Гама спектрометрия на метеорити

Метеоритите съдържат множество космогенни радионуклиди, образувани под въздействието на космическите лъчи. На практика от гама-излъчващите космогенни радионуклиди само ⁴⁴Ti (с период на полуразпад 60.4 години) и ²⁶Al (с период на полуразпад 710000 години) са достатъчно дългоживеещи, за да се запазят в отдавна паднали метеорити. В метеоритите ⁴⁴Ti има много малка активност (~ 1 dpm/kg) и е труден за откриване.

Освен естествените радионуклиди  от семейството на урана и тория и ⁴⁰K, метеоритите съдържат следните космогенни гама-излъчващи радионуклиди:

^44mSc (2.44 дни)  
⁴⁷Sc (3.35 дни)
⁵²Mn (5.59 дни)
⁵⁶Ni (6.08 дни)
⁴⁸V (16.8 дни)
⁵¹Cr (27.8 дни)
⁷Be (53.3 дни)
⁵⁸Co (70.8 дни)
⁵⁶Co (77.3 дни)
⁴⁶Sc (83.8 дни)
⁵⁷Co (272 дни)
⁵⁴Mn (312 дни)
²²Na (2.60 години)
⁶⁰Co (5.26 години)
⁴⁴Ti (60.4 години)
²⁶Al (710000 години)

Гама-излъчващите радионуклиди могат да бъдат открити чрез гама-спектрометър. Такова изследване е особено интересно за наскоро паднали метеорити, в които има богат коктейл от краткоживеещи радиоизотопи.
В резултат от измерването с гама-спектрометър се получава гама-спектъра на измервания образец. Гама-спектърът представлява графика, на която е изобразен броя кванти с различни енергии, който са регистрирани по време на измерването. Различните радиоизотопи имат характерни енергии на излъчваните гама-кванти, по които могат да се разпознаят.

Метеорит Chelyabinsk

Паднал през 2013 година (регистриран  официално). Клас Ordinary chondrite, LL5 (S4) - обикновен хондрит от група LL, петрологичен тип 5.

Снимка на измервания образец на метеорита Chelyabinsk:

Гама-спектър на образеца с маса 387.13 g от метеорита Chelyabinsk (HPGe + NaI детектор). Времето за измерване е 3052 минути (приблизително 2 денонощия и 3 часа). Измерването е започнало 158 дни след падането на метеорита:

Показва 25.2 dpm/kg активност на ²⁶Al и 24.2 dpm/kg активност на ⁴⁰K

Източник: Research Gate

Метеорит Košice

Паднал през 2010 година (регистриран официално). Клас Ordinary chondrite, H5 (S3) - обикновен хондрит от група H, петрологичен тип 5.

Снимка на фрагмент 27.25 g от метеорита Košice:

Гама-спектър на фрагмент 2370.2 g от метеорита Košice с плътност 3.50 g/cm³. Измерван 780 дни след падането с HPGe спектрометър. Време на измерването 3968 минути (2 денонощия и 18 часа):

Показва 71 dpm/kg активност на ²⁶Al.

Източник: Wiley Online Library

Метеорит Almahata Sitta

Паднал през 2008 година (регистриран официално). Клас Ureilite-an (Achondrite, ureilite, polymict, anomalous - ахондрит от групата на уреилитите с аномални свойства).

Снимка на фрагмент от метеорита Almahata Sitta:

Източник: Encyclopedia of Meteorites

Гама-спектър на фрагмент от метеорита Almahata Sitta (HPGe детектор). Общото време за броене е 65197 минути (приблизително 45 денонощия и 7 часа). Пиковете на космогенните радионуклиди са надписани. Означен е и анихилационния пик 511 keV. Другите пикове са от естествения фон, който се дължи предимно на калия, урана и тория, които се срещат навсякъде в природата. Пиковете ²¹⁴Bi и ²⁰⁸Tl идват от ²³⁸U и ²³²Th съответно:

Показва 62.1 dpm/kg активност на ²⁶Al.

Източник: ResearchGate

Метеорит Kobe

Паднал през 1999 година (регистриран официално). Клас CK4 (въглероден хондрит от група CK, петрологичен тип 4).

Снимка на фрагмент ~65 g от метеорита Kobe:

Източник: Encyclopedia of Meteorites

Гама-спектър на фрагмент от метеорита Kobe. Измерван в течение на 5500 минути (приблизително 3 денонощия и 20 часа). Измерването е започнало 21 часа след падането на метеорита. Спектрометър с детектор от свръхчист Ge:

Показва 38 dpm/kg активност на ²⁶Al.

Измерена е и концентрацията на уран, торий и калий:
U 29 ppb
Th 51 ppb
K 0.029%

Източник: Geochemical journal GJ 36(4) · January 2002

Метеорит Neagari

Паднал през 1995 година (регистриран официално). Клас Ordinary chondrite (L6) - обикновен хондрит от група L, петрологичен тип 6.

Снимка на фрагмент от метеорита Neagari:

Източник: Encyclopedia of Meteorites

Гама-спектър на метеорита Neagari. Фрагмент с маса 325 g е сложен на 1 cm от детектора (Ortec HPGe, XLB-GEM-10020). Измерването е започнало около 2.7 дни след времето на падане на метеорита и продължава 223621 секунди (около 2 денонощия и 14 часа):

Източник: Akira ISHIWATARI's Home Page

Метеорит Oslo

Фрагмент с маса 32.5 g от метеорита Oslo, сниман на терен:

Енергийният спектър на фрагмента 32.5 g от метеорита Oslo, измерен с детектор HPGeGX2018. Означени са космогенните радиоизотопи. Измерването е продължило към 200 часа ( 8 денонощия и 8 часа). Образецът е бил разположен на 1 cm от детектора:

Източници: Research Gate , Conference: European Planetary Science Congress 2015, At Nantes, France, Volume: Vol. 10, EPSC2015 (584)

Устройство на гама спектрометъра

В гама-спектрометрите обикновено се използва детектор от свръхчист германий (HPGe). HPGe детекторът представлява германиев диод с коаксиална геометрия на p-n прехода. Размерите на кристала на един типичен HPGe детектор са 6 cm диаметър и 7 cm дължина. При работа се подава високо обратно напрежение (> 1000 V).

