1. 1. 2004

Home

O velkých srážkách, L-chondritech a Švédských lomech

O rozdělení meteoritů do různých skupin podle složení a struktury jsme si přečetli něco v Bílém trpaslíku č. 116. Puzzle-skládačka, kterou meteority tvoří, je ovšem obrovská a jednotlivé dílky do ní zapadají jen pomalu. Největší zásluhu na tom má jeden poměrně mladý, ale perspektivně se rozvíjející obor – Geochemie. Byť do astronomie přímo nepatří, přináší do výzkumu meteoritů velice cenné poznatky. Principy geochemie (či alespoň té její části, která nás v tuto chvíli zajímá) spočívají ve stanovování zastoupení různých stopových prvků (a jejich izotopů), především pak jejich vzájemných poměrů, ve vzorku. Pakliže známe chování izotopů za různých podmínek, lze z těchto údajů odvodit netušené kvantum informací.

Samotné meteority lze například velice názorně rozdělit do oddělených skupin podle poměrů v zastoupení kyslíku O17 a O18, nebo poměrů Ytterbia, Titanu, Manganu, Zirkonia (některé z těchto prvků se přitom ve vzorcích vyskytují jen v desítkách či stovkách částic izotopu na miliardu ostatních atomů) a mnoha dalších. Ze znalosti rychlosti difúze jednotlivých izotopů v prostředí okolních atomů lze zase odvodit, jestli byl vzorek někdy zahřát na vyšší teplotu, kdy k tomuto zahřátí došlo (tedy před jakou dobou) a jak rychle následně teplota klesala. Ale to vše jen na úvod (a podrobněji snad někdy příště), protože tento článek bude o něčem jiném.

Systematická analýza prvkového a izotopového složení meteoritů ukazuje, že jejich původ lze hledat v celkem 85 (stav z roku 1994) "mateřských tělesech" (planetkách, planetách, měsících). Některá z těchto mateřských těles navíc prošla ve své historii – než se z nich uvolnily meteority, které dopadly na Zemi – větší či menší katastrofickou událostí.

První takovou událost lze vystopovat u mateřského tělesa urelitů a mezosideritů. Došlo k ní před více než 4,4 miliardy let a šlo o srážku ještě tekutých nebo velice horkých objektů (s teplotou větší než 1200° C) – zřejmě záležitost poslední etapy formování vnitřních oblastí Sluneční soustavy.

K dalším srážkám již vychladlých těles docházelo v období před 4,1 – 3,4 mld. let. Stopy po tomto nastavení izotopického chronometru jsou čitelné u eukritů a howarditů, mezosideritů, železných meteoritů typu IIE a některých chondritů. Uvedené období se velice dobře shoduje s érou tzv. velkého bombardování, kdy na Měsíci vznikla většina impaktních kráterů. Spolu s tím, že mnoho eukritů a všechny howardity mají charakter brekcií (slepence úlomků vzniklých při impaktu), to ukazuje, že velké bombardování se nevztahovalo pouze na Měsíc, ale postihlo celou vnitřní oblast Sluneční soustavy (howardity a eukrity patří do skupiny HED meteoritů, jejichž mateřským tělesem je s největší pravděpodobností planetka Vesta). Poslední známé srážky se odehrály před 7, 300, 500, možná 900 miliony a 1,2 miliardy let. Ty se týkají zejména chondritů typu H, L a LL.

Na tomto místě je třeba zdůraznit, že žádný z fragmentů těchto srážek nebyl vymrštěn z pásu asteroidů přímo na dráhu, která by protínala dráhu Země (což je nutnou podmínkou k tomu, aby se z takového úlomku stal meteorit – těleso jež dopadne na Zemi). Takový impakt pozmění dráhy úlomků relativně málo, někdy to ale stačí k tomu, aby se úlomky dostaly na dráhy rezonantní s drahami Jupiteru a Satrunu a z těchto oblastí mohou být teprve systematicky vypuzovány na blízkozemní dráhy (vznikly tak i známé Kirkwoodovy mezerey v hlavním pásu planetek).

Jak je patrné z názvu článku, nás budou v tuto chvíli zajímat především L-chondrity. Patří mezi obyčejné chondrity, obsahují menší množství železa (5 – 10%) a v současnosti představují 34,8% všech pádů meteoritů na Zemi. Vnitřní struktura většiny L-chondritů ukazuje, že v minulosti zažily průchod šokové vlny, a jejich „stáří“ určené metodou Ar39 – Ar40 leží blízko již zmiňované hodnoty 500 milionů let; jsou také zbaveny všech lehčích plynů. Tato fakta utvrzují astronomy i geology v přesvědčení, že před půl miliardou let prošlo mateřské těleso L-chondritů – některá z planetek hlavního pásu – velkou srážkou a rozpadlo se na kusy. V anglické literatuře je tato událost zakořeněna pod názvem „disruption of L-chondrite parent body“.

Zde by mohl příběh končit, ale díky nedávnému výzkumu prof. Birgera Schmitze z ústavu mořské geologie, který patří ke Švédskému Earth Sciences centru v Göteborgu, a jeho spolupracovníků, teprve začíná. Ti ve švédských vápencových lomech, ve vrstvě náležící do spodního Ordoviku, nalezli do r. 2000 40 fosilních obyčejných chondritů. bylo k dispozici 40.


Lom Thorsberg v červnu 1991.

