Teksti ja kuvat Pekka
Rautajoki
Kondriittimeteoriiitti NWA 869. |
Meteoriitit voidaan myös jakaa kondriitteihin ja
akondriitteihin riippuen siitä, onko niiden rakenteessa nähtävissä
jyvämäisyyttä. Tämä puolestaan kertoo, onko meteoriitti peräisin
differentioituneesta emokappaleesta vai ei – asteroidin sulaminen tuhoaa
jyväset eli kondrulit, ja suurilta asteroideilta ja planeetoilta peräisin
olevat meteoriitit ovat käytännössä lähes aina akondriitteja.
Kivinen akondriittimeteoriitti NWA 482. |
Kondriitit
Tavalliset kiviset kondriitit ovat yleisin
meteoriittityyppi; niitä on 90 % kondriiteista ja 80 % kaikista meteoriiteista.
Kondriitit ovat breksioita, eli ne koostuvat yhteen liittyneistä useiden kivien
osista.
Kivi-rautameteoriitti Imilac. |
Kondriittien nimi tulee kondruleista eli jyväsistä (kreikan kielen sana ”chondrion”), joiden muutaman millimetrin koko on simulaatioin osoitettu olevan juuri sopiva, että nuorta Aurinkoa kiertänyt kaasu olisi hidastanut niitä, ja asteroidien painovoima olisi kaapannut niitä. Jyväset ovat siis tärkeä linkki planeettojen synnyssä; ilman jyväsiä ei olisi suurempiakaan kappaleita.
Kondriittimeteoriitit ovat peräisin pieniltä asteroideilta,
jotka eivät ole riittävän suuria differentioituakseen, tai sitten (osittain)
differentioituneen asteroidin kuorikerroksesta. Jälkimmäisestä vaihtoehdosta
kielii se, että joidenkin kondriittimeteoriittien on havaittu sisältävän
jäänteitä emoasteroidinsa magneettikentästä – eli tuolla kappaleella on ollut
sulan ytimen ylläpitämä sähkömagneettinen dynamo.
Rautameteoriitti Gibeon. |
Kondriittimeteoriitit jaetaan edelleen viiteen pääluokkaan,
joilla on vaihteleva määrä alaluokkia: tavalliset kondriitit (alaluokat H, L ja
LL metallipitoisuuksien mukaan), hiilikondriitit (alaluokat CI, CO, CM, CR, CB,
CH, CV ja CK), rumurutikondriitit, kagankarikondriitit, ja enstatiittikondriitit
(alaluokat EH ja EL). Kaikkiaan kondriittiluokkia ja – alaluokkia on 15 –
luokat määritellään mineraalipitoisuuden, kemiallisen koostumuksen ja hapen
isotooppijakauman mukaan. Kullakin luokalla on luultavasti oma emoasteroidinsa
– esimerkiksi avaruusluotain Hayabusan tuomien näytteiden perusteella LL-tyypin
kondriitit vastaavat koostumukseltaan asteroidi Itokawaa.
Jyväsiä H-luokan kondriittimeteoriitissa Dar el Kahal. |
CI-ryhmän hiilikondriitit sisältävät heliumia raskaampia
alkuaineita samassa suhteessa kuin Aurinko, eli ne ovat kemiallisesti
primitiivisimpiä meteoriitteja vastaten tarkasti protoplanetaarisen kiekon
koostumusta. CI-kondriitit muistuttavat myös komeettoja.
Joissakin kondriiteissa on kiehtovia valkoisia sulkeumia.
Näissä on paljon kalsiumia, alumiinia ja titaania sisältäviä mineraaleja,
joiden isotooppijakauma viittaa niiden olevan peräisin ajalta ennen
aurinkokunnan syntyä. Kun kosketat halkaistun kondriittimeteoriitin vaaleaa
sulkeumaa, kosketat samalla vanhempaa kappaletta kuin koskaan!
Monet kondriitit sisältävät myös hydraattimineraaleja, eli
niiden emoasteroideilla on ollut vettä. Suuri osa Maapallon vedestä onkin
luultavasti peräisin meteoriiteista – komeettojen veden deuteriumpitoisuus
näyttäisi olevan erilainen kuin Maan merissä, eli komeettatörmäykset eivät
nähtävästi ole tuoneet kovin merkittävää osaa vedestä planeetallemme.
