Meteority…původ, geneze, složení, stavby, klasifikace, příklady…. Mgr. Petr Gadas FRVŠ grant 2430-2010Ústav geologických věd Brno Struktura přednášky: 1) Obecné pojmy – tělesa – potenciální zdroje meteoritů 2) Jevy spojené se vstupem extraterestrických tělese do zemské atmosféry 3) Meteority - historický přehled - vlastnosti – makroskopický vzhled, složení - klasifikace, příklady 4) Zajímavé a důležité pády, příklady ze světa a ČR 2. upr. dle L. Wikberga III Extratestrická tělesa – potenciální zdroje meteoritů Obecné pojmy – tělesa vs. jevy Planetka, asteroid, meteoroid, bolid, meteorit, meteoritický roj, IDP….jedná se o tělesa a hmotu vyskytující se v meziplanetárním prostorem a s nimi spojené jevy při vstupu do zemské atmosféry. Jevy – meteor, bolid, meteorický roj Tělesa – planetka popř. astreoid, meteoroid, meteorit, IDP, apod.Ceres 1. 5. Planterswille 1930. 6. 7. Perseidy – kometa Swift-Tuttle. 8. 9. Planetky, asteroidy Planetka - těleso o velikosti obvykle přes 100 m, podaří se určit jeho dráhu, nepřesné označení asteroid (aster-oid ..“podobný hvězdě“) je používáno dodnes. 3. průměr nad odhad. počet 100 m 25 000 000 300 m 4 000 000 500 m 2 000 000 1 km 750 000 3 km 200 000 5 km 90 000 10 km 10 000 30 km 1 100 50 km 600 100 km 200 200 km 30 300 km 5 500 km 3 900 km 1 3. Plantetky, asteroidy – dnes známo kolem 200 000 těles (odhad všech až 2mil.), charakterizují se dle oběžných drah a světelného spektra (spektrální klasifikace –C-carbonaceous,S-siliceous,stony – 17%,X-mixed, metall), dělí se do skupin (název dle prvního tělesa) a do rodin (vznik rozpadem větších tělesa-cca 35% všech v hlavním pásu), největší těleso ve vnitřní části slun.soust. – CERES o průměru 975 x 909 km (původ ale v Kuiperově pásu). 1. Gaspra – cca 20 km Gaspra nemá velké krátery – relativně mladý povrch, Eros i Ida mají i velké krátery – důkazy o velkých impaktech. Eros – délka cca 33 km 1. Plantetky, asteroidy – srovnání absolutní velikosti některých planetek s vybranými kometami (pravý dolní roh), pod názvem uvedeny rozměry v km a jméno sondy, která pořídila snímek, 65. Plantetky, asteroidy Blízkozemní planetky – Near Earth Objects – NEOs – tělesa mimo hlavní pás asteroidů, s nímž však některá stále udržují vazbu (např. v něm mají svá aphelia). Všechny NEOs mají svá perihelia do vzdálenosti 1.3 AU, některé i uvnitř oběžné dráhy Země (až na 0.983 AU) a např. planetka 1862 Apollo se dostává i do orbitu Venuše (pod 0.72 AU). Dnes známo více než 982 NEOs a předpokládá se, že minimálně 20% zůstává stále neobjeveno. Potenciálně rizikové objekty – Potentially Hazardous Objects – PHOs – objekty s trajektoriemi blížícími se k Zemi na méně než 0.05 AU (zhruba 7.5 mil. km) s magnitudou do 22.0(při prům. albedu 13% jde o objekty do 150 m). Dodnes podrobné informace o planetce 433 EROS (sonda NEAR –Shoemaker kontakt 12.2 2001)a planetce 25143 ITOKAWA (sonda JAXA Hayabusa – přiblížení v pol. září 2005) 59 x47 km 19. Nízké albedo kolem 4%, nízká hustota 1.3 g/cm3, fragment CM-chondritu?, rubble pile planetka? hustota 2.4 g/cm3, kolísání teplot od - 150-100°C, materiál na povrchu pochází z asi 1mld starého kráteru. 19. 433 EROS Plantetky, asteroidy Důležitou skupinou planetek jsou tělesa typu Rubble pile („skládka, hromada suti“). Předpokládá se, že vznikly akrecí materiálu detsruované planetky po nárazu srovnatelně velkého tělesa. Jsou důkazem, spolu s přítomností četných impaktních kráterů na jiných planetkách, že běžně dochází k vzájemným střetům a tím produkci mimo jiné i meteoroidů. Odhaduje se, že zpětná akrece fragmentů trvá hodiny až týdny. Tento typ planetek má nižší hustotu než ostatní typy a obvykle postrádají zřetelné impaktní krátery. To je způsotím mohou být setřeny projevy kolizí s většími tělesy. Existují i tzv. dvojplanetky (např. Ida, Kaliope, Camilla aj.) nebo i trojplanetky (např. 87 Sylvia 45 Eugenia). Jde o soustavy dvou nebo tří izolovaných těles se společným těžištěm. Vznik těchto soustav se dává do souvislosti s kolizemi a neúplnou akrecí, popř. s gravitačním záchytem blízkoletících těles a vyloučena není ani hypotéza vzniku rotačním rozpadem. Vzácně byly identifikovány kontaktní binární planetky. Množství „suti“ vzniklé při kontaktu může být velmi proměnlivé (J). Itokawa20. 100 m Ida + Dactyl 1. C) 10 km beno relativně vyšším množstvím volných prostor mezi jednotlivými fragmenty, jejichž vzájemné tření spolu s velmi nízkou gravitací zabraňuje kompakci celku. U větších těles vlivem větší gravitace dojde ke kompakci a Snímek sondy Galileo 1993 → Meteoroid Meteoroid – těleso meziplanetární hmoty (v rámci sluneční soustavy) o velikosti od mm do zhruba 100 m. Tělesa o velikosti zlomků mm se někdy označují jako mikrometeoroidy. Jejich vznik je spojován nejčastěji s kolizemi větších těles v hlavním pásu planetek. Vzhledem k velikosti jsou ve vesmíru nepozorovatelné na rozdíl od jejich pádů na Zem (viz meteor, meteorit). Mikrometeoritů dopadá na Zem denně několik milionů, těles nad 1 m zhruba 1 denně – pozorování bolidu. Rychlosti a směry pohybu - většina drah meteoroidů je víceméně paralelních s rovinou ekliptiky s excentricitami srovnatelnými s hlavním pásem asteroidů. Směr vůči Zemi je souhlasný nebo proti směru oběhu Země kolem Slunce. To následně ovlivňuje rychlost vůči Zemi, kdy se rychlosti buď sčítají nebo odečítají. Původ – drtivá většina má původ v rozpadu větších těles – asteroidů či planetek, méně z komet. Většina se jich tedy nachází v hlavním pásů planetek. Výjimečný případ pozorování meteoroidu se podařil 6. října 2008, kdy došlo k objevu tělesa s odhadovanou velikostí 5m, přičemž bylo zjištěno, že má kolizní dráhu se Zemí. Výpočet ukázal dobu i přibližné místo dopadu, což se po 19 hodinách potvrdilo a v Súdánské poušti byly později nalezeny jeho zbytky – meteority, podrobnosti v kapitole meteority. Těleso dostalo označení 2008 TC3 a meteorit byl pojmenován podle místa nálezů Almahata Sitta (viz dále). 22. ..\david\meteory\Meteor_Japan_2005-QV7JQQRI-yA.mp4 IDP – interplanetary dust particles IDP – Interplanetary Dust Particles - jedná se v podstatě o mikrometeoroidy o velikosti od 1 μm do prvních μm, zdrojem jsou jednak planetky či asteroidy, resp. jejich kolize, dále komety (až 50%) a za třetí zdroj se považuje mezihvězdný prostor. Při jejich pádu na Zem nedochází k zahřátí vlivem relativně velkého povrchu vůči hmotnosti a jejich pohyb je řízen prouděním atmosféry a gravitací Země (kritická velikost cca 50 μm pro vstupní rychlost 11,7km/s). V ní mohou setrvat i několik týdnů. Optickým projevem je tzv. Zodiakální světlo – slabě viditelný světelný kužel většinou trojúhelníkového tvaru, viditelný po západu či před východem slunce, rozprostřený podél části roviny ekliptiky (resp. 1,3° od roviny – v rovině inklinace Jupitera). Ve skutečnosti je odraz světla na IDP zodpovědný až za 60% světla na obloze viditelného za bezměsíčné noci a bez světelného znečištění. 1.D) Denně dopadá na Zem přes 100 tun, jejich sběr probíhal ve výškách až 37 km pomocí kolektorů na balónech (60. léta), letadlech (20-35 km, U2- 70. léta, ER-2 – 90. léta - 10 letů – 300 IDP!). Dnes speciální družice – např. Stadust (2000-2004). 10. IDP - původ Bylo zjištěno, že IDP původem z planetek koliduje s atmosférou menší rychlostí - kolem 12 km/s než IDP původem z komet – více než 20 km/s. Dnes výzkum EMP, Iontovou sondou, TEM – částice mají velikosti nejčastěji 1-50 μm, větší jsou obvykle složeny z několika subzrn 1-3 μm velkých. Extrasolární DP jsou menší – nm až první μm. 10. Studiem zjištěny IDP původem z mezihvězdného prostoru (např. poměry 17O a 18O ku 16O 10. Jedno zrno evidentně odlišný poměr 17O ku 16O a O18 prostřední obrázek. F) celkem 1031 IDP Překvapivě, extrasolární DP neobsahují silikáty, mají složení karbidů Si, Ti Zr, Mo Ru, Fe, dále slitiny Ni-Fe, nitrid Si, oxidy Mg, Al, Ca, Ti.. 10. E) DP o složení SiC IDP - složení IDP se člení dle složení na chondritické, bohaté Fe-NiS a bohaté tmavými silikáty. Nejvyšší obsah volatilních a organických složek vykazují uhlíkate chondritické IDP – obsah až 50% C na rozdíl od uhlíkatých chondritů s obsahem max 5% C. Jinak složení podobné jako u chondritů F) G) Relativní průměrné složení asi 200 IDP v závislosti na velikosti, resp. mikrostruktuře. Fotografie z TEM, zobrazující složení části IDP. GEMS – sklo s dispergovanými částicemi kovů a sulfidů červeně – železo, zeleně – hořčík, modře - uhlík H) 11. Mikrometeority, sférule Při výzkumu hlubokomořských sedimentů byly objeveny i kulovité částice o velikosti X0 až 1mm. Podobné útvary byly zjištěny i ve věčně zamrzlých oblastech především Antarktidy. Jejich složení se blíží obyčejným chondritům (bezvodé silikáty Mg, Fe, Ca + Fe-Ni-S, sklo). Vzhledem k vyššímu obsahu platinoidů obsahují tyto sedimenty až stonásobně vyšší koncentrace ve srovnání s jinými sedimenty, především Ir. Polohy extrémně obohacené o Ir se interpretují jako sedimenty z období významných impaktních událostí (např. struktura Xicxulub - cca 65 Ma) Jedná se nicméně v podstatě o ablační produkty především železem bohatých meteoritů. Jsou černé a magnetické, což usnadňuje jejich sběr ze dna oceánů. Kromě magnetitu obsahují taenit a silikáty. Díky svému vzniku jsou relativně ochuzeny o uhlík, sodík a síru, které se při tavení odpařily. Složením jsou blízké kůrám meteoritů. 