При работа детекторът трябва да бъде охладен с течен азот до температура -195.65 °C. На неохладения детектор не бива да се подава напрежение.

Най-общо казано, работата на гама-спектрометъра се основава на това, че когато в детектора попадне гама квант се отделя някаква енергия, която предизвиква появата на носители на електрически заряд. Големината на този заряд се измерва от схемите на спектрометъра и се определя енергията
на уловения гама квант.

Гама фон

Гама-фонът, който винаги се регистрира от гама-спектрометъра заедно с излъчването на измервания образец, обикновено съдържа излъчванията на естествените радиоактивни изотопи ⁴⁰K, дъщерните изотопи от реда на урана и тория и анихилационното излъчване с енергия 511 keV.

Типичен гама-спектър на фона:

Този спектър е начертан с програма, която съм написал на Python за собствена употреба. Програмата чете файлове със спектри във формат ORTEC CHN, и очертава в червено някои области, които представляват интерес, като местата на спектъра, където се появяват пиковете на техногенните радиоизотопи ¹³¹I и ¹³⁷Cs, които могат да пристигнат неочаквано като продукти от човешка дейност.

При измерването на гама-излъчването на образеца фонът се изважда от резултатите.

Строеж на железните метеорити

Железните метеорити представляват късове природно никелово желязо (сплав на желязо и никел). Главни минерали на железните метеорити са разновидностите на никеловото желязо камасит и тенит.

Камасит (Kamacite)
  Химична формула: алфа-(Fe,Ni)
  Сплав на желязо и никел. Съдържа от 4% до 7.5% никел.
  Плътност: 7.9 g/cm³
  Твърдост по Моос: 4
  Цвят: желязночерен, стоманеносив
  Блясък: метален
  Черта: сива
  Магнитност: силна

Тенит (Taenite)
  Химична формула: гама-(Fe,Ni)
  Сплав на желязо и никел. Съдържа от 20% до 65% никел.
  Плътност: 7.8 - 8.22 g/cm³
  Твърдост по Моос: 5 - 5.5
  Цвят: сивобял, сребърнобял
  Блясък: метален
  Черта: светлосива
  Магнитност: силна

Някои геолози споменават, че в разсипите, заедно с други тежки минерали, се среща и камасит, останал след разрушаването на метеорити, които са паднали в миналото.

В зависимост от своята структура, определена главно от съдържанието на никел, железните метеорити се делят на три основни групи: хексаедрити, октаедрити и атаксити.

Атакситите съдържат 12-35% никел и обикновено са изградени от финозърнеста смес от тенит и камасит, която се нарича плесит. Размерите на камаситовите области са 0.006 - 0.03 mm. Когато съдържанието на никел е над 25%, атакситите са изградени главно от тенит с неголеми включения от камасит.

Октаедритите съдържат 6-12% никел. На полирани и разядени (с разредена азотна киселина) плоски повърхности показват така наречените видманщетенови фигури (Widmanstätten pattern), които представляват преплетени ламели от камасит и тенит, разположени паралелно на определени равнини на октаедрични кристални форми. Тъй като тенитът и камаситът се различават по твърдост, химическа устойчивост и цвят, при полирането и разяждането се получава картина от различно изглеждащи ивици.

В зависимост от разположението на равнината на шлифа, видманщетеновата структура може да изглежда по три различни начина (скицирал съм ги грубо):

Като акцесорни минерали в октаедритите се срещат главно троилит, шрайберзит и графит.

Троилит (Troilite)
  Химична формула: FeS
  Плътност: 4.58 - 4.65 g/cm³
  Твърдост по Моос: 3.5 - 4
  Цвят: бронзов, кафяв, сивокафяв
  Блясък: метален
  Черта: сивочерна
  Магнитност: силна

Шрайберзит (Schreibersite)
  Химична формула: (Fe,Ni)₃P
  Плътност: 7 - 7.8 g/cm³
  Твърдост по Моос: 6.5 - 7
  Цвят: бронзов, кафяв, месинговожълт, сребърнобял
  Блясък: метален
  Черта: тъмносива

Според широчината на камаситовите ламели октаедритите се разделят на пет структурни типа (с нарастването на съдържанието на никел структурата става все по-фина):

• 2.5 - 15 mm - твърде грубоструктурни
• 1.5 - 2.5 mm - грубоструктурни
• 0.5 - 1.5 mm - средноструктурни
• 0.2 - 0.5 mm - финоструктурни
• 0.05 - 0.2 mm - твърде финоструктурни

Съществуват и така наречените плеситови октаедрити, които са изградени от плесит с размери на камаситовите области 0.07 - 0.6 mm.

Хексаедритите съдържат 4-6% никел и са изградени от гигантски кубични кристали камасит с размери над 50 мм. На полираните повърхности на хексаедритите се виждат тънки линии, наречени нойманови линии (Neumann bands).

Паласитите са интересна група железокаменни метеорити, които се състоят от основна маса никелово желязо с потопени из него зърна оливин с различни размери и форми (въобще, железокаменните метеорити се състоят от приблизително равни части желязо и силикати). Никеловото желязо на паласитите има средноструктурни видманщетенови фигури с типична ширина на камаситовите ламели ~ 0.9 mm. Зърната оливин в паласитите са ръбести или закръглени, с размери 5 - 10 mm.