Celé souvrství ze spodního Ordoviku má v těchto místech mocnost asi 20 m, zmíněné meteority však byly objeveny v rozpětí hloubek jen asi 3 metry. Nejmenší kousky mají v průměru asi 1 cm, největší exemplář pak 20 cm; jejich hmotnosti se pohybují zhruba od 14 g do 3,4 kg. Celková plocha, na které byly meteority objeveny, zabírá asi 6000 m2, a představuje místo s nejhustším výskytem meteoritů na světě. Ti, kteří si pamatují stáří geologických útvarů, již možná tuší, k čemu zde směřujeme – souvrství dolního Ordoviku, v němž se meteority nacházejí, je staré asi 480 milionů let.

Z původních meteoritů se toho ovšem do dnešní doby zachovalo jen velice málo. Ve struktuře jsou jen nevýrazné stopy po někdejších chondrulích (malé kuličky – či kapičky – materiálu, z nichž se chondrity slepovaly při vzniku sl. soustavy), a to, že se jedná o chondrity, se podařilo určit pouze na základě izotopové analýzy zachovalých zrníček chromitu. Většina ostatních minerálů se totiž již „rozpustila“ v okolním materiálu sedimentů.


Největší z nalezených meteoritů – Österplana Bot 003 – ve vrstvě vápence, rozříznuté kolmo na bývalé dno moře.

Schmitzova skupina analyzovala 12 meteoritů, z nichž 7 mělo zastoupení Osmia v rozsahu 385 – 1280 ng/g (nanogramů prvku na gram materiálu), což dobře sedí s koncentracemi Os dnes známých chondritů (420 – 1050 ng/g). Dále stanovili poměry obsahů izotopů Os187 a Os188 – u 10 z meteoritů byly v rozsahu 0,1255 – 0,1290, tedy rovněž ve velmi dobré shodě s poměry u chondritů (Os187/Os188 = 0,1265 – 0,1305). O kterou konkrétní skupinu chondritů šlo (H, L, LL) se již z těchto údajů odvodit nedá. Že by velká část z nich mohla představovat L-chondrity, to ovšem napovídá jejich celkový počet.

Jak již bylo zmíněno výše, celková mocnost vrstev, v nichž byly meteority nalezeny, nepřesahuje 3,2 m. Průměrná rychlost sedimentace zde byla asi 2 mm za tisíc let, takže Schmitz a spolupracovníci odhadují, že souvrství se nevytvářelo déle než 1,75 milionů let. Jaké jsou tyto údaje v porovnání se současnou frekvencí pádů meteoritů na Zem? Nejlepší odhady udávají pro dnešní dobu 40 – 120 pádů meteoritů s hmotnostmi většími než 10g na plochu o velikosti 106 km2 za rok. Převedeno na situaci ve Švédských lomech: 0,4 – 1,2 meteoritu na 6000 m2 za 1,75 mil. let. To je ovšem 30x – 100x méně, než kolik zde geologové našli. Znamená to tedy, že před 480 miliony let byla frekvence pádů 30x – 100x větší oproti té dnešní.

Někoho možná ihned napadne, že ve skutečnosti mohlo jít o jeden velký meteorit, který se rozpadl v atmosféře a danou oblast pouze zasypaly jeho fragmenty – tak vysoká koncentrace meteoritů by pak byla pouhá náhoda. Autoři studie z roku 2001 však sami tuto možnost vylučují: meteority jsou roztroušeny v pásu sedimentů o mocnosti 3m, navíc rozděleného na 12 jasně odlišných vrstev (meteority se vyskytují v devíti z nich). Možnost, že by meteority při pádu prorazili více vrstev, je vyloučena – dopadové rychlosti na povrch Země jsou po zbrždění atmosférou malé (navíc zmíněná oblast byla po většinu období překryta mořem), a rovněž i deformace okolního materiálu ukazuje, že šlo o pouhé dosednutí na dno. Pokud tedy jde o produkty rozpadu v atmosféře, muselo se nad danou oblastí rozpadnout nejméně 9 meteoritů po sobě – tedy stále poměrně vysoké číslo. Poslední studie, kterou švédští geologové uveřejnili loni v časopisu Science, veškeré pochybnosti vyvrací – mezitím se totiž prohlídku podařilo rozšířit na další 4 lomy (vzdálených od sebe 500 km) na jihu Švédska a ověřilo se, že hustota meteoritů v příslušných vrstvách je i tam stejná.


Rozmístění meteoritů ve 12 vrstvách ze spodního Ordoviku o celkové mocnosti 3,2 m. Střídají se sedimenty šedého a červeného vápence, které jsou vyznačeny různým šrafováním. Schéma vyznačuje pouze vertikální členění meteoritů, nikoliv jejich skutečné polohy.

Birger Schmitz věří, že tento „déšť meteoritů“, kterým byla Země zasypána krátce po rozpadu mateřského tělesa L-chondritů, by měl být potvrzen ve stejně starých vrstvách všude na světě. Sám již získal podporu na podobný průzkum v Číně.

Všechny obrázky v článku jsou převzaty z práce „Birger Schmitz, Mario Tassinari and Bernhard Peucker-Ehrenbrink: A rain of ordinary chondritic meteorites in the early Ordovician, Earth and Planetary Science Letters, 194 (2001) 1-15“ s laskavým svolením Birgera Schmitze.

Petr Scheirich
Vyšlo v Bílém Trpaslíku č. 118, leden 2004