12. 13. 14. I) Mikrometeority, sférule V některých oblastech Antarktidy, Grónska, Nové Země v Rusku apod. nalezeny přirodní pasti s akumulacemi tohoto materiálu, podobně jako u meteoritů. Složení těchto sférulitických útvarů je velmi blízké materiálu z hlubokomořských prostředí. Méně běžné jsou známy z prostředí pouští, plážových písků, neboť relativně snadno zvětrávají (přežití se odhaduje na max. stovky až tisíc let v běžném terestrickém prostředí, až 1 milion let v suchém klimatu) 14. I) magnetit wüstit dendr. magnetit Ol.mikro fenocrysty 14. I) Složení mikrometeoritů z transanarktických hor v porovnání s mikrotektity a terestrickým mat. (at. %). přírodní pasti Jevy spojené s průletem extraterestrických těles zemskou atmosférou Průlet planetky Průlet planetky – ve výjimečných případech lze pozorovat za vhodných podmínek pouhýn okem průlet planetek, příkladem je Vesta nebo případ planetky Apophis (velikost cca 270m) v roce 2004, jež je v současné době intenzivně sledována z důvodu relativně vyšší pravděpodobnosti srážky se Zemí v r. 2029 a 2036 (přiblížení na vzdálenost kolem 37 000 km - viz. Torino impact hazard scale) 18. Planetka 2004 FH Planetka 99942 APOPHIS 21. 1. Pás největší pravděpodobností dopadu planetky 99942 Apophis v roce 2029 EROS 54. Meteory, bolidy Meteor – název pocházi z řeckého metéoron – jev na obloze. Jde o stopu ve viditelné části spektra, vzniklou při průniku relativně malého tělesa (mm-cm) do atmosféry třením, zahřátím a tím ionizací molekul v atmoséře. Jev vzniká ve výšce kolem 100-120 km a délka trvání je od zlomků sekund po první sekundy. Bez zvukových projevů. Bolid – z řeckého ..bolis (βολίς)..s významem střela, záblesk.. stopa ve viditelné části spektra, vzniklá při průniku tělesa o velikosti desítek cm až několika metrů do atmosféry. Od meteorů se liší výrazně vyšší jasností (vyšší než Venuše – magnituda pod -4.5) a délkou trvání od několika prvních sekund po první desítky sekund, zároveň jsou časté zvukové projevy (dunění, výbuchy apod.) spojené buď s rozpadem (výbuchem) meteoroidu nebo průletem atmosférou, jejím rozrážením a opětovným nárazem za meteoroidem. Často pozorovatelná i fragmentace tělesa během pádu. Velikost meteoroidu bývá odhadována na základě jasnosti bolidu dle vztahu: m = e - ( 0.3 + 0.4 M) kde m = odhadovaná hmotnost M….magnituda Kalifornie 14. 12. 2009 Geminidy Norsko 13. 12. 2009 Geminidy16. 15. Bolid Perth z. Austrálie 3.12. 2005 33. Meteory, bolidy Směry a rychlost pádu – rychlost vstupu ovlivňuje vzájemná rychlost Země a meteoroidu (zhruba mezi 11 - 72 km/s). Maximální rychlost pohybu meteoroidu v meziplanetárním prostoru podél orbitu Země činí 42 km/s (úniková rychlost ze sluneční soustavy), rychlost oběhu Země činí asi 29.8 km/s → maximální rychlost při vstupu se rovná součtu → 71.8 km/s, minimální rychlost se rovná únikové rychlosti ze Země → 11.2 km/s popřípadě 42-29.8, → 12.2 km/s, v případě, že meteoroid Zemi „dohání“. Úhly průletu se pohybují od 0-90°, výjimečně se objevují tzv. Earth-grazing meteority, relativně rychlejší a takové, které přilétají pod velmi malým úhlem, rozzáří se v atmosféře a tu následně opouští. Výjimečně mohou fragmentovat a některé úlomky dopadají na Zem. Příkladem je těleso US19720810 (1972). Vstup do atmosféry byl pozorován nad Utahem a výstup nad Albertou v Kanadě. Odhadovaná velikost činní 3-14 m, ztráta hmoty až 50%, zpomalení na rychlost 800 m/s a úklon vůči ekliptice z 15 na 8°. 1. videa prezentace\Grand_Teton_Meteorit.mp4 Meteory, bolidy Meteor, bolid – světelná stopa není způsobená „hořením“ meteoroidu, ale ionizací molekul vzduchu, který je třením zahřán až na teploty kolem 4000 °C. V závislosti na rychlosti, hmotnosti, úhlu střetu může stopa dosahovat délky stovek m až několika km. 17. 17. Čím je těleso hmotnější, tím je jeho brždění pomalejší a naopak. Viditelná tělesa jsou obvykle ve vzdálenosti max. 150-200 km. Výška světelných projevů pádu se pohybuje mezi 120-80 km, níže meteory pohasínají. Odhad počtu pouhým okem pozorovatelných meteorů je až 25 milionů. Jasnost roste se zvyšující se hmotností tělesa a rychlostí vstupu do atmosféry del vztahu: 17. Četnost meteorů a bolidů lze z pozorování vyjádřit: N(>D)=37D–2.7 což platí pro tělesa 5cm-300m, pro větší vztah neplatí. Meteory, bolidy Barva meteoru, bolidu – bývá nejčastěji bílá, namodralá, ale známé jsou zář červenavé, žluté a vzácně zelenavé. Barva se může měnit i v průběhu jevu, což může být způsobeno průletem různými „vrstvami“ atmosféry. Na barvu má rovněž vliv složení meteoritu (oranžová/žlutá - Na, žlutá - Fe, modrá/zelená – Cu, purpurová – K apod.) ale i rychlost průletu a tak i teplota. Stopy po průletu – vzácně byly těsně po půletu pozorovány „kouřové“ stopy po průletech bolidů, jedná se však většinou o kondenzační páry, nikoli o zplodiny hoření. Vznikají spíše ve spodních vrstvách atmosféry a zanikají do několika minut po pádu. 23. 22. Teplota meteoru – I přes vysoké teploty při průletu atmosférou obvykle nedochází k prohřátí tělesa vyjma tenké povrchové vrstvičky. Na rozdíl od železných meteoritů (lepší tepelná vodivost) jsou proto kaménné meteority obvykle ihned po pádu chladné, někdy i s ledovou krustou. Železné mohou být na omak teplé. Meteory, bolidy Zvuky – vzhledem ke vzádlenosti většiny pozorovaných bolidů by zvuk, spojovaný s explozemi bolidů měl být slyšitelný až za několik desítek vteřin až několik minut, tedy v době, kdy už světelné projevy dávno zanikly. Existuje však řada pozorování, kdy byl zvuk slyšitelný prakticky ve stejném okamžiku jako samotný bolid. Neexistuje spolehlivé vysvětlení, nicméně se usuzuje, že vzhledem k energii uvolněné plazmatem je její část transformována do elektromagnetického záření v úrovni audiofrekvencí, šířéného rychlostí světla, jež má za následek rezonanci objektů na Zemi a tím vzniku hřmění, dunění a praskání. Dnes identifikace infrazvuků – např. meteorit Buzzard Coulee (2008), kdy byly kromě slyšitelných projevů zaznamenány infrazvuky pomocí mikrobarometrů na stanicích severní Ameriky a Grónska (vznik především při fragmentaci tělesa, K)). K) K) Meteorický roj Meteorický roj – od sporadických meteorů se liší jednak výrazně vyšší četností meteorů za časovou jednotku (až stovky meteorů za hodinu) a jednak předvídatelností – jsou spojovány s konkrétními tělesy (většinou kometami). Radiant – bod, ze kterého zdánlivě vylétají meteory v rámci meteorického roje – způsobeno perspektivním pohledem na subparalelně letící meteoroidy. Sporadické meteory způsobují částice letící poměrně vysokými rychlostmi (přes 60 km/s) s parabolickými dráhami. meteorický roj maximum aktivity souhvězdí radiantu pravd.mateřské těleso Quadrantidy 3.-4. ledna Pastýř Kozik-Peltier? Lyridy 28. Dubna Lyra Thatcher Pí Puppidy Konec dubna Grigg-Skjellerup Éta aquaridy 4. Května Vodnář Halley Beta tauridy 30. Června Encke Perseidy 10.-12. srpna Perseus Swift-Tuttle Drakonidy 9. Října Giacobini-Zinner Orionidy 20.-22 Října Orionidy Halley Tauridy 5. Listopadu Býk-Beran Encke Leonidy 17. Listopadu Lev Temple-Tuttle Geminidy 13. Prosince Blíženci Fetone-planetka Ursidy 22. prosince Malý vůz Tuttle 1.,9. Meteority Meteority Meteorit – zbytek meteoroidu, který přežije průlet atmosférou a dopadne na zemský povrch. Množství dopadnuvšího materiálu je závislé na původní váze, složení tělesa, na rychlosti a úhlu vstupu do atmosféry. Udává se minimální velikost kolem 1 m. Dnes známy i meteority z Měsíce a Marsu. Rozeznání od pozemského materiálu – obvykle jen těsně po pádu (rychlé alterace kůry). Výjimkou jsou oblasti s nízkou vlhkostí a stabilním klimatem (pouště, arktické oblasti apod.) Typické znaky - černá povrchová kůra, někdy ablační útvary na povrchu, stopy po tečení taveniny, výjimečně aerodynamický tvar, u železných meteoritů i nápadně vysoká hustota. Pojmenování – většinou podle místa pádu, popřípadě navíc číslo nebo písmeno, ojediněle jinak (například tzv. Hodges podle Ann Hodges, jež byla zasažena meteoritem Syalcauga (1954). Původ – drtivá většina jsou fragmenty planetek, tzn. že většina pochází z hlavního pásu planetek, které jsou zase pozůstatkem destruované planetesimály v níž již alespoň částečně došlo k diferenciaci. Vzácné jsou meteority původem z Marsu či Měsíce. Projevy na zemském povrchu – většinou žádné, neboť dopadají volným pádem, vzhledem k velikosti pouze drobné důlky o velikostech v cmdm. Pouze větší (metrová a větší tělesa) mohou vytvořit impaktní kráter o velikosti v metrech až desítkách metrů, někdy spojený se seismickou aktivitou a destrukcemi (větší struktury – viz přednáška L. Dzikové). 