Само върху желязо ли може да има видманщетенови фигури ?

Интересен пример за (подобни на) видманщетенови фигури върху неметален образец намерих в работата: Anders Lindskog,"A Russian record of a Middle Ordovician meteorite shower: Extraterrestrial chromite in Volkhovian-Kundan (lower Darriwilian) strata at Lynna River, St.Petersburg region", Dissertations in Geology at Lund University, Master’s thesis, no 287 (2011).

От тази работа е следващата микроскопска снимка на зърно от минерала хромит, по повърхността на което се виждат фигури, подобни на видманщетеновите. Това хромитово зърно с извънземен произход е намерено в проби от средния ордовик (от преди 467±1.6 милиона години) от областта на Санкт-Петербург (Волховский район - Русия):

Вече писах за метеоритите от геологичното минало, от които са се запазили зърна хромит с извънземен произход. Тъй като хромитът е устойчив минерал, той може да се използва като индикатор, насочващ при търсенето на метеорити.

Хромит (Chromite)
  Химична формула: FeCr₂O₄
  Цвят: черен, кафявочерен
  Плътност: 4.5 - 5.09 g/cm³
  Твърдост по Моос: 5.5
  Блясък: метален
  Черта: кафява
  Магнитност: слаба

Запазеност на метеоритите

В земни условия метеоритите започват постепенно да се разрушават - металът се окислява, минералите, от които е изграден метеорита, променят своя химичен състав и строеж (Метеорити от геологичното минало). Разработени са методи и скали, по които може да се оцени степента, до която се е променил (изветрял) един метеорит.

Степента на изветряне на обикновените хондрити (ordinary chondrite), които са един от най-често срещаните класове (каменни) метеорити, може да се оцени по известната скала на Wlotzka. За определяне на степента на изветряне по тази скала се разглежда полиран тънък срез от метеорита. По скалата на Wlotzka са възможни степени на изветряне от W0 (незасегнат) до W6 (силно променен).

W0: Няма видимо окисляване на метала и троилита, но в преминаваща светлина може да се забележи лимонитово оцветяване. Обикновено наскоро падналите метеорити са от тази степен, но някои от тях са вече W1;

W1: Малки окисни рамки около метала и троилита, малки окисни жилки;
W2: Умерено окисляване на метала (около 20-60% заместване);
W3: Силно окисляване на метала и троилита (60-95% заместване);
W4: Пълно окисляване на метала и троилита (> 95% заместване), но няма промяна на силикатите;
W5: Започнала е промяна на основните силикати, главно по пукнатините;
W6: Силно заместване на силикатите с глинести минерали и окиси.

Работната група по метеоритите към Johnson Space Center използва категориите A, B, C и E за оценяване степента на изветряне на антарктическите метеорити.

A: Незначително ръждясване - ореолите от ръжда около металните частици и петната от ръжда по счупванията са незначителни;
B: Умерено ръждясване - големи ореоли от ръжда са се появили около металните частици и петната от ръжда по вътрешните счупвания са широки;
C: Силно ръждясване - металните частици в по-голямата си част са изцяло оцветени от ръжда;
E: Има видими с невъоръжено око евапоритни минерали.

База данни за метеорити

Разработих проста база данни с научна информация за метеорити:

http://meteoritedb.appspot.com/

Засега базата данни съдържа само една таблица, в която всеки ред описва един метеорит. Метеоритът се описва в следните полета на реда:

1.  Name -  официално име, с което е регистриран метеорита;
2.  Observed Fall - показва дали е наблюдавано, или не падането на този метеорит;
3.  Year - през коя година е открит или видян да пада метеорита;
4.  Place - страната и мястото, където е намерен;
5.  Type - към кой клас е отнесен метеорита;
6.  Mass - обща маса (тегло) на всички намерени късове от метеорита;
7.  Information - известни данни от изследвания на метеорита (структура, минерален и химичен състав и други), а също и сведения, дали има осеяна с отломки област (Strewn Field), което е интересно за търсачите на метеорити.

Базата данни има полета, в които се задава търсене по име, страна (място), клас или произволен текст в информацията, а също и поле за сортиране по име, клас, година или маса (символът звезда * в някое поле, разбира се, означава "всички"). Има бутон Search! който се натиска и се появяват данните.

Технически подробности

Написах системата на езикa PHP. За хостинг използвах Google App Engine for PHP (https://gaeforphp.appspot.com/).

Използвах вградена машина за бази данни (Embedded Database), която също е написана на PHP и включена в основната програма. Вградената база данни изпълнява заявки на език SQL и използва свое вътрешно представяне за съхраняване на данните в текстови файлове, разположени във файловата система на Google App Engine for PHP.

Изходният код, който системата изпраща към браузъра, съответства на стандартите на HTML5/CSS3, което проверих с http://validator.w3.org/ .

Кометата C/2012 S1 (ISON) и метеорната активност

Кометата C/2012 S1 (ISON) е открита през септември 2012 г. Движи се към Слънцето със скорост 26 километра в секунда.

Направих разписание на интересните моменти от движението на кометата, които предстоят. Графиките на орбитите генерирах с аплета от сайта:
http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=c%2F2012+s1

● Към 14 септември 2013 кометата C/2012 S1 наближава орбитата на Марс:

● Около 7 октомври 2013 кометата ще пресече орбитата на Марс и ще навлезе в топлите области на Слънчевата система. Тогава ще се разбере дали ще има значително увеличаване на яркостта.

● На 1 ноември 2013 година кометата ще бъде в място на орбитата си, което ще бъде пресечено от Земята по-късно - на 16 януари 2014 година. Интересно е да се установи в какво състояние ще бъде кометата в този момент - какво ще се отделя от нея. Това може да определи бъдещата метеорна активност.

