METEORITY - DOPADY KOSMICKÝCH TĚLES NA ZEMSKÝ POVRCH
Jako meteorit můeme označit zbloudilé kosmické těleso, nejčastěji chondritickou hmotu, úlomky eleza nebo hornin jiných kosmických těles, které prolétlo atmosférou a dopadlo na zemský povrch.
Odkud meteority pocházejí - kosmická tělesa a meziplanetární hmota
Naprostá větina meteoritů pochází ze systému naí sluneční soustavy. Dopady těles pocházející ze vzdáleného vesmíru (mimo nai sluneční soustavu) jsou velmi nepravděpodobné, ale nikoli nemoné. Týká se to předevím větích těles - asteroidů, planetek a komet, které mohou pocházet mimo nai sluneční sosutavu. Větina meteoritů dopadající na zemský povrch pochází z oblasti mezi Jupiterem a Marsem, tedy ze vzdálenosti zhruba 300 - 600 milionů kilometrů od Země. Mení mnoství meteoritů můe pocházet i z vnějí sluneční soustavy (za oběnou dráhou Jupitera).

Obrázek: rozloení planetek (asteroidů) ve sluneční soustavě
Nae sluneční soustava je tvořena sluncem, kolem kterého obíhá devět planet. Některé planety mají své přirozené satelity - měsíce. Kromě těchto těles, která mají své ustálené oběné dráhy kolem slunce, se v kosmickém prostoru náchází velké mnoství tzv. meziplanetární hmoty. Větina meziplanetární hmoty se nachází v tzv. hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem. Tato hmota je tvořena meními tělesy - planetkami, kometami, asteroidy, meteoroidy a kosmickým prachem. Tato tělesa se lií předevím ve vzájemné velikosti, jak ukazuje tabulka:
Planetky |
100 m 1000 km |
Komety |
100 m 100 km |
Meteoroidy |
1 mm 100 m |
Kosmický prach |
< 1 mm |
Jako asteroid jsou běně označovány mení planetky, minimálně takové těleso, u kterého je moné vypočítat jeho dráhu. Přesná definice asteroidu vak není ustálena, často se pojmy planetka a asteroid pouívají jako synonyma. Naprostá větina kosmických těles dopadlých na zemský povrch jsou malá tělesa - meteoroidy. Dopady větích kosmických těles - asteroidů či komet jsou vzácnějí, avak v historii Země ji k několika takovým událostem několikrát dolo.

Planetka (asteroid) 951 Gaspra s průměrem 18,2 km Asteroid 243 s jeho malým měsícem
Vzájemné sráky planetek a asteroidů v hlavním pásu mezi Marsem a Jupitrem jsou hlavními producenty achondritických meteoritů.
Pád kosmického tělesa v gravitačním poli Země
Pokud je kosmické těleso zachyceno gravitačním polem Země, dojde k jeho pádu směrem k zemském povrchu. Rychlost pádu kosmického tělesa se přitom pohybuje v rozmezí 11.2 a 72 km/s. Pro objekty pocházející mimo naí sluneční soustavu je teoreticky moné uvaovat i vyí dopadové rychlosti. Pro srovnání střela vypálená z pistole se pohybuje rychlostí 0,5 km/s. Takto vysokých rychlostí kosmická tělesa dosahují proto, e se pohybují na velmi dlouhých trasách (řádově miliony kilometrů) kde jsou po celou dobu jejich putování urychlovány gravitační přitalivou silou Země nebo Slunce. Přitom se ve vesmíru těleso pohybuje ve vysokém vakuu - není tak zpomalováno odporem prostředí. Těleso padající k Zemi následně doslova narazí do atmosféry, kde dochází ke vzniku rázové vlny a na jejím čele k silné kompresi atmosférických plynů. Kompresí dochází k okamitému zahřátí vzduchu a povrchu tělesa na několik tisích stupňů celsia. Přitom v atmosféře dochází ke světelnému efektu, který označujeme jako meteor. Velmi jasný meteor, který je viditelný i ve dne označujeme jako bolid. Dochází k rychlé termální degradaci meteoritu, jeho povrch se odpařuje a odhořívá. Degradaci hmoty napomáhá i vysoký obsah kyslíku, který zejména u kovových meteoritů způsobuje exotermickou oxidaci hmoty a jetě rychlejí odhořívání povrchu. Meteorit tak získává typický vzhled povrchu - hovoříme o termické ablaci. Povrch je charakteristicky zaoblený a skulptovaný.
Větina meteorů svou cestu k zemskému povrchu nedokončí
Naprostá větina objektů padajících k Zemi jsou tělesa malých rozměrů - meteoroidy nebo částice kosmického prachu. Se Zemí se denně mohou střetávat i miliony takových drobných těles, ovech ty zcela shoří v atmosféře před tím, ne stačí dopadnout na zemský povrch. Cestu atmosférou tak mohou přeít tělesa zpravidla větí ne 20cm (elezný meteoroid) nebo 60cm (kamenný meteoroid), přesto se z jejich původní hmoty zachová pouze zlomek. U větích meteorů o průměru několika metrů se ji po průletu atmosférou zachovává jejich větinová část.
Větina meteoritů se v atmosféře roztříí
Jen velmi málo meteoritů dopadá na zemský povrch jako jediný kus. Větina meteoritů (včetně kovových) se při průletu atmosférou roztřítí na velké mnoství úlomků. Potom hovoříme o tzv. meteorickém spadu. Díky tomu můeme nacházet více exemplářů (často tisíce kusů) od tého meteoritu. Meteorické spady jsou na rozdíl od pádů jednotlivých těles dobře známé a meteority jsou dobře analyzovány (určeny). Stačí toti analyzovat pouze jeden nebo malé mnoství exeplářů a klasifikace je pak platná i pro ostatní úlomky z daného spadu. Analýza meteoritu je spojena s destruktivními metodami (řezy, výbrusy), u pádu pouze jednotného tělesa se klasifikace často neprovádí z buď ekonomických důvodů nebo ve snaze zachovat meteorit v celku.