25. Carancas meteorit – 15.9.2007, chondrit H4-5 Meteority – historie výzkumů -starověk - záznamy o pádech kamenů z oblohy 1492 – ve Francii u městečka Ensisheim (Alsasko, dnes Německo) dopadl meteorit o váze kolem 127 kg, (dnes asi 55kg) někteří učenci přijímají možnost pádu „kamene z oblohy“ 1794 – německý přírodovědec Ernst Chladni prosazuje názor, že horniny mohou pocházet z vesmíru 1801 – italský astronom Giuseppi Piazzi objevuje první asteroid a nazývá ho Ceres 1802 – britský chemik analyzoval 4 kamenné meteority a zjistil, že se podobají sobě navzájem, ale odlišují od hornin na Zemi 1906 – průmyslník Daniel Barringer předpokládá, že velká deprese v arizonské poušti mohla vzniknout dopadem mimozemského tělesa 1959 – první zaznamenaný pád - u Příbrami v ČR, dokumentace možnosti původu v pásu asteroidů 1969 – v meteoritu Murchison poprvé objeveny aminokyseliny a další organické látky, spekulace o mimozemském původu života na Zemi 1969 – první nálezy meteoritů na Antarktidě, dnes cca 80% všech známých meteoritů 1980 – objeveny důkazy o dopadu gigantického tělesa před 65 Ma lety (L. a W. Alvarezovi) 1982 – první objev lunárního meteoritu (Allan Hills 81005) v Antarktidě 1983 – první důkaz meteoritu původem z Marsu 1987 – podrobné studium prach. částic zformovaných v „atmosféře“ červeného obra v posledním stadiu jeho vývoje 1994 – zaznamenán a podrobně zdokumentován dopad komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter včetně apokalyptických důsledků 2001 – NEAR Shoemaker přistává na povrchu asteroidu Eros 2004 – sonda Stardust prolétá ohonem komety Wild 2 a odebírá vzorky prachu (návrat na Zem 2006) 1. ALH84001 – stopy po organismech v Mars. meteoritu Meteority – pozorované pády a nálezy Hustota pádů bude přibližně shodná na celém povrchu Země. Z důvodu nerovnoměrného osídlení jsou pozorované pády značně nerovnoměrné. Nálezy nesouvisející s pozorovanými pády jsou podmíněny zejména vegetačním pokryvem a charakterem podnebí tzn. že nepoměrně častější jsou nále-zy v oblastech aridních (pouště a polopouště) anebo arktických (antarktida), v nichž fungují přirozené akumulační pasti. 5. Meteority Velikosti – od μm u mikrometeoriů po kilometry u plantek. Obvykle mm – první metry. Největší známé meteority jsou: Hoba – meteorit – v s. části Namibie u města Grootfontein, doposud na místě pádu, váha odhadována na více než 60 tun, největší známý jednotlivý kus. Dopa pádu odhadována na cca 80 000 let, složení – 84% Fe, 16% Ni, stopy Co. Klasifikován jako ataxit IVB (Ni bohatý). Objeven kolem roku 1920. Campo del Cielo (El chaco) – 37 t (jiný odhad 34t), Hromadný pád o celkové váze přes 100t situován do oblasti cca 1000 km SZ od Buenos Aires v Argentině. Oblast pádu cca 3x20 km, celkem asi 26 kráterů (max. 120 x 100m), doba dopadu cca 4- 5000 let, první informace už z r. 1576 – podle informací od indiánů vyrábějících zbraně byl následně objeven zdroj – oktaedrická IAB železa (93%Fe,6.7%Ni, 0.3%Co). 1. 1. 26. Meteority – největší jednotlivé kusy Cape York – meteorit z Grónska, váha téměř 31 tun, hromadný pád o celkové váze až 60 tun z doby před 10000 lety. 27. 26. Armanty – 28 tun vážící meteorit, hrubozrnný oktaedrit, Xinjiang Cape York Armanty Bacubirito – 22 tun, Mexiko 26.28. 26. Meteority – největší jednotlivé kusy Willamette – nekvětší meteorit nalezený na území USA (Oregon, 1902) o váze ca 15.5 tuny. Jde o střední oktaedrit IIIAB s obsahem 7.6 Ni a 91 Fe se stopami kobaltu a fosforu. Hluboké nerovnosti na povrchu jsou kombinací výrazných regmaglyptů jako důsledku velmi rychlého průletu atmosférou a zvětrávání vli-vem dlouhé expozice pozemským podmínkám. Wid-manstättenovy obrazce jsou málo patrné z důvody rekrystalizace materiálu meteoritu při zahřátí. Meteorit má zajímavou historii nálezu. Byl znám již indiánům, nicméně po nálezu na území patřícím soukromé ocelářské firmě byl tajně přemístěn o 1200 metrů dál na území nálezce - Ellis Hughes. Na to se přišlo a soud přiřkl vlastnicví ocelářské firmě. Nakonec byl prodán za 26 tis. $ a následně darován 27. Armanty – 28 tun vážící meteorit, hrubozrnný oktaedrit, Xinjiang Willamette 28. Am. muzeu přír. věd. indiány uctívaný kámen se stal v roce 1999 jádrem sporu, neboť ti požadovali navrácení kamene na původní místo. Došlo k dohodě, že meteorit zůstane v muzeu a náčelníci mohou 1 x ročně provádět kolem něj náboženské obřady. Spory se táhnou dodnes. 30. 1923 – E.Hughes. se svým 15-tiletým synem právě kradoucí meteorit Willamette na dřevěném vozíku po dřevěných kolejích. 26. Meteority - tvary Tvar meteoritů je většinou nepravidelný. Je ovlivněn především procesy při průletu atmosférou, které jsou nicméně odrazem skladby a i velikosti původního meteoroidu. Meteority, které nejeví známky fragmentace po fázi natavování povrchu ani po pádu na zemský povrch se označují jako celotvary. Často mají vyvinutou kůru na celém povrchu. Díky dopadu na tvrdý povrch mo Kainsaz, Tatarstan, 31. Forest City, 31. hou být otlučené s různě velkými odlomenými částmi. Vlivem rozpadu ještě při letu se často nachází meteority s kůrou pouze na části povrchu a jsou známy nálezy i fragmetů, relativně daleko od sebe, jež do sebe zapadají a složí tak původní celotvar. Podobná situace je běžná při nárazu na tvrdou podložku. Známy jsou i nálezy in-situ rozpadlých meteoritů vlivem povětrnostních podmínek, především díky kolísání teplot. Dar al Gani, 32. Dar al Gani, 32. Meteority - tvary Vzácné jsou meteority s výrazně aerodynamickými tvary – orientované meteority, jejichž vznik je dáván do souvislosti s přednostní rotací tělesa v souvislosti s jeho tvarem. Proces ablace je obvykle velmi intenzivní a způsobuje ztrátu i přes 90% původní hmoty. Middlesbrough, pád V.Británie 1881, Laffayette, nález 1931, nedef. achondrit Karakol, nález 1840, Chondrit LL6 2.7 kg Meteority - tvary Regmaglypty – vznikají při přednostním natavování povrchové vrstvy vlivem intenzivních vířivých proudů při průletu atmosférou. Výrazné bývají zejména na železných meteoritech. Obvykle jsou rovněž výraznější na tělesech s vyšší iniciální rychlostí (např. Willamette meteorit). Rychlost ablace se u železných meteoroidů odhaduje na 2mm/s (R)). V závislosti na složení a tím i rozdílné teploty tání docházi k přednostní ablaci materiálu s nižží teplotou tání (např. troilit vs. forsterit). Sikhote Alin, 7.9 kg Campo del Cielo Díky intenzivnímu tavení povrchu zejména čelní strany dochází k ablaci a takto vzniklé kapky okam-žitě tuhnou a padají v podstatě volným pádem za vzniku sklovitých kuliček - mikrometeoritů (viz výše). D) Meteority - kůra NWA2996 Jde většinou o několik desetin mm mocnou kůru na povrchu meteoritu, vznikající prudkým zahřátím, tavením materiálu meteoritu a následným rychlým utuhnutím na sklovitou hmotu. Kůra nemusí být vyvinuta na celém povrchu, ale zvláště u orient. Meteoritů pouze na jedné-čelní straně. Odkapáváním vznikají mikrometeority (viz výše). Barva většinou černá, šedočerná, lesklá i matná. Kůra je v povrchových podmínkách značně nestabilní, rychle podléhá degradaci a mění se na směs sekundárních vodnatých silikátů, oxidů a hydroxidů železa. Ztrácí se lesk, mění se struktura a barva na rezavou až postupně zcela mizí a obnažuje se tak poměrně nenápadné nepřetavené jádro. V případě železných meteoritů vzniká na povrchu směs oxid-hydroxidů Fe. V případě přítomnosti sulfidů Fe dochází i ke vzniku kyseliny sírové a tím urychlení degradace meteoritu. Úplné setření původního vzhledu netrvá déle než Millbillillie, Austrálie, pád 1960, (33.) 34. NWA5882 31. několik stovek let. Vše odvisí od prostředí, v němž se meteorit nachází. V devadesátých letech byla vyvinuta škála zvětrání meteoritů (W0-W6), užívaná mimo jiné charakteristiky při popisu jednotlivých meteoritů (především chondritů). Meteority - kůra Železné meteority mívají tenší kůru (do 0.25 mm) na rozdíl od kamenných s až 1 mm mocnou kůrou. Někdy bývají vyvinuty proudové linie – zbytky po tečení skla, někdy pérovitě či koncentricky uspořádané. V místech v „závětří“ se naopak tavenina může hromadit a vznikají lemy, kapky apod. Ojediněle může dojít až k nahromadění na kůru silnou až 1 cm. Vzácně jsou pozorovány tzv.kontrakční trhliny, vznikající prudkým ochlazením natavené kůry, to v případě nálezu těsně Whetstone Mountains, chondrit H5, pád 23.6. 