● На 28 ноември 2013 кометата C/2012 S1 ще достигне най-близо до Слънцето - на 1,16 млн. км от него. При такова малко разстояние от Слънцето кометата ще се нагрее до температура 2700 °C. Много вероятно е да се разпадне на части, които ще продължат да се движат по една и съща орбита. По-нататъшните събития при движението на C/2012 S1 (ISON) по нейната орбита може да се каже, че са предполагаеми.

● На 11 декември 2013 г. предполагаемата орбита на кометата, вече отдалечавайки се от Слънцето, ще пресече отново орбитата на Земята:

● На 26 декември 2013 г. се очаква Земята да премине на минимално разстояние, около 0,43 астрономически единици (60 мил. км.), от отдалечаващата се от Слънцето комета (ако все още кометата е цяла).

● Около 3 януари 2014 година Земята ще пресече мястото, където кометата би трябвало да е била на 11 декември 2013 г.

● Около 16 януари 2014 година е възможно да се прояви метеорна активност, тъй като Земята ще пресече орбитата на кометата там, където тя ще бъде била на 1 ноември 2013 година. Тогава върху Земята може да започнат да падат частици прах от кометата.
Очаква се прашинките да се движат със скорост 201168 км/ч и да загубят напълно своята скорост при навлизането в атмосферата на Земята. Поради това няма да изгарят, а ще падат постепенно, в зависимост от своите размери.

● В течение на 3 месеца след това ще падат частиците прах с размери 10 микрона.

● В течение на още няколко години след това ще падат частиците прах с размери 1 микрон. Повишеното количество космически прах може да предизвика появата на така наречените сребристи облаци.

Микрометеорити

Метеоритният прах се състои от частици с размери от 1 до 100 микрона (0,1mm) предимно със сферична форма. Образува се от разрушаване на по-големи (метеоритни) тела.

Микрометеоритите, които представляват частици с размери до 3-4 микрона, преминават през атмосферата без загуби и падат на повърхността на Земята.

Метеорити от геологичното минало

Преди около 470 милиона години е имало период, през който на Земята са падали необичайно много метеорити. Тези метеорити и досега лежат в пластовете седиментни скали, но в течение на изминалите милиони години са претърпели изменения, поради което се наричат фосилизирани метеорити (fossil meteorites).

Типично находище на такива фосилизирани метеорити има в кариерата Thorsberg в южна Швеция. Там варовиците от средния ордовик (на ~ 470 милиона години) съдържат необичайно голям брой изкопаеми метеорити: намерени са повече от 80 фрагмента с размери от ~1 до 20 cm на площ ~6000 m² , по данни от:
V.A.Alexeev, 2012, Origin of fossil meteorites from Ordovician limestone in Sweden

Всички минерали, от които първоначално са били изградени тези метеорити, с изключение само на минерала хромит - Fe(CrO₂)₂, са почти напълно заменени от карбонати и по-малко слоисти силикати, сулфати и фосфати по време на диагенезата, протичала когато метеоритите са се намирали във варовика.

Въз основа на химичния състав на зърната хромит, съотношението на кислородните изотопи в тях и петрографските данни, въпросните изкопаеми метеорити са класифицирани като L хондрити. Изследователите са стигнали до извода, че това са фрагменти от астероид, който е бил разтрошен след катастрофален сблъсък в космоса преди 470 ±6 милиона години.

Ордовикът в България

Като четох за тези изследвания, се сетих за един камък, който случайно съм си донесъл преди години от Западна Стара планина:

Тази скала изглежда се е образувала като алевролит. Сложната тектонска история се е отразила в белите жилки - запълнени пукнатини, които са ориентирани в различни посоки и даже на места се пресичат перпендикулярно една на друга. В белите жилки се виждат отделни дребни зърна гранат (?). 

Доколкото си спомням от къде съм го взел, този скален къс трябва да е от oрдовика - Грохотенска или Церецелска свита: описват ги като изградени от алевролити, кварцити и аргилити (на възраст среден-горен ордовик).

Дали тези скали в България са точно от интересния период през средния ордовик, когато са падали много метеорити ?
Разкриващите се в Западна Стара Планина, безобидни на пръв поглед, скали от ордовика са интересни от такава гледна точка.

Коментари

Fossil meteorites - това са изкопаеми метеорити, които са претърпели изменения на химичния си състав, като са запазили някои структурни и текстурни форми на своя строеж.
Процесът на заместване на един минерал с друг, при запазване на формата, е известен като псевдоморфозиране.
Процесът, при който фосилизираните метеорити са се изменили, прилича на процеса на образуване на вкаменелостите на живи същества. Но все пак, не изглежда подходящо да се казва "вкаменени метеорити" или "метеорити-вкаменелости", защото ще излезе, че един камък, какъвто е метеоритът, се е вкаменил.
Разбира се, може да има метеорити, които са изкопани на голяма дълбочина, стари са, но не са претърпели дълбоки изменения и поради това могат да се нарекат изкопаеми, но не фосилизирани метеорити.

В метеоритите често се съдържат минерали като хромит - Fe(CrO₂)₂, муасанит - SiC, диамант - C, които са много устойчиви и оцеляват даже при силно изменение или разрушаване на останалата маса. Тези устойчиви минерали могат да служат като индикатори при търсенето и разпознаването на изкопаеми метеорити и импактни кратери.
Още по тази тема:
Диамант
Разпознаване на импактни кратери

Малки метеорити

Метеоритите с малки размери също могат да бъдат интересни. С развитието на научните инструменти става възможно да се правят важни изследвания на все по-малки образци. Малките метеорити са обект на интерес и за колекционерите.

Отделих списък на някои от най-малките метеорити в базата данни на IMCA Encyclopedia of Meteorites:
http://www.encyclopedia-of-meteorites.com/meteorites.aspx .
Това са метеорити с тегло само от 0.5 до 17 грама, но някои от тях са от много интересни редки класове.

