Neki ljudi misle da meteorit ne može udariti samo u sekundi, zapravo može ma da naši dobri ljudi koji to proučavaju meteore mogu nas obavijestiti za to.Meteorit je komadstijene iliželjeza,meteoroida,kometa iliplanetoida, koji je izsvemira pao na površinuZemlje ili nekog drugognebeskog tijela. U slučaju jačeg udara, nastajeudarni krater. Većina meteorita potječe od manjih tijelameteoroida, a rijetki potječu odplanetoida (asteroida). Padovi većihnebeskih tijela uzrokujueksplozije i udarne kratere (astrobleme). Prema kemijskom sastavu meteoriti se dijele nakamene (aeroliti, učestalost 94%),željezne (sideriti, 5%) te kameno‑željezne (sideroliti, 1%). Najveći nađeni kameni meteoritmase je veće od 1 tone, a željezni od 60tona. Premamineralnom sastavu kameni meteoriti dijele se na hondrite (ilikondriti) i ahondrite; prvi sadrže okrugla zrna, hondre, uložene u osnovnu masu (matriks). Hondre se sastoje odolivina ipiroksena s neštoslitinenikla i željeza. Izuzev lako isparivih elemenata (na primjervodik,helij), kemijski sastav hondra odgovara sastavuSunca, a kuglasti oblik upućuje na nastanak u bestežinskom prostoru.Radioizotopno im je utvrđena starost od 4.55 milijardigodina, što odgovara vremenu nastanka planetnoga sustava (Sunčev sustav). Smatra se da nikada nisu bili uklopljeni u neko veće tijelo. Oko 86% svih meteorita su hondriti. Malobrojniji ahondriti ne sadrže hondre. Većinom su dijelovi otkrhnuti s površine planetoida. Najviše ih potječe od planetoida Vesta (4 Vesta). Malu skupinu anhondrita čine meteoriti koji sadrže minerale kakvi se nalaze naMjesečevu iliMarsovu tlu. Željezni meteoriti sastoje se uglavnom od nikla i željeza. Smjesa jekristalizirala iz taljevine pri vrlo sporom hlađenju, za što su uvjeti postojali u međuplanetnome prostoru. Većinom potječu od jezgara planetoida koji su razbijeni u sudaru s nekim drugim planetoidom. Kameno‑željezni meteoriti sastoje se odsilikata imetala. Smatra se da su nastali u planetoidima, u području između željezne jezgre i kamenog omotača.
Meteoriti predstavljaju najiskonskiji materijal koji nam je na raspolaganju. Potječu iz vremena nastankaSunčeva sustava. Ujedno su i prvi izvanzemaljski predmeti koje je čovjek dotakao, a da pritom nije bio toga svjestan. Stoljećima su predstavljali nedokučivu tajnu. Kako su bili nađeni na tlu poslije vrlo zapaženog prolaza krozatmosferu, prozvani su "nebeskim kamenjem". Bile su postavljenehipoteze da su meteoriti proizvodi dalekihvulkanskih erupcija, ili da nastaju odkamenja nakon udaramunje. Postojala je i hipoteza međuplanetarnog ishodišta. Podržavao ju jeErnst Chladni, koji je 1794. ustanovio sistemsku vezu između pojavabolida i nalazišta meteorita. Alois von Widmanstätten otkrio je 1808. da jetkana (nagrizana) površina prereza željeznog meteorita, koji je 1751. pao kod Hrašćine (Hrašćinski meteorit) u Hrvatskom zagorju, pokazuje vrlo svojstvene oblike kojih nema u željezu koje potječe izZemljine kore. Time je nađen način da se željezni meteoriti odrede i mnogo godina kasnije nakon pada. Danas se umuzejima čuva preko 7 000 meteorita s ukupno više od 500tona težine. Među njima ima oko 1000 meteorita pokupljenih nakon pada pošto su bljeskom bili najavljeni. Ostali su slučajno nađeni. Zanimljivo je da je naAntarktici pokupljeno oko 5 000 primjeraka. Najveći nađeni kameni meteorit ima više od 1 tone (pao uKini 1976.), a željezni 60 tona (Meteorit Hoba,Namibija).