2009 34.34. Nuevo Mercurio NWA 5787 Noctat Addagmar, 34. po pádu, jinak se může jednat o trhliny způsbené zvětráváním. V případě úniku fluid může dojít k degazaci a vzniku drobných bublinek ve skle kůry. Pokud je průlet víceméně bez rotace dochází k „smývání“ taveniny a vzniku drobných vlnek. Dhofar 182 37. 51. Meteority – hromadné pády Předpokládá se, že většina meteoritů je součástí více či méně početných hromadných pádů a pouze zřídkakdy nedojde k fragmentaci meteoroidu na více kusů. Větší tendenci k rozpadu mají nehomogenní a nekompaktní materiály (železokamenné meteority, brekcie, uhlíkaté chondrity apod.) vlivem prudké změny tlaku na meteoroid. Větší soudržnost vykazují naopak železné meteority. Fragmenty udržují přibližně stejnou dráhu a v závislosti na kinetické energii postupně „vypadávají“. Místo hromadného pádu má tvar protáhlé elipsy, kdy nejtěžší kusy dopadají nejdál a naopak. Úhel volného pádu vůči zemskému povrchu klesá s hmotností jednotlivých kusů a nejčastěji se pohybuje kolem 20-30°. Elipsa pádového pole je protáhlá ve směru letu meteoroidu a může mít velikost v km až desítkách km a rozlohu i několik stovek km2. 33. D) 32. Meteority – složení a stavby Meteority jsou velmi pestrou horninovou skupinou a tomu odpovídá i jejich minerální složení, které je zase odrazem jejich geneze. Minerální složení, chemismus jednotlivých fází, textura a další znaky jsou základem klasifikace meteoritů. 33. 32. Celkem je známo z meteoritů kolem 280 minerálů ve srovnáním s více než 4000 druhy na Zemi. Je to dáno jednak úrovní a možnostmi zkoumání, jednak výrazně odlišnými a méně diverzifikovanými prostředími vzniku (málo volatilních složek, vody, apod.). Celkem je známo z meteoritů kolem 280 minerálů ve srovnáním s více než 4000 druhy na Zemi. Je to dáno jednak úrovní a možnostmi zkoumání, jednak výrazně odlišnými a méně diverzifikovanými prostředími vzniku (málo volatilních složek, vody, apod.) i přes to, že jak na Zemi tak v meteoritech tvoří většinu hmoty minerály s obsahem 8 prvků (O, Si, Al, Mg, Fe, Ca, Na a K). K nejhojněším minerálům meteoritů patří olivín, pyroxeny, plagioklasy, kamacit a taenit, troilit, schreibersit a cohenit. Dle typu se vzájemný poměr obsahů v různých typech meteoritů velmi liší. Olivín – obvykle výrazná převaha forsteritové komponenty (100-65 mol.%), součást chonder i matrix. Pyroxeny – převaha Mg-Fe pyroxenů nad Cabohatými pyroxeny, jak v chondrách tak v matrix. Plagioklasy – obvykle Ca-bohaté, albit je vyloženě vzácný. Kamacit – α-(Fe,Ni), nízkoteplotní modifikace, intimně prorůstá s taenitem γ-(Fe,Ni), vysokoteplotní modifikací a naopak. Troilit – FeS, velmi hojná součát jak chonder tak matrix Schreibersit – (FeNi)3P – znám výhradně z meteoritů, často prorůstá s troilitem Cohenit – (Fe,Ni,Co)3C – často v asociaci s schreibersitem. Fe-Ni Meteority – složení a stavby K dalším „běžnějším“ minerálům meteoritů patří: Silikáty: coesit, stišovit – vzácné vysokotlaké modifikace, vznik při impaktech foidy – hlavně nefelín a sodalit v chondrách CV chondritů sklo – primární v chondritech a achondritech, sekundární vzniká zeskelněním při impaktech (maskelynit v shergotitech a pravých chondritech vzniká za tlaků přes 30 GPa) mellilit (CaNa)2(AlMg)(SiAl)2O7 K-živec – extrémně vzácný v eukritech fylosilikáty – hlavně minerály serp.skupiny a smektity, produkty hydratace křemen – extrémně vzácný v eukritech a Ca-bohatých achondritech ringwoodit – olivín se spinelovou strukturou, vzniká za tlaků více než 150 kbarů při impaktech Oxidy: spinelidy – bohaté chromitovou (FeCr2O4) složkou, magnetit běžný v matrix uhlíkatých chondritů ilmenit – v achondritech, lunárních a marťanských bazaltech perovskit – CaTiO3 v karbonátových chondritech Sulfidy: pentlandit – (FeNi)9S8 – v asociaci s troilitem v některých chondritech pyrhotin – v CM chondritech Ryzí prvky: awaruit – Ni3Fe, ryzí Cu – inkluze v NiFe a troilitu, diamant – vznik při impaktech, grafit – běžná akcesorie v NiFe meteoritech, pravých chondritech a ureilitech, často jako nodule v asociaci s troilitem, lonsdaleit – hexagonální vysokotlaký polymorf diamantu v ureilitech Fosfáty: whitlockit – Ca9MgH(PO4)7 – běžný v pravých, R a CV chondritech Karbidy: karbid křemíku SiC – jako zrna mezihvězdného prachu v některých chondritech Hydroxidy: akaganeit – β-FeO(OH,Cl) – nejčastější produkt zvětrávání FeNi v meteoritech spolu s goethitem Karbonáty: kalcit – velmi vzácný v žilkách v CI chondritech, častěji v asociaci s magnetitem. Meteority – složení a stavby 33. 32. Chodnry – kulovité útvary o velikosti 0.X-Xmm nacházející se v matrix meteoritu. Jejich složení a množství se může velmi lišit. Někdy zcela převládají nad matrix, jindy jsou vzácné nebo velmi nenápadné popřípadě zatlačované v průběhu termální metamorfózy (až kolem 950 °C), probíhající ve hmotě protoplanetek. Původ chonder je však dáván do souvislosti s prvotní formací sluneční soustavy. 14. Existuje mnoho typů – s různým složením. Jsou klasifikovány do 3 skupin - porfyrické, neporfyr. a granulární, dělených dále podle složení porf. vyrostlic, textury (radiální, kryptokrystalické atd.) Nejhojnější jsou porf. olivín-pyroxenické (cca 50% všech chonder) 39. Klasifikace meteoritů Meteority – klasifikace, petrografie Klasifikace meteoritů se vyvíjela a stále vyvíjí v souvislosti s úrovní poznání jejich složení minerálního i chemického a také s mírou znalostí o jejich vzniku a vývoji. V současnosti je používána klasifikace s kombinací genetických, minerlogických a chemických přístupů. Některé klasifikace jsou velmi podrobné vývoj se stále posouvá vpřed s rozvojem metodiky studia meteoritů, planetek a astronomie jako celku. V minulosti se genetický faktor nepoužíval a základní členění odpovídalo převládající složce – meteority kamenné, železné nebo železo-kamenné. Dnes základní dělení dle geneze na meteority primitivní a meteority diferencované. Označení souvisí s předpokládaným místem vzniku v rámci mateřského tělesa popřípadě zda-li vůbec pochází z tělesa, které prošlo či neprošlo magmatickou diferenciací. Mezi primitivní se zahrnují i některé vzácné meteority ze skupiny meteoritů diferencovaných (např. acapulcoity, ureility apod.). Meteoritům nediferencovaným v podstatě odpovídají všechny chondrity a meteoritům diferencovaným achondrity s výše zmíněnou výjimkou. Většina primitivních (nediferencovaných) meteoritů má chemické složení velmi podobné složení fotosféry Slunce (nepočítají-li se volatilní složky – He, H, O, N, C) Ze všech meteoritů tvoří primitivní meteority tvoří asi 85 %, diferencované kamenné asi 9%, železokamenné asi 1.5 % a železné 4.5%.33. zastoupeníprvkůveSlunci(atomy/106Si) zast. prvků v Cl chondritech (atomy/106 Si) Meteority primitivní - chondrity 33. Chondrity – označení dle přítomnosti chonder, ale některé typy sem řazené je vůbec nemusí obsahovat. Chondrity se člení do tříd, skupin a klanů. Skupiny uhlíkatých chondritů jsou označeny písmenem Cjako carbonaceous a prvním písmenem jména typového chondritu např. CB – karbonátový chondrit skupiny Bencubbin. Další složkou označení je číslo petrografického typu. třída Dalšími kritérii pro členění do skupin jsou obsahy ryzích kovů vs. obsah Fe (v kovech či silikátech), molární zastoupení fayalitu v olivínu. Například pravé chondrity jako nejpočetnější skupina kamenných meteoritů vůbec (asi 85%) se člení na skupinu H – High Iron s obsahem asi 25-30 hm% Fe celkově, z čehož cca 15-19% je v ryzím stavu a zbytek ve formě silikátů, zatímco skupině L – low iron odpovídá 20- 25hm% Fe, 1-10% je elementární a zbytek v olivínu s Fa21-25. LL skupina s Low metall a Low iron obsahuje pouze do 3 hm% ryzího Fe a celkově 19-22hm% Fe s olivínem Fa26-32. Procesy související s termálními změnami a tím i rekrystalizací původní hmoty planetesimál mají za důsledek značnou variabilitu ve složení chondritů a to je umožňuje dále klasifikovat na petrografické typy. skupina Meteority primitivní - chondrity Petrografické typy – existují různé přístupy, například Norton et al (2008) vytvořil jednodušší členění na základě texturních vztahů chonder a matrix a odhadovaného stupně metamorfózy na 7 typů. Během akrečního procesu planetesimál docházelo k akumulaci tepla především ve vnitřních částech těles, což mělo za následek rekrystalizaci především matrix, ale nedošlo k roztavení chonder. Roztavená hmota matrix měla tendenci se gravitačně oddělit a diferencovat a tím došlo ke vzniku protolitu diferencovaných meteoritů. Míra metamorfních změn spolu s texturními charakteristikami má za důsledek detailní klasifikaci. Jako nejvíce primitivní se v rámci klasifikace na 7 petrografických typů jeví být typ 3. Klasifikace a petrografické typy chondritů dle D) cca 1.5% cca 81 % cca 5 % cca 0.3 % Meteority primitivní - chondrity Petrografické typy – klasifikace vytvořena již v r. 1967 Van Schmusem a Wodem pro rozlišení stupně metamorfózy hmoty meteoritů. Vyčleněno bylo 6 typů. kritérium Petrografický typ 1 2 3 4 5 6 Homogenita složení olivínu a pyroxenu - variabilita ≥ 5% var.pod 5% homogenní olivíny i pyroxeny Strukturní stav nevápenatých pyroxenů - především CPX CPX OPX nad 20% pod 20% Stupeň vývoje sekundárních olivínů - - < 2μm zrna < 50μm zrna > 50μm zrna Magmatogenní sklo v chondrách izotropní sklo ve variabilním množství chybí nebo turb. chybí Kovové minerály (maximum hm.