В следващата извадка от базата данни за всеки метеорит е дадено официалното име, мястото, където е намерен, годината, класа, към който е отнесен и теглото (броят на жълтите кръгчета означава степента на интересност според моите представи).

1. ○○○○○Cuddeback Dry Lake 006, United States, 2000, H6, 0.5g
Каменен метеорит с тегло само 0.5g. Обикновен хондрит от група H, петрологичен тип 6. Такива метеорити се намират най-често. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5628612

2. ●○○○○LaPaz Icefield 02430, Antarctica, 2002, L6, 1.3g
Каменен метеорит с размери 1.0 x 0.75 x 0.5 cm и тегло 1.3g. Обикновен хондрит от група L, петрологичен тип 6, богат на метал. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5630510

3. ●●●●○Elephant Moraine 96005, Antarctica, 1996, CM2, 1.36g
Въглероден хондрит от група CM, петрологичен тип 2. Това е малък метеорит с тегло 1.36 g и размери 4.5 x 3.5 x 2.5 cm. Въглеродните хондрити са каменни метеорити с малка плътност, в които обикновено няма метал. Интересни са с това, че съдържат много органични вещества и в тях може да се търсят прояви на извънземен живот. Снимка на метеорита:
http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/amn/amnfeb98/EET96006.HTM

4. ●○○○○El Mirage Dry Lake 001, United States, 2000, H5, 1.5g
"El Mirage Dry Lake" трябва да означава нещо като "Сухото езеро на миража". Това е още един обикновен хондрит, но има хубава снимка:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5629492

5. ●●●○○LaPaz Icefield 031381, Antarctica, 2003, Diogenite, 1.89g
Каменен метеорит - ахондрит от групата на диогенитите (оливинов). Ахондритите се намират много по-рядко от другите метеорити. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5630519

6. ●●●●○LaPaz Icefield 02422, Antarctica, 2002, CM1, 1.99g
Още един въглероден хондрит с размери само 1.5 x 1.0 x 1.25 cm. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5630508

7. ●●●●●Dhofar 308, Oman, 2001, Lunar (anorth), 2g
Малък (2g) лунен метеорит с предимно анортозитов състав. Много рядък клас. Снимка на срязаната повърхност на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5629253

8. ●●●●●Dhofar 302, Oman, 2001, Lunar (anorth), 3.83g
Друг лунен анортозитов метеорит, представляващ ударна брекча. Много рядък и интересен метеорит. Лунните материци се състоят от светли скали с анортозитов състав и плътност около 2.9 g/cm³. Снимка на срез на метеорита (виждат се характерните ръбести отломки от скали във вътрешността му):
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5629242

9. ●●●○○Bluewing 001, United States, 2000, Eucrite-mmict, 6.1g
Ахондрит от групата на евкритите, представляващ мономиктова брекча. От всички каменни метеорити евкритите са най-близки до земните вулкански скали. Също много рядък и интересен каменен метеорит, макар и с тегло само 6.1g. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5628243

10. ●●●●●Dar al Gani 876, Libya, 1998, Martian (shergottite), 6.2g
Марсиански метеорит тип базалтов шерготит. Изключително високо ценен и рядък тип метеорити. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5629011

11. ●●○○○Bethlehem, United States, 1859, H, 13.9g
Падането на този метеорит (обикновен хондрит) е наблюдавано през 1859 година. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5628200

12. ○○○○○Coyote Dry Lake 230, United States, 2004, H6, 16.36g
"Coyote Dry Lake" означава нещо като "Пресъхналото езеро на койота". Обикновен хондрит. Снимка на метеорита:
http://www.lpi.usra.edu/meteor/get_original_photo.php?recno=5632500

Името на метеорита говори за мястото, където е намерен (например Elephant Moraine - Antarctica). Много от метеоритите са намерени на места, които са открити, равни, сухи, пустинни, без човешка дейност. Там каквото падне се вижда и си стои (натрупва се).

В България няма чак такива "благодатни" места за търсене на метеорити, но все пак метеоритите падат навсякъде (статистически равномерно), а малките метеорити са много повече на брой от големите ...

Радиоактивност на метеорит

Естествената радиоактивност на скалите се дължи главно на съдържащите се в тях уран, торий и калий. Съдържанието на уран и торий в метеоритите е много малко. Например, каменните метеорити - хондрити съдържат около 230 пъти по-малко уран и около 450 пъти по-малко торий от земните гранити.
В хондритите има неголямо количество калий (0.085% тегл.), който със своя нестабилен изотоп Калий-40 дава основния дял от тяхната радиоактивност.

Като правило, радиоактивността на метеоритите е значително по-малка от радиоактивността на земните скали.

На форума на руското общество на любителите на метеорити (РОЛМ) срещнах конкретни данни за радиоактивността на един метеорит. Участникът във форума, нарекъл се Андрей Александрович, свидетел на челябинския болид, намира в зоната на падане на отломъците къс, който на снимката, която дава, изглежда като обикновен хондрит. Авторът на находката съобщава резултатите от своите измервания:

Гама фон на обикновения хондрит Chelyabinsk: 18 μR/h

Метеоритът вече е регистриран (на 18 Март 2013г.) с официалното име Chelyabinsk и следните данни.

•  Наблюдавано падане: 15 Февруари 2013; 3:22 UT
•  Място на падане: 54°49’N, 61°07’E; Челябинска област, Русия.
•  Маса: > 100 kg
•  Класифициран като: обикновен хондрит LL5.

Начално разпознаване на метеорити

От всички видове метеорити най-често се намират железните и каменните метеорити - обикновени хондрити. Метеоритите имат характерен външен вид, който се получава в резултат от разтопяването на повърхността им (но не вътрешността) при полета с голяма скорост през атмосферата.

