містить в собі М., що абсолютно не містять хондри і звані ахондрітамі .
Походження метеоритів. Найбільш поширена точка зору, згідно якої М. є уламки малих планет . Встановлене, що метеорні тіла рухаються по еліптичних орбітах, подібних орбітах малих планет. Величезна кількість дрібних малих планет, діаметром багато менше кілометра, складають групу, перехідну від малих планет до метеорних тіл. Унаслідок зіткнень, що відбуваються між дрібними малими планетами при їх русі, йде безперервний процес їх дроблення на все дрібніші частини, що поповнюють склад метеорних тіл в міжпланетному просторі. М. є зразками твердої речовини позаземного походження, доступними для безпосереднього вивчення і доставляючими багатообразну інформацію про ранню стадію утворення Сонячної системи і її подальшої еволюції. Т. о. вивчення М., що відкриває все нові і нові факти, має важливе значення космогонії. Воно має також значення і для вивчення глибинних частин Землі.
Деякі дослідники відносять к М. і тектіти, своєрідні скляні тіла, які знаходять в різних місцях земної поверхні. Проте умови утворення тектітов і взагалі їх природа відрізняють їх від М. Див. також Метеоритика .
Літ.: Крінов Е. Л., Основи метеоритики, М., 1955; Мейсон Би., Метеорити, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1965; Вуд Дж., Метеорити і походження сонячної системи, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1971; Заваріцкий А. Н., Кваша Л. Р., Метеорити СРСР, М., 1952; Метеоритика. Сб. ст., ст 1—30, М., 1941—70; Heide P., Kleine Meteoritenkunde, Ст, 1957; The Solar System, ed. G. P. Kniper, B. Middlehurst, v. 4, [N. Y.], 1963; Неу М. Н., Catalogue of Meteorites, 3 ed., L., 1966.