% Ni) teanit chybí (Ni<200 mg/g kamacit a taenit v množství nad 20% Sulfidy (průměrný obsah Ni) - > 0.5 % > 0.5 % Textura a zastoupení chonder chybí velmi ostře ohraničené ostře ohr. dobře odlišitelné špatně odlišitelné Textura matrix jemnozr nná více opákní opákní čirá mikrokrys- talická rekrystalovaná matrix Celkový obsah C 3-5 % 1.5-2.8 % 0.1-1.1% pod 0.2 % Celkový obsah H2O 18-22% 3-11% pod 2 % Meteority primitivní – příklady chondritů – pravé chondrity NWA 3127, pravý chondrit LL3, 480 g. S2, W3, zvýšený Cr v olivínu 39. NWA 1756, monomiktní chondr. brekcie LL3, Ni bohatý (50-60%) kov, S1, W2. 39. 39. 39. Četnost pravých chondritů v závislosti na molárním zastoupení fayalitové komponenty v H, L a LL typech. Meteority primitivní – příklady chondritů – ostatní 39. 39. 39. 39. Sahara 97079, enstatitový chondrit EH NWA 2931, rumurutitový chondrit Gujba CB3a K-chondrit 39. Meteority primitivní – příklady chondritů – uhlíkaté chondrity Karbonátový chondrit Tagish Lake Pád 18.1.2000, CI2, Mike Zolensky, NASA JSC I přes svoje označení není již dnes obsah uhlíku hlavním kritériem pro zařazení meteoritu mezi uhlíkaté chondrity. Tím hlavním měřítkem je relativně vyšší poměr Mg, Ca, a Al vůči Si ve srovnání s ostatními chondrity. Některé primitivní typy (CI) mohou vzácně obsahovat i karbonáty a ojediněle byly zjištěny i aminokyseliny. Uhlíkaté chondrity jsou svým složením poměrně komplikované a heterogenní. Vzhledem mohou připomínat uhelné brikety (jsou černé). Zřídkakdy vykazují známky tepelné metamorfózy a pokud ano, tak nízkého stupně a často neobsahují žádný ryzí kov, někdy magnetit. Pozoruhodný a typický je výskyt minerálů s vodou, zatlačujících původní bezvodé silikáty. Framboidální magnetit z uhlíkatého chondritu Orgueil v agregátu jíl.minerálů. NWA – 2364 – Uhlíkatý chondrit CV3, v němž byl určen nejstarší materiál ve sluneční soustavě – 4.568 Ga let, a To z CAIs fragmentu, navíc obsahuje nanodiamanty pravděpodobně interstelárního původu (X)). W) 39. Meteority diferencované Jde o meteority jejichž hmota vznikla v souvislosti s magmatickou diferenciací původního mateřského tělesa. V důsledku tepla nahromaděného při akreci (kinetická energie) a radiogenního tepla došlo v planetesimálách k natavování materiálu a postupnému přeskupení materiálu vlivem gravitace a vzniku NiFe jádra, přechodné zóny a SiAl „kůry“. Následná destrukce takových těles důsledkem kataklysmatických srážek s jinými srovnatelně velkými tělesy dala vzniknout planetkám a meteoroidům s různým zastoupením NiFe a SIAl složek, jež mohly zpětně v různé míře akretovat a navíc byly planetky bombardovány a tříštěny. Do této skupiny náleží z kamenných meoritů achondrity, dále kamenno-železné a železné meteority. Celkově je tato skupina zastoupena asi 15 % ze všech meteoritů. V závislosti na velikosti tělesa mohlo dojít k diferenciaci v různé míře, nicméně se považují tyto meteority za materiál z kompletně přetavených těles. Lze tedy vyčlenit skupinu asteroidálních meteoritů (tělesa X0- 500km a planetárních (ve smyslu terestrických o průměru 500- 10000 km) meteoritů. Meteority diferencované - achondrity Zahrnují širokou skupinu meteoritů původem z pásu planetek (asteroidů), z Měsíce a Marsu. Dále sem patří tzv. primitivní achondrity, mající znaky obou hlavních skupin, takže někdy bývají řazeny k primitivním meteoritům (acapulcoity apod.). Astroidální achondrity se dále člení na basaltické (HED) achondrity, angrity, aubrity, ureility a brachinity, zatímco planetární na marťanské a lunární. Tyto hlavní skipiny se dále dělí: Meteority diferencované - achondrity Jak se achondrit klasifikuje a přiřadí ke konkrétnímu asteroidu či k Marsu nebo měsíci? Existuje široká škála metod od podrobného petrografického studia přes studium izotopické až po tzv. reflektanční spektroskopii. 40. 42. Meteority diferencované - achondrity Kombinací jednotlivých charakteristik petrografických, chemických aj. lze achodnrity klasifikovat např takto: Příklad studia meteoritu QUE 93148, řazeného mezi HED-pallasity (plášť vesty) 10. 10. 39. Meteority diferencované – bazaltické asteroidální achondrity - HED HED – howardity, eucrity, diogenity – liší se složením i stavbou, které jsou odrazem odlišného způsobu a místa vzniku v rámci mateřské planetky. Předpokládá se, že všechny tři skupiny mají původ v jednom tělese, nejpravděpodobněji planetce 4 VESTA. Z této skupiny jsou nejhojnější eukrity, tvořící asi 52 % všech HED achondritů. Mají poněkud světleší barvu než terestrické bazalty díky velkému podílu středně šedého pigeonitu. Zcela převládají brekciované typy, výjimkou je eucrit Ibitira, který navíc obsahuje až 7 obj.% plynových bublin, což je v říši meteoritů zcela ojedinělý jev. Eukrity se člení na kumulátové (často gabra), nekumulátové (bazaltoidní) a polymiktní. Diogenity jsou hrubozrnné, často monominerální (Fe-hypersten a bronzit), někdy s olivínem a akcesorickým plagioklasem, spinelem a ryzím Fe. Jsou převážně brekciované a ovažují se za plutonické horniny. Brekciací a smísením eukritových a diogenitových úlomků vznikly howardity, tzn, že mají charakter polymiktních brekcií, někdy i s klasty chondritického materiálů. 40. 41. Meteority diferencované – bazaltické asteroidální achondrity - HED 40. 41. NWA-2201 Howardit – klasty eukritu v jemnozrnné matrix s fluidální stavbou. BSE snimek. NWA-3147 – světlý eukrit s lištovitými krystaly OPX 38. NWA-4473 – hrubozrnný diogenit se světlými vyrostlicemi. 38. NWA-2794 – polymiktní howardit s klasty eucritu i diogenitu. Meteority diferencované – bazaltické asteroidální achondrity - HED Diogenit Johnstown – hrubozrnná hornina utuhlá ve velké hloubce tvořená především velkými krystaly ortopyroxenů. Kumulátový eukrit Serra de Mage s velkými pyroxeny, v nichž jsou odmíseny CPX a xenomorfními plagioklasy, 10. Eukrit Passamonte, jemnozrnná, rychle utuhlá hornina s lištovitým plagioklasem a většími ortopyroxeny, 10. 38.10. Meteority diferencované – bazaltické asteroidální achondrity - ostatní Ureilit SHISR-007, tento typ ast. achondritů obvykle zcela postrádá živce, obsahuje olivín, CPX, FeNi slitiny a troilit. Výjimečné jsou přítomností „intersticiálního“ grafitu, vzácně lonsdaleitu a diamantu, které vznikly při impaktu. Aubrit z Cumberland Falls. Vzácné achondrity složené téměř pouze z čistého enstatitu, vzácně obsahující oldhamit (CaMgFe)S nebo niningerit (MgFeMn)S. Angrit D´Orbigny je největší známý meteorit svého druhu. Je velmi hrubozrnný, s velkými olivíny a vesikulami. 38. 38. 38. Meteority diferencované – meteority z Marsu - SNC Jsou nesmírně vzácné, doposud je známo celkem asi jen 40 kusů. Jsou poměrně podobné některým bazickým a ultrabazickým horninám na Zemi. Dnes jsou členěny na 4 typy podle různého složení. Nejvíce zastoupené jsou tzv. shergottity, mezi kterými se dále rozlišují bazaltické typy, shergotitty o složení lherzolitických peridotitů a olivín-porfyrické shergottity. Jako nakhlity se označují marťanské meteority o složení clinopyoxenitů a a jako chassingity meteority blízké dunitům. Posledním typem zatím s jedinným nálezem je ortopyroxenit s označením ALH 84001. Pozorovány byly doposud jen 4 pády (Shergotty, Nakhla, Chassigny a Zagami). 