Na putu kroz atmosferu, tijelo meteorita se zagrijava do 10 000°C i drobi.Toplina ne utječe na materijal dublje od površine 1 - 2mm, jer se prije rastali vanjski sloj nego što se toplina prenese u sredinu meteorita. Vanjski sloj se rasprskava i isparava. Oni kameni meteoriti koji se pokupe ubrzo nakon pada pokazuju staklastu, ocakljenu koru, a koru odželjeznog oksida u obliku skrutnutih kapi ako su željezni. Zbog čeonog otpora zraka, meteorit se većinom usporava i stiže na tlo uslobodnom padu. To je razlog zašto pri njihovu prizemljenju često nema eksplozivne pojave. Meteorit se znade zabiti u dubinu od nekolikometara, no katkada oštećenje tla jedva da se i vidi. Veća tijela u atmosferi bitno se ne usporavaju, pa pustoše površinu i stvarajukratere. I Zemlja je posijana udarnim kraterima kao i ostala nebeska tijela, no krateri su maskirani i preoblikovani naknadnimgeološkim procesima. Zamijećeni ostaci kratera nazivaju seastroblemi (grč. zvjezdane rane).[3]
Prema najstarijoj podjeli, meteoriti se razvrstavaju ukamene (aerolite),željezne (siderite) i kameno‑željezne (siderolite). Građa meteorita odgovara građiplanetoida (asteroida). Da bi se saznalo koji udjel otpada na pojedine vrste meteorita, izstatistike treba isključiti meteorite koji su pronađeni mnogo godina nakon pada, jer će se među njima istaknuti željezni meteoriti koji su prepoznatljivi, a kameni će se izgubiti među sličnim predmetima na tlu. Na Zemlju pada najviše kamenih meteorita (92% po broju, 85% po masi), zatim željeznih (6% po broju, 10% po masi), a najmanje željezno-kamenih (2% po broju, 5% po masi). Kameni meteoriti u prosjeku se sastoje od 36%kisika, 26% željeza, 18%silicija, 14%magnezija i nešto drugih elemenata. Sastav im je sličan nekim dijelovimaZemljine kore, no s mnogo višemetala. Željezni meteoriti sastoje se u prosjeku od 90%željeza, 8%nikla, 0.6%kobalta i nešto drugihmetala. U obje vrste, a pogotovo u željeznih,radioaktivnost je slabija nego uZemljinoj kori.
Kemijski sastav i građaminerala ukazuje na to da se među meteoritima nalazi i najprimitivniji materijal, materijal koji ima neposredno porijeklo u prasunčevoj maglici i materijal koji je pretrpio promjene, prošavši kroz fazu visokihtemperatura itlakova. Takav je materijal morao boraviti u središtu većihplanetoida (asteroida). S obzirom na način nastanka i razvoj meteorita, bolje ih je prema kemijskom sastavu i strukturi razvrstati u dvije skupine. U prvoj se nalazehondriti, koji inače čine 90% kamenih meteorita, a u drugoj skupiniahondriti (10% kamenih meteorita) i željezni meteoriti. Mineraloški, meteoriti su mnogo manje raznovrsni nego Zemlja. Nađeno je u njima oko 150 minerala, od kojih je nekoliko desetaka svojstveno samo njima (na Zemlji je razvrstano oko 3 000 minerala). Među mineralima nalaze se željezno-magnezijevisilikati (olivini ipirokseni),slitine nikla i željeza (tenit, kamacit), te sulfid željeza (troilit).
Hondriti su nazvani po hondrama, malim okruglim zrnima uloženim u osnovnu masu meteorita (matriks). Dimenzije su im u prosjeku 1mm, a kreću se od mikroskopskih mjerila do centimetra. Zauzimaju do poloviceobujma meteorita. Površina hondrita uglavnom je siva, no u raznimgradacijama, od gotovo crne do vrlo svijetle. Katkada su prošupljeni pukotinama.Gustoće su im od 2 000 do 3 700kg/m3. Hondriti su građeni uglavnom odolivina ipiroksena, uz manje od jedne trećinenikal-željeza. Kemijski sastav hondrita, izuzevši lako isparljive elemente, do najmanjih je primjesa jednak kemijskom sastavu Sunca.Radioaktivna metoda određuje im dob od 4.6 milijardi godina. Zaključak je da su hondriti stvoreni zajedno saSunčevim sustavom.
