Rozdělení meteoritů

V článku se dozvíte, jaké máme druhy meteoritů, čím se od sebe liší a jak meteority poznáme. Naleznete zde také část textu z knihy Karla Tučka, zabývající se rozdělením meteoritické hmoty podle hmotnosti.

Podle složení dělíme meteority do tří hlavních skupin:

  • železné
  • železokamenné
  • kamenné

Železné meteority

Železné meteority - siderity jsou vlastně slitiny železa a niklu. Každé železo obsahuje zpravidla dvě slitiny, jednu bohatší na nikl, druhou chudší. Na příčném řezu se po vyleptání zředěnou kyselinou dusičnou objevuje mřížování lamel těchto slitin, tzv. Widmanstättenovy obrazce.

 Widmanstättenovy obrazce

Kamenné meteority

Kamenné meteority - chondrity jsou meteority složené především z křemičitanů. Na průřezu jsou patrné kulové granule, které se jmenují chondrule. Tyto útvary daly tomuto typu meteoritů jeho jméno.

Viditelné chondrule na kamenném meteoritu.

Na foto vidíte chondrule na kamenném meteoritu.

Železo-kamenné meteority

Jak už název napovídá, tento druh meteoritů je složen jak z křemičitanů, tak i ze železa. Přechod mezi železnými a kamennými, tzv. železokameny (siderolity) složenými zhruba z křemičitanů a niklového železa. Tento druh meteoritů je velmi vzácný. Patří mezi ně i tzv. pallasity - nejhezčí a nejdražší meteority vůbec.

Pallasit

Na foto: pallasit Esquel - Argentina - nález r. 1951 (délka meteoritu na foto cca 80cm)

Železo-kamenný meteorit

Na foto: Chondrule i železná zrna v meteoritu.

Druhy meteoritů - podrobnější rozdělení

Text je převzat z brožury: Meziplanetární hmota - meteority a tektity, Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o. a Krajská hvezdáreň v Žiline. Celé brožura s mnoha dalšími informacemi je ke stažení zde.

chondrity

  • obyčejné: představují až 85 % všech pádů, jedná se o primitivní, nediferencované meteority, které neprošly tavením (pouze tepelnou metamorfózou), chemické složení odpovídá sluneční pramlhovině (až na lehké/těkavé prvky), jejich stáří se pohybuje kolem 4,56 miliardy let, obsahují jemnozrnnou základní hmotu, chondry a zrna Fe-Ni, rozlišujeme typy H, L, LL (chemická klasifikace), 3 až 6 (petrologická klasifikace), do této skupiny patří české meteority Příbram (H5), Morávka (H6) i slovenský meteorit Košice (H5)
  • uhlíkaté: jsou nejprimitivnější meteority vůbec, jedná se o hmotu tepelně metamorfovanou maximálně při teplotě 200 °C, obsahují grafit, mikrodiamanty, fulereny, organické sloučeniny, fylosilikáty a až 22 % vody, mají malou pevnost, velkou porozitu, sají vodu a v pozemském prostředí se rychle rozkládají
  • enstatitické: vznikly v extrémně redukčním prostředí, Fe (kovové a v sulfidech, téměř žádné v silikátech), obsahují pyroxen převážně ve formě enstatitu (MgSiO3)

achondrity

  • primitivní: chemicky podobné chondritům, ale struktura ukazuje na tavení či metamorfní rekrystalizaci, podskupina ureility obsahuje brekcie, olivín, pigeonit, grafit, mikrodiamanty, NiFe, FeS, (např. planetka 2008 TC3)
  • diferencované: jedná se magmatické horniny (prošly tavením), chemické složení je ovlivněno procesy diferenciace, patří sem HED meteority (možné mateřské těleso je planetka Vesta), howardity (obsahující úlomky různých hornin, vznik z regolitu), eukrity (nejběžnější achondrity podobné bazaltům, vznik z hornin kůry), diogenity (hrubozrnné až středně zrnité, mají téměř monominerální složení, vznik z hornin pláště), dále pak železo-kamenné meteority: pallasity (obsahují převážně olivín a Ni-Fe, vznik z hornin na rozhraní jádro-plášť) a mesosiderity (obsahují úlomky hornin, bazalty, pyroxenity a Ni-Fe)