43. Od jiných achondritů se liší především izotopovým složením plynů, především poměrem lehkého a těžkého vodíku, který je výrazně nižší vzhledem k nižší gravitaci Marsu. Dalším rozdílem je věk většiny meteoritů z Marsu, který se pohybuje kolem 1.3 Ga, což je nesrovnatelně méně než ostatní (kolem 4.5 Ga). Většinou vykazují známky šokové metamorfózy (undulózní zhášení augitu a živců, přítomnost maskelynitu apod.). Vzácné nakhlity jsou zajímavé přítomností minerálů s obsahem vody a absencí šokové metamorfózy. Extrémně vzácné chassignity jsou tvořeny až z 90% Fe-bohatým olivínem, dále CPX a zesklovatělými živci. ALH 84001 je jediným exemplářem svého druhu meteoritu z Marsu. Odpovídá složením hrubozrnnému ortopyroxenitu (hyperstenitu). Unikátním se jeví jednak obsah karbonátů a především nález struktur o velikosti až 100 nm, které připomínají bakterie. Karbonátové nodule obsahovaly stopy polycyklických aromatických uhlovodíků. bazaltický Shergottit NWA 2046 – olivínOPX porfyrický bazaltický shergotit, dále s pigeonitem, maskelynitem, spinelidy, ilmenitem, pyrhotinem aj ( Meteority diferencované – meteority z Marsu - SNC Sayh al Uhaymir - SaU130 Shergottit, pravděpodobně součást hromadného pádu o celkové váze téměř 10 kg, porfyrický bazalt s velkými olivíny plovoucími v jemnozrnné matrix z pigeoinitu a maskelynitu, dále fosfáty, opákní fáze. Silně šokově postižený. 43. NWA 998 – nakhlit, složený především z augitu, sekundární minerály s vodou, chlorpapatit, olivín, pyrhotin, Ti-magnetit a pre-terestrický ankerit. 43. NWA 2737 – chassignit, nalezený v Maroku, asi 5 let považovaný za pseudometeorit. Jde o silně šokově postižený kumulátový dunit obsahující asi 90% olivínu, 5% CPX a 2% plagioklasu. Díky šokové metamorfóze změnil olivín barvu ze zelené na modročernou. Celkem nalezeno asi 0.6 kg. Kus na obrázku (0.7g) je na internetu na prodej za 2000 USD (!). 43. Meteority diferencované – meteority z Měsíce - Lunaity První ověřený nález lunárního meteoritu pochází z roku 1982, kdy tým vědců objevil meteorit v oblasti Allan Hills, později označený jako ALH A81005. Nebyl to však první nález meteoritu původem z měsíce. Již dříve (v r. 1979 a 1980) byly postupně nalezeny 3 meteority v Yamato Mountains, nicméně nebyl ihned rozpoznán jejich lunárí původ. Později byly nalezeny další i mimo antarktidu (NWA, Austrálie). ALH 81005, první nalezený a ověřený lunární achondrit – anortozitická regolitová brekcie, klasty světlých anortozitů v tmavé matrix. Od jiných typů achondritů se liší především svou petrografií. Většina lunárních meteoritů má složení tzv. regolitové brekcie. Regolit je hornina, pokrývající měsíční povrch a jde o produkt „impaktového zvětrávání“, tzn. o nesoudržný materiál tvořený především původními vyvřelými horninami měsíce (anortozity) a vyvřelinami vzniklými při velkých impaktních událostech, tvořící dnes měsíční moře (bazaltoidy). Některé brekcie jsou víceméně monomiktní a mohou být tvořeny pouze klasty anortozitů nebo bazaltů anebo mohou být polymiktní. Vzácně mohou obsahovat i klasty gabroidních hornin. Většina lunárních meteoritů vykazuje silné projevy šokové meta- morfózy. 43. Bombardování relativně velkými asteroidy, způsobujícími vznik velkých kráterů a produkcí bazaltoidních hornin ustalo zhruba před 3.9 Ga. Lunární mořské bazalty tvoří asi 17 % měsíčního povrchu. Mají složení podobné terestrickým bazaltům (Fe-bohaté pyroxeny, olivín, ilmenit, Ca-bohatý plagioklas aj.) Člení se na základě chemismu. Měsíční anortozity mají hlubinný původ – jsou to hrubozrnné horniny tvořené především bazickým plagioklasem. Meteority diferencované – meteority z Měsíce - Lunaity NWA-032, olivinický bazalt s fragmenty a vyrostlicemi olivínu v tmavé matrix (pyroxenu a chromit). 43. NWA-5000, regolitová brekcie s klasty anortozitů a bazaltů NWA-482, anortositická impaktní brekcie s výraznými znaky drcení a tmavými žilkami skla. 43. 43. NWA-773, regolitová brekcie s klasty olivinického gabra. Meteority diferencované – meteority z Měsíce - Lunaity Koncentrace Th (v ppm) na měsíčním povrchu ve falešných barvách určené gamma-spektrometrem družice Lunar Prospector v roce 1998-99. Vyznačeny místa působení misí Apollo (A) a sond Luna (L). Spodní malý diagram ukazuje četnost meteoritů s danou koncentrací Th. V závislosti na chemickém složení lunárních meteoritů lze s určitou mírou pravděpodobnosti stanovit oblast či kráter, z něhož studovaný meteorit pochází. 44. 44. Y) Koncentrace FeO (falešné barvy) na měsíčním povrchu v hm.% na základě měření reflektanční spektroskopie sondou Clementine v roce 1994. Vysoké obsahy odpovídají měsíčním mořím (bazalty) a nízké pevninám a vysočinám (anortozity). 44. Meteority diferencované – železné a kamenoželezné meteority Předpokládá se, že tento typ meteoritů má svůj původ v jádře a na hranici kamenného pláště a Fe-Ni jádra. Větší či menší příměs Fe-Ni slitin obsahují běžně i chondrity a některé achondrity, což ukazuje na různou míru stratifikace hmot v odlišných hloubkových úrovních a tím i odlišnou míru tepelné metamorfózy. Při destrukci víceméně diferencovaných těles docházelo k vyvrhování i materiálu z jádra a na zmíněném rozhraní a vzniku Mnebo SM- asteroidů (metall, stony-metal). Příkladem je například planetka 16 Psyche (průměr 253 km, hustota 6.98 g/cm3), která se jeví být M-typem. 44. Y) Slitiny Fe-Ni jsou v meteoritech zastoupeny především dvěma hlavními typy – kamacitem – s nižším obsahem Ni (α-(Fe,Ni)) a taenitem γ(Fe,Ni), obě fáze jsou kubické. V závislosti na poměru Fe/Ni, teplotě a rychlosti krystalizace vznikají různé formy. Zatímco taenit tvoří krychle,kamacit oktaedry rostoucí přes rohy taenitových krychlí. Tím vzniká specifická kombinace tvarů – viz dále. Plessit je velmi jemnou směsí taenitu a kamacitu a často s těmito fázemi asociuje. 44. upraveno dle D) 49. Meteority diferencované – železné a kamenoželezné meteority Starší klasifikace této skupiny vychází ze studia vzorů Fe-Ni fází po rozříznutí, vyleštění a naleptání – vznikají tzv. Widmanstättenovy obrazce, tvořené lamelami kamacitu prorůstající s Ni-bohatší fází. Tyto klasifikace člení především skupinu oktaedritů na 6 strukturních podtříd lišících se tloušťkou jednotlivých kamacitových lamel. V případě hexaedritů se po naleptání objevují tzv. Neumannovy linie. Dnes se používají velmi podrobné strukturně-chemicko-mineralogické klasifikace, vyčleňující 14 skupin a několik podskupin s více než 760 členy. Použity jsou označení např. IAB (iron AB). Strukturní a chemická klasifikace železných meteoritů Strukturní třída Texturní označení Šířka lamel kamacitu Obsah niklu hm.% Odpovídající chemická skupina Hexaedrity (HEX) Neumannovy obr. 50 4.5-6.5 IIAB, IIG Oktaedrity (O) Widmanst. obr. Nejhrubší oktaedrit (Ogg) 3.3-50 6.5-7.2 IIAB, IIG Hrubý oktaedrit (Og) 1.3-3.3 6.5-8.5 IAB, IC. IIE, IIIAB, IIIE Střední oktaedrit (Om) 0.5-1.3 7.4-10.3 IAB, IID, IIE, IIIAB, IIIF Jemný oktaedrit (Of) 0.2-0.5 7.8-12.7 IID, IIICD, IIIF, IVA Nejjemnější oktaedrit (Off) <0.2 7.8-12.7 IIC, IIICD Plessit (Opl) <0.2, jehlice jehlice kamacitu IIC, IIF Upraveno dle D) - chybí >16 IIF, IVB Meteority diferencované – železné meteority – hexaedrity, oktaedrity Hexaedrity jsou mnohem vzácnější než oktaedrity. Vyznačují se nižším obsahem Ni. Jsou pro ně charakteristické Neumannovy linie, což jsou řezy přes velmi jemné (1-10μm) dvojčatné lamely v kamacitových krystalech, které se zdůrazní mechanickým šokem a jsou viditelné po naleptání. Na štítových stranách meteoritů, kde došlo k ablaci při průletu, může být struktura setřena tepelným působením. Hrubý oktaedrit Canyon Diablo IAB Střední oktaedrit Cape York IIIAB 46. 46. Hexaedrit Calico Rock IIAB, Neumannovy linie Seymchan pallasit Neumanovy linie + Widmanst. obrazce 47. 47. 48.51. Meteority diferencované – železné meteority - ataxity Název z řeckého označení pro hmotu bez struktury. Makroskopicky ataxity nevykazují lamely kamacitu a taenitu, takže působí celistvým dojmem. Odmísení a tím i Widmanst. obrazce jsou patrné pouze pod mikroskopem. Charakteristický je pro ně vysoký obsah Ni (kolem 16hm.%). Jsou poměrně vzácné, nicméně mezi ně patří i největší známý meteorit na Zemi – Hobe meteorit. 34. Chinga ataxit IVB, Rusko, obsah Ni až 18 hm.%. Historický pád Impaktový kráter meteoritu Gebel-Kamil, nezařazeného ataxitu s obsahem 19.6 hm% Ni. Stáří impaktu méně než 5000 let. Největší, 83 kg vážící kus meteoritu Gebel-Kamil s dobře vyvinutými regmaglypty. 50. 50. Meteority diferencované – železokamenné meteority Původ nejasný, některé teorie ukazují na rozhraní pláště a jádra mateřské planetky, jiné hovoří o odmísení silikátové taveniny, další o brekcii s kovovým tmelem a nebo o vzniku jakýchsi akumulací kovového materiálu na chondritických asteroidech díky impaktu. Obsah nekovové složky dosahuje až přes 50 obj.