Hondriti uključuju više vrsta meteorita. Posebnih su svojstavaugljikovodični hondriti. Najtamniji su od svih meteorita i sadrže od 2 do 6% ugljikovodika. Za razliku od ostalih hondrita imajuvode i prilično staklaste tvari. Jedna njihova podvrsta, s najviše staklaste tvari, uopće ne pokazuje hondre - no u hondrite pripada zbog kemijskog sastava. To je zapravo slabo konsolidiran međuzvjezdani prah i prestavlja najprimitivniju tvar koju čovjek poznaje. Ne može izdržati povišenu temperaturu. U toj je tvari nađena znatna primjesa, do 1%organskih molekula. Među njima ima i vrlo složenih organskih spojeva, koji se javljaju u omjerima i vezama neuobičajenim za Zemljina tla, te neka vrsta tjelešaca. Pojava tih tvari nije dokaz da u svemiru postoje neki obliciživota, već dokaz da fizički uvjeti međuzvjezdanog prostora pogoduju nastanku organogenih spojeva izneorganske tvari.
Pojava hondra središnja jezagonetka meteorita - nema ih ni u kojim drugim nebeskim tijelima. Bitna je razlika kemijskog sastava hondre i okolnog matriksa u tome što se u hondriželjezo javlja slobodno, a u matriksu jeoksidirano. Stoga se pretpostavlja da su hondre nastale u predjelima praplanetske maglice u kojima nije dolazilo do oksidacije, a prvotna se tvarkondenzirala u sferne kapi (sfera ilikugla je oblik kojikapljevina poprima u bestežinskom stanju). Veći broj hondrita pretrpio je metamorfozu, boraveći neko vrijeme na temperaturi od 600 do 1 000 °C; to se moglo zbivati u središtu većih tijela. Kod tih hondrita došlo je do promjene prvobitne građe, pa su im hondre neoštrih oblika i rekristalizirane.Kristalografski podaci upućuju na vrlo sporo hlađenje usijane tvari.
Metarmofozu su preživjeli i željezni meteoriti. Oni se sastoje gotovo posve odnikal-željeza. Rijetki su nalazi koji sadrže i neštosilikata i troilita. Srednja im jegustoća 7 700kg/m3. Najveći broj željeznih meteorita ulazi u grupu oktaedrita, nazvanih prema građikristala. Samo u toj grupi željeznih meteorita javljaju seWidmanstättenove figure. One se sastoje od svijetlih kristala kamacita koji se pružaju u obliku lamela, u paralelnim smjerovima (razaznaju se 4 smjera lamela), i od kristala tenita. Tenit je tamniji i obavija lamelu od kamacita. Ispuna između lamela je sitnozrnata smjesa kamacita i tenita. U prasunčevoj maglici odnos željeza i nikla jednak je 20:1, no kako se nikal javlja samo u slobodnom stanju, a željezo može biti i slobodno i vezano, to se postotak nikla u metalnom sadržaju mijenja, i to od 5% do oko 50%. Kod većeg postotka nikla javlja se tenit, kod manjeg postotka kamacit.