Differentioituneet meteoriitit
Ureiliitti NWA 4231. |
Kivisissä akondriiteissa ei ole nähtävissä kondriiteille
tyypillistä jyvärakennetta, ja niiden kemiallinen koostumus poikkeaa Auringon
heliumia raskaampien aineiden jakaumasta. Kiviset akondriitit jaetaan edelleen
primitiivisiin akondriitteihin, angriitteihin, aubriitteihin,
HED-meteoriitteihin, sekä kuu- ja marsmeteoriitteihin.
Primitiivisiä akondriitteja on viittä alalajia:
acapulcoiitit, lodraniitit, brachiniitit, winonaiitit ja ureiliitit. Erikoiset
nimet tulevat luokan ensimmäisen löydetyn meteoriitin nimen mukaan – ja nämä
puolestaan juontuvat löytöpaikoista: Acapulco (Meksiko), Lodhran (Pakistan),
Brachina (Australia), Winona (USA) ja Novy Urey (Venäjä).
NWA 7325 – pala Merkuriusta? |
Aubriitit ovat mahdollisesti sulaneita
enstatiittikondriitteja, ja angriittiryhmän meteoriitit ovat vanhimpia
tunnettuja magmakiviä 4,55 miljardin vuoden takaa. Kahden angriitin epäillään
olevan peräisin Merkurius-planeetalta; erityisesti meteoriitti NWA 7325 vastaa
MESSENGER-luotaimen havaintojen perusteella kemiallisesti varsin tarkasti
Merkuriuksen pintaa.
Diogeniitti Tatahouine. |
Eukriittien nimi tulee kreikankielen sanasta ”eukritos”,
joka tarkoittaa helposti tunnistettavaa. Näissä Vestan basalttia olevissa
meteoriiteissa onkin omaleimaisia suurikokoisia silikaattirakeita. Diogeniitit
puolestaan on nimetty Diogenes Apollonialaisen
mukaan; tämä kreikkalainen filosofi oli oikeilla jäljillä noin 2 500
vuotta sitten väittäessään meteoriittien olevan ”näkymättömiä tähtiä, jotka putosivat Maahan ja sammuivat”.
Kuu- ja marsmeteoriitit
Kuu taivaalta – NWA 4734. |
Alkuaine- ja isotooppianalyysit ovat niin ikään yhdistäneet
150 meteoriittia Marsiin; lisätodisteena on joidenkin meteoriittien sisältämät
kaasutaskut, joiden sisällä on varsin tarkkaan Marsin ilmakehää vastaava
kaasuseos. Mars-meteoriitit jaetaan neljään alaluokkaan: shergottiitit,
nakhliitit, chassigniitit ja basalttibreksiat. Intian Shergottyn mukaan nimetyt
shergottiitit ovat yleisimpiä; niitä on noin kolme neljännestä kaikista
marsmeteoriiteista.
Basalttibreksia NWA 8171. |
Basalttibreksiat ovat uusin alaluokka, ja 2,1 miljardin vuoden ikäisinä ne ovat myös vanhimpia löydettyjä Mars-kiviä. Nekin viestivät Marsin vetisestä menneisyydestä sisältäen kymmenen kertaa muita marsmeteoriitteja enemmän vettä.
Neljän varsinaisen alaluokan lisäksi on myös yksi
erityistapaus marsmeteoriittien joukossa: ortopyrokseniittimeteoriitti
ALH84001, joka oli parrasvaloissa vuonna 1996 sen sisältämien kiehtovien
muinaisen elämän merkkien johdosta.
Kivi-rauta- ja rautameteoriitit
Mesosideriitti NWA 2924. |
Pallasiittien oletetaan syntyvän, kun asteroidin vaippa
alkaa jäähtyä ja halkeilla, ja halkeamiin työntyy syvemmältä sulaa metallia.
Pallasiittien emoasteroidikandidaatteina ovat erityisesti harvinaiset,
oliviinipitoiset A-tyypin asteroidit.