%. Distribuce silikátové složky může být rovnoměrná, ale často, zejména u větších kusů bývá patrné nerovnoměrné rozložení s místní akumulací. Některé typy jsou klasifikovány jako tzv. silikátová železa (IAB, IIICD, IVA) nebo na pomezí Fe-Ni meteoritů a chondritů (IIE). Dále sem patří důležitá skupina – Pallasity (MPG) – meteority tvořené Fe-Ni slitinou uzavírající především krystaly olivínu nebo jejich fragmenty. Pallasity mohou někdy obsahovat jen malé množství kovového materiálu. Kov nejčastěji odpovídá střednímu oktaedritu (IIIAB a IIF). Člení se na hlavní skupinu (Mg-bohatý olivín ve středním oktaedritu v poměru cca 2/1), dále na pallasity „Eagle Station“ (Fe-bohatý fragmentovaný olivín, Ni-bohatý IIF) a pyroxenové pallasity (zvýš. množství CPX spolu s olivínem). Mesosiderity (MES) obsahují přibližně stejný podíl kovové a silikátové složky a jsou to polymiktní brekcie ostrohranných i zaoblených klastů (OPX, plg, eucritový materiál) s žilkami až intersticiálním kovem, který odpovídá IIIAB. Předpokládá se, že by mohly pocházet z vyšších úrovní pláště nebo na rozhraní pláště a kůry. Problematická však zůstává absence olivínu. 34. Mesosiderit Crab Orchard, TennesseeSilikátové železo Udei Station, Nigérie (enstatit, olivín, plagioklas, diopsid, Om oktaedrit 51. 55. Meteority diferencované – pallasity Esquel, Argentina Fukang, Čína, původní kus vážil kolem 1 t, obsahoval nerovnoměrně rozmístěné shluky velkých olivínů drahokamové kvality (Fo 87). Meteorit náleží k hlavní skupině pallasitů, zajímavo-stí je přítomnost intersticiálního Kživce v silikátových inkluzích (Z)). Kus na obrázku vlevo byl nabíze v aukci Imilac, Chile 51. 51. 51. 53. Meteority „s rodokmenem“ Meteority „s rodokmenem“ Dnes existuje rozsáhlá síť pozorovacích stanic za účelem snímkování oblohy a snahou zaznamenat jasné bolidy a dopočítání jejich původní dráhy a místa dopadu potenciálního zbytku – meteoritu. 33. První úspěšně rozšifrovaný rodokmen se podařil Z. Ceplechovi na základě snímků ze dvou stanic na území tehdejšího Československa. Bolid a meteorit dostal jméno Příbram podle místa pádu. K události došlo 7. dubna 1959. Výpočet je poměrně komplikovaný a tím spolehlivější, čím více je spolehlivých dokladů (snímků, videozáznamů) pádu bolidu. Dnes známy rodokmeny několika těles, u nichž se podařilo zpětně určit orbit v rámci sluneční soustavy a rovněž dohledat místo pádového pole a prozkoumat tak zbytky například: Příbram – 7.4. 1959 Pr Lost City - 3.1.1970 LC Innisfree - 5.2.1977 In Peekskill - 9.10. 1992 Pe Tagish Lake – 18.1. 2000 TL Morávka – 6.5. 2000 Mo Thuate - 21.7. 2002 PF Neuschwanstein - 14.7. 2003 Ne Willabeto - 4.1. 2004 Vi.. Buzzard Coulee - 20.11. 2008 Carancas - 15.9. 2007 Bunburra - 6.5. 2009 Košice - 28.2. 2010 Oběžná dráha Země 56. Hlavní pás planetek Meteority s rodokmenem – Pád Peekskill Pád z 9. října 1992, zaznamenán poměrně dlouho trvající (40s) bolid od JZ k SV směřující, tisíce očitých svědků, 16 videozáznamů (fotbalová sezóna mezi vysokými školami na východním pobřeží). Jeho fragmentace probíbíhala nad Kentucky a samotný pád v Peekskillu ve státě New York, kde mimo jiné jeden fragment zasáhl Chevrolet Malibu, který byl jako rarita výhodně prodán. Barva bolidu byla svědky určena jako nazelenalá. Rychlost vstupu spočítána na 14.7 km/s, hmotnost meteoroidu na cca 10 tun, veli-kost cca 1.7 x 1.7 x 1m (N)). Hmotnost nalezeného materiálu 12.37 kg, jednalo se o obyčejný brekciovaný chondrit H6, doba expozice spočtena na cca 25 mil. let (M)). 5. 33. 33.33. Jeden ze záznamů bolidu Peekskill s dobře patrnou fragmentací. Meteority s rodokmenem – Pád Morávka Pád Morávka – pád ve dne 6.5. 2000, jasný bolid, předpokládá se až 10000 svědků, 3 videozáznamy, zaznamenána rázová vlna na seism.stanici. Nalezeno 5 kusů. 57.59. 59. Předpoklad pádu až 100 ks. Vstupní rychlost spočítána na 22.5 km/s. Sklon k ekliptice 32°. Jde o běžný chondrit H5-6, iniciální hmotnost ohadnuta na 1.5 tuny, kosmický věk cca 6.7 mil.let. Unikátní byla možnost kombinovat seismická data z husté sítě stanic na ostravsku se stanicí zachycující infrazvuky v Německu a daty ze špionážních družic. To umožnilo značně přesně stanovit rodokmen tělesa (BB, CC). 59.59. 59.Jiří Fabig Meteority s rodokmenem – Pád Buzzard Coulee Pád Buzzard Coulee – dne 20.listopadu 2008 byl zaznamenán několika kamerami jasný bolid na sz. Kanadou. Po stanovení přibližného místa dopadu bylo o týden později objeveno několik fragmentů tělesa. Pole pádu o rozloze asi 10 x 3 km poskytlo již více než 200 kusů o celkové váze přes 50 kg. Další analýzy ukázaly, že se jedná o běžný chondrit H4 videa prezentace\Buzzard Coulee.mp4 CTV 57. L) L) 57. L) Meteority s rodokmenem – pád Villalbeto de la Pena pád ze dne 4.1. 2004 v severním Španělsku, těleso o hmotnosti cca 10 tun vstoupilo rychlostí 19+-3 km/s do atmosféry nad sv. Portugalskem a po průletu do oblasti Kantábrie dopadlo do blízkosti Villalbeto de la Pena. Jednalo se o pravý chondrit L6, kosmický věk 48+-5 mil. let. Zanechal po sobě výraznou kouřovou stopu. U) V) 33. 33. V) Meteority – pád Whetstone Mountains Whetstone Mountains – pád do oblasti Cochise County v Arizoně dne 23. června 2009. Bolid zachycen v Tusconu, asi 65 km daleko od místa pádu, zaznamenány silné zvukové projevy. Již 48 hodin po pádu nalezen první meteorit, celkem pak 22 kusů. Jedná se o H5 chondrit - brekcie. 51. 51. 51. 64. Meteority – pád Almahata Sitta - planetka 2008 TC3 Almahata Sitta – pád 7. 9.2008 do oblasti Núbíjské pouště v Súdánu. Objekt byl výjimečný tím, že byl zjištěn ještě 19hodin před vstupem do zemské atmosféry a bylo tak možné přesně sledovat jehé dráhu. Ve výšce 37 km nad Zemí planetka explodovala a její úlomky dopadly na několi desítek km dlouhé pádové pole. Bylo za pomoci studentů Chartúmské univerzity nalezeno cca 10 kg většinou drobných fragmentů (cca 600 ksuů). Meteorit náleží k ureilitům a je nápadný vysokou nehomogenitou a porozitou (příčina jeho fragmentace) a vysokým obsahem grafitu s inkluzemi diamantů. Z jeho složení někteří vědci usuzují, že by mateřské těleso mohlo být planetkou typu Rubble pile, jiní to však vylučují . Dalším unikátem je přítomnost organických sloučenin, nicméně se předpokládá, že vznikly anorganickým způsobem (22.) 63. 63. 63. 63. 63. Anomální ureilitová mikrobrekcie – olivín, Ca-chudý pyroxen, pigeonit, grafit, kamacit, troilit. Meteority – historické pády Meteority – pád Dar al Gani Karbonátový chondrit 749 Dar al Gani – největší meteorit nalezený v Lybii a třetí největší karbonátový chondrit na světě, nálezy postupně rozšiřují elipsu pádového pole až na délku 43 km. Dokonalý příklad distribuce v závislosti na váze jednoltivých fragmentů. Doba pádu neznámá, odhady několik tisíc let vzhledem k vyhlazeným plochám od větru a písku a pouštního laku. Celkem nalezeno 183 kg, jde o karbonátový chondrit 3 s hojnými a dobře vyvinutými chondrami (vše 32.) Meteority - Gibeon Jde o mohutný prehistorický (5000-30000 let) hromadný pád neznámého stáří. Nálezy stovek těžkých fragmentů původního tělesa pochází z oblasti Swarzrand v poušti Kalahari v Namibii. Velikost meteoroidu se odhaduje na celkem 4 x 4 x 1.5 m. Planetka vstoupila do atmosféry od SZ (odhad dle distribuce v pádovém poli o velikosti cca 350 x 200 km !). Dnes známo asi 120 větších kusů, největší kus – Amalia – 1328 kg. Složení – jemný oktaedrit (87% Fe, 8% Ni, 0.5% Co, Pt, Ir, P atd.) Zajímavá je přítomnost tzv. štítových orientovaných celotvarů – kdy se deskovitý fragment orientoval při průletu atmosférou velkou plochou – „štítem“ ve směru pádu, na štítu docházelo k masívní ablaci až odtavování ve směru k okrajů a vzniku tzv. L-hran. V meteoritu Gibeon byl rovněž poprvé objeven minerál eskolait (Cr2O3) jako první mimozemský výskyt (S)). Původně dáván do souvislosti s 34) 34. 34. kráterem Brukkaros, ale ta již byla zcela vyloučena důkazem sopečného původu této struktury. 34.34. 37. Brukarros 77 kg České meteority České meteority – přehled dle mezinárodní databáze www.lpi.usra.edu České meteority – Příbram (CZ19590407) bolid zaznamenán 7.4.1959 v 19.30, jasný začal být ve výšce 98 km (rychlost 20.9 km/s), pohasíná v 13 km, magnituda -19.2, délka trvání 7s, úhel k rovině ekliptiky cca 10.5°. Odhadovaná velikost na 1.1-1.3 tuny, meteorit kamenný (O)), podle výpočtů „přežilo kolem 50 kg materiálu, celkem získáno 9.5 kg meteoritů (Luhy, Velká, Hojšín, Dražkov), jedná se o obyčejný chondrit H5 s dobou expozice spočítanou na cca 18mil. let Složení: olivín, enstatit, chromit, troilit, NiFe, maskelynit, olivinické chondry (Q)). P) P) Q)66. V) České meteority – Stonařov - Stannern Pád s mnoha svědky se odehrál 22. května 1808 v ranních hodinách poblíž obce Stonařov jz. od Jihlavy. Měl mnoho svědků, kteří zazanamenali jak bolid (..ohnivý kužel…), zvukové projevy (…rána jak z děla…) tak samotný pád, kdy jednotlivé kameny dopadaly v bezprostřední blízkosti lidí. Pádové pole mělo rozměry asi 12 x 5 km. Celkem bylo nalezeno asi 66 kusů o váze 52 kg. Největší kus je uložen ve Vídni (AA)). Petrograficky odpovídá stonařovský meteorit eukritu monomiktní brekcii s relativně nízkým stupněm metamorfózy, relativně obohacenou o inkompatibilní prvky (REE, W). Kosmický věk je odhadován na 35+-0.7 mil.let a absolutní stáří na 4.43 Ga. Poněkud neobvyklý chemismus stonařovských meteoritů umožnil vyčlenit tzv. Stannern trend ve skupině eukritů, naznačující kontaminaci magmatu korovým materiálem (DD)). DD) 30. 