По своя състав и строеж метеоритите се отличават от земните скали.
Железните метеорити са изградени от желязо, съдържащо никел (от 4% до над 25%) и притежават едрокристална структура, получена при изключително бавно охлаждане.
Каменните метеорити - обикновени хондрити съдържат в основната си каменна маса железни зърна, а също и малки сферични образувания, наречени хондри.

Има много описания на метеорити и тестове за разпознаването им, но те често са сложни за използване. Оформих една минимална последователност от правила за разпознаване на железните и най-често срещаните каменни метеорити. Правилата са следните.

Типичният железен метеорит:

1. Отвън е черен или ръждив.

2. Силно се лепи към магнит.

3. Отвътре представлява плътен сребрист метал (FeNi).

4. По повърхността си има едри, плитки, овални вдлъбнатини (наречени регмаглипти).

   Широчината на тези вдлъбнатини (регмаглипти) е такава, че на една страна на метеорита могат да се наредят в редица примерно 10 от тях.

Типичният каменен метеорит:

1. Отвън е черен или кафяв. 

2. Отвътре представлява камък, съдържащ сребристи метални частици и/или ръждиви петна.  

3. Обвит е от всички страни с тънка кора, по-тъмна в сравнение с вътрешността (разтопявана кора).

   Дебелината на тази разтопявана кора е около 1 mm.

Описаните правила служат за първоначално насочване в разпознаването на метеорити. По-нататък може да се наложи да се използват по-сложни методи за изследване, ако трябва да се докаже със сигурност, че това е метеорит.

Освен описаните, най-често срещани железни и каменни метеорити, са намерени и много други видове метеорити, които изглеждат по различен начин, но те се срещат много рядко.
Например:
Seymchan (Pallasite, PMG)
Cachari (Eucrite-mmict)

Земно и метеоритно желязо

Самородното желязо присъства често в състава на метеоритите.
Характерно за метеоритното желязо е значителното съдържание на никел.
В много случаи това позволява да бъде разпознат един метеорит.
Разпознаването се усложнява от това, че, макар и рядко, самородното желязо се среща и в земните скали. Намират се и много продукти от техническата дейност на човека, съдържащи желязо.

Тест за никел

За бързо разпознаване на метеорити в практиката се използва химически тест за никел, основан на следната реакция.

Откриване на Ni⁺⁺ йони (реакция на Л.А.Чугаев):

• капка разтвор на никелова сол
• 3-6 капки амонячен разтвор
• 2-3 капки спиртен разтвор на диметилглиоксим
• образува се ярко оцветена розово-червена утайка от вътрешнокомплексната сол диметилглиоксимат на никела:

 

 
Реакцията се провежда при pH=8 (слаб амонячен разтвор).
Откриваем минимум: 0,16μg. Гранична концентрация: 1:3.10⁵.
Присъствието на Fe⁺⁺ също води до червено оцветяване. Cu⁺⁺ дава кафяво-червено оцветяване.

Необходимо е да се окисли Fe⁺⁺ до Fe⁺⁺⁺ с водороден прекис или HNO₃ и да се преведе Fe⁺⁺⁺ в комплекс с винена киселина или сегнетова сол.В присъствие на Fe⁺⁺⁺ се добавя сегнетова сол или натриев флуорид и вместо воден разтвор на амоняк се използва сода каустик.
Чувствителността на реакцията се повишава значително в присъствието на окислители: бром, йод и др.

Изследване на находки

Следващите снимки на железни и железокаменни находки от района на Разград получих от Генчо Димитров.

На тази снимка се вижда как той е приложил химическия тест за никел върху разрязаната повърхност, на която се открива метал:

Ясното малиново-червено оцветяване може да се счита за положителен резултат от теста - да, има никел. В някои случаи това е свидетелство (но все пак не достатъчно доказателство) за метеоритния произход на находката.

Шлифованата повърхност на друг образец при увеличение 10 пъти:

Вижда се характерен строеж от ъгловати образувания, потопени в метална матрица. Изглежда интересно.
За сравнение, снимки на някои доказани метеорити:

«Метеоритно желязо, троилит, оливин - метеорит Seymchan»

«Метеоритно желязо - метеорит Barbianello»

Обратни примери - самородно желязо с неметеоритен произход в земни скали:

«Земно самородно желязо в базалтова матрица»

«Сегрегации от капки самородно желязо в земен базалтов образец»

Край село Врабево

Неотдавна снимах околностите на село Врабево (област Ловеч).
Много спокойно място:

В района на селото през 1904 година е минал най-големият, известен до сега, метеоритен дъжд в България. Движел се е от север на юг. Най-големият, намерен в района на Врабево, къс от метеорита е бил с тегло 3815 g.

Първото подробно описание на метеорита е публикувано от проф. Георги Бончев през 1910г. Метеоритът е определен като сив брекчиран хондрит, по-късно определянето е уточнено до оливин-бронзитов хондрит от клас "равновесен H5 хондрит".

Самородното желязо, което се съдържа в метеорита, е във вид на зърна с неправилна форма и големина до 3-4 mm, впръснати в масата на метеорита. Железните зърна са описани като черни, на места ръждясали. НЕ са открити видманщетенови фигури. Самородното желязо е 15,01 % от масата на метеорита и съдържа 0,48 % никел.

Изводи

Теренът не е особено подходящ за търсене на метеорити - растителност и неравно.
Самият метеоритен дъжд е паднал отдавна.
Метеоритът е каменен, с неголеми железни впръслеци, което прави трудно търсенето с металотърсач.
Желязото от метеорита е податливо на ръждясване, с много ниско съдържание на никел, което затруднява запазването и различаването му от неметеоритно желязо.

В много случаи голямото съдържание на никел и характерните видманщетенови фигури на желязото служат като първо доказателство за метеоритния произход на находката. Тук този критерий е неприложим.