Raslojavanje nikal-željeza na kamacit i tenit odvija se u posebnomtoplinskom postupkukaljenja. Tvar treba prvo da se zagrije do 2 000°C. Pri hlađenju tvar se pri 1 400 °C počinje kristalizirati, a pri 900 °C postaje homogenom slitinom u obliku tenita. Daljim sporim hlađenjem, koje se ne smije odvijati brže od 1 do 10 °C u milijun godina, pri temperaturi od 600 do 700 °C izdvaja se kristal kamacita, dajući svojstvene slojeve i šare. Nađeni su meteoriti i s niskim sadržajem tenita, pri čemu nestaje kontrasta, pa se gube i Widmanstättenove figure, a preostaje monokristal kamacita, čak metarskih dimenzija. Potrebni uvjeti postojali su u unutrašnjostiplanetoidnog tijela dimenzija od bar 200 - 400km. O veličini tijela ovisi je li došlo do geoloških procesa u kojima se tvari veće gustoće, kao što je željezo i nikal, razdvajaju od ostalih tvari, tonu u jezgru nebeskog tijela, dok u omotaču preostajusilikati. U rastaljenom plaštu, uz hlađenje, nastavlja se proces izdvajanja minerala (magmatska diferencijacija), amagma dijelom izbija na površinu. Veličina planetoidnog tijela bitna je i stoga žto se hlađenje moralo odvijati veoma sporo da bi došlo do kristalne strukture kakva nije uočena u drugih tijela.Hlađenje se odvija sporo ako je kora planetoida, koja jetoplinski izolator, debela bar 100 km.
U istom procesu stvara se tvar budućeg željeznog meteorita i kamenog ahondrita. Sastav ahondrita posve je sličan sastavumagmatskih stijena Zemljine kore.Ahondriti i željezni meteoriti proizvod su istog procesa s time što jedni potječu iz gornjih slojeva roditeljskogplanetoida, drugi iz dubinskih.
Željezno-kameni meteoriti sastoje se odsilikata imetala, pa prestavljaju kombinaciju željeznog meteorita i ahondrita. U jednom obliku, palasitu (naziv dolazi prema Pallasovu meteoritu od 600kg), silikat ispunja otvore u metalu, a u drugom obliku, mezosideritu, metal ili troilit ispunjava otvore u silikatu.
Proučavanje meteorita neodvojivo je od proučavanjaplanetoida. Način na koji su se planetoidi zagrijavali nije ustanovljen. Među uzrocima mogli su bitiradioaktivni elementi, zatim brojni sudari na jednom stadiju stvaranja i ostali fizički uvjeti koji su vladali u praplanetnoj maglici - među njima razmatraju se udarnivalovi i jakeelektrične struje. Ako je planetoid stvaran dijelom u rastaljenom stanju, u njemu dolazi do opisanih geoloških procesa uz postupno hlađenje, koje traje stotinama milijuna i milijardu godina. Razlike u kristalnoj strukturi željeznih meteorita dokazuju da svi meteoriti nisu nastali u jednom praroditeljskom planetoidu Faetonu, već od više njih, jer su se hladili različitombrzinom.
Za određivanje starosti meteorita upotrebljava se metodaradioaktivnog datiranja, a i tragovi koje su u meteoritima ostavilekozmičke zrake. Postoji nekoliko radioaktivnih nizova u kojima jedni elementi prelaze u druge, drugi u treće, i tako sve dok posljednji proizvod nije stabilanizotop. Tako na primjer, niz koji započinje storijem završava solovom. Staroststijene određuje se iz odnosa početnog i konačnog elementa i njihovih nusprodukata.Vrijeme poluraspada torija iznosit1/2 = 13.9 milijardi godina, što znači da je nakon toliko vremena od početka količine atomskih jezgara torijaNo polovica ostala netaknuta. U svakom vremenut, po zakonu radioaktivnog raspada, preostali brojatomskih jezgara torija jednak je:
gdje je:t - bilo kojevrijeme od kada se počinje računati. Započnemo li od bilo koje početne količine, uvijek će se ona nakon vremenat1/2 smanjiti na polovicu. Istodobno se povećao broj jezgara koji su proizvodi raspada. No značajno je posebno u tom nizu što se na putu do krajnjeg produkta kao nusproizvod javljaju 6alfa-čestica (helijevih jezgara). One u tvari nailaze na slobodneelektrone i stvaraju atome helija. To znači da je broj u tom nizu stvorenih atoma helija 6 puta veći od broja raspadnutih jezgara:
Sada se može odrediti omjer između broja helijevih i torijevih atoma, nađenih u nekom malom obujmu meteorita:
Omjer broja atoma određuje se analizom meteorskog materijala pomoćuspektrometra masa, pa se tada iz jednakosti lako izračuna vrijeme raspadat! To je vrijeme koje je proteklo otkako se helij skuplja u materijalu. Helij jeplin i tvar ga propušta dok je žitka. No onog trenutka kada jenebesko tijelo očvrsnulo,atomi helija ostaju u njemu zarobljeni. Prema tome, proteklo vrijeme radioaktivnog raspada odnosit će se na vrijeme od kada je materijal bio posljednji put očvrsnuo.