30. České meteority – jiné zajímavé kusy Meteorit Těšice – 15.7.1878, pozorovaný pád se zvukovými projevy a kouřovou stopou, kámen po nálezu byl horký, nalezen jediný kus (27.5 kg). Meteorit Broumov (Branau) – IAB oktaedrit, pův. váha cca 39 kg. Broumov, IAB Meteorit Loket (Elbogen) – pád kolem r. 1400, střední oktaedrit IID, v minulosti označován jako „Zakletý purkrabí“. Původní váha asi 107 kg, Loket, IID 60. 61. Meteorit Opava-Kylešovice – nález 4 ks při výzkumu paleolitického sídliště (18.tis.let) v r. 1925, pravd. hexaedrit s 5.6% Ni, celkem 14.3 kg. Těšice, H/L3, 58. Opava - Kylešovice, železo ? 62. meteority – radost z nálezu 58. 62. Děkuji za pozornost Excitovaný Dr. Muawia Shaddad a veselé studentky z Chartúmské univerzity v Súdánu po nálezu jednoho z úlomků meteoritu Almahata Sitta („stanice šest“). Veselý je i Peter Jenniskens z institutu SETI. 63. Citace a použitá grafika A) S. J. Bus and R. P. Binzel Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy, Icarus, Vol. 158, pp. 146 (2002) B) Normile, D (30 April 2010). "Spunky Hayabusa Heads Home With Possible Payload". Science 328 (5978): 565 C) Chapman, Clark R. (October 1996). "S-Type Asteroids, Ordinary Chondrites, and Space Weathering: The Evidence from Galileo's Fly-bys of Gaspra and Ida" (PDF). Meteoritics 31: 699–725 D) Norton R. O., Chitwood L. A. (2008): Field guide to meteors and Meteorites. Springer. E) Nittler, L. R. (2003) Presolar stardust in meteorites: recent advances and scientific frontiers. Earth and Planetary Science Letters, vol. 209, p. 259-273. F) Messenger, S., Keller, L. P., Stadermann, F. J., Walker, R. M., and Zinner, E. (2003) Samples of stars beyond the solar system: silicate grains in interplanetary dust. Science vol. 300, p. 105-108. G) Jessberger E. K., Bohsung J., Chakaveh S., and Traxel K. (1992) Earth Planet. Sci. Lett., submitted. H) E. K. Jessberger, T. Stephan, D. Rost, P. Arndt, M. Maetz, F. J. Stadermann, D. E. Brownlee, J. P. Bradley, G. Kurat (2001). Properties of Interplanetary Dust: Information from Collected Samples, in Grün, E., Gustafson, B.A.S., Dermott, S.F., Fechtig, H. (Eds.) Interplanetary Dust, pp. 253–294, Springer-Verlag. I) P. Rochettea, L. Folcob,1, C. Suaveta, M. van Ginnekenb, J. Gattaccecaa, N. Perchiazzic, R. Brauchera, and R. P. Harveyd (2008): Micrometeorites from the Transantarctic Mountains. – Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, 105, 47, 18206-18211. J) P. Michel et al. (2001). "Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites". Science 294 (5547): 1696 K) Hildebrand et al. (2009): CHARACTERISTICS OF A BRIGHT FIREBALL AND METEORITE FALL AT BUZZARD COULEE, SASKATCHEWAN, CANADA, NOVEMBER 20, 2008. A40th Lunar and Planetary Science Conference (2009). L) Hutson et al. (2009): A FIRST LOOK AT THE PETROGRAPHY OF THE BUZZARD COULEE (H4) CHONDRITE, RECENTLY OBSERVED FALL FROM SASKATCHEWAN. 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009). M) Graf T. et al. (1997): Exposure history of Peekskill (H6) meteorite. – Meteoritics and Planetary Sience, 32, 25-30. N) P. Brown, Z. Ceplecha, R. L. Hawkes, G. Wetherill, M. Beech & K. Mossman (1994): The orbit and atmospheric trajectory of the Peekskill meteorite from video records. - Nature 367 (1994), pp. 624-626. O) Ceplecha Z.: Impacts of meteoroids larger than 1 m into Earth's atmosphere. Astronomy and Astrophysics 286, (1994), 967-970 P) Ceplecha Z. (1961): Multiple fall of Příbram meteorites photgraphed. – Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 12 (1961), pp. 21 Tuček K. (1961): Morphological and Mineralogical Composition of the Meteoritic Stones of Příbram. – Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 12 (1961), pp. 196. Q) Bagolia et al. (1980): Pre-atmospheric size of the Příbram meteorite based on studies of fossil cosmic ray tracks and spallation products. - Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 31, 51-58. R) Lovering J.F. et al.: Temperatures and mass losses in iron meteorites during ablation in the earth's atmosphere. In: Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 19, Issue 3, (1960) pp.156-158 S) Petaev, M.I. et al.: Mineralogy and origin of brassy, sulfide-rich masses in the Gibeon IVA iron. In: 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference, 1997, p. 093. T) Trigo-Rodriguez J. M. et al (2006): The Villalbeto de la Peńa meteorite fall: II. Determination of atmospheric trajectory and orbit. - Meteoritics & Planetary Science 41, Nr 4, 505–517 U) Llorca J. et al. (2005): The Villalbeto de la Peña meteorite fall: I. Fireball energy, meteorite recovery, strewn field, and petrography. - Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 795–804 V) Mukhopadhyay P. K. et al. (2009): A universal, unconventional petroleum system exists throughout our solar systém. - DOI: 10.1117/2.1200907.1699 W) Bouvier A., Wadhwa M. (2010): The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion. Nature Geoscience 3, 637 - 641 X) Irving A. J. et al (2004): PETROLOGY OF PRIMITIVE OLIVINE-ORTHOPYROXENE-PHYRIC SHERGOTTITES NWA 2046 AND NWA 1195: ANALOGIES WITH TERRESTRIAL BONINITES AND IMPLICATIONS FOR PARTIAL MELTING OF HYDROUS MARTIAN MANTLE. - Lunar and Planetary Science XXXV. Y) Korotev R. L., Jolliff B. L., Zeigler R. A., Gillis J. J., and Haskin L. A. (2003) Feldspathic lunar meteorites and their implications for compositional remote sensing of the lunar surface and the composition of the lunar crust, Geochimica et Cosmochimica Acta 67, 4895-4923. Z) Lauretta D. S. et al. (2006): THE FUKANG PALLASITE: EVIDENCE FOR NON-EQUILIBRIUM SHOCK PROCESSING. – Lunar and Planetary Science XXXVII (2006). AA) Haloda J. et al (2008): Stonařovské meteority 1808-2008. Muzeum Vysočiny Jihlava. BB) Borovička J. et al. (2003): The Morávka meteorite fall: 3. Meteoroid initial size, history, structure, and composition. Meteoritics & Planetary Science 38, Nr 7, 1005–1021. CC) Brown P.G. et al. (2003): The Morávka meteorite fall: 2. Interpretation of infrasonic and seismic data. - Meteoritics & Planetary Science 38, Nr 7, 989–1003. DD) Barrat et al. (2007): Could Stannern-trend eucrites be crustal-contaminated melts? – open research online, The Open University. Citace a použitá grafika 1. www.wikipedia.org 36. maps.google.cz 2. www.astro.sunyb.edu 37. www.metbase.de 3. Murray and Dermott, Solar System Dynamics, pg. 107 38. www.meteorites.com 4. www.wirginmedia.com 39. www4.nau.edu 5. www.mnh.si.edu 40. geoweb.gg.utk.edu 6. www.semp.us 41. hubblesite.org 7. www.astronet.ru 42. www.meteoritemarket.com 8. http://thegreenhorns.wordpress.com 43. www.catchafallingstar.com 9. digilander.liberi.it 44. meteorites.wustl.edu 10. www.psrd.hawaii.edu 45. users.tgp.com.au 11. www.llnl.gov 46. www.arizonaskiemeteorites.com 12. www.stevespanglerscience.com 47. www.superstock.com 13. www.astrosociety.org 48. www.colvir.net 14. www.pnas.org 49. www.mhmeteorite.com 15. Wally Pacholka / AstroPics.com / TWAN 50. www.meteorman.org 16. www.spaceweather.com 51. www.meteoritehunter.com 17. Pavel Gabzdyl prezentace 52. M come meteorite Collection (www mindat.org) 18. www.nasa.gov 53. therevelationpaintingjournals.files.wordpress.com 19. nssdc.gdfc.gov 54. dsc.discovery.com 20. www.isas.jaxa.jp 55. www.mindat.org 21. www.brera.mi.astro.it 56. www.sciencemag.org 22. www.osel.cz 57. www.skyriver.ca 23. weblogs.marylandweather.com 58. www.marmet-meteorites.com 24. www.otsimrat.net 59. www.asu.cas.cz 25. www.meteorite-recon.com 60. photo.simkoz.com 26. www.jensenmeteorite.com 61. www.scribd.com 27. www.davidarling.info 62. www.meteoryt.net 28. www.environmentalgraffiti.com 63. apod.nasa.gov 29. www.encyklopedia-of-meteorites.com 64. www.historicmeteorites.com 30. www.lpi.usra.edu 65. www.astronet.ru 31. www.meteorite-times.com 66. www.muzeum-pribram.cz 32. www.saharamet.com 33. fireball.meteorite.free.fr 34. www.meteorite-recon.com 35. www.georeisecommunity.de Citace a použitá grafika