Хондрити от клас H5

Хондритите представляват каменни метеорити, които се състоят от хондри - сферични тела с размери (обикновено) до няколко милиметра. Хондрите са изградени предимно от силикатни минерали и се намират в дребнозърнеста маса с близък до техния минерален състав.
Сложната вътрешна структура и морфологията на хондрите показват, че някои от тях след образуването си са претърпели вторични изменения, свързани с метаморфизъм и други явления.
Структурата и морфологията на хондрите се използва за оценяване на равновесното състояние на минералните асоциации в хондритите и тяхната класификация.

Към група "H" принадлежат така наречените "обикновени" хондрити с високо съдържание на желязо (средно около 28 %).

Хондритите от петрологичен тип "5" съдържат хондри със силно размити граници (но много от тях все още различими); няма стъкло и фелдшпатови кристали, забележими в шлиф; силикатите, металът и троилитът са в равновесни съотношения; средно съдържание на Ni < 0,5 %.

Разпознаване на импактни кратери

Когато бъде открита подозрителна форма на релефа, за която се предполага, че може да представлява метеоритен кратер, най-лесно е да се определят размерите ѝ - диаметър и дълбочина.

Отношението между диаметъра и дълбочината на кратера в някои случаи може да се използва като критерий за импактния му произход.

Импактните кратери са кръгли или елипсовидни, обикновенно твърде плитки. По-големите от тях, с диаметър към 100 метра и повече понякога са запълнени с вода и представляват езера.

Кратер «Ямата»

В България, край град Мартен (област Русе), се намира предполагаем метеоритен кратер, наречен «Ямата». Диаметърът му е към 20m, а дълбочината - около 5m.  Отношението между диаметъра и дълбочината е приблизително 20/5=4.

За да разберем дали тези стойности са "подходящи" за метеоритен кратер, може да ги  сравним със стойностите за някои други известни импактни кратери.

Кратерно поле Kaalijärv

Деветте кратера Kaalijärv, намиращи се на естонския остров Saaremaa (58°24'N, 22°40'E), са образувани от удара на фрагментиран IAB железен метеорит.
Главният кратер е пълен с вода и представлява езеро, а останалите кратери са сухи.
Диаметърът на главния кратер е 110m.
Чрез радиометрично датиране е установено, че тези кратери са образувани през  400-370г.пр.Хр.

Размерите на кратерите Kaalijärv са следните:

Диаметър, m	Дълбочина, m	Диаметър/Дълбочина
110	22	5
39	4	9.8
25-76	3.5	7.1-21.7
33	3.5	9.4
26	0.6	43.3
20	1.25	16
15	1	15
13	0.9	14.4
12	1	12

Кратерно поле Morasko 

Кратерното поле Morasko се намира в Полша (52°29'N, 16°54'E). Кратерите са образувани от падането на метеоритен дъжд приблизително преди 3500 до 5000 години.

Метеоритът Morasko е железен, тип октаедрит (IAB група).

Размерите на кратерите Morasko са следните:

Диаметър, m	Дълбочина, m	Диаметър/Дълбочина
100	13	7.7
63	5	12.6
50	10	5
45	4.5	10
35	4.5	7.8
25	4	6.3
24	2.5	9.6
15	1.5	10

Изводи

При кратерните полета Kaalijärv и Morasko малките кратери с диаметър 10-20 метра са  твърде плитки - с дълбочина едва около един метър. Кратерът "Ямата" има близък диаметър, но е значително по-дълбок.

Метеоритен кратер «София»

Освен големия метеоритен кратер Чиксулуб, за който се предполага, че е предизвикал измирането на динозаврите, оказва се, че и в България е открит (предполагаем) метеоритен кратер с подобни размери, наречен «София».

Спътникова фотография на района на импактната структура «София» (използвана е спътникова фотография от Google Maps):

 

Импактният (или ударен) кратер представлява геологическа структура, образувана в резултат от падането на метеорит.

«Астроблема» се нарича геологическа структура със значителни размери, образувана на мястото на древен метеоритен кратер.

Особено известен е импактният кратер Чиксулуб с диаметър 180 km, намиращ се на полуостров Юкатан, за който се предполага, че е образуван преди около 65 милиона години в резултат от удара (и гигантския взрив) на метеорит с диаметър 10 km.
И най-вече се предполага, че това импактно събитие, довело до образуването на астроблемата Чиксулуб, е предизвикало глобални промени на Земята, довели до измирането на динозврите.

Като преглеждах  «Полный каталог импактных структур Земли» , А. В. Михеева, ИВМиМГ СО РАН, обърнах внимание, че има регистриран предполагаем импактен кратер с името «София(SO)» и следните данни:

Географска ширина: 41,5°
Географска дължина: 24,5°
Диаметър: 150 km

Диаметърът от 150 km на «София» е сравним с диаметъра на «Чиксулуб», това е било гигантско импактно събитие от подобен мащаб, случило се в далечното геологическо минало.

Идентифициране на метеорити

Когато бъде намерен предполагаем метеорит, една от първите задачи е да бъде доказан извънземния произход на находката. Това е особено важно за  каменните метеорити, тъй като те могат да бъдат сбъркани с различни земни скали или техногенни материали.

Един от методите, който може да се използва за доказване на извънземен произход, е гама спектрометрията.

При гама спектрометрията се измерва какво количество гама кванти и с каква енергия на квантите се излъчва от изследвания образец за дадено  време.
Измерването се извършва с апаратура за гама спектрометрия и трае до няколко дни, при което изследваният образец, заедно с детектора на гама кванти,  са поместени в камера от оловни тухли и други защитни слоеве, ограничаващи попадането на странични излъчвания от околната среда.