Koztrhání meteoritu při průletu atmosférou dochází z mnoha příčin. Tou první je vysoký tlak v čele rázové vlny, kteoru meteorit vytváří nárazem do atmosféry. Tlak je natolik velký, e zahřívá vzduch na teplotu několika tisíců stupňů celsia, ale také můe způsobit roztřítění samotného meteorického tělesa. Dalí příčinou můe být obrovský rozdíl v pnutí materiálu v povrchu meteoritu a jeho vnitřních vrstvách. Povrch meteoritu se silně zahřívá, zatímco uvnitř má meteorit velmi nízkou teplotu (průměrná teplota vesmíru, odkud meteorit přiletěl je toti -220°C). Rozdíl v termální kontrakci doslova odtrhuje kusy hmoty z povrchu meteoru. Kovovové meteority mají vytvořenou makrokrystalickou strukturu a při nízké teplotě se materiál chová velmi křehce, kovové meteority (zejména při větích rozměrech) se tak patrně třítí stejně ochotně, jako kamenné meteority. Termální degradace na povrchu meteoritu často vytváří jakési erozní rýhy, které kopírují vnitří nehomogenity ve hmotě - např. praskliny, krystalickou strukturu či inkluze méně odolních komponent. Rychle se vytvářející erozní rýhy mohou zapříčinit roztrhání (rozřezání) meteoritu během průletu atmosférou.
Vyhledávání meteoritů
Větina meteoritů (patrně celých 95%) dopadlých na zemský povrch jsou chondrity. Zbylých 5% tvoří vzácnějí achondrity tvořené diferencovanou hmotou. Větina achondritů jsou elezné meteority, vzácné jsou palasity (elezo s inkluzemi olivínu) a velmi vzácné jsou pak horninové meteority tvořené horninami vytrenými z povrchu jiných kosmických těles - astlivému sběrateli meteoritů se tak můe podařit, e se mu do ruky dostane kus anortozitového pohoří z Měsíce nebo rudé horniny z povrchu Marsu, samozřejmě patřičně ohořelý po průletu zemskou atmosférou.
Zatímco dopady elezných meteoritů na zemský povrch jsou v porovnání s chondrity méně časté, při hledání meteoritů platí tento poměr zcela opačně. Největí část nalezených meteoritů tvoří meteority elezné a tu mení část tvoří meteority souhrnně označované jako meteority kamenné, co jsou ve větině případů chondrity a vzácně pak ty diferencované - horninové meteority. Důvod je jednoduchý - elezné meteority se vyhledávájí snadněji za pomoci detektoru kovů. Materiál elezných meteoritů, palasitů či mezosideritů (elezo a nikl) je silně feromagnetický a tudí je detektorem snadno vyhledatelný i pod zemí nebo vegetačním pokryvem, větí meteority lze indukčním detektorem vyhledat v hloubce a několika metrů pod zemí. Naproti tomu kamenné meteority se nedají vyhledat ádnou detekční metodou. Kamenné meteority se svým vzhledem výrazně nelií od běných kamenů, a pokud se nacházejí pokryté sedimentem, vegetací nebo schované mezi mnostvím jiných kamenů, jsou ance na jejich nález prakticky nulové. Kamenné meteority lze vyhledat jen ve vhodném prostředí, jako jsou trvale zaledněná území (např. Antarktida) nebo v poutích. Pokud toti najdete na ledové pláni nebo v písečné pouti volně leící kámen, jsou jen dvě monosti, odkud se tam ten kámen vzal - buď ho tam někdo přinesl nebo spadnul z nebe. Pokud se tedy nejedná o kamenný nástroj pravěké civilizace (co v poutích není neobvyklé) tak se jedná o meteorit. Pokud u odborník má tento kámen v ruce, tak dokáe podle jeho struktury bezpečně poznat, zda se skutečně jedná o chondrit nebo jiný meteorit. Důleité je pouze odliit meteorit od ostatních kamenů, co bývá právě moné pouze na poutích (a u ledových či písečných), kde ádné jiné kameny nejsou v okolí desítek nebo stovek kilometrů.
Kráterové struktury nemají při hledání meteoritů velký význam. Je jisté, e pokud kráterová struktura (kráter) existuje a je bezpečně identifikován, tak se uvnitř nebo v jeho okolí mohou nacházet meteority (tak jako je tomu u meteoritů Campo del Cielo, Sikhote-Alin, Canyon Diablo a dalích), ale i zde nastává ten samý problém - snadno lze vyhledat pouze kovové meteority. Větina meteoritů vak svou kráterovou strukturu nemá. Kráterové struktury se postupem času a geologických procesů velmi rychle smaou ze zemského povrchu. Malé meteority ani kráter při svém dopadu nemusí vytvořit. Bezpečně rozpoznatelné krátery vytvářejí pouze dopady opravdu velkých meteoritů, jejich krátery jsou rozpoznatelné i po tisících let.
Š Mgr. Jan Stehlík
Vekeré materiály zveřejňované na webu minerals-fossils.cz podléhají autorským právům a jsou určeny výhradně návtěvníkům webu pro jejich soukromé vyuití jako zdroj informací. Jakákoli dalí presentace, reprodukce, distribuce, nebo jiné pouití materiálů pro výdělečné účely na jiných internetových stránkách nebo v titěné formě je moné pouze s výhradním svolením autora.