železné

  • hexaedrity: < 6 % Ni, pouze kamacit (kubický), často monokrystal
  • oktaedrity: 6 – 17 % Ni, kamacit, taenit (nejběžnější typ Fe-meteoritů)
  • ataxity: vysoký obsah Ni-bez struktury

Pády a nálezy meteoritů

Důležité je vždy rozlišovat mezi pády a nálezy meteoritů.

  • Pády meteoritů - k pádům patří meteority u kterých byl pozorován pád a následně byly nalezeny
  • Nálezy meteoritů - meteority které byly nalezeny bez pozorovaného pádu, zpravidla po delší době po dopadu.

Hmota dopadající na naši planetu je však mnohem různorodější, většina sice shoří v atmosféře, takže je nemůžeme za meteority považovat, přesto se ale mnoho i velmi malých částic na zem dostane. Rozdělení meteoritické hmoty podle velikosti je doslova opsáno z knihy Meteority a jejich výskyt v Československu od Karla Tučka. Také je zde  zmíněna jasnost podle hvězdných tříd, které jsou pak zmíněny ve vlastním rozdělení a pro pochopení textu je třeba tyto hodnoty znát.

Jasnost („velikost") hmotných částic se udává v tzv. hvězdných třídách stejně jako u hvězd. Podle jasnosti rozlišujeme jasné objekty (vel. 0) až po objekty na hranici viditelnosti pouhým okem (vel. 6). Slabší objekty - viditelné jen v dalekohledu (pod vel. 6) - značíme o to vyšším číslem, čím je objekt slabší. Jasnější objekty mají naopak „velikosti" záporné, např. nejjasnější Slunce -26, Měsíc v úplňku -12, Venuše -4 apod. Absolutní velikost meteoru je jeho jasnost zjištěná ve vzdálenosti 100 km. Je závislá na jeho hmotnosti, rychlosti, složení (hustotě), sklonu dráhy a prostředí.

Chci koupit meteorit - nabídka na e-shopu 

Meteoritická hmota podle velikosti a hmotnosti

1) Meteorický prach zahrnuje částice sotva viditelné pouhým okem až do mikroskopických objektů o velikosti kolem 1 mikronu. Menší částice jsou odváty slunečním větrem. Meteorický prach se vyskytuje v meziplanetárním prostoru, kde tvoří ohony komet směřující ke Slunci a je hlavní složkou zodiakálního světla. V atmosféře existuje jako zbytky po vypařených meteorech, které pozvolna klesají k Zemi.

2) Větší částice meteorického prachu s hmotností > 0,002 mg nazýváme mikrometeority. Srážejí se s atmosférou Země ve výškách mezi 130-100 km. Vzhledem k nízkému poměru hmotnosti částic k jejich povrchu vyzařují mikrometeority při srážkách teplo tak rychle, že se ani nestačí zahřát na bod tání. Proto klesají k Zemi jako křemenný nebo železný materiál, který se však při pádu příliš nepoškozuje. Jejich větší částice se roztavují a na Zemi se pak vyskytují jako droboučké kuličky, které neztratily příliš mnoho ze své hmoty. 

3) Teleskopické meteory jsou slabé meteory, které lze sledovat pouze dalekohledy. Jsou tedy slabší, než vel. 6, s hmotností mezi 0,002 - 2,000 mg. Jejich hlavní pozorování byla u nás konána na observatoři Astronomického ústavu SAV na Skalnatém Plese při vyhledávání komet (binarem : Somet 100 X 25) a stala se i podkladem jejich studia ve světovém měřítku. Teleskopickými meteory se intenzívně zabývají také členové meteorické sekce Čs. astronomické společnosti na různých prázdninových expedicích. Meteorické částice ionizují při svém průletu atmosférou vzdušné atomy i molekuly a vytvářejí elektricky vodivou stopu, od níž se odrážejí elektromagnetické viny, vyzářené tzv. meteorickým radarem.