Този метод се основава на предпоставката, че докато метеоритите се намират в космическото пространство, под въздействието на космическите лъчи в техните повърхностни слоеве се образуват така наречените космогенни изотопи. След падането на метеорита на Земята, той престава да бъде изложен на потока космически лъчи, при което образуването на космогенни изотопи в него се прекратява и започва обратния процес - разпадане на космогенните изотопи и намаляване на тяхната концентрация в метеорита.

За каменните метеорити е характерен космогенният изотоп алуминий-26, който има сравнително дълъг период на полуразпадане - около 717 хиляди години. Това дава възможност този изотоп да бъде открит дори в метеорити, които са паднали на Земята преди много време.

Измерването на концентрацията на алуминий-26 е възможно да бъде извършено чрез гама спектрометрия, тъй като този нестабилен изотоп се превръща в стабилния магнезий-26 с отделяне на гама квант със строго определена енергия, равна на 1808,65 килоелектронволта.

Ако в изследвания чрез гама спектрометрия образец от предполагаемния метеорит бъде открита значителна концентрация на изотопа алуминий-26, което се вижда като ясно изразен пик с енергия 1808,65keV в получения при измерването  гама спектър, извънземният произход на находката може да се счита за доказан, тъй като за разлика от метеоритите, в земните скали отсъства алуминий-26.

Метеорит «Разград»

Най-големият известен досега метеорит, паднал на територията на България е метеоритът «Разград».

Паднал е на 25 октомври 1740 година в района на Разград. Според описанията [1] «в ясен ден при чисто небе се раздали звуци като от буря, след което се чули три удара, като от топовни гърмежи.»

От този метеорит били намерени два къса с маса около 19 оки (22.5 kg) и 2 оки (2.4 kg). Двата камъка били изпратени на Високата порта с доклад.

От 1815 година има научно съобщение за събитието [2], написано по османските анали на Суби Мохамед ефенди.

В наше време метеоритът е регистриран в NHM каталога с официалното име Rasgrad [3] (със синоним Razgrad). Споменава се само масата 24.7 kg. Метеоритът е описан като некласифициран каменен метеорит. Никакви други данни до момента не са известни. Неизвестно е и къде са намерените късове.

ЛИТЕРАТУРА

1. Костов Р. И., В. Курчатов 2002. БЪЛГАРСКИТЕ МЕТЕОРИТИ – ИСТОРИЯ И СТЕПЕН НА ИЗУЧЕНОСТ , Bulgarian Mineralogical Society.
2. Hammer, J. von. 1815. - Ann. Physik, 50, 284-287.
3.The Meteoritical Society, http://www.lpi.usra.edu/meteor/

Диамант

Най-често срещаните диаманти са безцветни или оцветени с бледи оттенъци на жълто, кафяво, сиво, зелено, розово, крайно рядко черни. Със силен диамантен блясък и прозрачност на чиста вода при използваните в бижутерията. Съществуват диаманти с примеси на бор, които имат полупроводникови свойства и често са сини. Ярко оцветените прозрачни кристали се считат за уникални и получават индивидуални наименования.  На диамантите с маса повече от 10 карата се дават собствени имена.

Още около 3000 години пр.Хр. диамантите са били известни в Индия  и до средата на XVIII век тя е била основния доставчик. През VI век диаманти са били открити на о.Калимантан. През 1726 година са открити диамантените разсипи в Бразилия.

  В Европа са известни само отделни находки на диаманти. Диаманта са намирани в Испания, а също и в Чехия (първият от които през 1869 г).

  Промишлените диамантоносни райони имат ясни географски граници и са привързани към определени геологически провинции. В продължение на много години се е считало, че единственият източник на диаманти са кимберлитовите тръби, разположени на древните платформи. Но по-късно диаманти са открити и в други геологически структури, където няма диамантоносни взривни тръби и кимберлити.

Установено е, че практически повсеместно се срещат дребни диаманти, които по своите свойства рязко се отличават от диамантите на промишлените находища.

Тези диаманти могат да се открият в пясъците, чакълите, пясъчниците, но предимно в тази им част, която е обогатена с тежки минерали, т.е. в разсипите. Обикновено за да се намери поне едно кристалче, е необходимо да се обогати не по-малко от 10 - 15 куб.м. пясъци или чакъли. Но в разсипите, например в прибрежно-морските пясъци на Украйна в един кубичен метър са намирани хиляди дребни диаманти. Дребни диаманти са открити почти по цяла  Южна Украйна в теригенни отложения на възраст от карбонова до кватернерна, в делтовите и плажните пясъци на западното крайбрежие на Черно море.  Част от тези дребни диаманти имат космически произход. Размерите им са от  0,1 - 0,3 mm до 1,5 mm .

  За първи път диаманти в метеорит са били открити през 1898 г. От минералога М.В.Ерофеев и химика П.А.Лачинов в метеорита Новый Урей  (Novyi Urei)

  На дъното на метеоритни кратери, получени от падането на гигантски  метеорити понякога се намират диаманти с размери до 1,2 mm във вид на  безформени мътновати зърна или пластинки с разтопени краища. Те се  образуват под въздействие на удара и се наричат импактни диаманти.

За първи път дребни диаманти в метеоритен кратер били намерени през 1891 г. в кратера Canyon Diablo. Той е образуван преди 50000 години от падането на железен метеорит с диаметър 60 - 70 m .

Френският минералог Н.Муасан разтворил в солна киселина 53 kg вещество от кратера Canyon Diablo . Останало около 800 g въглеродно вещество в  което се съдържали дребни черни закръглени диамантени зърна. В този  кратер са намирани и светлооцветени кристали (даже бели) което е рядкост  при импактните диаманти. Отделните зърна диамант и неговата хексагонална  разновидност лонсдейлит в този случай са много малки - агрегатите им с графит и силикати са не по-големи от 3 x 3 x 5 mm.