Osim prikazanog korištenja radioaktivne metode, postoje i drugi načini. Svi meteoriti su za vrijeme lutanja prostorom izloženi neprestanom bombardiranju kozmičkih zraka. Promatranimikroskopom, u meteoritu se vide zaustavni tragovi kozmičkih zraka. To su većinom brze jezgre elemenata iz grupe željeza. Tragovi se stanjuju i nestaju na nekoj dubini ispod površine meteorita. Na taj način određuje se vrijeme za koje su meteoriti slobodno lutali prostorom, nakon što su se odlomili od roditeljskog tijela, a prije nego što su pali na Zemlju.
Izmjerena vremena starosti meteorita ima raznih. Jedna grupa meteorita stara je od 4.6 do 3.5 milijardi godina. Druga grupa stara je od 1 milijarde do 300 milijuna godina. Nađeno je da su ahondriti mlađi od hondrita za otprilike 200 milijuna godina. Neki hondriti pretrpjeli su sudare prije nekih 500 milijuna godina, pa se čini da su se tada odvojili od zajedničkog roditeljskog tijela. Kameni meteoriti lutaju slobodno prostorom prije no što padnu na Zemlju, prema procjenama, ne duže od 50 milijuna godina, a željezni meteoriti lutaju i do 2 milijarde godina.
I na Zemlju su padaliplanetoidi. No razmjerno malo ima kratera koji su slobodno izloženi i uočljivi. Takav je, na primjer, Đavolji kanjoj, meteoritniudarni krater uArizoni. U promjeru ima 1 200metara, dubok je 180 metara, a materijal mu je na rub nabačen 40 metara iznad okolne ravnice. Ukupno je pronađeno do stotinu kružnih i prstenastih tvorevina kojima se mjere kreću od nekoliko kilometara do više stotina kilometara, a nedvojbeno su ostaci udara izsvemira. Pretežno su sačuvani u starijim geološkim slojevima, kao što je kanadski štit ili euroazijska nizina. Veličina nekihastroblema usporediva je i s manjimMjesečevim morima! Tako je iHudsonov zaljev, luk kojega odgovara promjeru od 440 km, možda ostatak udarnog kratera. Udari planetoida morali su utjecati na geološki razvoj Zemljine kore; koliki je taj utjecaj, ima tek da se istraži.
S astroblemima povezana je pojavatektita. To sustaklasta tijela (grč.tektos: rastopljen) nalik meteoritima. Nalaze se na tlu, ali su sasvim drugog sastava nego što ga ima okolno tlo. Dimenzije su im od mikroskopskih do veličine lopte. Pretežni dio obujma otpada na staklastisilicijev dioksid. Po kemijskom sastavu slični su eruptivnoj stijeniandezitu, ali su za razliku od drugih stijena vrlo dehidrirani. Tamno su zeleni i smeđi i najrazličitijih oblika. No oblik im svjedoči da su se morali gibati atmosferom s velikom brzinom, od 6 do 11km/s. Staklasta građa upućuje na to da su nastali brzimhlađenjem. Rješenje zagonetke njihova postanka dao je raspored njihova nalazišta. Uvijek su povezani s astroblemima. U sudaru nebeskog tijela i stijene dolazi do eksplozije,stijena se tali, a njeni odlomci u letu hlade. Dakle, i tektiti su "pali s neba", ali su pritom potekli od materijala izbačenog u sudaru meteorita i Zemljine površine. Poznati su tektiti moldaviti, australiti i drugi.
↑ Golden D. C.: "A simple inorganic process for formation of carbonates, magnetite, and sulfides in Martian meteorite ALH84001", "American Mineralogist 86", str. 370–375, 2001.
↑meteorit,[1] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.