4) Meteory (létavice) jsou kosmické částice viditelné již pouhým okem (proto též vizuální) do velikosti 6, které při vnikání do zemské atmosféry počínají vlivem srážek se vzdušnými molekulami zářit. Stlačená atmosféra ze vzdušných molekul a uvolněných částic z povrchu tělíska, které vlastní těleso obklopují, způsobí vypaření celého meteoru. Dříve se sledovaly meteory pouhým okem. Jejich dráhy se zakreslovaly do hvězdných map a z paralaktického posunu vůči hvězdnému pozadí, získaného alespoň ze dvou různých pozorovacích míst, byla určována jejich vzdálenost. Tak byla také stanovena jejich dráha v atmosféře (začáteční a koncová výška záření) i jejich směr, z něhož na sféře zdánlivě vycházejí (radiant). Z rychlosti a z polohy radiantu se určuje jejich dráha v kosmickém prostoru. Byla to obtížná pozorování vzhledem ke krátkému trvání jevu. Dnes jsou nahrazena fotografií.

5) Bolidy, ohnivé koule o průměru 10 - 300 cm, s hmotnosti větší nežli 2 g (maximálně až 106 g), jsou meteory, jejichž jas přesahuje jas planety Venuše (-4 vel.). Jejich jas osvětlí v noci budovy a předměty vrhají stíny. Poměrně zřídka, tj. jednou za 2-3 roky, dosáhnou jasu úplňku (-12,5 vel.) a jen zcela výjimečně se téměř vyrovnají jasu Slunce (-26). Nejjasnější u nás fotografovaný bolid „Šumava" (ze 4. 12. 1974) měl jas -21 vel.. Vzhledem k nepříliš častému výskytu nebylo donedávna mnoho odborných pozorování takových bolidů. Naproti tomu jejich světelný jev, zejména ve večerních hodinách, upoutal mnoho laiků. Na základě jejich hlášení bylo pak možno stanovit alespoň přibližně (nepříliš přesně) jen dráhy bolidů. Některé bolidy pronikají hluboko do zemské atmosféry (pod 60 km) a vyvolávají při své nadzvukové rychlosti v husté atmosféře rázovou vinu. Ta se projeví detonací, podobně jako u nadzvukových letadel, kterou lze zachytit i citlivou infrazvukovou aparaturou. Mluvíme pak o detonujících bolidech. Proti původnímu mínění, že bolidy a sporadické meteory k nám přicházejí z mezihvězdného prostoru, ukázala fotografická a radarová měření, že jsou svým původem členy sluneční soustavy. Na základě klasifikace Z. Ceplechy je lze podle struktury a složení rozdělit na pět hlavních skupin.

6) Meteority jsou přirozená kosmická tělesa, která svou hmotností a hustotou alespoň částečně přečkají průlet atmosférou a jejich zbytky dopadají na Zemi. Jsou to jediná kosmická tělesa, nepočítáme-li materiály „dovezené" kosmickými sondami z Měsíce, přístupná přímému mineralogickému, fyzikálnímu a chemickému rozboru v pozemských laboratořích. Nejsou tedy analyzována přímo na planetách, např. na Marsu. Hlavně meteoritům dopadnuvším na území našeho státu, jejich vlastnostem, původu i dráhám, je věnována tato kniha (Meteority a jejich výskyt v Československu - Karel Tuček). Připomeňme si však, že i tyto meteority jsou členy sluneční soustavy.

 

Naše nabídka meteoritů na e-shopu.

Zpět na seznam článků o meteoritech

Aktuální článek: Rozdělení meteoritů
Copyright © www.malachit-obchod.cz, provozováno na systému tvorba e-shopu a pronájem e-shopu Shop5.cz

© www.malachit-obchod.cz

Při poskytování služeb nám pomáhají soubory cookie. Používáním našich služeb vyjadřujete souhlas s naším používáním souborů cookie.   Další informace