Mesosideriiteissä on kivibreksian seassa runsaasti
rautahippusia; niiden nimi juontuu kreikankielen sanoista ”mesos” ja ”sideros”
eli ”puoli” ja ”rauta”. HED-meteoriittien tapaan mesosideriitit saattavat olla
peräisin asteroidi Vestalta, sillä näissä kaikissa happi-isotooppijakauma on
samanlainen.
Rautameteoriitit ovat yliedustettuina historiallisten
meteoriittien joukossa, koska ne on tunnistettu helpommin ja ne selviävät
ilmakehän läpäisystä paremmin, jolloin maanpinnalle päätyy suurempia
yksilöitä. Rautameteoriitit eivät
myöskään rapaudu yhtä nopeasti kuin kivimeteoriitit.
Rautameteoriitit koostuvat pääosin kahdesta
rauta-nikkelimineraalista, kamasiitista ja taeniitista, ja ne ovat peräisin
M-tyypin asteroidien differentioituneista ytimistä. Rautameteoriittien
syövytetty halkaisupinta paljastaa usein kauniin ”Widmanstättenin” kuvioksi
kutsutun lamellikuvioinnin, jonka aiheuttaa kamasiitin ja taeniitin
kiteytyminen toistensa lomaan asteroidiytimen jäähtyessä noin asteen verran
kymmenessä tuhannessa vuodessa.
Oktahedriitti, IVA-tyypin rautameteoriitti Muonionalusta. |
Winonaiittien kemiallinen koostumus on samankaltainen kuin
tyyppien IAB ja IIICD rautameteoriittien silikaattisulkeumissa, joten näillä on
todennäköisesti sama emoasteroidi. Joissakin jaotteluissa nämä
rautameteoriittiluokat lasketaankin primitiivisiksi akondriiteiksi. IIE-tyypin
rautameteoriitit ovat myös merkittävästi muista poikkeavia; niiden emoasteroidi
on luultavasti S-tyypin Hebe.
Köyhän tutkijan avaruusluotain
Meteoriittien spektrianalyysit paljastavat usein mahdollisen
emoasteroidikandidaatin; on arvioitu, että kaikki kerätyt meteoriitit ovat
todellisuudessa peräisin vain noin sadalta asteroidilta. Määrä on pieni, kun
muistamme, että yksistään tunnettuja asteroideja on noin 200 000. Siitä huolimatta meteoriitit antavat paljon
tietoa aurinkokuntamme pikkukappaleista – ja toki myös muutamasta suuremmasta.
IIE-tyypin rautameteoriitti Miles. |
Lähteitä
•
Andersén,
M. 2015, När himlen fallar ner (Vaasa, Scriptum)
•
Bevan,
A., & de Laeter, J. 2002, Meteorites – a journey through space and time
(Washington D.C., Smithsonian Institution Press)
•
Bevan,
A., & McNamara, K. 2009, Australia’s meteorite craters (Welshpool, Western
Australian Museum)
•
Brandstätter,
F., Ferrière, L., & Köberl, C. 2008, Meteorites – witnesses of the origin
of the solar system (Wien, Verlag des Naturhistorischen Museums)
•
Cokinos,
C. 2009, The Fallen sky – an intimate history of shooting stars (New York, the
Penguin Group)
•
Hodge,
P. 1994, Meteorite craters and impact structures of the Earth (Cambridge,
Cambridge University Press)
•
Isomäki,
R. 2013, CETI revisited – should we send radio messages to faraway galaxies
(Helsinki, Into)
•
McCall,
G.J.H., Bowden, A. J., & Howarth, R. J. (ed.) 2006, The history of meteoritics and key meteorite
collections (London, The Geological Society)
•
Norton,
R. O., & Chitwood, L. A. 2008, Field guide to meteors and meteorites
(London, Springer)
•
Rubin,
Alan E. 2013, SciAm, 308(2), 30
•
Smith,
C., Russell, S. & Benedix, G. 2009, Meteorites (London, The Natural History
Museum)
•
Zanda,
B., & Rotaru, M. 2001, Meteorites: their impact on science and history
(Cambridge, Cambridge University Press).
Ei kommentteja:
Lähetä kommentti